Planetoiden oder Asteroiden  
 

Allgemein hat sich die Bezeichnung Asteroid durchgesetzt

Asteroiden sind Zwergplaneten und Kleinkörper, die die Sonne hauptsächlich im Planetoidengürtel zwischen Mars- und Jupiterbahn umkreisen.
Angefangen von der Größe eines Kieselsteins haben sie auch die Größe von Felsbrocken bis zu 1400 [Km] Durchmesser. Heute sind etwa 5500 Körper im Planetoidenhauptgürtel bekannt.
Einige befinden sich auch auf den Librationspunkten von Mars- und Jupiterbahn.
Die größten sind

1 Ceres
2 Pallas
3 Juno
4 Vest

AE ist eine Astronomische Einheit - das ist die mittleren Entfernung der Erde von der Sonne: 149,59 Millionen Kilometer.

 
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Entdeckung

 
  Nach der Titius-Bodeschen Reihe, die seit 1766 bekannt ist, sollte sich eigentlich zwischen Mars und Jupiter ein Planet befinden. Doch alle Suche blieb trotz Einsatz von Fernrohren vergeblich. So wurde schließlich in Astronomenkreisen diskutiert, ob der Planet vielleicht zerstört worden sein könnte
Giuseppe Piazzi wurde am 1. Januar 1801 fündig und entdeckte einen "neuen Stern", der sich wie ein Planet verhielt. Aus den wenigen Beobachtungsdaten eine Bahn zu berechnen, war schwierig. So entwickelte der junge Carl Friedrich Gauss eine neue Methode zur Bahnberechnung, und schon ein Jahr später wurde Ceres (der Planetoid mit der Nummer 1) wieder aufgefunden.
Der deutliche Astronom Max Wolf führte die Photografien in die Astronomie ein. Ursprünglich für Gasnebel eingesetzt, wurden mit ihrer Hilfe, an der von ihm gegründeten Heidelberger Landessternwarte 800 Planetoiden gefunden.
 
 

Benennung

 
  Benannt hatte man die Planetoiden, die nun einer nach dem anderen entdeckt wurden, zunächst nach griechischen oder römischen Gottheiten: Pallas, Athene (1802), Juno (1804), Vesta (1807).In der Reihenfolge ihrer Entdeckung erhalten Planetoiden eine fortlaufende Numme Bald aber war der Vorrat an Namen erschöpft, und man ging neben einer Nummer zu weltlichen Namen über, wobei die Nomenklatur merkwürdige Blüten trieb: (933) Susi, (1034) Mozart, (526) Jena, (1773) Rumpelstilz oder (3623) Chaplin.  
 

Bahnen

 
 
Einige der Kleinplaneten weisen recht ähnliche Bahnen auf, die man deshalb zu Gruppen zusammenfasst. Die einzelnen Gruppen werden z.T. nach ihren bekanntesten Vertretern benannt. Eine Gruppe von Planetoiden kreuzt die Marsbahn und ihre Bahnen verlaufen sogar ein wenig auf derjenigen der Erde, wir bezeichnen sie als die Amor- Gruppe. Die Apollo- Gruppe kreuzt die Erdbahn und dringt somit noch etwas tiefer ins Innere des Sonnensystems. Innerhalb der Erdbahn bewegt sich sogar eine weitere Gruppe, die Aten- Planetoiden
 
 
Wenn man die Häufigkeit der Planetoiden im Hauptgürtel in Abhängigkeit von ihrem mittleren Sonnenabstand in ein Diagramm einträgt, fällt sofort auf, dass in bestimmten Abständen Lücken existieren. Diese treten immer dann auf, wenn die Umlaufperioden von Jupiter und Planetoid in einem ganzzahligen Verhältnis stehen. Man spricht hier von Kommensurablität. Ein Verhältnis von 2 : 1 besagt z.B., dass Jupiter einmal die Sonne umläuft, während der Planetoid in derselben Zeit zwei Umläufe vollbringt.
An diesen Resonanzstellen, Kommensurabilitäts- oder Kirkwood- Lücken genannt, wird man daher kaum Planetoiden antreffen. Im Diagramm sind als Beispiel besonders gekennzeichnet die Hestia- ((46) Hestia) und die Hecuba- ((108) Hecuba) Lücke.
Jupiter nimmt durch seine große Masse erheblichen Einfluss auf die Bahnen anderer Körper. Steht seine Umlaufperiode in einem festen Verhältnis zu derjenigen eines Planetoiden, so wird stets an derselben Stelle der Bahn eine Kraft auf den Kleinkörper ausgeübt, welche ihn schließlich aus seiner Bahn verdrängt. Das erklärt die z.T. großen Exzentrizitäten (Abweichung von der Kreisform) der Planetoidenbahnen und dass sie bis zur Mars- und Erdbahn gelangen.
  Außerdem gibt es Planetoiden an den Librations- oder Lagrange-Punkten.
Die Lagrange-Punkte sind bezogen auf die Planeten jene Punkte im Schwerkraftfeld des Sonnensystems, an denen sich die Anziehungskräfte der Sonne und des jeweiligen Planeten gegenseitig aufheben.
Diese speziellen Örter der Planetenbahnen lassen sich im Sonderfall, wenn der dritte Körper eine sehr kleine Masse gegenüber den beiden anderen Partnern hat, analytisch berechnen.

 

 

 

Die Abbildung zeigt diese 5 besonderen Lagrange Örter. Nehmen wir als Beispiel das System Erde-Sonne. Dann ergeben sich zunächst, einfach ersichtlich, die Lagrange
Punkte L1, L2 und L3 aus dem gravitativen Gleichgewicht auf der Verbindungslinie Erde-Sonne. In diesen Punkten sehen die Himmelskörper in erster Nährung den gemeinsamen Schwerpunkt Erde/Sonne, der sich innerhalb der Sonne befindet.
Die leicht unterschiedlichen Umlaufsgeschwindigkeiten werden durch die gravitative Bindung dieser Punkte ausgeglichen. (geringeres gravitatives Potensial in diesen Punkte).
Schwieriger zu verstehen sind L4 und L5, die sich auf der Erdbahn befinden. Dabei liegt L4 60° vor und L5 60° hinter der Erde.

Die Gruppe der Trojaner befinden sich an den Punkten L4 und L5, weil dort die Umlaufbahn stabil ist. (Position kann ohne Energieaufwand gehalten werden). Diese Gruppen von Planetoiden gibt es auf den Bahnen von Erde, Mars und Jupiter.

 
 
Die Lagrange Punkte L1 und L2 sind für die Weltraumfahrt wichtig: Auf dem Punkt L1 befindet sich die Sonnensonde Soho (zur Sonnenbeobachtung). An L2 soll ein Weltraumteleskop positioniert werden, weil die Umlaufbahn um die Sonne an diesen Punkten synchron zur Erde sind (gleiche Geschwindigkeit - nicht schneller oder langsamer). Damit ist die Funkverbindung zur Sonde jederzeit möglich.
 
 

Entstehung der Planetoiden

 
  1. Theorie: Reste, aus denen sich durch die Gravitationsstörung anderer Planeten, kein Planet bilden konnte.
2. Theorie:  Der Planet, der in diesem Sonnenabstand nach dem 2. Keplerschen Gesetz existieren muss, ist durch einen Zusammenstoß mit einem andern Körper zerstört worden.
 
 

Im Folgenden wollen wir Beobachtungsergebnisse ansehen und bezüglich Theorie 1 und Theorie 2 bewerten.
Zu Theorie 1 und 2: Rechnet man die Massen aller Asteroiden zusammen (es sind mehr als 40000!), kommt man noch lange nicht auf die Masse, die ein Planet haben sollte. Nicht einmal für unseren Mond befindet sich genug Material im Asteroidengürtel. Dies favorisiert die Entstehung nach Theorie 1.
Betrachten wir die Typen von Asteroiden, so erhalten wir folgendes Bild:
Innerhalb des Asteroidengürtels gibt es verschiedene Typen von Himmelskörpern. Im inneren Bereich sind vorwiegend die Gesteinsbrocken vom zweithäufigsten Typ mit heller silikathaltiger Beschaffenheit welche viel Licht reflektieren (hoher Albedo) zu finden (S-Typ).
Der äußere Bereich wird überwiegend bevölkert durch die Astroiden vom C-Typ mit dunkler, kohlenstoffartiger Oberfläche. Darüber hinaus befinden sich 12 weitere, sehr unterschiedliche Asteroidentypen in dieser Region, die aber einen geringeren Anteil gegenüber den C- und S-Typen haben.
Die klassische Theorie zur Entstehung des Asteroidengürtels besagt, dass der Planet Jupiter durch seine große Masse die Bildung eines Planeten an der Stelle des Asteroidengürtels, verhindert hat.
Jedoch kann dieser Theorien nicht erklären, wie es zur lokalen Trennung der verschiedenen Asteroidentypen kommt. (S-Typ innere Bahnen – C-Typ äußere Bahnen). Jupiter müsste die 2000-fache Masse haben. (zweite Sonne) 

Um die lokale Trennung der Asteroiden zu erklären, stellten Raymond und Izidoro eine erweiterte Theorie auf. Sie geht von einem modifizierten Ansatz für die Entstehung der Himmelskörper im gesamten Sonnensystem aus. Dieser weicht von der gängigen Theorie allerdings nur geringfügig ab. Alle Himmelskörper sind aus einer gemeinsamen Gas- und Staubwolken hervorgingen, so die gängige Theorie. Danach war der Anteil an fester Materie im inneren Sonnensystem, wie auch nach klassischer Sicht, höher und der äußere mehr mit gasförmiger Materie durchsetzt.
Neu ist die scharfe Trennung zwischen beiden Bereichen und dass sich in einer Lücke zwischen den Regionen zunächst keine Himmelskörper befanden. Diese haben durch enge Begegnungen und Zusammenstößen mit anderen Asteroiden und Planetesimalen ihre Bahnen geändert und sind erst später dort hingelangt. Asteroiden mit heller Oberfläche aus dem inneren und solche mit dunkler Oberfläche aus dem äußeren Sonnensystem haben den Gürtel von innen und außen her besiedelt. Damit ließe sich auch die Aufteilung zwischen hellen und dunklen Asteroiden im Gürtel erklären und warum es keine große Durchmischung der verschiedenen Typen gegeben hat.  
Die Asteroiden im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter sind doch Überreste aus der Zeit der Entstehung des Sonnensystems, nur das sie überall im Sonnensystem entstanden und durch eine Art „Migration“ an die Nahtstelle zwischen den Gesteins- und den Gasplaneten gelangten.

Aus Abenteuer Astronomie 21.9.2017

 
 

Typen und Zusammensetzung

 
 

S-Planetoiden: silikathaltig, sind relativ hell und bestehen aus Nickel, Eisen, Magnesium-Silikat, 17% der bekannten Planetoiden sind S-Planetoiden und bevölkern den inneren Planetoidengürtrel

M-Planetoiden: enthalten metallisches Eisen und sind recht hell, sie sind in der mittlere Region des Hauptgürtels zu finden.

C-Planetoiden: bestehen aus Kohlenstoff, 75% der bekannten Planetoiden gehören zu dieser Gruppe und umkreisen die Sonne in den äußere Bereichen des Hauptgürtels.

P- und D-Planetoiden: sie sind kohlenstoffhaltig, erscheinen rötlich und sind sehr selten.


E-Planetoiden (von Enstatit): sie sind heller als S-Planetoiden und verwandt mit den Steinmeteoriten (Achondriten).     

 
 

Jarkowski-Effekt

 

Der Jarkowski-Effekt wurde 2003 im Fall des Asteroiden Golevka und anderen Objekten, bestätigt. Golevka ist ein relativ unauffälliges, durchschnittlich großes erdnahes Objekt von rund 0,5 km Größe. Trotz der sehr geringen Kraft des Effektes wurde der Asteroid in nur 12 Jahren ca. 15 km von seiner Bahn abgelenkt.
Die Ursache für den Jarkowski-Effekt liegt in der unterschiedlich starken Erwärmung der Asteroidenoberflächen. Die „Nachmittagsseite“ ist dabei wärmer als die „Vormittagsseite“, da Letztere durch die vorangehende Nacht ausgekühlt ist. Der Grad der Erwärmung und die Stärke des Effektes hängen dabei u. a. noch von der Rotation, der Oberflächenbeschaffenheit (Albedo) und der Wärmeleitfähigkeit des Asteroiden ab.  Von der wärmeren Seite geht mehr Wärmestrahlung als von der kälteren aus; entsprechend dem unterschiedlichen Strahlungsdruck kommt es zu einer, wenn auch sehr geringen Kraft auf den Himmelskörper.

 
 
 

Von besonderem Interesse ist die Kraftwirkung tangential zur Umlaufbahn, die zu einer Beschleunigung oder Verlangsamung des Himmelskörpers führt. Als Folge werden die Bahnen von Asteroiden, die sich in Richtung ihrer Flugbahn um die eigene Achse drehen (prograd), nach außen gedrückt: Die Oberfläche des Asteroiden wird von der Sonne erwärmt und dreht sich, wie im Bild rechts, weiter. Die gerade erwärmte Seite befindet sich zunächst auf der Rückseite zur Bewegungsrichtung. Die erwärmte Seite übt einen größeren Strahlungsdruck aus als die kühlere Seite. Dadurch wird der Asteroid leicht beschleunigt und erhält damit eine höhere Umlaufbahn um die Sonne.  

 

Verläuft die Eigendrehung dagegen entgegen der Flugbahn (retrograd), wird die Bahn nach innen verändert: Die gerade erwärmte Seite befindet sich jetzt in Richtung der Umlaufbahn und der Strahlungsdruck führt zu einer Abbremsung des Asteroiden. Das bedeutet, er fällt auf eine tiefere Umlaufbahn.

 
 

Weitere Forschungen der polnischen Adam-Mickiewicz-Universität zeigten, dass allgemein Bahnänderungen von Asteroiden in Richtung inneres Sonnensystem nicht nur durch Zusammenstöße, sondern in hohem Maße durch den Jarkowski-Effekt verursacht werden.

 
  Ergänzung aus Spektrum der Wissenschaft 2015/9 S50 bis 59    
 

Astronomen haben lange nach einer Quelle für das Wasser auf der Erde gesucht.

Es muß nach der Entstehung des Erde – Mond Systems von außen auf die Erde gebracht worden sein. Da durch ständige Einschläge von Planetesimale die Oberfläche der jungen Erde so aufgeheizt wurde, daß sich kein Wasser halten konnte.  

Wie kann heute bestimmen werden wie das Wasser auf die Erde gebracht wurde? Der Schlüssel dazu ist das Deuterium – Verhältnis im Wasser.
Mögliche Kandidaten sind Kometen, die das Wasser auf die Erde brachten. In den 1980er und 1990er Jahren bestimmte man erstmals das Verhältnis von Deuterium (D) zu Wasserstoff (W) in Kometen der Oort´schen Wolke.
Deuterium ist ein schweres Isotop des Wasserstoffs, das zusätzlich zum Proton ein Neutron in seinem Atomkern enthält. Die Häufigkeit von Deuterium im Verhältnis zu normalem Wasserstoff liefert eine Art Fingerabdruck für die Geschichte eines Himmelskörpers.
Wenn die irdischen Ozeane also aus geschmolzenen Kometen entstanden sind, müsste ihr D/H Verhältnis dem der heutigen Kometen gleichen.
Die Kometen aus der Oort´schen Wolke besitzen einen doppelt so hohen D/W-Wert wie das Meerwasser. Folglich muß der größte Teil des Wassers auf der Erde einen anderen Ursprung haben.   

Ein bis heute andauernder Beschuss mit Material aus dem Weltraum sind die Meteoriten, kleine Bruchstücke von Asteroiden.
Das ein großer Teil der Meteoriten von Asteroiden stammt, zeigt eine Untersuchung der verschiedenen Meteoritentypen.
Alle dieser Meteoritentypen besitzen eine unterschiedliche chemische Zusammensetzung. Viele der wasserarmen, steinigen Meteoriten stammen von Asteroiden, die ihre Bahn am inneren Rand des Asterioidengürtels ziehen. (doppelt so weit von der Sonne entfernt wie die Erde)
Kohlige Chondrite dagegen, Meteoriten aus hydratisierten Mineralien und Karbonaten, stammen von relativ feuchten Asteroiden am äußeren Rand des Gürtels, etwa auf halben Weg zu Jupiter. Sie enthalten bis zu mehreren Gewichtsprozent an Wasser.
„Anfang 2014 beobachteten Astronomen, dass von Ceres etwa 20 000 kg Dampf pro Stunde wegströhmen. Einige Forscher vermuten daher, der Zwergplanet Ceres bestehe zur Hälfte aus Wasser. Die Erde hat etwa die 6000-fache Masse von Ceres. Das bedeutet, dass bereits fünf derartige Objekte genauso viel Wasser enthalten könnten wie die gesamte Erde. Solche Objekte gab es im frühen, chaotischen Sonnensystem viele. Eine Hand voll von ihnen hätte bereits ausgereicht“, um die Erde ihr Wasser zu liefern.
Zitat aus Spektrum der Wissenschaft 2015/9 S. 58

 
 

aktive Asteroiden

 

Die kürzlich entdeckten Asteroiden stellen eine Klasse dar, die in ihren Eigenschaften zwischen Kometen und Asteroiden liegen. Sie umkreisen die Sonne im Asteroiden Hauptgürtel, zwischen Mars und Jupiter.
Aktive Asteroiden besitzen kometenhafte Eigenschaften wie Koma und Schweif.

 
 

Beispiel 288P  

Entdeckt wurde der Asteroid 288P durch das Überwachungsprogramm Spacewatch.
Der Körper 288P, der im Asteroidengürtel zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter um die Sonne kreist, ist der erste beobachtete aktive Doppelasteroid: Er gehört nicht nur zur Gruppe außergewöhnlicher Asteroiden, die Staub und Gas ins All spucken – sondern auch zu den Doppelasteroiden. Er besteht aus zwei getrennten Teilen, die sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt drehen. Das legen Daten des Weltraumteleskops Hubble nahe, die Wissenschaftler unter Leitung des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung jetzt ausgewertet haben. 288P ist somit der erste bekannte aktive Doppelasteroid. Vermutlich zerbrach er vor nicht mehr als 5000 Jahren unter dem Einfluss der eigenen Rotation in zwei Teile. Die beiden Einzelteile, aus denen 288P besteht, messen jeweils etwa einen Kilometer im Durchmesser. Simulationen zeigen, dass der Abstand beider Teile ungewöhnlich groß ist: Sie umkreisen einander auf einer stark elliptischen Bahn mit einem Abstand in der Größenordnung von 100 Kilometern.
In Sonnennähe verhält sich 288P eher wie ein Komet, er sprüht Gas und Staub ins All. Die Ursachen für das ungewöhnliche Staub- und Gasspucken liegt in der Erwärmung seiner Oberfläche.  
(Nach einem Bericht des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung.)

 
 

Der Doppelasteroid nähert sich der Sonne bis auf 2,4 AE (astronomische Einheiten), der entfernteste Punkt seiner Bahn befindet sich 3,7 AE von der Sonne entfernt. Die Umlaufbahn ist nur um 3 Grad gegen die Ekliptik (Bahn der Sonne) geneigt. Er entwickelt in Sonnennähe Koma und Schweif wie ein Komet.
Bisher sind etwa 20 seiner Art bekannt.

Spacewatch ist ein Projekt an der University of Arizona, das auf die Beobachtung von Kleinplaneten (Asteroiden) und Kometen spezialisiert ist. Das Projekt wurde 1980 gegründet. Zur Beobachtung nutzt das Projekt ein 0,9-Meter- und ein 1,8-Meter-Spiegelteleskop auf dem Kitt Peak. Durch die bessere Kenntnis der Kleinplaneten im Sonnensystem erhofft man sich bessere Einsichten in die Entwicklungsgeschichte des Sonnensystems.

 
 

NEO

 
  Near Earth Objekt (Erdnahe Objekte)  
  Übersicht über die Asteroiden  
  letztes Update 15.4.2018