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asteroide

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Som asteroider (fra oldgræsk ἀστεροειδής asteroeids , tyske 'stjernelignende' ), [1] [2] Mindre planeter eller planetoider er små astronomiske kroppe, der bevæger sig i Keplers baner rundt om solen og er større end meteoroider ( millimeter til meter ), men mindre end dværgplaneter (ca. tusind kilometer) er.

Udtrykket asteroide bruges ofte som et synonym for mindre planet , men refererer hovedsageligt til objekter inden for Neptuns bane og er ikke et begreb, der er defineret af IAU . [3] Ud over Neptuns kredsløb kaldes sådanne kroppe også for trans- neptuniske objekter (TNO). Ifølge den nyere definition omfatter udtrykket mindre planet de "klassiske" asteroider og TNO.

Indtil videre kendes 1.108.888 asteroider i solsystemet (pr. 11. juli 2021), [4] med flere tusinde nye opdagelser tilføjet hver måned [5], og det faktiske antal vil sandsynligvis være i millioner. I modsætning til dværgplaneterne har asteroider pr. Definition for lav en masse til at komme i hydrostatisk ligevægt og antage en omtrent rund form og er derfor generelt uregelmæssigt formede kroppe. Meget få er mere end et par hundrede kilometer i diameter.

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

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

Betegnelser

Udtrykket asteroide refererer til objekternes størrelse. Asteroide betyder bogstaveligt talt "stjernelignende". Næsten alle er så små, at de i teleskopet ligner et lyspunkt fra en stjerne . Planeterne fremstår derimod som små diske med en vis rumlig udstrækning.

Udtrykket mindre planet eller asteroide stammer fra det faktum, at objekterne på firmamentet bevæger sig som planeter i forhold til stjernerne. Asteroider er ikke planeter og betragtes ikke som dværgplaneter , for på grund af deres lille størrelse er tyngdekraften for svag til at forme dem omtrent til en kugle. Sammen med kometer og meteoroider tilhører asteroider klassen af små kroppe . Meteoroider er mindre end asteroider, men der er ingen klar grænse mellem dem og asteroider, hverken i størrelse eller sammensætning.

Dværgplaneter

Siden den 26. generalforsamling i Den Internationale Astronomiske Union (IAU) og dens definition den 24. august 2006 tilhører de store, runde objekter, hvis form er i hydrostatisk ligevægt , ikke længere strengt taget asteroiderne, men dværgplaneterne .

(1) Ceres (975 km diameter) er det største objekt i asteroidebæltet og er det eneste objekt, der skal tælles blandt dværgplaneterne. (2) Pallas og (4) Vesta er store objekter i asteroidebæltet, men ingen af ​​dem er runde og derfor ikke dværgplaneter pr. Definition.

I Kuiperbæltet er der udover Pluto (2390 km i diameter), der tidligere var klassificeret som en planet og i dag som en dværgplanet, andre dværgplaneter: (136199) Eris (2326 km), (136472) Makemake ( 1430 × 1502 km), (136108) Haumea (elliptisk, cirka 1920 × 1540 × 990 km), (50.000) Quaoar (1110 km) og (90482) Orcus (917 km).

Objektet (90377) Sedna , omkring 995 km i størrelse, opdaget på tværs af Kuiperbæltet i slutningen af ​​2003 bør også klassificeres som en dværgplanet.

Historien om udforskning af asteroider

Mistænkt mindre planet og "sky -politiet"

Allerede i 1760 udviklede den tyske lærde Johann Daniel Titius en simpel matematisk formel ( Titius-Bode-serien ), ifølge hvilken planternes solafstande svarer til en simpel numerisk rækkefølge. Ifølge denne rækkefølge skulle der imidlertid være en anden planet mellem Mars og Jupiter i en afstand på 2,8 AU fra solen. En ligefrem jagt begyndte på denne tilsyneladende endnu uopdagede planet mod slutningen af ​​1700 -tallet. For en koordineret eftersøgning blev Sky Police oprettet i 1800 som det første internationale forskningsprojekt. Arrangøren var baron Franz Xaver von Zach , der dengang arbejdede på Gotha -observatoriet . Stjernehimmelen er blevet opdelt i 24 sektorer, der er blevet systematisk søgt af astronomer i hele Europa. Navnet " Phaeton " var allerede forbeholdt planeten.

Eftersøgningen mislykkedes, for så vidt som den første mindre planet (Ceres) blev opdaget ved et uheld i begyndelsen af ​​1801. Men Sky politiet bevist, snart selv på flere måder: med genopretning af den lille planet, der var blevet tabt af syne, med forbedret kommunikation om himmelske opdagelser og med den vellykket søgen efter andre mindre planeter mellem 1802 og 1807.

Opdagelsen af ​​de første mindre planeter

Giuseppe Piazzi

Nytårsaften 1801 opdagede astronomen og teologen Giuseppe Piazzi et svagt lysende himmellegeme, der ikke blev vist på noget stjernekort, mens han undersøgte stjernebilledet Taurus i teleskopet til observatoriet i Palermo ( Sicilien ). Piazzi havde hørt om Zachs forskningsprojekt og observeret objektet i løbet af de følgende nætter og mistænkte, at han havde fundet den planet, han ledte efter. Han sendte sine observationsresultater til Zach og kaldte det oprindeligt en ny komet . Imidlertid blev Piazzi syg og kunne ikke fortsætte sine observationer. Der gik lang tid, før hans observationer blev offentliggjort. Himmelskroppen havde i mellemtiden bevæget sig længere mod solen og kunne først ikke findes igen.

Matematikeren Gauss havde imidlertid udviklet en numerisk metode, der gjorde det muligt at bestemme planets eller komets baner ved hjælp af kun få positioner ved hjælp af metoden med mindst kvadrater . Efter at Gauss havde læst Piazzis publikationer, beregnede han himmellegemets bane og sendte resultatet til Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers genopdagede derefter genstanden den 31. december 1801, som til sidst fik navnet Ceres . I 1802 opdagede Olbers et andet himmellegeme, som han kaldte Pallas . Juno blev opdaget i 1803 og Vesta i 1807.

Imidlertid gik der 38 år, før den femte asteroide, Astraea, blev opdaget i 1845. Asteroiderne, der blev opdaget på det tidspunkt, blev endnu ikke omtalt som sådanne - de blev betragtet som fuldgyldige planeter på det tidspunkt. Så det skete, at planeten Neptun ikke blev regnet som den ottende, men som den trettende planet, da den blev opdaget i 1846. Fra 1847 fulgte imidlertid yderligere opdagelser så hurtigt, at det hurtigt blev besluttet at indføre en ny objektklasse af himmellegemer for de talrige, men alle sammen ganske små himmellegemer, der kredser om solen mellem Mars og Jupiter: asteroiderne , de så- kaldet små planeter . Antallet af store planeter faldt således til otte. I 1890 var der fundet i alt over 300 asteroider.

Fotografiske søgemetoder, radarmålinger

Efter 1890 bragte brugen af fotografering i astronomi betydelige fremskridt. Asteroiderne, som indtil da var omhyggeligt fundet ved at sammenligne teleskopobservationer med himmelkort, blev nu afsløret af lysspor på de fotografiske plader. På grund af de højere lysfølsomhed for de fotografiske emulsioner sammenlignet med det menneskelige øje , i kombination med lange eksponeringstider ved sporing af teleskopet, var det muligt at detektere ekstremt svage genstande, så at sige i hurtig bevægelse. Med brugen af ​​den nye teknologi steg antallet af opdagede asteroider hurtigt.

Et århundrede senere, omkring 1990, udløste digital fotografering et yderligere spring i udviklingen i form af CCD- kamerateknologi, som yderligere forstærkes af mulighederne for computerstøttet evaluering af elektroniske optagelser. Siden da er antallet af fundne asteroider hvert år mangedoblet igen.

Når en asteroides bane er blevet bestemt, kan himmellegemets størrelse bestemmes ved at undersøge dens lysstyrke og refleksivitet, albedo . Til dette formål udføres målinger med både synlige lysfrekvenser og i det infrarøde område . Denne metode er imidlertid forbundet med usikkerheder, da asteroidernes overflader har forskellige kemiske strukturer og reflekterer lyset i forskellige grader.

Mere præcise resultater kan opnås ved hjælp af radarobservationer . Radio teleskoper kan bruges til dette formål, som, når de konverteres som sendere, udsende kraftige radiobølger i retning af asteroider. Ved at måle transittiden for de bølger, der reflekteres af asteroiderne, kan deres nøjagtige afstand bestemmes. Yderligere evaluering af radiobølgerne giver data om form og størrelse. Eksempelvis gav observationen af ​​asteroiderne (4769) Castalia og (4179) Toutatis virkelige "radarbilleder".

Automatiserede undersøgelser

Siden 1990'erne har nye og videreudviklede teknologier samt fortsatte forbedringer af detektorer og elektronisk databehandling ydet en række automatiserede søge programmer med forskellige mål. Disse undersøgelser har spillet en stor rolle i den nye opdagelse af asteroider.

En række søgeprogrammer fokuserer på jordnære asteroider f.eks. B. LONEOS , LINEAR , NEAT , NeoWise , Spacewatch , Catalina Sky Survey og Pan-STARRS . De spiller en stor rolle i, at der næsten hver dag findes nye asteroider, hvis antal havde nået over 900.000 i midten af ​​juli 2020.

I den nærmeste fremtid vil antallet af kendte asteroider stige markant igen, da der er planlagt undersøgelser med øget følsomhed i de næste par år, for eksempel Gaia og LSST . Ifølge modelberegninger forventes Gaia -rumsonde alene at opdage op til en million tidligere ukendte asteroider.

Rumsondeobservationer

Billede af nogle asteroider udforsket af rumsonder

En række asteroider kunne undersøges nærmere ved hjælp af rumsonder :

Flere missioner er planlagt, herunder:

betegnelse

Navnene på asteroiderne består af et præfiksnummer og et navn. Tallet bruges til at angive den rækkefølge, hvor himmellegemet blev opdaget. I dag er det en rent numerisk form for tælling, da den kun gives, når asteroidens bane er blevet sikret, og genstanden kan findes igen når som helst; dette kan bestemt kun finde sted år efter den første observation. Af de 1.101.888 asteroider, der hidtil er kendt, har 567.132 et tal (pr. 11. juli 2021). [4]

Opdageren har ret til at foreslå et navn inden for ti år efter nummereringen. Dette skal dog bekræftes af en kommission fra IAU, da der er retningslinjer for navne på astronomiske objekter . Derfor findes der mange asteroider med tal, men uden navne, især i de øverste ti tusinde.

Nye opdagelser, for hvilke en sti endnu ikke kunne beregnes med tilstrækkelig nøjagtighed, er markeret med opdagelsesåret og en kombination af bogstaver, for eksempel 2003 UB 313 . Bogstavkombinationen består af det første bogstav i halvdelen af ​​måneden (starter med A og fortsætter til Y uden I) og et kontinuerligt bogstav (A til Z uden I). Hvis der opdages mere end 25 mindre planeter i den ene halvdel af måneden - hvilket er reglen i dag - starter bogstavkombinationen fra begyndelsen, efterfulgt af et fortløbende antal øget med en for hvert løb.

Den første asteroide blev opdaget i 1801 af Giuseppe Piazzi ved Palermo -observatoriet på Sicilien . Piazzi døbte det himmelske legeme med navnet "Ceres Ferdinandea". Den romerske gudinde Ceres er skytshelgen på øen Sicilien. Med det andet navn ønskede Piazzi at ære kong Ferdinand IV , herskeren over Italien og Sicilien. Dette mishagede det internationale forskningssamfund, og det andet navn blev droppet. Asteroidens officielle navn er derfor (1) Ceres .

I de yderligere opdagelser blev nomenklaturen bevaret, og asteroiderne blev opkaldt efter romerske og græske gudinder ; disse var (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe og så videre.

Efterhånden som flere og flere asteroider blev opdaget, løb astronomerne tør for gamle guder. For eksempel blev asteroider opkaldt efter opdagernes koner til ære for historiske eller offentlige personer, byer og eventyrfigurer. Eksempler er asteroiderne (21) Lutetia , (216) Cleopatra , (719) Albert , (1773) Rumpelstilz , (5535) Annefrank , (17744) Jodiefoster .

Ud over navne fra den græsk-romerske mytologi bruges navne på guder fra andre kulturer også, især til nyopdagede, større objekter som (20000) Varuna , (50000) Quaoar og (90377) Sedna .

Asteroide måner ikke har en permanent nummer ud over deres navn og anses ikke for asteroider eller små kroppe , da de ikke kredser om solen på egen hånd.

Fremkomst

Først antog astronomerne , at asteroiderne var resultatet af en kosmisk katastrofe , hvor en planet mellem Mars og Jupiter brød fra hinanden og efterlod fragmenter på sin bane. Det viste sig imidlertid, at den samlede masse af asteroiderne i hovedbæltet er meget mindre end Jordens månes . Estimater af den totale masse af de mindre planeter varierer mellem 0,1 og 0,01 procent af jordens masse (månen er omkring 1,23 procent af jordens masse). Det antages derfor, at de asteroider repræsenterer en resterende population af planetesimaler fra formationen fase af sol system. Tyngdekraften af Jupiter, hvis masse steg hurtigste, forhindrede dannelsen af ​​en større planet fra asteroidematerialet. Planetesimalerne blev forstyrret på deres baner, kolliderede gentagne gange voldsomt med hinanden og brød. Nogle blev omdirigeret til baner, der satte dem på et kollisionskurs med planeterne. Nedslagskraterne på planetmånerne og de indre planeter vidner stadig om dette. De største asteroider var stærkt opvarmet efter deres dannelse (hovedsageligt på grund af radioaktive henfald af aluminium isotop 26 Al og eventuelt også jern isotop 60 Fe) og smeltet inde. Tunge elementer som nikkel og jern bosatte sig indeni som følge af tyngdekraftens virkning, de lettere forbindelser, såsom silikater , forblev i de ydre områder. Dette førte til dannelsen af ​​differentierede kroppe med en metallisk kerne og en silikatcoat. Nogle af de differentierede asteroider knuste i yderligere kollisioner, hvor fragmenter faldt ind i Jordens attraktionsområde som meteoritter .

Klassifikationsordninger for asteroider

Kulstofholdig chondrit

Den spektroskopiske undersøgelse af asteroiderne viste, at deres overflader er kemisk sammensat forskelligt. En opdeling i forskellige spektrale eller taksonomiske klasser blev udført analogt.

Klassifikationsskema ifølge Tholen

I 1984 offentliggjorde David J. Tholen et klassifikationsskema med 14 klasser til klassificering af asteroider baseret på deres spektrale egenskaber, som igen er opsummeret i 3 grupper (C, S og X):

Klassifikationsordningen blev suppleret af Tholen i 1989: [7]

U -tilføjelse angiver usædvanligt spektrum; langt fra midten af ​​klyngen
: Tilføjelse viser "støjende" data
:: Tilføjelse angiver meget "støjende" data
--- Viser data, der er for "støjende" til, at klassificering er mulig (stort set ville alle klasser være mulige)
I Modstridende data

Efter Tholen kan der tildeles op til fire bogstaver, f.eks. "SCTU".

En asteroide med en sådan tilføjelse er f.eks. (2340) Hathor , som ville blive sorteret i spektralklassen "CSU" ifølge Tholen (ifølge SMASSII som Sq). For eksempel er bogstavet "I" indtastet i JPL Small-Body Database for asteroiden (515) Athalia , ifølge SMASSII er asteroiden klassificeret som "Cb".

sammensætning

Tidligere antog forskere, at asteroiderne var monolitiske kampesten, dvs. kompakte strukturer. Den lave densitet af flere asteroider samt tilstedeværelsen af ​​enorme slagkratere indikerer imidlertid, at mange asteroider er løst struktureret og mere ligner murbrokker eller løse "ruiner af ruiner", der kun holdes sammen af tyngdekraften . Løst strukturerede kroppe kan absorbere de kræfter, der opstår i en kollision, uden at blive ødelagt. Kompakte kroppe derimod rives i stykker af stødbølgerne under større påvirkninger. Derudover har de store asteroider kun lave rotationshastigheder. En hurtig rotation omkring sin egen akse ville ellers føre til, at centrifugalkræfterne river kroppen i stykker (se også: YORP -effekt ) . I dag antages det, at størstedelen af ​​asteroiderne over 200 meter i størrelse er sådanne kosmiske masser af affald.

Baner

I modsætning til planeterne har mange asteroider ikke nær cirkulære kredsløb. Bortset fra de fleste af de vigtigste bælte asteroider og Cubewanos i Kuiper bæltet , de normalt har meget excentriske baner, flyene af som i mange tilfælde stærkt hælder mod ekliptika . Deres relativt høje excentriciteter gør dem til jernbanecruisere ; disse er objekter, der passerer banerne på en eller flere planeter under deres kredsløb. Jupiters tyngdekraft sikrer imidlertid, at asteroider med få undtagelser kun bevæger sig inden for eller uden for dens bane.

På grundlag af deres kredsløb er asteroider også tildelt flere asteroidefamilier , der er kendetegnet ved lignende værdier for den store halvakse, excentricitet og hældning af deres bane. Asteroiderne i en familie stammer formodentlig fra samme oprindelseslegeme. I 2015 opregnede David Nesvorný fem hovedfamilier. Omkring 45% af alle asteroider i hovedbæltet kan tildeles en sådan familie baseret på de givne kriterier. [8.]

Asteroider inden for Mars kredsløb

Flere forskellige grupper af asteroider bevæger sig inden for Mars 'bane, som alle med få undtagelser består af objekter, der er mindre end fem kilometer store (men for det meste meget mindre). Nogle af disse objekter er Merkur- og Venus -krydsere, hvoraf flere kun bevæger sig inden for jordens kredsløb, nogle kan også krydse dem. Andre derimod bevæger sig kun uden for jordens bane.

Eksistensen af ​​gruppen af ​​asteroider kendt som vulkaner er endnu ikke bevist. Disse asteroider siges at bevæge sig på baner tæt på solen inden for Merkur .

Asteroider nær jorden

Typer af nær-jordbaner

Asteroider, hvis kredsløb kommer tæt på jordens kredsløb, kaldes nær-jord-asteroider , også NEA'er (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.
Abgerufen von „ https://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Asteroid&oldid=213778048 “