(2) Pallas

         
 

 (2) Pallas ist mit einem mittleren Durchmesser von 546 km der größte Asteroid und der zweitgrößte Himmelskörper im Asteroiden-Hauptgürtel (zwischen Mars und Jupiter).
Er umkreist die Sonne in einem Abstand von 319 Mio km (Perihel) und 510 Mio km (Aphel). Seine Bahn ist mit 35 Grad ungewöhnlich stark gegen die Ekliptik geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne braucht Pallas 4 Jahre und 225 Tage.
Die beste Sichtbarkeit des Asteroiden Pallas ist, genau so wie die der Planeten, die sich außerhalb der Erdbahn befinden, die Zeit um die Opposition. Diese sind für Pallas :
Datum (scheinbare Helligkeit, Kulminationshöhe, Entfernung von der Erde) 

  • 11. Juni 2015 (9,4 mag, 67°, 357 Mio km)
  • 20. August 2016  (9,2 mag, 53°, 359 Mio km)
  • 1. November 2017 (8,1 mag)
     
     
  Pallas  
Planetoid Pallas aufgenommenen 2007 mit dem Hubble Weltraumteleskop aus einer Entfernung von 338 Mio km.

Umlaufbahn von Pallas (blau) zwischen Mars und Jupiter

Entdeckung
Pallas wurde am 28. März 1802 von Heinrich Wilhelm Olbers entdeckt und nach der
griechischen Göttin Pallas Athene benannt. Die Entdeckung erfolgte zufällig, als Olbers die ein Jahr zuvor entdeckte und heute als Zwergplanet klassifizierte Ceres aufsuchen wollte. Nach der Entdeckung von Ceres hatte Olbers, wie die anderen Astronomen seiner Zeit, nicht damit gerechnet, noch einen weiteren Planeten zwischen Mars und Jupiter zu finden, da man glaubte, den von der Titus-Bode-Reihe vorhergesagten Planeten in diesem Bereich des Sonnensystems gefunden zu haben. Olbers vertrat daher die Hypothese, dass es sich bei Ceres und Pallas um Bruchstücke eines größeren, zerbrochenen Planeten handele.
Die Entdeckung beflügelte die Tätigkeit der so genannten Himmelspolizei der europäischen Sternwarten; sie war 1800 gegründet worden, um systematisch nach vermuteten Kleinplaneten zu suchen. Mit Olbers und Harding gelang zwei Mitgliedern dieser Organisation 1804 und 1807 auch die Entdeckung der Asteroiden (3) Juno und (4) Vesta.
Ebenso wie Ceres wurde Pallas unmittelbar nach ihrer Entdeckung als vollwertiger Planet angesehen, somit galten im Jahr 1802 neun Himmelskörper als Planeten. Nach der Entdeckung von Juno und Vesta erhöhte sich die Zahl der „Planeten“ bis 1807 auf elf. Dabei blieb es bis 1845. Dann wurde mit (5) Astraea der fünfte Asteroid entdeckt, und auch dieser zunächst als Planet geführt. Nach der Entdeckung des „echten“ Planeten Neptun im Jahr 1846 galten sogar 13 Himmelskörper als Planeten. Da sich aber ab 1847 die Neuentdeckungen von Asteroiden häuften, wurden diese fortan von den „großen Planeten“ unterschieden, deren Zahl dadurch wieder auf acht sank.

 

Wilhelm Herschel, der 1781 Uranus entdeckt hatte, versuchte den Durchmesser von Ceres und Pallas zu bestimmen, was ihm einige Schwierigkeiten bereitete: Die beiden Objekte erschienen in seinem Teleskop praktisch sternförmig (also ohne messbare Ausdehnung wie die klassischen Planeten). Herschel schlug daher bereits 1802 vor, Ceres und Pallas als „Asteroiden“ (griechisch für „sternartig“), zu bezeichnen und damit von den großen Planeten abzugrenzen. Seine Ansicht wurde zu dieser Zeit aber nur von wenigen Astronomen geteilt. Erst als um 1850 die Zahl der zwischen Mars und Jupiter gefundenen Himmelskörper rasch anstieg, wurden sie unter den Bezeichnungen „Asteroiden“, „Planetoiden“, „Kleine Planeten“ oder „Kleinplaneten“ zusammengefasst. Seit dem 24. August 2006 wird außerdem Ceres als Zwergplanet bezeichnet.

Eigenschaften
Pallas hat ein Zwanzigtausendstel der Erdmasse, seine Form ist ein Ellipsoid mit den Achsenlängen 582 x 556 x 500 km. Damit ergibt sich eine Dichte von 2,8 g/cm3.
Man vermutet, dass seine Zusammensetzung ähnlich der der Chondrit Meteoriten ist. Diese bilden 86% aller Meteoriten. Sie bestehen vorwiegend aus den Mineralien Olivin, Pyroxen und Plagioklas.
Es wird diskutiert, ob Pallas ein Protoplanet ist. Ein Protoplanet ist nach der verbreitetsten Theorie die Bezeichnung für den Vorläufer eines Planeten. Das Entwicklungsstadium steht in der Planetengeschichte zwischen den Planetesimalen und den fertigen Planeten.

 

   

Die Titus-Bode-Reihe ist eine von Johann Daniel Titus (1729-1796) empirisch gefundene und von Johann Elert Bode (1747-1826) bekanntgemachte numerische Beziehung, nach der sich die Abstände der meisten Planeten von der Sonne mit einer einfachen mathematischen Formel näherungsweise allein aus der Nummer ihrer Reihenfolge herleiten lassen.
Nach der Formulierung von Titius und Bode ergibt sich als ursprüngliche Formel:
Rn   =   4 + 3×2n
Der Exponent n steht, beginnend bei Merkur, für die Folge der Werte −∞, 0, 1, 2, 3, 4, 5, 6 usw.
So ergibt sich von Merkur bis Saturn die Zahlenfolge 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100 …
Wird der Erdbahndurchmesser mit 10 Einheiten angenommen, so weichen die Werte der Bahndurchmesser der anderen Planeten um nicht mehr als 5% vom tatsächlichen Wert ab.   

 

 

Die gerundeten (und genauen) Verhältnisse zwischen den Umlaufzeiten der Planeten

Merkur 2:5 (2:5,11) Venus
Venus 8:13 (8:13,004) Erde
Erde 1:2 (1:1,88) Mars
Mars 2:5 (2:4,89) (Ceres)
(Ceres) 2:5 (2:5,15) Jupiter
Jupiter 2:5 (2:4,97) Saturn
Saturn 1:3 (1:2,85) Uranus
Uranus 1:2 (1:1,96) Neptun
Neptun 2:3 (2:3,01) (Pluto)

 

Planet

Titus-Bode
Zahl

Bahn in Erdbahnen

Bahndurchm gemessen [AE] 

Abweichung [%]

Merkur

4

0,4

0,387

3,2

Venus

7

0,7

0,72

2,9

Erde

10

1

1

0

Mars

16

1,6

1,52

0,05

(Asteroiden)

28

2,8

2,9

0,04

Jupiter

52

5,2

5,2

0

Saturn

100

10,0

9,55

4,5

Uranus

196

19,6

19,2

2,0

Neptun

-

 

30,9

 

   

Für die Titius-Bode-Reihe gibt es keine gesicherte Erklärung, warum sich die Abstände der Planeten so darstellen lassen und warum diese Beziehung gerade so und nicht anders aussieht. Die numerische Regel weist darauf hin, dass bei der Bildung des Planetensystems eine Gesetzmäßigkeit zu Grunde liegt, die noch nicht verstanden ist.
Auch für die himmelsmechanische Organisation des Planetensystems ist die Betrachtung der Umlaufzeiten. Die Umlaufperioden der jeweils benachbarten Planeten befinden sich zueinander in Kommensurabilität; das heißt, sie stehen in einem Verhältnis, das auf einem gemeinsamen Maß beruht und sich – teils annähernd, teils ziemlich exakt – durch kleine ganze Zahlen ausdrücken lässt:

Planetesimale    
Als sich die Hauptmasse des Sonnennebels zu einer Protosonne verdichtete, formten im Umkreis verbliebene Gas- und Staubteilchen eine zirkumsolare Akkretiosscheibe. In dieser protoplanetaren Scheibe haben sich Staubteilchen durch Akkretion bzw. durch Verkleben aufgrund der Adhäsionskraft zu bis etwa kilometergroßen Planetesimale geballt. Diese vereinten sich durch ihre Gravitation zu größeren Materieverdichtungen, den Protoplaneten, welche in etwa die Größe des Mondes erlangen konnten. Sie waren bereits genügend massereich, um durch ein hydrostatisches Gleichgewicht eine annähernde Kugelform zu erlangen und durch Differentiation (Trennung der Ursubstanz in ihre Bestandteile) ihres Inneren einen Schalenaufbau auszubilden. Das weitere Wachstum bis zu einem ausgewachsenen Planeten ist allein durch die Gravitation nicht möglich, sondern kommt durch Kollisionen mit anderen Planetesimale auf sich kreuzenden Umlaufbahnen zustande, die auch zu Zertrümmerungen führen.