3. Asteroiden des Sonnensystems


3.1 Ursprung

In der protoplanetaren Scheibe des frühen Sonnensystems, haben sich Staubpartikel, zunächst durch elektrostatische und anschließend durch gravitative Kräfte, zu Planetisimale verbunden. Unter den Planetisimale kam es zu Kollisionen, wodurch einige in kleinere Körper zersplittert sind, während andere sich zu noch größeren Körpern verbunden haben. Auf diese Art und Weise entstanden die uns bekannten Planeten und Monde des Sonnensystems. Die Phase des schnellen Anwachsens der Planeten in den ersten hundert Jahrmillionen wird die Phase des schweren Bombardements genannt. Nach Bennett et al. (2009) liefern Analysen von Meteoriten, (Fern-)Erkundungsmethoden und Computersimulationen Hinweise, dass Asteroiden und Kometen die verbliebenen Planetisimale aus den Ursprüngen des Sonnensystems sind. Dabei ist nach Spohn et al. (2014) auffällig, dass die Verteilung der Asteroidengröße über die Anzahl einem Potenzgesetz folgt: Die Anzahl an Asteroiden nimmt mit sinkender Größe zu. Daraus kann man ableiten, dass die größte Anzahl an Asteroiden lediglich Bruchstücke größerer Körper sind und nur ein kleiner Teil der Asteroiden seine ursprüngliche Form erhalten konnte. Bestätigt wird diese Theorie durch Zählungen von Einschlagskratern und die Bestimmung ihrer Durchmesser auf anderen terrestrischen Körpern, wie bspw. dem Mond.

3.2 Orbitale Parameter und Klassifikation

Anfang 2013 waren bereits 353.926 Asteroiden mit ihren zugehörigen orbitalen Parametern bekannt (Spohn et al., 2014). Nach Spohn et al. (2014) ist der Asteroidengürtel der Bereich mit der höchsten Konzentration an Asteroiden im Sonnensystem. Dabei reicht der Gürtel von 1,8 bis 4,0 AE und liegt damit zwischen den Orbits des Mars und des Jupiters. Die Asteroiden besitzen bezüglich der Sonne denselben Drehsinn wie Planeten, die Bahnen sind jedoch meist elliptischer und die Bahnebenen stärker zur Ekliptik geneigt als die der Planeten. Auch wenn der Asteroidengürtel dicht bevölkert scheint, beträgt der mittlere Abstand zwischen zwei Mitgliedern rund 1 Millionen Kilometer (Bennett et al., 2009). Die Verteilung der Asteroiden innerhalb des Gürtels ist keinesfalls willkürlich, sondern wird von der Bahnresonanz des Jupiters beeinflusst. Dabei befinden sich nur wenige Asteroiden in Resonanz mit dem Jupiter. Diese Lücken in der Verteilung der Asteroiden werden Kommensurabilitätslücken oder auch Kirkwood-Lücken, nach dem Entdecker dieses Phänomens, genannt. Ein Beispiel ist die Hestia-Lücke, benannt nach dem Asteroiden (46) Hestia, bei 2,5 AE. Dieser Abstand entspricht der 3:1-Resonanz des Jupiters (Zimmermann & Weigert, 1999). Dem gravitativen Einfluss des Jupiters ist es auch zuzuschreiben, dass kein weiterer terrestrischer Planet zwischen Mars und Jupiter entstanden ist, auch wenn die ursprüngliche Masse der Planetisimale groß genug gewesen sein dürfte. Im Laufe der Entwicklung des Sonnensystems wurden die meisten Planetisimale durch den Jupiter aus dieser Region abgelenkt und stießen mit den inneren Planeten zusammen oder wurden aus dem Sonnensystem herausgeschleudert. Die heutige Gesamtmasse der Körper im Asteroidengürtel beträgt nur noch einen Bruchteil jedes terrestrischen Planeten (Bennett et al., 2009).

 

Im inneren Sonnensystem gibt es deutlich weniger Asteroiden, da die vier inneren Planeten einen Großteil der Planetisimale entweder aus dem inneren Sonnensystem herausgeschleudert haben oder diese auf den Planeten eingeschlagen sind (Bennett et al., 2009). Asteroiden die im Gürtel jedoch durch die gravitativen Wechselwirkungen in die Bereiche der Lücken gelangen, können nach Zimmermann & Weigert (1999) in das innere Sonnensystem abgelenkt werden. Die Asteroiden, welche die Bahnen der inneren Planeten kreuzen, werden Erdnahe Objekte (Near Earth Objects kurz NEOs) genannt. Nach Spohn et al. (2014) beträgt die Anzahl an bekannter NEOs etwa 9600 (Stand 2013) und bei 850 handelt es sich um Körper mit einem Durchmesser größer als 1 km. Diese zweite und vergleichsweise kleine Klasse an Asteroiden wird aufgrund ihrer sehr verschiedenen orbitalen Parameter in kleinere Gruppen unterteilt. Asteroiden, deren Perihel das Aphel der Erde (ca. 1,017 AE) nicht unterschreiten aber dadurch die Marsbahn kreuzen, werden in die Amor-Gruppe eingeteilt. Eine für die Erde sehr gefährliche Gruppe sind die Apollo-Asteroiden. Deren große Halbachse ist größer als 1 AE und das Perihel kleiner als das Erden-Aphel. Sie kreuzen damit die Erdbahn von außen kommend. Ebenfalls gefährlich sind die Asteroiden der Aten-Gruppe. Diese Körper haben eine große Halbachse die kleiner ist als 1 AE und ein Aphel größer als das Erden-Perihel. Sie kreuzen damit die Erdumlaufbahn von innen kommend. Es gibt noch weitere Gruppen, auf die im Sinne der Übersichtlichkeit nicht eingegangen werden soll. Die genannten NEOs bewegen sich, aufgrund von Gravitationswechselwirkungen, auf dynamisch instabilen Umlaufbahnen und die mittlere Lebensdauer beträgt 100 Millionen Jahre. Die meisten NEOs kollidieren früher oder später mit den inneren terrestrischen Planeten bzw. dem Erdmond (Zimmermann & Weigert, 1999).

 

Außerhalb des Asteroidengürtels gibt es zwei wichtige Häufungen an Asteroiden: Die erste Häufung tritt bei einer Distanz von 3,97 AE auf und dies entspricht einer 3:2-Resonanz mit dem Jupiter. Benannt ist diese Gruppe nach dem Asteroiden (153) Hilda (Zimmermann & Weigert, 1999 sowie Spohn et al., 2014). Eine zweite wichtige Häufung tritt bei einer 1:1-Resonanz mit dem Jupiter auf. Die sogenannten Trojaner besitzen dieselbe orbitale Distanz zur Sonne wie der Jupiter und eilen diesem in einer dynamisch stabilen Zone um 60° (Bahnwinkel) voraus und nach. Bisher sind 5928 (Stand 2013) Trojaner des Jupiters bekannt (Spohn et al., 2014). Das Auffinden eines Trojaner ist nach Bennett et al. (2009) schwieriger als das Auffinden von NEOs oder Gürtel-Asteroiden. Die Objekte sind einerseits weiter entfernt und anderseits reflektieren sie, vermutlich durch Kohlenstoffeinlagerungen, weniger Sonnenlicht. Es sei noch erwähnt, dass jeder Planet Trojaner in seiner Umlaufbahn haben kann. Beispielsweise ist der Asteroid (5261) Eureka der erste gefundene Mars-Trojaner (Zimmermann & Weigert, 1999).

 

Nach Spohn et al. (2014) existiert noch eine weitere wichtige Klasse an Asteroiden: Die Zentauren. Der Begriff Zentaur beschreibt jeden Körper außerhalb der Saturn-Umlaufbahn, der die Umlaufbahn einer der Planeten des Sonnensystems kreuzt. Bei dieser Klasse zeigen sich die im Unterkapitel 2.1 benannten Schwierigkeiten der Bestimmung sehr deutlich. Der Asteroid (2060) Chiron, nach dessen Entdeckung diese Klasse eingeführt wurde, könnte ein Objekt sein, welches aus dem Kuipergürtel nach innen bewegt wurde. Ein Objekt wird daher im Zweifel so lange den Zentauren zugeordnet, bis bessere Beobachtungen die Kometen-Natur beweisen.

 

Der Kuipergürtel ist die äußerste Ansammlung an Objekten im Sonnensystem. Er erstreckt sich vom Orbit des Neptuns bis zu einem Abstand von 1000 AE. Eine Gruppe an Kuipergürtel-Objekten möchte ich herausgreifen. Es handelt sich dabei um die sogenannten Plutoiden, eine Gruppe von Objekten – der Zwergplanet Pluto eingeschlossen – die in der 3:2-Resonanz des Neptuns kreisen (Spohn et al., 2014).

3.3 Asteroiden-Familien

Der japanische Astronom K. Hirayama beobachtete 1918, dass es im Asteroidengürtel räumlich enge Ansammlungen von Asteroiden mit ähnlichen Bahnparametern gibt. Diese Ansammlungen werden Asteroiden-Familien bzw. Hirayama-Familien genannt und könnten durch das Zerbrechen eines größeren Planetoiden entstanden sein. Die gravitative Wechselwirkung der Planeten sorgte anschließend für eine räumliche aber dennoch begrenzte Aufteilung der Bruchstücke (Spohn et al., 2014).