Asteroid -Asteroid

Galileo-Bild von 243 Ida (der Punkt rechts ist sein Mond Dactyl)
Eros fotografiert von NEAR Shoemaker
Dämmerungsbild von Ceres
Bilder von besuchten Asteroiden , die ihre Unterschiede veranschaulichen: 243 Ida mit seinem Mond Dactyl (der 1–2 km große Punkt rechts), 433 Eros , der erste Asteroid, der umkreiste und auf dem er landete (2001) und Ceres , ein erheblich größerer Asteroid und Zwergplanet 1.000 km quer.

Ein Asteroid ist ein kleiner Planet des inneren Sonnensystems . Größe und Form von Asteroiden variieren erheblich und reichen von 1-Meter-Felsen bis zu einem Zwergplaneten mit fast 1000 km Durchmesser; sie sind felsige, metallische oder eisige Körper ohne Atmosphäre.

Von den rund einer Million bekannten Asteroiden befinden sich die meisten zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, etwa 2 bis 4 AE von der Sonne entfernt, im Asteroidenhauptgürtel . Asteroiden werden im Allgemeinen in drei Typen eingeteilt: C-Typ , M-Typ und S-Typ . Diese wurden nach benannt und werden allgemein mit kohlenstoffhaltigen , metallischen bzw. silikatischen Zusammensetzungen identifiziert. Die Größe von Asteroiden ist sehr unterschiedlich; der größte, Ceres , hat einen Durchmesser von fast 1.000 km (600 Meilen) und gilt als Zwergplanet . Die Gesamtmasse aller Asteroiden zusammen beträgt nur 3 % der Masse des Erdmondes. Die Mehrheit der Asteroiden des Hauptgürtels folgen leicht elliptischen, stabilen Umlaufbahnen, drehen sich in der gleichen Richtung wie die Erde und brauchen drei bis sechs Jahre, um eine vollständige Umrundung der Sonne zu vollenden.

Asteroiden wurden historisch von der Erde aus beobachtet; Das Galileo- Raumschiff lieferte die erste genaue Beobachtung eines Asteroiden. Mehrere spezielle Missionen zu Asteroiden wurden anschließend von der NASA und JAXA gestartet , wobei Pläne für andere Missionen im Gange sind. NEAR Shoemaker der NASA untersuchte Eros , und Dawn beobachtete Vesta und Ceres . Die JAXA-Missionen Hayabusa und Hayabusa2 untersuchten und schickten Proben von Itokawa bzw. Ryugu zurück . OSIRIS-REx untersuchte Bennu und sammelte 2020 eine Probe, die 2023 zur Erde zurückgebracht werden soll. Die 2021 gestartete Lucy der NASA wird zehn verschiedene Asteroiden untersuchen, zwei aus dem Hauptgürtel und acht Jupiter-Trojaner . Psyche , dessen Start für 2023 geplant ist, wird einen gleichnamigen metallischen Asteroiden untersuchen .

Erdnahe Asteroiden können alles Leben auf dem Planeten bedrohen; Ein Asteroideneinschlag führte zum Aussterben der Kreidezeit und des Paläogens . Es wurden verschiedene Strategien zur Ablenkung von Asteroiden vorgeschlagen. Das Raumschiff Double Asteroid Redirection Test (DART) wurde 2021 gestartet und prallte im September 2022 absichtlich auf Dimorphos auf , wobei es seine Umlaufbahn erfolgreich veränderte, indem es hineinstürzte.

Geschichte der Beobachtungen

Nur ein Asteroid, 4 Vesta , der eine relativ reflektierende Oberfläche hat , ist normalerweise mit bloßem Auge sichtbar. Bei günstiger Positionierung ist 4 Vesta am dunklen Himmel zu sehen. Selten sind kleine Asteroiden, die nahe an der Erde vorbeiziehen, für kurze Zeit mit bloßem Auge sichtbar. Ab April 2022 verfügte das Minor Planet Center über Daten zu 1.199.224 kleineren Planeten im inneren und äußeren Sonnensystem, von denen etwa 614.690 genügend Informationen hatten, um nummerierte Bezeichnungen zu erhalten.

Entdeckung von Ceres

1772 veröffentlichte der deutsche Astronom Johann Elert Bode unter Berufung auf Johann Daniel Titius eine numerische Prozession, die als Titius-Bode-Gesetz bekannt ist (jetzt diskreditiert). Abgesehen von einer unerklärten Lücke zwischen Mars und Jupiter schien Bodes Formel die Umlaufbahnen der bekannten Planeten vorherzusagen. Er schrieb die folgende Erklärung für die Existenz eines „fehlenden Planeten“:

Dieser letztere Punkt scheint insbesondere aus der erstaunlichen Beziehung zu folgen, die die bekannten sechs Planeten in ihrer Entfernung von der Sonne beobachten. Nehmen wir den Abstand von der Sonne zum Saturn mit 100 an, dann ist Merkur durch 4 solcher Teile von der Sonne getrennt. Venus ist 4 + 3 = 7. Die Erde 4 + 6 = 10. Mars 4 + 12 = 16. Jetzt kommt eine Lücke in diesem so geordneten Verlauf. Nach Mars folgt ein Raum von 4 + 24 = 28 Teilen, in dem noch kein Planet gesehen wurde. Kann man glauben, dass der Gründer des Universums diesen Raum leer gelassen hat? Sicherlich nicht. Von hier aus kommen wir auf die Entfernung von Jupiter um 4 + 48 = 52 Teile und schließlich auf die von Saturn um 4 + 96 = 100 Teile.

Bodes Formel sagte voraus, dass ein anderer Planet mit einem Umlaufradius in der Nähe von 2,8 astronomischen Einheiten (AE) oder 420 Millionen km von der Sonne entfernt sein würde. Das Titius-Bode-Gesetz erhielt einen Schub durch William Herschels Entdeckung von Uranus in der Nähe der vorhergesagten Entfernung für einen Planeten jenseits von Saturn . Im Jahr 1800 sandte eine Gruppe unter der Leitung von Franz Xaver von Zach , Herausgeber der deutschen astronomischen Zeitschrift Monatliche Correspondenz , Anfragen an 24 erfahrene Astronomen (die er „ Himmelspolizei “ nannte) und bat sie, ihre Bemühungen zu bündeln und zu beginnen eine methodische Suche nach dem erwarteten Planeten. Obwohl sie Ceres nicht entdeckten, fanden sie später die Asteroiden 2 Pallas , 3 Juno und 4 Vesta .

Einer der für die Suche ausgewählten Astronomen war Giuseppe Piazzi , ein katholischer Priester an der Akademie von Palermo, Sizilien. Bevor Piazzi seine Einladung erhielt, sich der Gruppe anzuschließen, entdeckte er Ceres am 1. Januar 1801. Er suchte nach „dem 87. [Stern] des Katalogs der Zodiakalsterne von Herrn la Caille “, fand aber heraus, dass „ihm ein anderer vorausging“. . Anstelle eines Sterns hatte Piazzi ein sich bewegendes sternähnliches Objekt gefunden, das er zunächst für einen Kometen hielt:

Das Licht war ein wenig schwach und von der Farbe des Jupiters , aber ähnlich wie bei vielen anderen, die allgemein der achten Größenordnung zugerechnet werden . Daher hatte ich keinen Zweifel daran, dass es etwas anderes als ein Fixstern war. [...] Am Abend des dritten verwandelte sich mein Verdacht in Gewissheit, da mir versichert wurde, dass es sich nicht um einen Fixstern handelte. Trotzdem wartete ich, bevor ich es bekannt gab, bis zum Abend des vierten, als ich die Genugtuung hatte, zu sehen, dass es sich im gleichen Tempo bewegt hatte wie an den vorangegangenen Tagen.

Piazzi beobachtete Ceres insgesamt 24 Mal, das letzte Mal am 11. Februar 1801, als eine Krankheit seine Arbeit unterbrach. Er gab seine Entdeckung am 24. Januar 1801 in Briefen an nur zwei Astronomenkollegen bekannt, seinen Landsmann Barnaba Oriani aus Mailand und Bode in Berlin. Er berichtete, es sei ein Komet, aber "da seine Bewegung so langsam und ziemlich gleichmäßig ist, ist mir mehrmals in den Sinn gekommen, dass es etwas Besseres als ein Komet sein könnte". Im April schickte Piazzi seine vollständigen Beobachtungen an Oriani, Bode und den französischen Astronomen Jérôme Lalande . Die Informationen wurden in der Septemberausgabe 1801 der Monatlichen Correspondenz veröffentlicht .

Zu diesem Zeitpunkt hatte sich die scheinbare Position von Ceres geändert (hauptsächlich aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne) und war dem grellen Licht der Sonne zu nahe, als dass andere Astronomen Piazzis Beobachtungen bestätigen könnten. Gegen Ende des Jahres hätte Ceres wieder sichtbar sein sollen, aber nach so langer Zeit war es schwierig, seine genaue Position vorherzusagen. Um Ceres zu bergen, entwickelte der damals 24-jährige Mathematiker Carl Friedrich Gauß eine effiziente Methode zur Bahnbestimmung . In wenigen Wochen sagte er den Weg von Ceres voraus und schickte seine Ergebnisse an von Zach. Am 31. Dezember 1801 fanden von Zach und sein Kollege Heinrich WM Olbers Ceres in der Nähe der vorhergesagten Position und holten sie somit zurück. Bei 2,8 AE von der Sonne schien Ceres fast perfekt dem Titius-Bode-Gesetz zu entsprechen; Neptun, der 1846 entdeckt wurde, war jedoch 8 AE näher als vorhergesagt, was die meisten Astronomen zu dem Schluss veranlasste, dass das Gesetz ein Zufall war. Piazzi nannte das neu entdeckte Objekt Ceres Ferdinandea, „zu Ehren der Schutzgöttin Siziliens und des Königs Ferdinand von Bourbon “.

Weitere Suche

Größen der ersten zehn entdeckten Asteroiden im Vergleich zum Mond

Drei weitere Asteroiden ( 2 Pallas , 3 Juno und 4 Vesta ) wurden in den nächsten Jahren von von Zachs Gruppe entdeckt, wobei Vesta 1807 gefunden wurde. Bis 1845 wurden keine neuen Asteroiden entdeckt. Der Amateurastronom Karl Ludwig Hencke begann mit der Suche nach neuen Asteroiden im Jahr 1830 und fünfzehn Jahre später, als er nach Vesta suchte, fand er den Asteroiden, der später 5 Astraea genannt wurde . Es war die erste neue Asteroidenentdeckung seit 38 Jahren. Carl Friedrich Gauß wurde die Ehre zuteil, dem Asteroiden seinen Namen zu geben. Danach schlossen sich andere Astronomen an; Bis Ende 1851 wurden 15 Asteroiden gefunden. Als James Craig Watson 1868 den 100. Asteroiden entdeckte, gravierte die Französische Akademie der Wissenschaften die Gesichter von Karl Theodor Robert Luther , John Russell Hind und Hermann Goldschmidt , den drei erfolgreichsten Asteroiden. Jäger zu dieser Zeit, auf einem Gedenkmedaillon, das das Ereignis markiert.

1891 leistete Max Wolf Pionierarbeit bei der Verwendung der Astrofotografie zum Nachweis von Asteroiden, die als kurze Streifen auf lang belichteten Fotoplatten erschienen. Dadurch erhöhte sich die Erkennungsrate im Vergleich zu früheren visuellen Methoden dramatisch: Allein Wolf entdeckte 248 Asteroiden, beginnend mit 323 Brucia , während bis dahin nur etwas mehr als 300 entdeckt worden waren. Es war bekannt, dass es noch viel mehr gab, aber die meisten Astronomen kümmerten sich nicht um sie, einige nannten sie „Ungeziefer des Himmels“, ein Ausdruck, der verschiedentlich Eduard Suess und Edmund Weiss zugeschrieben wird . Selbst ein Jahrhundert später wurden nur wenige tausend Asteroiden identifiziert, nummeriert und benannt.

19. und 20. Jahrhundert

Kumulierte Entdeckungen nur der nach Größe bekannten erdnahen Asteroiden, 1980–2022

In der Vergangenheit wurden Asteroiden durch einen vierstufigen Prozess entdeckt. Zunächst wurde eine Region des Himmels mit einem Weitfeldteleskop oder Astrographen fotografiert . Paare von Fotografien wurden aufgenommen, typischerweise im Abstand von einer Stunde. Mehrere Paare könnten über eine Reihe von Tagen genommen werden. Zweitens wurden die beiden Filme oder Platten derselben Region unter einem Stereoskop betrachtet . Ein Körper im Orbit um die Sonne würde sich leicht zwischen den beiden Filmen bewegen. Unter dem Stereoskop scheint das Bild des Körpers leicht über dem Sternenhintergrund zu schweben. Drittens wurde, sobald ein sich bewegender Körper identifiziert wurde, seine Position mit einem Digitalisierungsmikroskop genau gemessen. Der Standort würde relativ zu bekannten Sternenstandorten gemessen.

Diese ersten drei Schritte stellen keine Asteroidenentdeckung dar: Der Beobachter hat nur eine Erscheinung gefunden, die eine vorläufige Bezeichnung erhält, die sich aus dem Entdeckungsjahr, einem Buchstaben für den halben Monat der Entdeckung und schließlich einem Buchstaben und einer Zahl zusammensetzt die laufende Nummer des Fundes (Beispiel: 1998 FJ 74 ). Der letzte Schritt besteht darin, die Orte und Zeitpunkte der Beobachtungen an das Minor Planet Center zu senden , wo Computerprogramme bestimmen, ob eine Erscheinung frühere Erscheinungen in einer einzigen Umlaufbahn zusammenfasst. Wenn dies der Fall ist, erhält das Objekt eine Katalognummer und der Beobachter der ersten Erscheinung mit berechneter Umlaufbahn wird zum Entdecker erklärt und erhält die Ehre, das Objekt vorbehaltlich der Zustimmung der Internationalen Astronomischen Union zu benennen .

Benennung

2013 EC , hier in Radarbildern gezeigt, hat eine vorläufige Bezeichnung

Bis 1851 entschied die Royal Astronomical Society , dass Asteroiden so schnell entdeckt wurden, dass ein anderes System benötigt wurde, um Asteroiden zu kategorisieren oder zu benennen. Als de Gasparis 1852 den zwanzigsten Asteroiden entdeckte, gab Benjamin Valz ihm einen Namen und eine Nummer, die seinen Rang unter den Asteroidenentdeckungen bezeichnet, 20 Massalia . Manchmal wurden Asteroiden entdeckt und nie wieder gesehen. So wurden ab 1892 neue Asteroiden nach Jahr und einem Großbuchstaben aufgelistet, der die Reihenfolge angibt, in der die Umlaufbahn des Asteroiden innerhalb dieses bestimmten Jahres berechnet und registriert wurde. Beispielsweise wurden die ersten beiden Asteroiden, die 1892 entdeckt wurden, mit 1892A und 1892B bezeichnet. Allerdings gab es nicht genug Buchstaben im Alphabet für alle 1893 entdeckten Asteroiden, also folgte auf 1893Z 1893AA. Eine Reihe von Variationen dieser Methoden wurden ausprobiert, einschließlich Bezeichnungen, die 1914 das Jahr plus einen griechischen Buchstaben enthielten. Ein einfaches chronologisches Nummerierungssystem wurde 1925 eingeführt.

Derzeit erhalten alle neu entdeckten Asteroiden eine vorläufige Bezeichnung (z. B. 2002 AT 4 ), die aus dem Jahr der Entdeckung und einem alphanumerischen Code besteht, der den halben Monat der Entdeckung und die Reihenfolge innerhalb dieses halben Monats angibt. Sobald die Umlaufbahn eines Asteroiden bestätigt wurde, erhält er eine Nummer und später möglicherweise auch einen Namen (z. B. 433 Eros ). Die formale Namenskonvention verwendet Klammern um die Zahl – zB (433) Eros – aber das Weglassen der Klammern ist durchaus üblich. Informell ist es auch üblich, die Nummer ganz oder nach der ersten Erwähnung wegzulassen, wenn ein Name im Fließtext wiederholt wird. Darüber hinaus können Namen vom Entdecker des Asteroiden im Rahmen der von der Internationalen Astronomischen Union festgelegten Richtlinien vorgeschlagen werden.

Symbole

Den ersten entdeckten Asteroiden wurden ikonische Symbole zugeordnet, wie sie traditionell zur Bezeichnung der Planeten verwendet werden. Bis 1855 gab es zwei Dutzend Asteroidensymbole, die oft in mehreren Varianten auftraten.

1851, nachdem der fünfzehnte Asteroid Eunomia entdeckt worden war, nahm Johann Franz Encke eine große Änderung in der kommenden Ausgabe des Berliner Astronomischen Jahrbuchs (BAJ ) von 1854 vor. Er führte eine Scheibe (Kreis), ein traditionelles Symbol für einen Stern, als generisches Symbol für einen Asteroiden ein. Der Kreis wurde dann in der Reihenfolge der Entdeckung nummeriert, um einen bestimmten Asteroiden anzuzeigen. Die Konvention der nummerierten Kreise wurde schnell von Astronomen übernommen, und der nächste entdeckte Asteroid ( 16 Psyche , 1852) war der erste, der zum Zeitpunkt seiner Entdeckung auf diese Weise bezeichnet wurde. Psyche erhielt jedoch auch ein ikonisches Symbol, ebenso wie einige andere Asteroiden, die in den nächsten Jahren entdeckt wurden. 20 Massalia war der erste Asteroid, dem kein ikonisches Symbol zugewiesen wurde, und nach der Entdeckung von 37 Fides im Jahr 1855 wurden keine ikonischen Symbole mehr geschaffen .

Terminologie

Ein zusammengesetztes Bild im gleichen Maßstab der Asteroiden, die vor 2012 mit hoher Auflösung aufgenommen wurden. Sie sind, vom größten zum kleinsten: 4 Vesta , 21 Lutetia , 253 Mathilde , 243 Ida und ihr Mond Dactyl , 433 Eros , 951 Gaspra , 2867 Steins , 25143 Itokawa
Vesta (links), mit Ceres (Mitte) und dem Mond (rechts) maßstabsgetreu dargestellt.

Der erste entdeckte Asteroid Ceres galt ursprünglich als neuer Planet. Es folgte die Entdeckung anderer ähnlicher Körper, die mit der damaligen Ausrüstung Lichtpunkte wie Sterne zu sein schienen und wenig oder keine Planetenscheibe zeigten, obwohl sie aufgrund ihrer offensichtlichen Bewegungen leicht von Sternen zu unterscheiden waren. Dies veranlasste den Astronomen Sir William Herschel , den Begriff Asteroid vorzuschlagen , der im Griechischen als ἀστεροειδής oder asteroeidēs geprägt wurde , was „sternartig, sternförmig“ bedeutet und vom altgriechischen ἀστήρ astēr „Stern, Planet“ abgeleitet ist. In der frühen zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts wurden die Begriffe Asteroid und Planet (nicht immer als „klein“ bezeichnet) noch synonym verwendet.

Traditionell wurden kleine Körper, die die Sonne umkreisen, als Kometen , Asteroiden oder Meteoroiden klassifiziert , wobei alles, was kleiner als ein Meter im Durchmesser ist, als Meteoroid bezeichnet wird. Der Begriff Asteroid hatte nie eine formale Definition, wobei der breitere Begriff kleine Körper des Sonnensystems von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bevorzugt wurde . Da es keine IAU-Definition gibt, kann Asteroid definiert werden als "ein unregelmäßig geformter Felskörper, der die Sonne umkreist und der nach den IAU-Definitionen dieser Begriffe nicht als Planet oder Zwergplanet qualifiziert ist".

Als Asteroiden gefunden wurden, wurden sie als eine Klasse von Objekten angesehen, die sich von Kometen unterscheiden, und es gab keinen einheitlichen Begriff für die beiden, bis 2006 der kleine Körper des Sonnensystems geprägt wurde. Der Hauptunterschied zwischen einem Asteroiden und einem Kometen besteht darin, dass ein Komet ein Koma zeigt durch Sublimation oberflächennaher Eise durch Sonneneinstrahlung. Einige wenige Objekte wurden zweifach gelistet, weil sie zunächst als Kleinplaneten klassifiziert wurden, später aber Hinweise auf Kometenaktivität zeigten. Umgekehrt verlieren einige (vielleicht alle) Kometen schließlich ihr flüchtiges Oberflächeneis und werden asteroidenartig. Ein weiterer Unterschied besteht darin, dass Kometen typischerweise exzentrischere Umlaufbahnen haben als die meisten Asteroiden; "Asteroiden" mit bemerkenswert exzentrischen Umlaufbahnen sind wahrscheinlich ruhende oder ausgestorbene Kometen.

Fast zwei Jahrhunderte lang, von der Entdeckung von Ceres im Jahr 1801 bis zur Entdeckung des ersten Zentauren , 2060 Chiron im Jahr 1977, verbrachten alle bekannten Asteroiden die meiste Zeit auf oder innerhalb der Umlaufbahn des Jupiter, obwohl einige wie 944 Hidalgo weit vordrangen jenseits von Jupiter für einen Teil ihrer Umlaufbahn. Als Astronomen begannen, mehr kleine Körper zu finden, die sich dauerhaft weiter außerhalb als Jupiter aufhielten, die jetzt Zentauren genannt werden , zählten sie sie zu den traditionellen Asteroiden. Es wurde darüber diskutiert, ob diese Objekte als Asteroiden betrachtet oder neu klassifiziert werden sollten. Als dann 1992 das erste transneptunische Objekt (außer Pluto ), 15760 Albion , entdeckt wurde und besonders als eine große Anzahl ähnlicher Objekte auftauchte, wurden neue Begriffe erfunden, um das Problem zu umgehen: Kuiper-Gürtel-Objekt , trans - Neptunisches Objekt , Streuscheibenobjekt und so weiter. Sie bewohnen die kalten äußeren Bereiche des Sonnensystems, wo das Eis fest bleibt und kometenähnliche Körper voraussichtlich keine große Kometenaktivität zeigen werden; Wenn sich Zentauren oder transneptunische Objekte in die Nähe der Sonne wagen würden, würde ihr flüchtiges Eis sublimieren, und traditionelle Ansätze würden sie als Kometen und nicht als Asteroiden klassifizieren.

Die innersten davon sind die Kuiper-Gürtel-Objekte , teilweise „Objekte“ genannt, um die Notwendigkeit zu vermeiden, sie als Asteroiden oder Kometen zu klassifizieren. Es wird angenommen, dass sie in ihrer Zusammensetzung überwiegend kometenartig sind, obwohl einige Asteroiden eher ähneln. Darüber hinaus haben die meisten nicht die stark exzentrischen Umlaufbahnen, die mit Kometen in Verbindung gebracht werden, und die bisher entdeckten sind größer als herkömmliche Kometenkerne . (Es wird angenommen, dass die viel weiter entfernte Oortsche Wolke das Hauptreservoir ruhender Kometen ist.) Andere neuere Beobachtungen, wie die Analyse des von der Stardust- Sonde gesammelten Kometenstaubs, verwischen zunehmend die Unterscheidung zwischen Kometen und Asteroiden, was darauf hindeutet, dass „a Kontinuum zwischen Asteroiden und Kometen" statt einer scharfen Trennlinie.

Die Kleinplaneten jenseits der Jupiterbahn werden manchmal auch als „Asteroiden“ bezeichnet, besonders in populären Darstellungen. Allerdings wird der Begriff Asteroid immer häufiger auf kleinere Planeten des inneren Sonnensystems beschränkt. Daher beschränkt sich dieser Artikel größtenteils auf die klassischen Asteroiden: Objekte des Asteroidengürtels , Jupitertrojaner und erdnahe Objekte .

Als die IAU 2006 die Klasse der kleinen Körper des Sonnensystems einführte , um die meisten Objekte einzuschließen, die zuvor als Kleinplaneten und Kometen klassifiziert wurden, schufen sie die Klasse der Zwergplaneten für die größten Kleinplaneten – diejenigen, die genug Masse haben, um unter ihrer eigenen Schwerkraft ellipsoidisch zu werden . Laut IAU „kann der Begriff ‚kleiner Planet‘ immer noch verwendet werden, aber im Allgemeinen wird der Begriff ‚kleiner Sonnensystemkörper‘ bevorzugt.“ Derzeit wurde nur das größte Objekt im Asteroidengürtel, Ceres , mit einem Durchmesser von etwa 975 km (606 Meilen) in die Kategorie der Zwergplaneten eingeordnet.

Formation

Viele Asteroiden sind die zerschmetterten Überreste von Planetesimalen , Körpern im Sonnennebel der jungen Sonne , die nie groß genug wurden, um zu Planeten zu werden . Es wird angenommen, dass sich Planetesimale im Asteroidengürtel ähnlich wie die übrigen Objekte im Sonnennebel entwickelt haben, bis Jupiter sich seiner derzeitigen Masse näherte, an welchem ​​Punkt die Anregung durch Orbitalresonanzen mit Jupiter über 99 % der Planetesimale im Gürtel ausgestoßen hat. Simulationen und eine Diskontinuität in der Spinrate und den spektralen Eigenschaften deuten darauf hin, dass Asteroiden mit einem Durchmesser von mehr als ungefähr 120 km (75 Meilen) in dieser frühen Ära angesammelt wurden , während kleinere Körper Fragmente von Kollisionen zwischen Asteroiden während oder nach der Jupiter-Störung sind. Ceres und Vesta wurden groß genug, um zu schmelzen und sich zu differenzieren , wobei schwere metallische Elemente in den Kern absanken und felsige Mineralien in der Kruste zurückließen.

Im Nizza-Modell werden viele Objekte des Kuipergürtels im äußeren Asteroidengürtel in Entfernungen von mehr als 2,6 AE erfasst. Die meisten wurden später von Jupiter ausgestoßen, aber die verbleibenden könnten Asteroiden vom D-Typ sein und möglicherweise Ceres enthalten.

Verbreitung im Sonnensystem

Eine Draufsicht auf die Lage der Asteroidengruppe im inneren Sonnensystem.
Eine Karte von Planeten und Asteroidengruppen des inneren Sonnensystems. Entfernungen von der Sonne sind maßstabsgetreu, Objektgrößen nicht.

Es wurden verschiedene dynamische Gruppen von Asteroiden entdeckt, die das innere Sonnensystem umkreisen. Ihre Umlaufbahnen werden durch die Schwerkraft anderer Körper im Sonnensystem und durch den Yarkovsky-Effekt gestört . Zu den bedeutenden Populationen gehören:

Asteroidengürtel

Die Mehrheit der bekannten Asteroiden umkreist innerhalb des Asteroidengürtels zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter , im Allgemeinen auf Umlaufbahnen mit relativ geringer Exzentrizität (dh nicht sehr langgestreckt). Es wird geschätzt, dass dieser Gürtel zwischen 1,1 und 1,9 Millionen Asteroiden mit einem Durchmesser von mehr als 1 km und Millionen kleinerer enthält. Diese Asteroiden könnten Überreste der protoplanetaren Scheibe sein , und in dieser Region wurde die Akkretion von Planetesimalen zu Planeten während der Entstehungszeit des Sonnensystems durch große Gravitationsstörungen durch Jupiter verhindert .

Im Gegensatz zu gängigen Bildern ist der Asteroidengürtel größtenteils leer. Die Asteroiden sind über ein so großes Volumen verteilt, dass es unwahrscheinlich wäre, einen Asteroiden zu erreichen, ohne sorgfältig zu zielen. Nichtsdestotrotz sind derzeit Hunderttausende von Asteroiden bekannt, und die Gesamtzahl geht in die Millionen oder mehr, abhängig von der unteren Größengrenze. Es ist bekannt, dass über 200 Asteroiden größer als 100 km sind, und eine Untersuchung im Infrarotbereich hat gezeigt, dass der Asteroidengürtel zwischen 700.000 und 1,7 Millionen Asteroiden mit einem Durchmesser von 1 km oder mehr aufweist. Die absoluten Helligkeiten der meisten bekannten Asteroiden liegen zwischen 11 und 19, wobei der Median bei etwa 16 liegt.

Die Gesamtmasse des Asteroidengürtels wird auf geschätzt2,39 × 10 21 kg, das sind nur 3 % der Masse des Mondes; Die Masse des Kuipergürtels und der Streuscheibe ist über 100-mal so groß. Die vier größten Objekte, Ceres, Vesta, Pallas und Hygiea, machen vielleicht 62 % der Gesamtmasse des Gürtels aus, wobei 39 % allein auf Ceres entfallen.

Trojaner

Trojaner sind Populationen, die eine Umlaufbahn mit einem größeren Planeten oder Mond teilen, aber nicht damit kollidieren, weil sie in einem der beiden Lagrange-Stabilitätspunkte L 4 und L 5 kreisen , die 60 ° vor und hinter dem größeren Körper liegen .

Im Sonnensystem teilen sich die meisten bekannten Trojaner die Umlaufbahn des Jupiter . Sie sind in das griechische Lager bei L 4 (vor Jupiter) und das trojanische Lager bei L 5 (nach Jupiter) unterteilt. Es wird angenommen, dass mehr als eine Million Jupiter-Trojaner existieren, die größer als ein Kilometer sind, von denen derzeit mehr als 7.000 katalogisiert sind. In anderen Planetenumlaufbahnen wurden bisher nur neun Mars-Trojaner , 28 Neptun-Trojaner , zwei Uranus-Trojaner und zwei Erd-Trojaner gefunden. Auch ein temporärer Venus-Trojaner ist bekannt. Numerische Orbitaldynamik-Stabilitätssimulationen deuten darauf hin, dass Saturn und Uranus wahrscheinlich keine Urtrojaner haben.

Erdnahe Asteroiden

Erdnahe Asteroiden oder NEAs sind Asteroiden, deren Umlaufbahnen nahe an der der Erde vorbeiführen. Asteroiden, die tatsächlich die Umlaufbahn der Erde kreuzen, werden als Erdkreuzer bezeichnet . Bis April 2022 waren insgesamt 28.772 erdnahe Asteroiden bekannt; 878 haben einen Durchmesser von einem Kilometer oder mehr.

Eine kleine Anzahl von NEAs sind ausgestorbene Kometen , die ihre flüchtigen Oberflächenmaterialien verloren haben, obwohl ein schwacher oder intermittierender kometenähnlicher Schweif nicht unbedingt zu einer Klassifizierung als erdnaher Komet führt, wodurch die Grenzen etwas unscharf werden. Der Rest der erdnahen Asteroiden wird durch Gravitationswechselwirkungen mit Jupiter aus dem Asteroidengürtel getrieben .

Viele Asteroiden haben natürliche Trabanten ( Nebenplanetenmonde ). Im Oktober 2021 gab es 85 NEAs, von denen bekannt war, dass sie mindestens einen Mond haben, darunter drei, von denen bekannt ist, dass sie zwei Monde haben. Der Asteroid 3122 Florence , einer der größten potenziell gefährlichen Asteroiden mit einem Durchmesser von 4,5 km (2,8 mi), hat zwei Monde mit einem Durchmesser von 100–300 m (330–980 ft), die während der Annäherung des Asteroiden 2017 durch Radarbildgebung entdeckt wurden zur Erde.

Erdnahe Asteroiden werden basierend auf ihrer großen Halbachse (a), Perihelentfernung (q) und Aphelentfernung (Q) in Gruppen eingeteilt:

  • Die Atiras oder Apoheles haben Umlaufbahnen genau innerhalb der Erdumlaufbahn: Die Aphelentfernung (Q) eines Atira-Asteroiden ist kleiner als die Perihelentfernung der Erde (0,983 AE). Das heißt, Q < 0,983 AU , was impliziert, dass die große Halbachse des Asteroiden ebenfalls kleiner als 0,983 AU ist.
  • Die Atens haben eine große Halbachse von weniger als 1 AE und kreuzen die Erdumlaufbahn. Mathematisch a < 1,0 AU und Q > 0,983 AU . (0,983 AE ist die Perihelentfernung der Erde.)
  • Die Apollos haben eine große Halbachse von mehr als 1 AE und kreuzen die Erdumlaufbahn. Mathematisch a > 1,0 AU und q < 1,017 AU . (1,017 AE ist die Aphelentfernung der Erde.)
  • Die Amors haben Umlaufbahnen strikt außerhalb der Erdumlaufbahn: Die Perihelentfernung (q) eines Amor-Asteroiden ist größer als die Aphelentfernung der Erde (1,017 AE). Amor-Asteroiden sind ebenfalls erdnahe Objekte, daher ist q < 1,3 AE . Zusammenfassend 1,017 AU < q < 1,3 AU . (Dies impliziert, dass die große Halbachse des Asteroiden (a) ebenfalls größer als 1,017 AE ist.) Einige Umlaufbahnen des Amor-Asteroiden kreuzen die Umlaufbahn des Mars.

Marsmonde

Phobos
Deimos

Es ist unklar, ob die Marsmonde Phobos und Deimos eingefangene Asteroiden sind oder aufgrund eines Aufprallereignisses auf dem Mars entstanden sind. Phobos und Deimos haben beide viel mit kohligen Asteroiden des C-Typs gemeinsam , mit Spektren , Albedo und Dichte , die denen von Asteroiden des C- oder D-Typs sehr ähnlich sind. Basierend auf ihrer Ähnlichkeit ist eine Hypothese, dass beide Monde eingefangene Asteroiden des Hauptgürtels sein könnten . Beide Monde haben sehr kreisförmige Umlaufbahnen, die fast genau in der Äquatorebene des Mars liegen, und daher erfordert ein Einfangursprung einen Mechanismus zur Zirkularisierung der anfänglich stark exzentrischen Umlaufbahn und zur Anpassung ihrer Neigung in die Äquatorebene, höchstwahrscheinlich durch eine Kombination aus atmosphärischem Widerstand und Gezeiten Kräfte , obwohl nicht klar ist, ob Deimos dafür genügend Zeit zur Verfügung stand. Das Einfangen erfordert auch die Dissipation von Energie. Die aktuelle Marsatmosphäre ist zu dünn, um ein Objekt von Phobos-Größe durch atmosphärisches Bremsen einzufangen. Geoffrey A. Landis hat darauf hingewiesen, dass der Einfang stattgefunden haben könnte, wenn der ursprüngliche Körper ein binärer Asteroid gewesen wäre , der sich unter Gezeitenkräften getrennt hätte.

Phobos könnte ein Objekt der zweiten Generation des Sonnensystems sein, das nach der Entstehung des Mars im Orbit verschmolzen ist , anstatt sich gleichzeitig aus derselben Geburtswolke wie der Mars zu bilden.

Eine andere Hypothese ist, dass der Mars einst von vielen Körpern in Phobos- und Deimos-Größe umgeben war, die möglicherweise durch eine Kollision mit einem großen Planetesimal in die Umlaufbahn um ihn herum ausgestoßen wurden . Die hohe Porosität des Inneren von Phobos (basierend auf der Dichte von 1,88 g/cm 3 , Hohlräume werden auf 25 bis 35 Prozent des Volumens von Phobos geschätzt) steht nicht im Einklang mit einem asteroiden Ursprung. Beobachtungen von Phobos im thermischen Infrarot legen eine Zusammensetzung nahe, die hauptsächlich Schichtsilikate enthält , die von der Marsoberfläche bekannt sind. Die Spektren unterscheiden sich von denen aller Klassen von Chondrit- Meteoriten, was wiederum von einem asteroiden Ursprung wegweist. Beide Befunde stützen einen Ursprung von Phobos aus Material, das durch einen Aufprall auf den Mars ausgestoßen wurde und sich in der Marsumlaufbahn wieder angesammelt hat, ähnlich der vorherrschenden Theorie für den Ursprung des Erdmondes.

Eigenschaften

Größenverteilung

Die Asteroiden des Sonnensystems, kategorisiert nach Größe und Anzahl
Die Massen der größten Asteroiden im Hauptgürtel: 1 Ceres (blau), 4 Vesta , 2 Pallas , 10 Hygiea , 704 Interamnia , 15 Eunomia und der Rest des Hauptgürtels (rosa). Die Einheit der Masse ist × 1018 kg.

Asteroiden variieren stark in der Größe, von fast1000 km für die größten bis hin zu Felsen mit einem Durchmesser von nur 1 Meter, unter denen ein Objekt als Meteoroid klassifiziert wird . Die drei größten ähneln sehr Miniaturplaneten: Sie sind ungefähr kugelförmig, haben ein zumindest teilweise differenziertes Inneres und gelten als überlebende Protoplaneten . Die überwiegende Mehrheit ist jedoch viel kleiner und unregelmäßig geformt; Es wird angenommen, dass sie entweder zerschlagene Planetesimale oder Fragmente größerer Körper sind .

Der Zwergplanet Ceres ist mit 940 km Durchmesser der mit Abstand größte Asteroid. Die nächstgrößten sind 4 Vesta und 2 Pallas , beide mit Durchmessern von knapp über 500 km (300 mi). Vesta ist der hellste der vier Hauptgürtel-Asteroiden, die gelegentlich mit bloßem Auge sichtbar sind. In einigen seltenen Fällen kann ein erdnaher Asteroid kurz ohne technische Hilfe sichtbar werden; siehe 99942 Apophis .

Die Masse aller Objekte des Asteroidengürtels , die zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter liegen , wird geschätzt(2394 ± 6) × 10 18  kg , ≈ 3,25 % der Masse des Mondes. Davon umfasst Ceres938 × 10 18  kg , etwa 40 % der Gesamtmenge. Wenn man die nächsten drei massereichsten Objekte hinzufügt, Vesta (11 %), Pallas (8,5 %) und Hygiea (3–4 %), erhöht sich diese Zahl auf etwas über 60 %, während die nächsten sieben massereichsten Asteroiden kommen insgesamt bis zu 70 %. Die Zahl der Asteroiden nimmt mit abnehmender Einzelmasse rapide zu.

Die Zahl der Asteroiden nimmt mit zunehmender Größe deutlich ab. Obwohl die Größenverteilung im Allgemeinen einem Potenzgesetz folgt , gibt es ungefähr „Unebenheiten“.5km und100 km , wo mehr Asteroiden gefunden werden als von einer solchen Kurve erwartet. Die meisten Asteroiden mit einem Durchmesser von mehr als ungefähr 120 km sind primordial (überlebend aus der Akkretionsepoche), während die meisten kleineren Asteroiden Produkte der Fragmentierung primordialer Asteroiden sind. Die Urbevölkerung des Hauptgürtels war wahrscheinlich 200-mal so groß wie heute.

Größte Asteroiden

42 der größten Objekte im Asteroidengürtel, aufgenommen vom Very Large Telescope der ESO
Größenvergleich von Eros, Vesta und Ceres

Die drei größten Objekte im Asteroidengürtel, Ceres , Vesta und Pallas , sind intakte Protoplaneten , die viele den Planeten gemeinsame Eigenschaften aufweisen und im Vergleich zu den meisten unregelmäßig geformten Asteroiden atypisch sind. Der viertgrößte Asteroid, Hygiea , erscheint fast kugelförmig, obwohl er wie die meisten Asteroiden ein undifferenziertes Inneres haben kann. Die vier größten Asteroiden machen die Hälfte der Masse des Asteroidengürtels aus.

Ceres ist der einzige Asteroid, der unter seiner eigenen Schwerkraft eine plastische Form zu haben scheint, und daher der einzige, der ein Zwergplanet ist . Er hat mit etwa 3,32 eine viel höhere absolute Helligkeit als die anderen Asteroiden und kann eine Oberflächenschicht aus Eis besitzen. Wie die Planeten ist auch Ceres differenziert: Sie hat eine Kruste, einen Mantel und einen Kern. Auf der Erde wurden keine Meteoriten von Ceres gefunden.

Auch Vesta hat ein differenziertes Inneres, obwohl es sich innerhalb der Frostgrenze des Sonnensystems gebildet hat und daher wasserfrei ist; Seine Zusammensetzung besteht hauptsächlich aus Basaltgestein mit Mineralien wie Olivin. Abgesehen von dem großen Krater an seinem Südpol, Rheasilvia , hat Vesta auch eine ellipsenförmige Form. Vesta ist der Mutterkörper der Vestian-Familie und anderer Asteroiden vom V-Typ und ist die Quelle der HED-Meteoriten , die 5 % aller Meteoriten auf der Erde ausmachen.

Pallas ist insofern ungewöhnlich, als er sich wie Uranus auf der Seite dreht, wobei seine Rotationsachse in einem großen Winkel zu seiner Umlaufbahnebene geneigt ist. Seine Zusammensetzung ähnelt der von Ceres: reich an Kohlenstoff und Silizium und möglicherweise teilweise differenziert. Pallas ist der Mutterkörper der palladianischen Asteroidenfamilie .

Hygiea ist der größte kohlenstoffhaltige Asteroid und liegt im Gegensatz zu den anderen größten Asteroiden relativ nahe an der Ebene der Ekliptik . Es ist das größte Mitglied und mutmaßliche Mutterkörper der Asteroidenfamilie der Hygien . Da es keinen ausreichend großen Krater auf der Oberfläche gibt, um die Quelle dieser Familie zu sein, wie es auf Vesta der Fall ist, wird angenommen, dass Hygiea bei der Kollision, die die Hygiean-Familie bildete, vollständig zerstört wurde und nach einem Verlust von etwas weniger als wieder zusammengewachsen ist 2% seiner Masse. Beobachtungen , die 2017 und 2018 mit dem SPHERE- Bildgeber des Very Large Telescope gemacht wurden, zeigten, dass Hygiea eine nahezu kugelförmige Form hat, was sowohl damit übereinstimmt, dass es sich im hydrostatischen Gleichgewicht befindet oder früher im hydrostatischen Gleichgewicht war, als auch, dass es gestört ist und wieder zusammenwächst.

Die interne Differenzierung großer Asteroiden hängt möglicherweise mit ihrem Mangel an natürlichen Satelliten zusammen , da angenommen wird, dass sich Satelliten von Asteroiden des Hauptgürtels durch Kollisionsstörungen bilden und eine Trümmerhaufenstruktur erzeugen .

Attribute der größten Asteroiden
Name Bahnradius ( AU )
_
Umlaufzeit

(Jahre )
Neigung
zur Ekliptik
Orbitale
Exzentrizität
Durchmesser
(km)
Durchmesser
(% des Mondes )
Masse
( × 1018 Kilo)
Masse
(% von Ceres)
Dichte
(g/cm 3 )
Rotationszeitraum (Std.
)
Ceres 2.77 4.60 10,6° 0,079 964×964×892
(Mittelwert 939,4)
27% 938 100% 2,16 ± 0,01 9.07
Vesta 2.36 3.63 7,1° 0,089 573×557×446
(Mittelwert 525,4)
15% 259 28% 3,46 ± 0,04 5.34
Pallas 2.77 4.62 34,8° 0,231 550×516×476
(Mittelwert 511±4)
15% 204±3 21% 2,92 ± 0,08 7.81
Hygiene 3.14 5.56 3,8° 0,117 450×430×424
(Mittelwert 433±8)
12% 87±7 9% 2,06 ± 0,20 13.8

Drehung

Messungen der Rotationsraten großer Asteroiden im Asteroidengürtel zeigen, dass es eine Obergrenze gibt. Sehr wenige Asteroiden mit einem Durchmesser von mehr als 100 Metern haben eine Rotationsdauer von weniger als 2,2 Stunden. Bei Asteroiden, die sich schneller als ungefähr mit dieser Geschwindigkeit drehen, ist die Trägheitskraft an der Oberfläche größer als die Gravitationskraft, sodass loses Oberflächenmaterial herausgeschleudert würde. Ein festes Objekt sollte sich jedoch viel schneller drehen können. Dies deutet darauf hin, dass die meisten Asteroiden mit einem Durchmesser von über 100 Metern Trümmerhaufen sind , die durch die Ansammlung von Trümmern nach Kollisionen zwischen Asteroiden entstanden sind.

Farbe

Asteroiden werden aufgrund der Weltraumverwitterung mit zunehmendem Alter dunkler und röter . Es gibt jedoch Hinweise darauf, dass die meisten Farbänderungen in den ersten hunderttausend Jahren schnell erfolgen, was die Nützlichkeit der Spektralmessung zur Bestimmung des Alters von Asteroiden einschränkt.

Oberflächenmerkmale

Verkratertes Gelände auf 4 Vesta

Mit Ausnahme der „ großen Vier “ (Ceres, Pallas, Vesta und Hygiea) sind Asteroiden wahrscheinlich im Großen und Ganzen ähnlich im Aussehen, wenn auch unregelmäßig in der Form. 50 km (31 Meilen) 253 Mathilde ist ein Trümmerhaufen, der mit Kratern übersät ist, deren Durchmesser so groß sind wie der Radius des Asteroiden. Erdgestützte Beobachtungen von 300 km (190 mi) 511 Davida , einem der größten Asteroiden nach den großen Vier, zeigen ein ähnlich eckiges Profil, was darauf hindeutet, dass er auch mit Kratern in Radiusgröße gesättigt ist. Mittelgroße Asteroiden wie Mathilde und 243 Ida , die aus der Nähe beobachtet wurden, zeigen ebenfalls einen tiefen Regolith , der die Oberfläche bedeckt. Von den großen Vier sind Pallas und Hygiea praktisch unbekannt. Vesta hat Kompressionsfrakturen, die einen Krater in Radiusgröße an seinem Südpol umgeben, ist aber ansonsten ein Sphäroid .

Die Raumsonde Dawn enthüllte, dass Ceres eine stark mit Kratern übersäte Oberfläche hat, aber mit weniger großen Kratern als erwartet. Modelle, die auf der Entstehung des aktuellen Asteroidengürtels basieren, hatten vorgeschlagen, dass Ceres 10 bis 15 Krater mit einem Durchmesser von mehr als 400 km (250 mi) besitzen sollte. Der größte bestätigte Krater auf Ceres, Kerwan Basin , hat einen Durchmesser von 284 km (176 Meilen). Der wahrscheinlichste Grund dafür ist eine viskose Entspannung der Kruste, die größere Stöße langsam abflacht.

Komposition

Asteroiden werden nach ihren charakteristischen Emissionsspektren klassifiziert , wobei die Mehrheit in drei Hauptgruppen fällt: C-Typ , M-Typ und S-Typ . Diese wurden nach kohlenstoffhaltigen ( kohlenstoffreichen ), metallischen und kieselsäurehaltigen (steinigen) Zusammensetzungen benannt und werden im Allgemeinen damit identifiziert . Die physikalische Zusammensetzung von Asteroiden ist vielfältig und in den meisten Fällen kaum verstanden. Ceres scheint aus einem felsigen Kern zu bestehen, der von einem eisigen Mantel bedeckt ist, während Vesta vermutlich einen Nickel-Eisen- Kern, einen Olivinmantel und eine Basaltkruste hat. 10 Hygiea gilt als der größte undifferenzierte Asteroid und scheint eine einheitlich primitive Zusammensetzung aus kohlenstoffhaltigem Chondriten zu haben , aber es könnte sich tatsächlich um einen differenzierten Asteroiden handeln, der durch einen Einschlag global zerstört und dann wieder zusammengesetzt wurde. Andere Asteroiden scheinen die Überreste von Kernen oder Mänteln von Protoplaneten zu sein, die reich an Gestein und Metall sind. Es wird angenommen, dass die meisten kleinen Asteroiden Trümmerhaufen sind, die durch die Schwerkraft lose zusammengehalten werden, obwohl die größten wahrscheinlich fest sind. Einige Asteroiden haben Monde oder umkreisen Doppelsterne : Trümmerhaufen, Monde, Doppelsterne und verstreute Asteroidenfamilien sind vermutlich das Ergebnis von Kollisionen, die einen übergeordneten Asteroiden oder möglicherweise einen Planeten zerstört haben .

Im Haupt-Asteroidengürtel scheint es zwei Hauptpopulationen von Asteroiden zu geben: eine dunkle, flüchtige Population, bestehend aus den Asteroiden vom C-Typ und P-Typ , mit einer Albedo von weniger als 0,10 und Dichten darunter2,2 g/cm 3 und eine dichte, flüchtige Population, bestehend aus Asteroiden vom S-Typ und M-Typ , mit Albedos über 0,15 und Dichten über 2,7. Innerhalb dieser Populationen sind größere Asteroiden dichter, vermutlich aufgrund von Kompression. Es scheint eine minimale Makroporosität (interstitielles Vakuum) in der Punktzahl von Asteroiden mit Massen größer als zu geben10 × 10 18  kg .

Die Zusammensetzung wird aus drei Hauptquellen berechnet: Albedo , Oberflächenspektrum und Dichte. Letzteres kann nur genau bestimmt werden, indem man die Umlaufbahnen der Monde beobachtet, die der Asteroid haben könnte. Bisher hat sich jeder Asteroid mit Monden als Trümmerhaufen herausgestellt, ein loses Konglomerat aus Gestein und Metall, das dem Volumen nach halb leerer Raum sein kann. Die untersuchten Asteroiden haben einen Durchmesser von bis zu 280 km und umfassen 121 Hermine (268 × 186 × 183 km) und 87 Sylvia (384 × 262 × 232 km). Nur wenige Asteroiden sind größer als 87 Sylvia , keiner von ihnen hat Monde. Dass so große Asteroiden wie Sylvia Trümmerhaufen sein könnten, vermutlich durch Störeinschläge, hat wichtige Konsequenzen für die Entstehung des Sonnensystems: Computersimulationen von Kollisionen mit Festkörpern zeigen, dass sie sich ebenso oft zerstören wie verschmelzende, aber kollidierende Trümmer Pfähle verschmelzen eher. Das bedeutet, dass sich die Kerne der Planeten relativ schnell gebildet haben könnten.

Wasser

Wissenschaftler nehmen an, dass ein Teil des ersten Wassers, das auf die Erde gebracht wurde, durch Asteroideneinschläge nach der Kollision, die den Mond hervorbrachte, geliefert wurde . Im Jahr 2009 wurde das Vorhandensein von Wassereis auf der Oberfläche von 24 Themis mit Hilfe der Infrarot-Teleskop-Einrichtung der NASA bestätigt . Die Oberfläche des Asteroiden scheint vollständig mit Eis bedeckt zu sein. Während diese Eisschicht sublimiert , wird sie möglicherweise durch ein Eisreservoir unter der Oberfläche wieder aufgefüllt. Auf der Oberfläche wurden auch organische Verbindungen nachgewiesen. Das Vorhandensein von Eis auf 24 Themis macht die anfängliche Theorie plausibel.

Im Oktober 2013 wurde erstmals Wasser auf einem extrasolaren Körper nachgewiesen, auf einem Asteroiden, der den Weißen Zwerg GD 61 umkreist . Am 22. Januar 2014 berichteten Wissenschaftler der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) über den erstmaligen Nachweis von Wasserdampf auf Ceres , dem größten Objekt im Asteroidengürtel. Die Erkennung erfolgte mithilfe der Ferninfrarot-Fähigkeiten des Herschel Space Observatory . Der Befund ist unerwartet, da Kometen, nicht Asteroiden, normalerweise als „Strahlen und Federn sprießen“ angesehen werden. „Die Grenzen zwischen Kometen und Asteroiden verschwimmen immer mehr“, so einer der Wissenschaftler.

Erkenntnisse haben gezeigt, dass Sonnenwinde mit dem Sauerstoff in der oberen Schicht der Asteroiden reagieren und Wasser erzeugen können. Es wurde geschätzt, dass "jeder Kubikmeter bestrahltes Gestein bis zu 20 Liter enthalten könnte"; Die Untersuchung wurde unter Verwendung einer Atomsondentomographie durchgeführt, Zahlen sind für den Asteroiden vom Typ Itokawa S angegeben.

Acfer 049, ein Meteorit, der 1990 in Algerien entdeckt wurde, zeigte 2019 eine ultraporöse Lithologie (UPL): eine poröse Textur, die durch die Entfernung von Eis gebildet werden könnte, das diese Poren füllte, was darauf hindeutet, dass UPL „Fossilien von Ureis darstellen“. .

Organische Verbindungen

Asteroiden enthalten Spuren von Aminosäuren und anderen organischen Verbindungen, und einige spekulieren, dass Asteroideneinschläge die frühe Erde mit den Chemikalien besät haben könnten, die notwendig sind, um Leben zu initiieren, oder dass sie sogar das Leben selbst auf die Erde gebracht haben könnten (ein Ereignis, das " Panspermie " genannt wird ) . Im August 2011 wurde ein auf NASA- Studien mit auf der Erde gefundenen Meteoriten basierender Bericht veröffentlicht, der darauf hindeutet, dass DNA- und RNA- Komponenten ( Adenin , Guanin und verwandte organische Moleküle ) möglicherweise auf Asteroiden und Kometen im Weltraum gebildet wurden .

Im November 2019 berichteten Wissenschaftler über den erstmaligen Nachweis von Zuckermolekülen , einschließlich Ribose , in Meteoriten , was darauf hindeutet, dass chemische Prozesse auf Asteroiden einige grundlegend wichtige Bioinhaltsstoffe produzieren können, die für das Leben wichtig sind , und die Vorstellung einer RNA-Welt vor ein DNA-basierter Ursprung des Lebens auf der Erde, und möglicherweise auch der Begriff der Panspermie .

Einstufung

Asteroiden werden üblicherweise nach zwei Kriterien kategorisiert: den Eigenschaften ihrer Umlaufbahnen und den Merkmalen ihres Reflexionsspektrums .

Orbitale Klassifizierung

Eine komplexe Hufeisenumlaufbahn (die vertikale Schleife ist auf die Neigung der Umlaufbahn des kleineren Körpers zu der der Erde zurückzuführen und würde fehlen, wenn beide in derselben Ebene umkreisen würden)   Sonne  ·   Erde  ·   (419624) 2010 SO16

Viele Asteroiden wurden aufgrund ihrer Orbitaleigenschaften in Gruppen und Familien eingeteilt. Abgesehen von den breitesten Unterteilungen ist es üblich, eine Gruppe von Asteroiden nach dem ersten entdeckten Mitglied dieser Gruppe zu benennen. Gruppen sind relativ lockere dynamische Verbände, während Familien enger sind und aus dem katastrophalen Zusammenbruch eines großen Eltern-Asteroiden irgendwann in der Vergangenheit resultieren. Familien sind innerhalb des Haupt-Asteroidengürtels häufiger und leichter zu identifizieren, aber unter den Jupiter-Trojanern wurden mehrere kleine Familien gemeldet . Hauptgürtelfamilien wurden erstmals 1918 von Kiyotsugu Hirayama anerkannt und werden ihm zu Ehren oft als Hirayama-Familien bezeichnet .

Etwa 30–35 % der Körper im Asteroidengürtel gehören zu dynamischen Familien, von denen angenommen wird, dass sie einen gemeinsamen Ursprung in einer früheren Kollision zwischen Asteroiden haben. Eine Familie wurde auch mit dem plutoiden Zwergplaneten Haumea in Verbindung gebracht .

Einige Asteroiden haben ungewöhnliche Hufeisenbahnen , die mit der Erde oder einem anderen Planeten koorbital sind . Beispiele sind 3753 Cruithne und 2002 AA 29 . Das erste Beispiel dieser Art von Orbitalanordnung wurde zwischen den Saturnmonden Epimetheus und Janus entdeckt . Manchmal werden diese Hufeisenobjekte vorübergehend für einige Jahrzehnte oder einige hundert Jahre zu Quasi-Satelliten , bevor sie zu ihrem früheren Status zurückkehren. Es ist bekannt, dass sowohl die Erde als auch die Venus Quasi-Satelliten haben.

Solche Objekte, wenn sie mit der Erde oder der Venus oder sogar hypothetisch mit Merkur in Verbindung gebracht werden , sind eine besondere Klasse von Aten-Asteroiden . Solche Objekte könnten jedoch auch mit den äußeren Planeten in Verbindung gebracht werden.

Spektrale Klassifizierung

1975 wurde von Chapman , Morrison und Zellner ein taxonomisches System für Asteroiden entwickelt , das auf Farbe , Albedo und Spektralform basiert . Es wird angenommen, dass diese Eigenschaften der Zusammensetzung des Oberflächenmaterials des Asteroiden entsprechen. Das ursprüngliche Klassifizierungssystem hatte drei Kategorien: C-Typen für dunkle kohlenstoffhaltige Objekte (75 % der bekannten Asteroiden), S-Typen für steinige (kieselsäurehaltige) Objekte (17 % der bekannten Asteroiden) und U für diejenigen, die in keine der beiden C oder S. Diese Klassifizierung wurde seitdem um viele andere Asteroidentypen erweitert. Die Anzahl der Typen wächst weiter, da mehr Asteroiden untersucht werden.

Die zwei heute am häufigsten verwendeten Taxonomien sind die Tholen-Klassifikation und die SMASS-Klassifikation . Ersteres wurde 1984 von David J. Tholen vorgeschlagen und basierte auf Daten, die bei einer in den 1980er Jahren durchgeführten Asteroiden-Untersuchung mit acht Farben gesammelt wurden. Daraus ergaben sich 14 Asteroiden-Kategorien. Im Jahr 2002 führte die Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey zu einer modifizierten Version der Tholen-Taxonomie mit 24 verschiedenen Typen. Beide Systeme haben drei große Kategorien von C-, S- und X-Asteroiden, wobei X hauptsächlich aus metallischen Asteroiden wie dem M-Typ besteht . Es gibt auch mehrere kleinere Klassen.

Der Anteil bekannter Asteroiden, die in die verschiedenen Spektraltypen fallen, spiegelt nicht unbedingt den Anteil aller Asteroiden wider, die diesem Typ angehören; Einige Typen sind leichter zu erkennen als andere, was die Gesamtsummen verzerrt.

Probleme

Ursprünglich basierten Spektralbezeichnungen auf Rückschlüssen auf die Zusammensetzung eines Asteroiden. Die Übereinstimmung zwischen Spektralklasse und Zusammensetzung ist jedoch nicht immer sehr gut, und es werden verschiedene Klassifizierungen verwendet. Dies hat zu erheblicher Verwirrung geführt. Obwohl Asteroiden unterschiedlicher spektraler Klassifikation wahrscheinlich aus unterschiedlichen Materialien bestehen, gibt es keine Garantie dafür, dass Asteroiden innerhalb derselben taxonomischen Klasse aus denselben (oder ähnlichen) Materialien bestehen.

Aktive Asteroiden

Aktive Asteroiden sind Objekte, die asteroidenähnliche Umlaufbahnen haben, aber kometenähnliche visuelle Eigenschaften aufweisen. Das heißt, sie zeigen Komae , Schweife oder andere sichtbare Beweise für Massenverlust (wie ein Komet), aber ihre Umlaufbahn bleibt innerhalb der Umlaufbahn von Jupiter (wie ein Asteroid). Diese Körper wurden ursprünglich im Jahr 2006 von den Astronomen David Jewitt und Henry Hsieh als Hauptgürtelkometen (MBCs) bezeichnet , aber dieser Name impliziert, dass sie notwendigerweise eine eisige Zusammensetzung wie ein Komet haben und dass sie nur innerhalb des Hauptgürtels existieren , während die Bevölkerung wächst aktiver Asteroiden zeigt, dass dies nicht immer der Fall ist.

Der erste entdeckte aktive Asteroid ist 7968 Elst-Pizarro . Er wurde 1979 (als Asteroid) entdeckt, aber dann wurde 1996 von Eric Elst und Guido Pizarro festgestellt, dass er einen Schweif hat, und ihm wurde die Kometenbezeichnung 133P/Elst-Pizarro gegeben. Ein weiteres bemerkenswertes Objekt ist 311P/PanSTARRS : Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops zeigten, dass es sechs kometenähnliche Schweife hatte. Es wird vermutet, dass es sich bei den Schweifen um Materialströme handelt, die vom Asteroiden ausgestoßen werden, weil sich ein Asteroid aus Trümmerhaufen schnell genug dreht, um Material von ihm zu entfernen.

Dimorphos und der nach dem DART-Einschlag entstandene Schweif, Foto des Hubble-Weltraumteleskops

Durch den Einschlag in den Asteroiden Dimorphos machte die Raumsonde Double Asteroid Redirection Test der NASA diesen zu einem aktiven Asteroiden. Wissenschaftler hatten vorgeschlagen, dass einige aktive Asteroiden das Ergebnis von Einschlagsereignissen sind, aber niemand hatte jemals die Aktivierung eines Asteroiden beobachtet. Die DART-Mission aktivierte Dimorphos unter genau bekannten und sorgfältig beobachteten Einschlagsbedingungen und ermöglichte erstmals die detaillierte Untersuchung der Entstehung eines aktiven Asteroiden. Beobachtungen zeigen, dass Dimorphos nach der Kollision ungefähr 1 Million Kilogramm verloren hat. Der Aufprall erzeugte eine Staubwolke, die das Didymos-System vorübergehend aufhellte und einen 10.000 Kilometer langen Staubschweif entwickelte , der mehrere Monate anhielt.

Erkundung

Bis zum Zeitalter der Raumfahrt konnten Objekte im Asteroidengürtel nur mit großen Teleskopen beobachtet werden, ihre Form und ihr Gelände blieben ein Rätsel. Die besten modernen bodengestützten Teleskope und das erdumkreisende Weltraumteleskop Hubble können nur wenige Details auf den Oberflächen der größten Asteroiden auflösen. Aus ihren Lichtkurven (Helligkeitsvariationen während der Rotation) und ihren spektralen Eigenschaften lassen sich nur begrenzte Informationen über die Formen und Zusammensetzungen von Asteroiden ableiten . Größen können geschätzt werden, indem man die Länge von Sternbedeckungen misst (wenn ein Asteroid direkt vor einem Stern vorbeifliegt). Radaraufnahmen können gute Informationen über Asteroidenformen und Orbital- und Rotationsparameter liefern, insbesondere für erdnahe Asteroiden. Vorbeiflüge von Raumfahrzeugen können viel mehr Daten liefern als boden- oder weltraumgestützte Beobachtungen; Probenrückgabemissionen geben Einblicke in die Regolithzusammensetzung.

Bodengestützte Beobachtungen

Die 70-Meter-Antenne am Goldstone Observatory
Radarbeobachtungen des erdnahen Asteroiden (505657) 2014 SR 339 , gesehen von Arecibo

Da Asteroiden eher kleine und lichtschwache Objekte sind, sind die Daten, die aus bodengestützten Beobachtungen (GBO) gewonnen werden können, begrenzt. Mittels bodengestützter optischer Teleskope kann die visuelle Größe erhalten werden; Wenn es in die absolute Größe umgewandelt wird, gibt es eine grobe Schätzung der Größe des Asteroiden. Lichtkurvenmessungen können auch von GBO durchgeführt werden; Wenn es über einen langen Zeitraum gesammelt wird, ermöglicht es eine Schätzung der Rotationsperiode, der Polausrichtung (manchmal) und eine grobe Schätzung der Form des Asteroiden. Spektraldaten (sowohl Spektroskopie im sichtbaren Licht als auch im nahen Infrarot) liefern Informationen über die Zusammensetzung des Objekts, die zur Klassifizierung der beobachteten Asteroiden verwendet werden. Solche Beobachtungen sind begrenzt, da sie nur Informationen über die dünne Schicht auf der Oberfläche (bis zu mehreren Mikrometern) liefern. Wie der Planetologe Patrick Michel schreibt:

Beobachtungen im mittleren bis thermischen Infrarotbereich sind zusammen mit Polarimetriemessungen wahrscheinlich die einzigen Daten, die einen Hinweis auf die tatsächlichen physikalischen Eigenschaften geben. Die Messung des Wärmeflusses eines Asteroiden bei einer einzigen Wellenlänge gibt eine Schätzung der Abmessungen des Objekts; diese Messungen haben eine geringere Unsicherheit als Messungen des reflektierten Sonnenlichts im Spektralbereich des sichtbaren Lichts. Kombiniert man die beiden Messungen, lassen sich sowohl der effektive Durchmesser als auch die geometrische Albedo – letztere ist ein Maß für die Helligkeit bei Nullphasenwinkel, also bei Beleuchtung direkt hinter dem Betrachter – ableiten. Darüber hinaus geben thermische Messungen bei zwei oder mehr Wellenlängen sowie die Helligkeit im Bereich des sichtbaren Lichts Aufschluss über die thermischen Eigenschaften. Die thermische Trägheit, die ein Maß dafür ist, wie schnell sich ein Material aufheizt oder abkühlt, ist bei den meisten beobachteten Asteroiden niedriger als der Referenzwert des nackten Gesteins, aber größer als der des Mond-Regoliths; diese Beobachtung weist auf das Vorhandensein einer isolierenden Schicht aus körnigem Material auf ihrer Oberfläche hin. Darüber hinaus scheint es einen Trend zu geben, der möglicherweise mit der Gravitationsumgebung zusammenhängt, dass kleinere Objekte (mit geringerer Schwerkraft) eine kleine Regolithschicht aus groben Körnern haben, während größere Objekte eine dickere Regolithschicht aus feinen Körnern haben. Die detaillierten Eigenschaften dieser Regolithschicht sind jedoch aus Fernbeobachtungen kaum bekannt. Darüber hinaus ist die Beziehung zwischen thermischer Trägheit und Oberflächenrauheit nicht einfach, sodass man die thermische Trägheit mit Vorsicht interpretieren muss.

Erdnahe Asteroiden, die dem Planeten nahe kommen, können mit Radar genauer untersucht werden ; Es liefert Informationen über die Oberfläche des Asteroiden (kann zum Beispiel das Vorhandensein von Kratern und Felsbrocken zeigen). Solche Beobachtungen wurden vom Arecibo-Observatorium in Puerto Rico (305-Meter-Schüssel) und vom Goldstone-Observatorium in Kalifornien (70-Meter-Schüssel) durchgeführt. Radarbeobachtungen können auch zur genauen Bestimmung der Orbital- und Rotationsdynamik von beobachteten Objekten verwendet werden.

Weltraumgestützte Beobachtungen

WISE Infrarot-Weltraumteleskop
Asteroid 6481 Tenzing, Mitte, bewegt sich auf dieser Bilderserie, die vom Instrument NIRCam des James-Webb-Weltraumteleskops aufgenommen wurde, vor einem Hintergrund aus Sternen

Sowohl Weltraum- als auch bodengestützte Observatorien führten Asteroidensuchprogramme durch; Es wird erwartet, dass die weltraumgestützten Suchen mehr Objekte entdecken, da keine störende Atmosphäre vorhanden ist und weil sie größere Teile des Himmels beobachten können. NEOWISE beobachtete mehr als 100.000 Asteroiden des Hauptgürtels, das Spitzer-Weltraumteleskop beobachtete mehr als 700 erdnahe Asteroiden. Diese Beobachtungen bestimmten ungefähre Größen der meisten beobachteten Objekte, lieferten jedoch nur begrenzte Details zu Oberflächeneigenschaften (wie Regolithtiefe und -zusammensetzung, Schüttwinkel, Kohäsion und Porosität).

Asteroiden wurden auch vom Hubble-Weltraumteleskop untersucht , wie z. B. das Verfolgen der kollidierenden Asteroiden im Hauptgürtel, das Aufbrechen eines Asteroiden, das Beobachten eines aktiven Asteroiden mit sechs kometenähnlichen Schweifen und das Beobachten von Asteroiden, die als Ziele für spezielle Missionen ausgewählt wurden .

Missionen der Raumsonde

Laut Patrick Michel ,

Die innere Struktur von Asteroiden wird nur aus indirekten Beweisen abgeleitet: von Raumfahrzeugen gemessene Schüttdichten, die Umlaufbahnen natürlicher Satelliten im Fall von Asteroiden-Binärdateien und die Drift der Umlaufbahn eines Asteroiden aufgrund des thermischen Effekts von Yarkovsky. Ein Raumfahrzeug in der Nähe eines Asteroiden wird durch die Schwerkraft des Asteroiden ausreichend gestört, um eine Schätzung der Masse des Asteroiden zu ermöglichen. Das Volumen wird dann unter Verwendung eines Modells der Form des Asteroiden geschätzt. Masse und Volumen ermöglichen die Ableitung der Schüttdichte, deren Unsicherheit üblicherweise von den Fehlern bei der Volumenschätzung dominiert wird. Die innere Porosität von Asteroiden kann aus dem Vergleich ihrer Schüttdichte mit der ihrer angenommenen Meteoriten-Analoga abgeleitet werden, dunkle Asteroiden scheinen poröser zu sein (>40%) als helle. Die Natur dieser Porosität ist unklar.

Dedizierte Missionen

Der erste Asteroid, der in Nahaufnahme fotografiert wurde, war 951 Gaspra im Jahr 1991, gefolgt von 243 Ida und seinem Mond Dactyl im Jahr 1993 , die alle von der Galileo- Sonde auf dem Weg zum Jupiter fotografiert wurden . Andere Asteroiden, die von Raumsonden auf dem Weg zu anderen Zielen kurz besucht wurden, sind 9969 Braille (von Deep Space 1 im Jahr 1999), 5535 Annefrank (von Stardust im Jahr 2002), 2867 Šteins und 21 Lutetia (von der Rosetta- Sonde im Jahr 2008) und 4179 Toutatis ( Chinas Mondorbiter Chang'e 2 , der 2012 innerhalb von 3,2 km (2 mi) flog).

Die erste spezielle Asteroidensonde war NEAR Shoemaker der NASA, die 1997 253 Mathilde fotografierte , bevor sie in die Umlaufbahn um 433 Eros eintrat und schließlich 2001 auf ihrer Oberfläche landete. Es war das erste Raumschiff, das erfolgreich einen Asteroiden umkreiste und auf ihm landete. Von September bis November 2005 untersuchte die japanische Sonde Hayabusa 25143 Itokawa im Detail und brachte am 13. Juni 2010 Proben seiner Oberfläche zur Erde zurück, der ersten Mission zur Rückführung von Asteroidenproben. 2007 startete die NASA die Raumsonde Dawn , die 4 Vesta ein Jahr lang umkreiste und drei Jahre lang den Zwergplaneten Ceres beobachtete.

Hayabusa2 , eine von JAXA 2014 gestartete Sonde, umkreiste ihren Zielasteroiden 162173 Ryugu für mehr als ein Jahr und nahm Proben, die 2020 zur Erde geliefert wurden. Die Raumsonde befindet sich nun auf einer ausgedehnten Mission und soll 2031 ein neues Ziel erreichen.

Die NASA startete 2016 OSIRIS-REx , eine Beispiel-Rückkehrmission zum Asteroiden 101955 Bennu . Im Jahr 2021 verließ die Sonde den Asteroiden mit einer Probe von seiner Oberfläche. Die Probenlieferung zur Erde wird für den 24. September 2023 erwartet. Das Raumschiff wird seine ausgedehnte Mission mit der Bezeichnung OSIRIS-APEX fortsetzen, um den erdnahen Asteroiden Apophis im Jahr 2029 zu erforschen.

Im Jahr 2021 startete die NASA den Double Asteroid Redirection Test (DART), eine Mission zum Testen von Technologie zum Schutz der Erde vor potenziell gefährlichen Objekten. DART stürzte im September 2022 absichtlich in den Kleinplanetenmond Dimorphos des Doppelasteroiden Didymos , um das Potenzial eines Raumfahrzeugaufpralls zu bewerten, um einen Asteroiden von einem Kollisionskurs mit der Erde abzulenken. Im Oktober erklärte die NASA DART für einen Erfolg und bestätigte, dass es die Umlaufzeit von Dimorphos um Didymos um etwa 32 Minuten verkürzt hatte.

Geplante Missionen

Asteroiden und Kometen, die ab 2019 von Raumfahrzeugen besucht wurden (außer Ceres und Vesta), maßstabsgetreu

Derzeit sind mehrere Asteroiden-Missionen von NASA, JAXA, ESA und CNSA geplant.

Die 2021 gestartete Lucy der NASA würde acht Asteroiden besuchen, einen aus dem Hauptgürtel und sieben Jupiter-Trojaner ; Es ist die erste Mission für Trojaner. Die Hauptmission würde 2027 beginnen.

Die Hera der ESA , deren Start für 2024 geplant ist, wird die Ergebnisse des DART-Einschlags untersuchen. Es wird die Größe und Morphologie des Kraters sowie den durch den Aufprall übertragenen Impuls messen, um die Effizienz der von DART erzeugten Ablenkung zu bestimmen.

Die Psyche der NASA würde 2023 oder 2024 gestartet, um den großen metallischen Asteroiden gleichen Namens zu untersuchen .

JAXAs DESTINY+ ist eine Mission für einen Vorbeiflug des Geminids- Meteorschauer-Elternkörpers 3200 Phaethon sowie verschiedener Nebenkörper. Der Start ist für 2024 geplant.

Tianwen-2 von CNSA soll 2025 starten. Es wird einen solarelektrischen Antrieb nutzen , um den koorbitalen erdnahen Asteroiden 469219 Kamoʻoalewa und den aktiven Asteroiden 311P/PanSTARRS zu erforschen . Das Raumschiff wird Proben des Regoliths von Kamo'oalewa sammeln.

Asteroidenabbau

Künstlerisches Konzept einer bemannten Mission zu einem Asteroiden

Das Konzept des Asteroidenabbaus wurde in den 1970er Jahren vorgeschlagen. Matt Anderson definiert erfolgreichen Asteroidenabbau als „die Entwicklung eines Bergbauprogramms, das sowohl finanziell selbsttragend als auch für seine Investoren rentabel ist“. Es wurde vermutet, dass Asteroiden als Quelle für Materialien verwendet werden könnten, die auf der Erde selten oder erschöpft sind, oder als Materialien für den Bau von Weltraumlebensräumen . Materialien, deren Start von der Erde schwer und teuer ist, könnten eines Tages von Asteroiden abgebaut und für die Herstellung und den Bau von Weltraumfahrzeugen verwendet werden .

Da die Erschöpfung der Ressourcen auf der Erde realer wird, wird die Idee, wertvolle Elemente aus Asteroiden zu extrahieren und diese gewinnbringend zur Erde zurückzubringen oder weltraumgestützte Ressourcen zum Bau von Solarsatelliten und Weltraumlebensräumen zu verwenden , immer attraktiver. Hypothetisch könnte aus Eis aufbereitetes Wasser umlaufende Treibstoffdepots auftanken .

Aus astrobiologischer Sicht könnte die Asteroiden-Prospektion wissenschaftliche Daten für die Suche nach außerirdischer Intelligenz ( SETI ) liefern. Einige Astrophysiker haben vorgeschlagen, dass, wenn fortgeschrittene außerirdische Zivilisationen vor langer Zeit Asteroidenabbau betrieben, die Kennzeichen dieser Aktivitäten erkennbar sein könnten.

Auch der Abbau von Ceres wird als möglich angesehen. Als größter Körper im Asteroidengürtel könnte Ceres zur Hauptbasis und zum Transportknotenpunkt für die zukünftige Asteroiden-Mining-Infrastruktur werden und den Transport von Bodenschätzen zum Mars , zum Mond und zur Erde ermöglichen. Aufgrund seiner geringen Fluchtgeschwindigkeit in Kombination mit großen Mengen an Wassereis könnte es auch als Wasser-, Treibstoff- und Sauerstoffquelle für Schiffe dienen, die durch und über den Asteroidengürtel fahren. Der Transport vom Mars oder Mond nach Ceres wäre sogar noch energieeffizienter als der Transport von der Erde zum Mond.

Bedrohungen für die Erde

Häufigkeit von Boliden , kleinen Asteroiden mit einem Durchmesser von etwa 1 bis 20 Metern, die in die Erdatmosphäre einschlagen

Es besteht ein zunehmendes Interesse daran, Asteroiden zu identifizieren, deren Umlaufbahnen die der Erde kreuzen und die bei ausreichender Zeit mit der Erde kollidieren könnten. Die drei wichtigsten Gruppen erdnaher Asteroiden sind Apollos , Amors und Atens .

Der erdnahe Asteroid 433 Eros war bereits 1898 entdeckt worden, und die 1930er Jahre brachten eine Flut ähnlicher Objekte. In der Reihenfolge ihrer Entdeckung waren dies: 1221 Amor , 1862 Apollo , 2101 Adonis und schließlich 69230 Hermes , die sich  1937 der Erde auf 0,005 AE näherte . Astronomen begannen, die Möglichkeiten eines Erdeinschlags zu erkennen.

Zwei Ereignisse in späteren Jahrzehnten verstärkten den Alarm: die zunehmende Akzeptanz der Alvarez-Hypothese , dass ein Einschlagsereignis zum Aussterben der Kreide-Paläogene führte , und die Beobachtung des Kometen Shoemaker-Levy 9 im Jahr 1994, der auf Jupiter stürzte . Das US-Militär hat auch die Information freigegeben, dass seine Militärsatelliten , die zur Erkennung von Nuklearexplosionen gebaut wurden , Hunderte von Einschlägen in die obere Atmosphäre von Objekten mit einem Durchmesser von einem bis zehn Metern entdeckt hatten.

All diese Überlegungen trugen dazu bei, die Einführung hocheffizienter Vermessungen voranzutreiben, die aus CCD- Kameras (Charge-Coupled Device) und Computern bestehen, die direkt mit Teleskopen verbunden sind. Bis 2011 wurden schätzungsweise 89 % bis 96 % der erdnahen Asteroiden mit einem Durchmesser von einem Kilometer oder mehr entdeckt. Eine Liste von Teams, die solche Systeme verwenden, umfasst:

Bis zum 29. Oktober 2018 hatte allein das LINEAR-System 147.132 Asteroiden entdeckt. Bei den Untersuchungen wurden 19.266 erdnahe Asteroiden entdeckt, darunter fast 900 mit einem Durchmesser von mehr als 1 km.

Im April 2018 berichtete die B612 Foundation : „Es ist zu 100 Prozent sicher, dass wir [von einem verheerenden Asteroiden] getroffen werden, aber wir sind nicht zu 100 Prozent sicher, wann.“ Im Juni 2018 warnte der US-amerikanische National Science and Technology Council , dass Amerika nicht auf einen Asteroideneinschlag vorbereitet sei, und hat zur besseren Vorbereitung den „National Near-Earth Object Preparedness Strategy Action Plan“ entwickelt und veröffentlicht. Laut Expertenaussagen im US-Kongress im Jahr 2013 würde die NASA mindestens fünf Jahre Vorbereitungszeit benötigen, bevor eine Mission zum Abfangen eines Asteroiden gestartet werden könnte.

Die Vereinten Nationen haben den 30. Juni zum Internationalen Asteroidentag erklärt , um die Öffentlichkeit über Asteroiden aufzuklären. Das Datum des Internationalen Asteroidentages erinnert an den Jahrestag des Einschlags des Asteroiden Tunguska über Sibirien am 30. Juni 1908.

Chicxulub-Einfluss

Künstlerische Darstellung eines Asteroideneinschlags auf der Erde

Der Chicxulub-Krater ist ein Einschlagskrater, der unter der Halbinsel Yucatán in Mexiko vergraben ist . Sein Zentrum liegt vor der Küste in der Nähe der Gemeinden Chicxulub Puerto und Chicxulub Pueblo , nach denen der Krater benannt ist. Es entstand, als ein großer Asteroid mit einem Durchmesser von etwa 10 Kilometern die Erde traf. Der Krater wird auf einen Durchmesser von 180 Kilometern (110 Meilen) und eine Tiefe von 20 Kilometern (12 Meilen) geschätzt. Es ist eine der größten bestätigten Impaktstrukturen auf der Erde und die einzige, deren Gipfelring intakt und für die wissenschaftliche Forschung direkt zugänglich ist.

In den späten 1970er Jahren stellten der Geologe Walter Alvarez und sein Vater, der mit dem Nobelpreis ausgezeichnete Wissenschaftler Luis Walter Alvarez , ihre Theorie auf, dass das Aussterben von Kreidezeit und Paläogen durch einen Einschlag verursacht wurde. Der Hauptbeweis für einen solchen Aufprall war in einer dünnen Tonschicht enthalten, die an der K-Pg-Grenze in Gubbio, Italien, vorhanden war . Die Alvarezes und Kollegen berichteten, dass es eine ungewöhnlich hohe Konzentration von Iridium enthielt , einem chemischen Element, das auf der Erde selten ist, aber in Asteroiden häufig vorkommt. Die Iridiumkonzentrationen in dieser Schicht lagen bis zu 160-mal über der Hintergrundkonzentration. Es wurde die Hypothese aufgestellt, dass das Iridium in die Atmosphäre verteilt wurde, als der Impaktor verdampfte und sich neben anderem Material, das durch den Aufprall hochgeschleudert wurde, auf der Erdoberfläche absetzte, wodurch die Schicht aus mit Iridium angereichertem Ton entstand. Zu dieser Zeit war man sich nicht einig darüber, was das Aussterben der Kreidezeit und des Paläogens und die Grenzschicht verursachte, mit Theorien wie einer nahe gelegenen Supernova , dem Klimawandel oder einer geomagnetischen Umkehrung . Die Auswirkungshypothese der Alvarezes wurde von vielen Paläontologen abgelehnt, die glaubten, dass der Mangel an Fossilien nahe der K-Pg-Grenze - das "Drei-Meter-Problem" - auf ein allmählicheres Absterben fossiler Arten hindeutete.

Es besteht ein breiter Konsens darüber, dass der Chicxulub-Impaktor eher ein Asteroid mit einer kohligen Chondrit- Zusammensetzung als ein Komet war. Der Impaktor hatte einen Durchmesser von etwa 10 Kilometern (6,2 Meilen) – groß genug, dass er auf Meereshöhe höher als der Mount Everest gewesen wäre .

Strategien zur Ablenkung von Asteroiden

Künstlerisches Konzept der weiträumigen Struktur des erdnahen Asteroiden 2011 MD

Verschiedene Kollisionsvermeidungstechniken haben unterschiedliche Kompromisse in Bezug auf Metriken wie Gesamtleistung, Kosten, Ausfallrisiken, Betrieb und Technologiebereitschaft. Es gibt verschiedene Methoden, um den Kurs eines Asteroiden/Kometen zu ändern. Diese können durch verschiedene Arten von Attributen wie die Art der Minderung (Ablenkung oder Fragmentierung), die Energiequelle (kinetisch, elektromagnetisch, gravitativ, solar/thermisch oder nuklear) und die Annäherungsstrategie (Abfangen, Rendezvous oder Gegenstelle).

Strategien fallen in zwei Grundgruppen: Fragmentierung und Verzögerung. Die Fragmentierung konzentriert sich darauf, den Impaktor unschädlich zu machen, indem er fragmentiert und die Fragmente so verstreut werden, dass sie die Erde verfehlen oder klein genug sind, um in der Atmosphäre zu verglühen. Delay nutzt die Tatsache aus, dass sich sowohl die Erde als auch der Impaktor im Orbit befinden. Ein Aufprall tritt auf, wenn beide gleichzeitig denselben Punkt im Weltraum erreichen, oder genauer gesagt, wenn ein Punkt auf der Erdoberfläche die Umlaufbahn des Impaktors schneidet, wenn der Impaktor ankommt. Da die Erde einen Durchmesser von etwa 12.750 km hat und sich mit ca. Mit einer Geschwindigkeit von 30 km pro Sekunde auf seiner Umlaufbahn legt er eine Strecke von einem Planetendurchmesser in etwa 425 Sekunden oder etwas mehr als sieben Minuten zurück. Das Verzögern oder Vorziehen der Ankunft des Impaktors um Zeiten dieser Größenordnung kann, abhängig von der genauen Geometrie des Aufpralls, dazu führen, dass er die Erde verfehlt.

Projekt Icarus “ war eines der ersten Projekte, das 1967 als Notfallplan für den Fall einer Kollision mit 1566 Icarus entworfen wurde . Der Plan stützte sich auf die neue Saturn-V -Rakete, die ihren Erstflug erst nach Fertigstellung des Berichts absolvierte. Es würden sechs Saturn-V-Raketen verwendet, die jeweils in variablen Intervallen von Monaten bis Stunden vor dem Aufprall gestartet würden. Jede Rakete sollte mit einem einzelnen 100-Megatonnen -Atomsprengkopf sowie einem modifizierten Apollo-Servicemodul und einem unbemannten Apollo-Befehlsmodul zur Führung zum Ziel ausgestattet werden . Die Sprengköpfe würden 30 Meter von der Oberfläche entfernt explodieren und den Asteroiden ablenken oder teilweise zerstören. Abhängig von den nachfolgenden Auswirkungen auf den Kurs oder der Zerstörung des Asteroiden würden spätere Missionen nach Bedarf geändert oder abgebrochen. Der "letzte verzweifelte" Start der sechsten Rakete würde 18 Stunden vor dem Aufprall erfolgen.

Fiktion

Asteroiden und der Asteroidengürtel sind ein fester Bestandteil von Science-Fiction-Geschichten. Asteroiden spielen in der Science-Fiction mehrere potenzielle Rollen: als Orte, an denen Menschen kolonisieren könnten, als Ressourcen für den Abbau von Mineralien, als Gefahren für Raumfahrzeuge, die zwischen zwei anderen Punkten reisen, und als Bedrohung für das Leben auf der Erde oder anderen bewohnten Planeten, Zwergplaneten und natürlichen Satelliten durch mögliche Auswirkungen.

Siehe auch

Anmerkungen

Verweise

Weiterlesen

Externe Links