Asteroid

Bilder von besuchten Asteroiden zur Veranschaulichung ihrer Unterschiede: 243 Ida mit seinem Mond Dactyl (der 1-2 km große Punkt rechts), 433 Eros, der erste Asteroid, der umkreist wurde und auf dem eine Landung stattfand (2001), und Ceres, ein wesentlich größerer Asteroid und Zwergplanet mit einer Größe von 1.000 km. ⓘ

Ein Asteroid ist ein Zwergplanet des inneren Sonnensystems. Größe und Form von Asteroiden sind sehr unterschiedlich und reichen von 1-Meter-Felsen bis zu Zwergplaneten mit einem Durchmesser von fast 1000 km; es handelt sich um metallische oder felsige Körper ohne Atmosphäre. ⓘ

Von den rund eine Million bekannten Asteroiden befinden sich die meisten zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, etwa 2 bis 4 AE von der Sonne entfernt, im Hauptasteroidengürtel. Asteroiden werden im Allgemeinen in drei Typen eingeteilt: Typ C, Typ M und Typ S. Diese wurden nach ihrer kohlenstoffhaltigen, metallischen bzw. siliziumhaltigen Zusammensetzung benannt und werden im Allgemeinen als solche bezeichnet. Die Größe der Asteroiden variiert stark; der größte, Ceres, hat einen Durchmesser von fast 1.000 km und gilt als Zwergplanet. Die Gesamtmasse aller Asteroiden zusammen ist geringer als die des Erdmondes. Die meisten Asteroiden des Hauptgürtels folgen leicht elliptischen, stabilen Bahnen, die sich in der gleichen Richtung wie die Erde drehen und drei bis sechs Jahre für eine vollständige Umrundung der Sonne benötigen. ⓘ

Asteroiden wurden in der Vergangenheit von der Erde aus beobachtet; die erste Beobachtung eines Asteroiden aus der Nähe gelang der Raumsonde Galileo. In der Folge wurden von der NASA und der JAXA mehrere spezielle Missionen zu Asteroiden gestartet, und weitere Missionen sind in Planung. NEAR Shoemaker der NASA untersuchte Eros, und Dawn beobachtete Vesta und Ceres. Die JAXA-Missionen Hayabusa und Hayabusa2 untersuchten Itokawa bzw. Ryugu und brachten Proben zurück. OSIRIS-REx untersuchte Bennu und sammelte 2020 eine Probe, die 2023 zur Erde zurückgebracht werden soll. Lucy, die 2021 gestartet wird, hat acht verschiedene Asteroiden auf ihrem Reiseplan, einen aus dem Hauptgürtel und sieben Jupiter-Trojaner. Psyche, die 2023 oder 2024 gestartet werden soll, wird einen metallischen Asteroiden gleichen Namens untersuchen. ⓘ

Erdnahe Asteroiden können das gesamte Leben auf unserem Planeten bedrohen; ein Asteroideneinschlag führte zum Aussterben der Kreidezeit und des Paläogens. Es wurden verschiedene Strategien zur Ablenkung von Asteroiden vorgeschlagen; der Double Asteroid Redirection Test wurde 2021 gestartet und ist derzeit auf dem Weg zu Dimorphos, wo er versuchen wird, die Umlaufbahn des Asteroiden zu verändern, indem er im September 2022 mit ihm zusammenstößt. ⓘ

Als Asteroiden (von altgriechisch ἀστεροειδής asteroeidḗs, deutsch ‚sternähnlich‘), Kleinplaneten oder Planetoiden werden astronomische Kleinkörper bezeichnet, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen und größer als Meteoroiden (Millimeter bis Meter), aber kleiner als Zwergplaneten (ca. tausend Kilometer) sind. ⓘ

Der Begriff Asteroid wird oft als Synonym von Kleinplanet verwendet, bezieht sich aber hauptsächlich auf Objekte innerhalb der Neptun­bahn und ist kein von der IAU definierter Begriff. Jenseits der Neptunbahn werden solche Körper auch transneptunische Objekte (TNO) genannt. Nach neuerer Definition fasst der Begriff Kleinplanet die „klassischen“ Asteroiden und die TNO zusammen. ⓘ

Bislang sind über 1,1 Millionen Asteroiden im Sonnensystem bekannt (Stand: 1. Februar 2022), wobei jeden Monat mehrere Tausend neue Entdeckungen hinzukommen und die tatsächliche Anzahl wohl in mehrere Millionen gehen dürfte. Asteroiden haben im Gegensatz zu den Zwergplaneten definitionsgemäß eine zu geringe Masse, um in ein hydrostatisches Gleichgewicht zu kommen und eine annähernd runde Form anzunehmen, und sind daher generell unregelmäßig geformte Körper. Nur die wenigsten haben mehr als einige hundert Kilometer Durchmesser. ⓘ

Große Asteroiden im Asteroidengürtel sind die Objekte (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, (5) Astraea, (6) Hebe, (7) Iris, (10) Hygiea und (15) Eunomia. ⓘ

Asteroid (433) Eros, von der NEAR-Shoemaker-Sonde aus fotografiert ⓘ

Geschichte der Beobachtungen

Erstes Asteroidenbild (Ceres und Vesta) vom Mars aus - gesehen von Curiosity (20. April 2014). ⓘ

Nur ein Asteroid, 4 Vesta, der eine relativ reflektierende Oberfläche hat, ist normalerweise mit bloßem Auge sichtbar. Wenn er günstig steht, kann 4 Vesta am dunklen Himmel gesehen werden. In seltenen Fällen können kleine Asteroiden, die nahe an der Erde vorbeiziehen, für kurze Zeit mit bloßem Auge sichtbar sein. Im April 2022 verfügte das Minor Planet Center über Daten zu 1.199.224 Kleinplaneten im inneren und äußeren Sonnensystem, von denen etwa 614.690 über genügend Informationen verfügten, um nummerierte Bezeichnungen zu erhalten. ⓘ

Die Entdeckung von Ceres

Im Jahr 1772 veröffentlichte der deutsche Astronom Johann Elert Bode unter Berufung auf Johann Daniel Titius eine Zahlenfolge, die als Titius-Bode-Gesetz bekannt ist (heute diskreditiert). Bis auf eine unerklärliche Lücke zwischen Mars und Jupiter schien Bodes Formel die Bahnen der bekannten Planeten vorherzusagen. Er schrieb die folgende Erklärung für die Existenz eines "fehlenden Planeten":

Dieser letztere Punkt scheint sich insbesondere aus dem erstaunlichen Verhältnis zu ergeben, das die bekannten sechs Planeten in ihren Entfernungen von der Sonne beobachten. Nimmt man den Abstand von der Sonne zum Saturn mit 100 an, so ist Merkur um 4 solcher Teile von der Sonne entfernt. Die Venus ist 4 + 3 = 7. Die Erde 4 + 6 = 10. Mars 4 + 12 = 16. Nun kommt eine Lücke in dieser so geordneten Abfolge. Nach dem Mars folgt ein Raum von 4 + 24 = 28 Teilen, in dem noch kein Planet gesehen worden ist. Kann man glauben, dass der Begründer des Universums diesen Raum leer gelassen hat? Sicherlich nicht. Von hier aus kommen wir zur Entfernung des Jupiter um 4 + 48 = 52 Teile und schließlich zu der des Saturn um 4 + 96 = 100 Teile. ⓘ

Die Bode-Formel sagte voraus, dass ein weiterer Planet mit einem Bahnradius in der Nähe von 2,8 Astronomischen Einheiten (AE), d. h. 420 Millionen km, von der Sonne gefunden werden würde. Das Titius-Bode-Gesetz erhielt Auftrieb durch William Herschels Entdeckung des Uranus in der Nähe der vorhergesagten Entfernung für einen Planeten jenseits des Saturn. Im Jahr 1800 schickte eine Gruppe unter der Leitung von Franz Xaver von Zach, dem Herausgeber der deutschen astronomischen Zeitschrift Monatliche Correspondenz, Anfragen an 24 erfahrene Astronomen (die er als "Himmelspolizei" bezeichnete) mit der Bitte, ihre Anstrengungen zu bündeln und eine methodische Suche nach dem erwarteten Planeten zu beginnen. Sie entdeckten Ceres zwar nicht, aber später die Asteroiden 2 Pallas, 3 Juno und 4 Vesta. ⓘ

Einer der Astronomen, die für die Suche ausgewählt wurden, war Giuseppe Piazzi, ein katholischer Priester an der Akademie von Palermo (Sizilien). Bevor er die Einladung zur Teilnahme an der Gruppe erhielt, entdeckte Piazzi Ceres am 1. Januar 1801. Er war auf der Suche nach "dem 87. [Stern] des Katalogs der Zodiakalsterne von Herrn la Caille", stellte aber fest, dass "ihm ein anderer vorausging". Anstelle eines Sterns hatte Piazzi ein sich bewegendes sternähnliches Objekt gefunden, das er zunächst für einen Kometen hielt. Piazzi beobachtete Ceres insgesamt 24 Mal, das letzte Mal am 11. Februar 1801, als eine Krankheit seine Arbeit unterbrach. Am 24. Januar 1801 gab er seine Entdeckung in Briefen an nur zwei Astronomen-Kollegen bekannt, seinen Landsmann Barnaba Oriani in Mailand und Bode in Berlin. Er meldete ihn als Komet, aber "da seine Bewegung so langsam und ziemlich gleichförmig ist, ist mir mehrmals der Gedanke gekommen, dass es sich um etwas Besseres als einen Kometen handeln 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 bereits verändert (vor allem aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne), und sie befand sich zu nahe am Licht der Sonne, als dass andere Astronomen Piazzis Beobachtungen hätten bestätigen können. Gegen Ende des Jahres hätte Ceres wieder sichtbar sein sollen, aber nach einer so langen Zeit war es schwierig, seine genaue Position vorherzusagen. Um Ceres wiederzufinden, entwickelte der Mathematiker Carl Friedrich Gauß, damals 24 Jahre alt, eine effiziente Methode zur Bestimmung der Umlaufbahn. In wenigen Wochen sagte er die Bahn von Ceres voraus und schickte seine Ergebnisse an von Zach. Am 31. Dezember 1801 entdeckten von Zach und sein Kollege, der Himmelspolizist Heinrich W. M. Olbers, Ceres in der Nähe der vorhergesagten Position und konnten sie somit auffinden. Mit einer Entfernung von 2,8 AE von der Sonne schien Ceres das Titius-Bode-Gesetz fast perfekt zu erfüllen; der 1846 entdeckte Neptun war jedoch 8 AE näher als vorhergesagt, was die meisten Astronomen zu dem Schluss brachte, 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". ⓘ

Die Suche blieb insofern erfolglos, als der erste Kleinplanet (Ceres) zu Jahresbeginn 1801 durch Zufall entdeckt wurde. Allerdings bewährte sich die Himmelspolizey bald in mehrfacher Hinsicht: mit der Wiederauffindung des aus den Augen verlorenen Kleinplaneten, mit verbesserter Kommunikation über Himmelsentdeckungen und mit der erfolgreichen Suche nach weiteren Kleinplaneten zwischen 1802 und 1807. ⓘ

Weitere Suche

Drei weitere Asteroiden (2 Pallas, 3 Juno und 4 Vesta) wurden in den nächsten Jahren von von Zachs Gruppe entdeckt, wobei Vesta im Jahr 1807 entdeckt wurde. Bis 1845 wurden keine neuen Asteroiden mehr entdeckt. Der Amateurastronom Karl Ludwig Hencke begann 1930 mit der Suche nach neuen Asteroiden, und fünfzehn Jahre später fand er auf der Suche nach Vesta den Asteroiden, der später 5 Astraea genannt wurde. Es war die erste Entdeckung eines neuen Asteroiden seit 38 Jahren. Carl Friedrich Gauß wurde die Ehre zuteil, den Asteroiden zu benennen. Danach schlossen sich weitere Astronomen an; bis Ende 1851 wurden 15 Asteroiden entdeckt. 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 Asteroidenjägern jener Zeit, auf eine Gedenkmedaille, die an dieses Ereignis erinnert. ⓘ

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

Im 19. und 20. Jahrhundert

Bis 1998 wurden Asteroiden in einem vierstufigen Verfahren entdeckt. Zunächst wurde eine Himmelsregion mit einem Weitfeldteleskop (Astrograph) fotografiert. In der Regel wurden zwei Fotos im Abstand von einer Stunde aufgenommen. Mehrere Paare konnten über mehrere Tage hinweg aufgenommen werden. Anschließend wurden die beiden Filme oder Platten der gleichen Region unter einem Stereoskop betrachtet. Ein Körper, der sich in einer Umlaufbahn um die Sonne befindet, bewegt sich leicht zwischen den beiden Filmen. Unter dem Stereoskop schien das Bild des Körpers leicht über dem Hintergrund der Sterne zu schweben. Drittens: Sobald ein sich bewegender Körper identifiziert wurde, würde seine Position mit Hilfe eines Digitalisierungsmikroskops genau gemessen werden. Die Position würde im Verhältnis zu bekannten Sternpositionen gemessen werden. ⓘ

Diese ersten drei Schritte gelten nicht als Entdeckung eines Asteroiden: Der Beobachter hat lediglich eine Erscheinung gefunden, die eine vorläufige Bezeichnung erhält, die sich aus dem Jahr der Entdeckung, einem Buchstaben für den halben Monat der Entdeckung und schließlich einem Buchstaben und einer Zahl zusammensetzt, die die laufende Nummer der Entdeckung angibt (Beispiel: 1998 FJ₇₄). Der letzte Schritt ist die Übermittlung der Beobachtungsorte und -zeiten an das Minor Planet Center, wo Computerprogramme feststellen, ob eine Erscheinung mit früheren Erscheinungen zu einer einzigen Umlaufbahn zusammenhängt. Ist dies der Fall, erhält das Objekt eine Katalognummer, und der Beobachter der ersten Erscheinung mit einer berechneten Umlaufbahn wird zum Entdecker erklärt und darf das Objekt nach Zustimmung der Internationalen Astronomischen Union benennen. ⓘ

Zeitleiste der Entdeckungen

Größen der ersten zehn entdeckten Asteroiden, verglichen mit dem Mond ⓘ

Ceres - Karte der Schwerefelder: rot ist hoch, blau ist niedrig. ⓘ

• 10 bis 1849
  • 1 Ceres - 1801
  • 2 Pallas - 1802
  • 3 Juno - 1804
  • 4 Vesta - 1807
  • 5 Astraea - 1845
  • 1846 wurde der Planet Neptun entdeckt
  • 6 Hebe - Juli 1847
  • 7 Iris - August 1847
  • 8 Flora - Oktober 1847
  • 9 Metis - 25. April 1848
  • 10 Hygiea - 12. April 1849
• 100 Asteroiden bis 1868
• 1.000 bis 1921
• 10.000 bis 1989
• 100.000 bis 2005
• 1.000.000 bis 2020 ⓘ

Namensgebung

Die Namen der Asteroiden setzen sich aus einer vorangestellten Nummer und einem Namen zusammen. Die Nummer gab früher die Reihenfolge der Entdeckung des Himmelskörpers an. Heute ist sie eine rein numerische Zählform, da sie erst vergeben wird, wenn die Bahn des Asteroiden gesichert und das Objekt jederzeit wiederauffindbar ist; das kann durchaus erst Jahre nach der Erstbeobachtung erfolgen. Von den bisher bekannten 1.101.888 Asteroiden haben 567.132 eine Nummer (Stand: 11. Juli 2021). ⓘ

Der Entdecker hat innerhalb von zehn Jahren nach der Nummerierung das Vorschlagsrecht für die Vergabe eines Namens. Dieser muss jedoch durch eine Kommission der IAU bestätigt werden, da es Richtlinien für die Namen astronomischer Objekte gibt. Dementsprechend existieren zahlreiche Asteroiden zwar mit Nummer, aber ohne Namen, vor allem in den oberen Zehntausendern. ⓘ

Neuentdeckungen, für die noch keine Bahn mit ausreichender Genauigkeit berechnet werden konnte, werden mit dem Entdeckungsjahr und einer Buchstabenkombination, beispielsweise 2003 UB₃₁₃, gekennzeichnet. Die Buchstabenkombination setzt sich aus dem ersten Buchstaben für die Monatshälfte (beginnend mit A und fortlaufend bis Y ohne I) und einem fortlaufenden Buchstaben (A bis Z ohne I) zusammen. Wenn mehr als 25 Kleinplaneten in einer Monatshälfte entdeckt werden – was heute die Regel ist – beginnt die Buchstabenkombination von vorne, gefolgt von jeweils einer je Lauf um eins erhöhten laufenden Nummer. ⓘ

Der erste Asteroid wurde 1801 von Giuseppe Piazzi an der Sternwarte Palermo auf Sizilien entdeckt. Piazzi taufte den Himmelskörper auf den Namen „Ceres Ferdinandea“. Die römische Göttin Ceres ist Schutzpatronin der Insel Sizilien. Mit dem zweiten Namen wollte Piazzi König Ferdinand IV., den Herrscher über Italien und Sizilien ehren. Dies missfiel der internationalen Forschergemeinschaft und der zweite Name wurde fallengelassen. Die offizielle Bezeichnung des Asteroiden lautet demnach (1) Ceres. ⓘ

Bei den weiteren Entdeckungen wurde die Nomenklatur beibehalten und die Asteroiden wurden nach römischen und griechischen Göttinnen benannt; dies waren (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, (5) Astraea, (6) Hebe, und so weiter. ⓘ

Als immer mehr Asteroiden entdeckt wurden, gingen den Astronomen die antiken Gottheiten aus. So wurden Asteroiden unter anderem nach den Ehefrauen der Entdecker, zu Ehren historischer Persönlichkeiten oder Persönlichkeiten des öffentlichen Lebens, Städten und Märchenfiguren benannt. Beispiele hierfür sind die Asteroiden (21) Lutetia, (216) Kleopatra, (719) Albert, (1773) Rumpelstilz, (5535) Annefrank, (17744) Jodiefoster. ⓘ

Neben Namen aus der griechisch-römischen Mythologie kommen auch Namen von Gottheiten aus anderen Kulturkreisen zur Anwendung, insbesondere für neu entdeckte, größere Objekte, wie (20000) Varuna, (50000) Quaoar und (90377) Sedna. ⓘ

Monde von Asteroiden erhalten zu ihrem Namen keine permanente Nummer und gelten nicht als Asteroiden oder Kleinkörper, da sie nicht selbstständig die Sonne umlaufen. ⓘ

2013 EC, hier auf Radarbildern zu sehen, hat eine vorläufige Bezeichnung ⓘ

Symbole

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

Asteroid	Symbol		Jahr ⓘ
1 Ceres ⚳		Die Sense der Ceres, die umgekehrt den Buchstaben C darstellt	1801
2 Pallas ⚴		Athenas (Pallas') Speer	1801
3 Juno ⚵.		Ein Stern auf einem Zepter, für Juno, die Königin des Himmels	1804
4 Vesta		Der Altar und das heilige Feuer der Vesta	1807
5 Astraea		Eine Waage, dargestellt als umgedrehter Anker, Symbol der Gerechtigkeit	1845
6 Hebe		Der Kelch der Hebe	1847
7 Schwertlilie		Ein Regenbogen (Schwertlilie) und ein Stern	1847
8 Flora		Eine Blume (Flora)	1847
9 Metis		Das Auge der Weisheit und ein Stern	1848
10 Hygiea		Die Schlange der Hygiea und ein Stern, oder der Äskulapstab	1849
11 Parthenope		ein Fisch und ein Stern oder eine Leier; Symbole der Sirenen	1850
12 Victoria		Der Siegeslorbeer und ein Stern	1850
13 Egeria		Ein Schild, Symbol des Schutzes der Egeria, und ein Stern	1850
14 Irene		Eine Taube, die einen Olivenzweig trägt (Symbol für Irene "Frieden") mit einem Stern auf dem Kopf, oder ein Olivenzweig, eine Fahne des Waffenstillstands und ein Stern	1851
15 Eunomia		Ein Herz, Symbol der guten Ordnung (eunomia), und ein Stern	1851
16 Psyche		Ein Schmetterlingsflügel, Symbol für die Seele (Psyche), und ein Stern	1852
17 Thetis		Ein Delphin, Symbol der Thetis, und ein Stern	1852
18 Melpomene		Der Dolch der Melpomene und ein Stern	1852
19 Fortuna		Das Glücksrad und ein Stern	1852
26 Proserpina		Proserpinas Granatapfel	1853
28 Bellona		Bellonas Peitsche / Morgenstern und Lanze	1854
29 Amphitrite		Die Muschel der Amphitrite und ein Stern	1854
35 Leukothea		Ein Leuchtturm, Symbol der Leukothea	1855
37 Fides		Das Kreuz des Glaubens (fides)	1855

Nachdem 1851 der fünfzehnte Asteroid (Eunomia) entdeckt worden war, nahm Johann Franz Encke in der kommenden Ausgabe des Berliner Astronomischen Jahrbuchs (BAJ) von 1854 eine wichtige Änderung vor. Er führte eine Scheibe (Kreis), ein traditionelles Symbol für einen Stern, als allgemeines Symbol für einen Asteroiden ein. Der Kreis wurde dann in der Reihenfolge der Entdeckungen nummeriert, um einen bestimmten Asteroiden zu bezeichnen (obwohl er dem fünften, Astraea, ein ① zuordnete, während er die ersten vier weiterhin nur mit ihren bestehenden ikonischen Symbolen bezeichnete). Die Konvention der nummerierten Kreise wurde von den Astronomen schnell angenommen, und der nächste Asteroid, der entdeckt wurde (16 Psyche, 1852), war der erste, der zum Zeitpunkt seiner Entdeckung auf diese Weise bezeichnet wurde. Psyche erhielt jedoch ebenfalls ein ikonisches Symbol, wie auch einige andere Asteroiden, die in den folgenden Jahren entdeckt wurden (siehe Tabelle oben). 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. In diesem Jahr wurde die Nummer von Astraea auf ⑤ erhöht, aber die ersten vier Asteroiden, Ceres bis Vesta, wurden erst in der Ausgabe von 1867 mit ihren Nummern aufgeführt. Der Kreis wurde bald zu einem Klammerpaar abgekürzt, das einfacher zu setzen war und in den nächsten Jahrzehnten manchmal ganz weggelassen wurde, was zu der heutigen Konvention führte. ⓘ

Terminologie

Euler-Diagramm, das die Arten von Körpern im Sonnensystem zeigt. (siehe Kleiner Sonnensystemkörper) ⓘ

Ein zusammengesetztes Bild im gleichen Maßstab der Asteroiden, die vor 2012 mit hoher Auflösung abgebildet wurden. Es handelt sich um folgende Asteroiden, vom größten zum kleinsten: 4 Vesta, 21 Lutetia, 253 Mathilde, 243 Ida und ihr Mond Dactyl, 433 Eros, 951 Gaspra, 2867 Šteins, 25143 Itokawa

Vesta (links), mit Ceres (Mitte) und dem Mond (rechts), maßstabsgetreu dargestellt. ⓘ

Der erste entdeckte Asteroid, Ceres, wurde ursprünglich für einen neuen Planeten gehalten. Es folgten weitere Entdeckungen ähnlicher Körper, die mit den damaligen Geräten als Lichtpunkte wie Sterne erschienen und wenig oder gar keine Planetenscheibe aufwiesen, obwohl sie aufgrund ihrer scheinbaren 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 sternähnlich, 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 "Kleinplanet" 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 ist, als Meteoroid bezeichnet wurde. Für den Begriff "Asteroid" gab es nie eine offizielle Definition, da die Internationale Astronomische Union (IAU) den weiter gefassten Begriff "kleine Körper des Sonnensystems" bevorzugt. Da es keine IAU-Definition gibt, kann ein Asteroid definiert werden als "ein unregelmäßig geformter felsiger Körper, der die Sonne umkreist und nach den IAU-Definitionen dieser Begriffe nicht als Planet oder Zwergplanet gilt". ⓘ

Wenn Asteroiden gefunden wurden, wurden sie als eine von Kometen getrennte Klasse von Objekten betrachtet, und es gab keine einheitliche Bezeichnung für die beiden, bis 2006 der Begriff "kleiner Körper des Sonnensystems" geprägt wurde. Der Hauptunterschied zwischen einem Asteroiden und einem Kometen besteht darin, dass ein Komet aufgrund der Sublimation des oberflächennahen Eises durch die Sonnenstrahlung eine Koma aufweist. Einige Objekte wurden in die Doppelliste aufgenommen, weil sie zunächst als Kleinplaneten eingestuft wurden, später aber Anzeichen von Kometenaktivität zeigten. Umgekehrt verlieren einige (vielleicht alle) Kometen mit der Zeit ihr flüchtiges Eis an der Oberfläche und werden asteroidenähnlich. Ein weiterer Unterschied besteht darin, dass Kometen in der Regel exzentrischere Bahnen haben als die meisten Asteroiden; "Asteroiden" mit auffallend exzentrischen Bahnen sind wahrscheinlich ruhende oder erloschene 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 Jupiters, obwohl einige wenige, wie 944 Hidalgo, sich für einen Teil ihrer Umlaufbahn weit über den Jupiter hinausbewegten. Diejenigen, die sich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter befanden, waren viele Jahre lang einfach als die Asteroiden bekannt. Als die Astronomen begannen, weitere kleine Körper zu finden, die sich ständig weiter außerhalb von Jupiter aufhielten und nun Zentauren genannt wurden, zählten sie sie zu den traditionellen Asteroiden. Es gab eine Debatte darüber, ob diese Objekte als Asteroiden betrachtet werden oder eine neue Klassifizierung erhalten sollten. Als dann 1992 das erste transneptunische Objekt (außer Pluto), 15760 Albion, entdeckt wurde, und vor allem, als eine große Anzahl ähnlicher Objekte auftauchte, wurden neue Begriffe erfunden, um das Problem zu umgehen: Kuipergürtel-Objekt, transneptunisches Objekt, Streuscheiben-Objekt und so weiter. Sie bewohnen die kalten äußeren Bereiche des Sonnensystems, wo das Eis fest bleibt und von kometenähnlichen Körpern keine große Kometenaktivität zu erwarten ist. Wenn sich Zentauren oder transneptunische Objekte in die Nähe der Sonne wagen würden, würde ihr flüchtiges Eis sublimieren, und die traditionellen Ansätze würden sie als Kometen und nicht als Asteroiden einstufen. ⓘ

Die innersten dieser Objekte sind die Objekte des Kuipergürtels, die zum Teil "Objekte" genannt werden, um eine Klassifizierung als Asteroiden oder Kometen zu vermeiden. Man geht davon aus, dass sie überwiegend eine kometenähnliche Zusammensetzung aufweisen, auch wenn einige von ihnen eher Asteroiden ähneln. Außerdem haben die meisten nicht die stark exzentrischen Umlaufbahnen, die man mit Kometen assoziiert, und die bisher entdeckten sind größer als herkömmliche Kometenkerne. (Man nimmt an, dass die viel weiter entfernte Oortsche Wolke das Hauptreservoir für schlafende Kometen ist). Andere neuere Beobachtungen, wie die Analyse des von der Stardust-Sonde gesammelten Kometenstaubs, verwischen zunehmend die Unterscheidung zwischen Kometen und Asteroiden und deuten eher auf ein "Kontinuum zwischen Asteroiden und Kometen" hin als auf eine scharfe Trennungslinie. ⓘ

Die Kleinplaneten jenseits der Jupiterbahn werden manchmal auch als "Asteroiden" bezeichnet, insbesondere in populären Darstellungen. Allerdings wird der Begriff "Asteroid" immer häufiger auf die Kleinplaneten des inneren Sonnensystems beschränkt. Daher wird sich dieser Artikel im Wesentlichen auf die klassischen Asteroiden beschränken: Objekte des Asteroidengürtels, Jupitertrojaner und erdnahe Objekte. ⓘ

Als die IAU im Jahr 2006 die Klasse der kleinen Körper des Sonnensystems einführte, um die meisten Objekte einzubeziehen, die zuvor als Kleinplaneten und Kometen klassifiziert waren, schuf sie die Klasse der Zwergplaneten für die größten Kleinplaneten - jene, die genug Masse haben, um unter ihrer eigenen Schwerkraft ellipsoidisch zu werden. Nach Angaben der IAU "kann der Begriff 'Kleinplanet' weiterhin verwendet werden, aber im Allgemeinen wird die Bezeichnung 'Kleiner Körper des Sonnensystems' bevorzugt." Derzeit wird nur das größte Objekt im Asteroidengürtel, Ceres, mit einem Durchmesser von etwa 975 km in die Kategorie der Zwergplaneten eingeordnet. ⓘ

Entstehung

Zunächst gingen die Astronomen davon aus, dass die Asteroiden das Ergebnis einer kosmischen Katastrophe seien, bei der ein Planet zwischen Mars und Jupiter auseinanderbrach und Bruchstücke auf seiner Bahn hinterließ. Es zeigte sich jedoch, dass die Gesamtmasse der im Hauptgürtel vorhandenen Asteroiden sehr viel geringer ist als die des Erdmondes. Schätzungen der Gesamtmasse der Kleinplaneten schwanken zwischen 0,1 und 0,01 Prozent der Erdmasse (Der Mond hat etwa 1,23 Prozent der Erdmasse). Daher wird angenommen, dass die Asteroiden eine Restpopulation von Planetesimalen aus der Entstehungsphase des Sonnensystems darstellen. Die Gravitation von Jupiter, dessen Masse am schnellsten zunahm, verhinderte die Bildung eines größeren Planeten aus dem Asteroidenmaterial. Die Planetesimale wurden auf ihren Bahnen gestört, kollidierten immer wieder heftig miteinander und zerbrachen. Ein Teil wurde auf Bahnen abgelenkt, die sie auf Kollisionskurs mit den Planeten brachten. Hiervon zeugen noch die Einschlagkrater auf den Planetenmonden und den inneren Planeten. Die größten Asteroiden wurden nach ihrer Entstehung stark erwärmt (hauptsächlich durch den radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotops ²⁶Al und möglicherweise auch des Eisenisotops ⁶⁰Fe) und im Innern aufgeschmolzen. Schwere Elemente, wie Nickel und Eisen, setzten sich infolge der Schwerkraftwirkung im Inneren ab, die leichteren Verbindungen, wie die Silikate, verblieben in den Außenbereichen. Dies führte zur Bildung von differenzierten Körpern mit metallischem Kern und silikatischem Mantel. Ein Teil der differenzierten Asteroiden zerbrach bei weiteren Kollisionen, wobei Bruchstücke, die in den Anziehungsbereich der Erde geraten, als Meteoriten niedergehen. ⓘ

Eine künstlerische Darstellung zeigt, wie ein Asteroid durch die starke Schwerkraft eines Weißen Zwerges auseinander gerissen wird. ⓘ

Nach dem Nizza-Modell werden viele Objekte des Kuipergürtels im äußeren Asteroidengürtel in einer Entfernung von mehr als 2,6 AE eingefangen. Die meisten von ihnen wurden später von Jupiter ausgestoßen, aber die verbliebenen sind möglicherweise Asteroiden des Typs D, zu denen möglicherweise auch Ceres gehört. ⓘ

Verteilung im Sonnensystem

Eine Draufsicht auf die Lage der Asteroidengruppen im inneren Sonnensystem. ⓘ

Eine Karte der Planeten und Asteroidengruppen des inneren Sonnensystems. Die Entfernungen zur Sonne sind maßstabsgetreu, die Objektgrößen nicht. ⓘ

Es wurden verschiedene dynamische Asteroidengruppen entdeckt, die im inneren Sonnensystem kreisen. Ihre Bahnen werden durch die Schwerkraft anderer Körper im Sonnensystem und durch den Yarkovsky-Effekt gestört. Zu den bedeutenden Populationen gehören: ⓘ

Asteroidengürtel

Die meisten bekannten Asteroiden kreisen im Asteroidengürtel zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter, im Allgemeinen auf relativ niedrig exzentrischen (d. h. nicht sehr langgestreckten) Bahnen. Man schätzt, dass dieser Gürtel zwischen 1,1 und 1,9 Millionen Asteroiden mit einem Durchmesser von mehr als 1 km und Millionen von kleineren Asteroiden enthält. Diese Asteroiden sind möglicherweise Überbleibsel der protoplanetaren Scheibe, und in dieser Region wurde die Akkretion von Planetesimalen zu Planeten während der Entstehungszeit des Sonnensystems durch große Gravitationsstörungen durch Jupiter verhindert. ⓘ

Entgegen der landläufigen Meinung ist der Asteroidengürtel weitgehend leer. Die Asteroiden sind über ein so großes Volumen verteilt, dass es unwahrscheinlich wäre, einen Asteroiden zu erreichen, ohne genau zu zielen. Dennoch sind derzeit Hunderttausende von Asteroiden bekannt, und die Gesamtzahl geht in die Millionen oder mehr, je nachdem, welche Größe man als untere Grenze ansetzt. Über 200 Asteroiden sind bekannt, die größer als 100 km sind, und eine Untersuchung im Infrarotbereich hat ergeben, dass der Asteroidengürtel zwischen 700 000 und 1,7 Millionen Asteroiden mit einem Durchmesser von 1 km oder mehr umfasst. 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 2,39×10²¹ kg geschätzt, was nur 3 % der Masse des Mondes entspricht. Die vier größten Objekte, Ceres, Vesta, Pallas und Hygiea, machen etwa 62 % der Gesamtmasse des Gürtels aus, wobei 39 % auf Ceres allein entfallen. ⓘ

Trojaner

Trojaner sind Populationen, die eine gemeinsame Umlaufbahn mit einem größeren Planeten oder Mond haben, aber nicht mit ihm kollidieren, weil sie in einem der beiden Lagrange-Punkte der Stabilität, L₄ und L₅, kreisen, die 60° vor und hinter dem größeren Körper liegen. ⓘ

Im Sonnensystem teilen sich die meisten bekannten Trojaner die Umlaufbahn des Jupiters. Sie unterteilen sich in das griechische Lager bei L₄ (vor Jupiter) und das trojanische Lager bei L₅ (hinter Jupiter). Man geht davon aus, dass es mehr als eine Million Jupiter-Trojaner gibt, die größer als ein Kilometer sind, von denen derzeit mehr als 7.000 katalogisiert sind. In anderen Planetenbahnen wurden bisher nur neun Marstrojaner, 28 Neptuntrojaner, zwei Uranustrojaner und zwei Erdtrojaner gefunden. Ein vorübergehender Venustrojaner ist ebenfalls bekannt. Numerische Bahndynamik-Stabilitätssimulationen deuten darauf hin, dass Saturn und Uranus wahrscheinlich keine ursprünglichen Trojaner haben. ⓘ

Asteroiden, die sich in den Lagrange-Punkten der Planeten befinden, werden „Trojaner“ genannt. Zuerst wurden diese Begleiter bei Jupiter entdeckt. Sie bewegen sich auf der Jupiterbahn vor beziehungsweise hinter dem Planeten. Jupitertrojaner sind beispielsweise (588) Achilles und (1172) Äneas. 1990 wurde der erste Marstrojaner entdeckt und (5261) Eureka genannt. In der Folgezeit wurden weitere Marstrojaner entdeckt. Auch Neptun besitzt Trojaner und 2011 wurde mit 2011 QF₉₉ der erste Uranustrojaner entdeckt. ⓘ

Manche Asteroiden bewegen sich auf einer Hufeisenumlaufbahn auf einer Planetenbahn, wie zum Beispiel der Asteroid 2002 AA₂₉ in der Nähe der Erde. ⓘ

Erdnahe Asteroiden

Erdnahe Asteroiden (Near-Earth Asteroids, NEAs) sind Asteroiden, deren Umlaufbahn nahe an der der Erde vorbeiführt. Asteroiden, die die Bahn der Erde tatsächlich kreuzen, werden als Erdkreuzer bezeichnet. Im April 2022 waren insgesamt 28.772 erdnahe Asteroiden bekannt; 878 haben einen Durchmesser von einem Kilometer oder mehr. ⓘ

Eine kleine Anzahl von NEAs sind erloschene Kometen, die ihr flüchtiges Oberflächenmaterial verloren haben, obwohl ein schwacher oder unterbrochener kometenartiger Schweif nicht unbedingt zu einer Klassifizierung als erdnaher Komet führt, wodurch die Grenzen etwas unscharf sind. Der Rest der erdnahen Asteroiden wird durch die Gravitationswechselwirkung mit Jupiter aus dem Asteroidengürtel verdrängt. ⓘ

Viele Asteroiden haben natürliche Satelliten (Kleinplanetenmonde). Im Oktober 2021 waren 85 NEAs bekannt, die mindestens einen Mond haben, darunter drei, die zwei Monde haben. Der Asteroid 3122 Florence, einer der größten potenziell gefährlichen Asteroiden mit einem Durchmesser von 4,5 km, hat zwei Monde mit einem Durchmesser von 100-300 m, die durch Radaraufnahmen während der Annäherung des Asteroiden an die Erde im Jahr 2017 entdeckt wurden. ⓘ

Bekannte erdnahe Objekte (Stand: Januar 2018) ⓘ

Erdnahe Asteroiden werden anhand ihrer Halbachse (a), ihres Perihelabstands (q) und ihres Aphelabstands (Q) in Gruppen eingeteilt:

• Die Atiras oder Apoheles haben Bahnen, die genau innerhalb der Erdbahn liegen: Der Aphelabstand (Q) eines Atira-Asteroiden ist kleiner als der Perihelabstand der Erde (0,983 AE). Das heißt, Q < 0,983 AE, was bedeutet, dass die Halbachse des Asteroiden ebenfalls weniger als 0,983 AE beträgt. ⓘ

• Die Aten haben eine Halbachse von weniger als 1 AE und kreuzen die Umlaufbahn der Erde. Mathematisch gesehen ist a < 1,0 AE und Q > 0,983 AE. (0,983 AE ist die Perihel-Entfernung der Erde.) ⓘ

• Die Apollos haben eine Halbachse von mehr als 1 AE und kreuzen die Erdumlaufbahn. Mathematisch gesehen ist a > 1,0 AE und q < 1,017 AE. (1,017 AE ist die Aphelentfernung der Erde.) ⓘ

• Die Amor-Asteroiden haben Bahnen, die genau außerhalb der Erdbahn liegen: Die Perihel-Entfernung (q) eines Amor-Asteroiden ist größer als die Aphel-Entfernung der Erde (1,017 AE). Amor-Asteroiden sind auch erdnahe Objekte, so dass q < 1,3 AE ist. Zusammenfassend lässt sich sagen: 1,017 AE < q < 1,3 AE. (Dies bedeutet, dass die Halbachse (a) des Asteroiden ebenfalls größer als 1,017 AE ist). Einige Bahnen der Amor-Asteroiden kreuzen die Umlaufbahn des Mars. ⓘ

Diagramm mit Raumfahrzeugen und Asteroiden (Vergangenheit und Zukunft) zwischen Erde und Mond. ⓘ

Marsmonde

Phobos

Deimos ⓘ

Es ist unklar, ob die Marsmonde Phobos und Deimos eingefangene Asteroiden sind oder durch einen Einschlag auf dem Mars entstanden sind. Phobos und Deimos haben viele Gemeinsamkeiten mit kohlenstoffhaltigen Asteroiden vom Typ C, deren Spektren, Albedo und Dichte denen von Asteroiden vom Typ C oder D sehr ähnlich sind. Aufgrund ihrer Ähnlichkeit ist eine Hypothese, dass beide Monde eingefangene Asteroiden des Hauptgürtels sein könnten. Beide Monde haben sehr kreisförmige Bahnen, die fast genau in der Äquatorebene des Mars liegen. Daher erfordert ein Einfangmechanismus einen Mechanismus, um die ursprünglich stark exzentrische Bahn zu zirkularisieren und ihre Neigung in die Äquatorebene zu korrigieren, höchstwahrscheinlich durch eine Kombination aus atmosphärischem Luftwiderstand und Gezeitenkräften, obwohl nicht klar ist, ob bei Deimos genügend Zeit für diesen Vorgang zur Verfügung stand. Das Einfangen erfordert auch die Ableitung von Energie. Die derzeitige Marsatmosphäre ist zu dünn, um ein Objekt von der Größe von Phobos durch atmosphärisches Abbremsen einzufangen. Geoffrey A. Landis hat darauf hingewiesen, dass der Einfang erfolgen könnte, wenn der ursprüngliche Körper ein binärer Asteroid war, der sich durch Gezeitenkräfte getrennt hat. ⓘ

Phobos könnte ein Objekt der zweiten Generation des Sonnensystems sein, das nach der Entstehung des Mars in seiner Umlaufbahn zusammengewachsen ist und nicht gleichzeitig aus der gleichen Geburtswolke wie der Mars entstanden ist. ⓘ

Eine andere Hypothese besagt, dass der Mars einst von vielen Körpern in der Größe von Phobos und Deimos umgeben war, die vielleicht durch eine Kollision mit einem großen Planetenskelett in eine Umlaufbahn um den Mars geschleudert wurden. Die hohe Porosität des Inneren von Phobos (ausgehend von einer Dichte von 1,88 g/cm³ wird geschätzt, dass die Hohlräume 25 bis 35 Prozent des Volumens von Phobos ausmachen) spricht gegen einen asteroiden Ursprung. Beobachtungen von Phobos im thermischen Infrarot deuten auf eine Zusammensetzung hin, die hauptsächlich Schichtsilikate enthält, die von der Marsoberfläche bekannt sind. Die Spektren unterscheiden sich von denen aller Klassen von Chondritenmeteoriten, was ebenfalls nicht auf einen asteroiden Ursprung hindeutet. Beide Befunde sprechen dafür, dass Phobos aus Material entstanden ist, das bei einem Einschlag auf dem Mars ausgeworfen wurde und sich in der Marsumlaufbahn wieder bildete, ähnlich wie die vorherrschende Theorie zur Entstehung des Erdmondes. ⓘ

Merkmale

Größenverteilung

Die Asteroiden des Sonnensystems, kategorisiert nach Größe und Anzahl ⓘ

Die Größe der Asteroiden ist sehr unterschiedlich und reicht von fast 1000 km bei den größten bis hin zu Felsen von nur 1 Meter Durchmesser. Die drei größten Asteroiden ähneln Miniaturplaneten: Sie sind annähernd kugelförmig, haben ein zumindest teilweise differenziertes Inneres und gelten als überlebende Protoplaneten. Die überwiegende Mehrheit ist jedoch viel kleiner und unregelmäßig geformt; man nimmt an, dass es sich entweder um ramponierte Planetesimale oder um Fragmente größerer Körper handelt. ⓘ

Der Zwergplanet Ceres ist mit einem Durchmesser von 940 km (580 Meilen) der bei weitem größte Asteroid. Die nächstgrößeren Asteroiden sind 4 Vesta und 2 Pallas, beide mit einem Durchmesser von etwas mehr als 500 km (300 mi). Vesta ist der hellste der vier Asteroiden des Hauptgürtels, der gelegentlich mit bloßem Auge sichtbar sein kann. In einigen seltenen Fällen kann ein erdnaher Asteroid kurzzeitig ohne technische Hilfsmittel sichtbar werden; siehe 99942 Apophis. ⓘ

Die Masse aller Objekte des Asteroidengürtels, der zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter liegt, wird auf etwa (2,8-3,2)×10²¹ kg geschätzt, was etwa 4 % der Masse des Mondes entspricht. Davon macht Ceres 0,938×10²¹ kg aus, etwa ein Drittel der Gesamtmasse. Nimmt man die drei nächst massereicheren Objekte Vesta (9 %), Pallas (7 %) und Hygiea (3 %) hinzu, erhöht sich diese Zahl auf die Hälfte, während die drei folgenden massereichsten Asteroiden 511 Davida (1,2 %), 704 Interamnia (1,0 %) und 52 Europa (0,9 %) nur noch 3 % ausmachen. Die Anzahl der Asteroiden nimmt in dem Maße zu, wie ihre Einzelmassen abnehmen. ⓘ

Die Anzahl der Asteroiden nimmt mit zunehmender Größe deutlich ab. Obwohl die Größenverteilung im Allgemeinen einem Potenzgesetz folgt, gibt es bei etwa 5 km und 100 km "Dellen", wo mehr Asteroiden zu finden sind, als bei einer solchen Kurve zu erwarten wäre. ⓘ

Größte Asteroiden

42 der größten Objekte im Asteroidengürtel, aufgenommen mit dem Instrument SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) am Very Large Telescope der ESO

Eros, Vesta und Ceres im Größenvergleich ⓘ

Obwohl ihre Lage im Asteroidengürtel sie vom Planetenstatus ausschließt, handelt es sich bei den drei größten Objekten, Ceres, Vesta und Pallas, um intakte Protoplaneten, die viele Eigenschaften mit Planeten gemeinsam haben und im Vergleich zu den meisten unregelmäßig geformten Asteroiden untypisch sind. Der viertgrößte Asteroid, Hygiea, erscheint fast kugelförmig, obwohl er wie die meisten Asteroiden ein undifferenziertes Inneres haben könnte. Zusammen machen die vier größten Asteroiden die Hälfte der Masse des Asteroidengürtels aus. ⓘ

Ceres ist der einzige Asteroid, der unter seiner eigenen Schwerkraft eine plastische Form zu haben scheint, und somit der einzige, der wahrscheinlich ein Zwergplanet ist. Er hat eine viel höhere absolute Helligkeit als die anderen Asteroiden, etwa 3,32, und besitzt möglicherweise eine Oberflächenschicht aus Eis. Wie die Planeten ist auch Ceres differenziert: Er hat eine Kruste, einen Mantel und einen Kern. Auf der Erde sind keine Meteoriten von Ceres gefunden worden. ⓘ

Auch Vesta hat ein differenziertes Inneres, obwohl er sich innerhalb der Frostgrenze des Sonnensystems gebildet hat und daher kein Wasser enthält; seine Zusammensetzung besteht hauptsächlich aus basaltischem Gestein mit Mineralien wie Olivin. Abgesehen von dem großen Krater an seinem Südpol, Rheasilvia, hat Vesta auch eine ellipsoide Form. Vesta ist der Mutterkörper der Vestian-Familie und anderer Asteroiden des V-Typs und ist die Quelle der HED-Meteoriten, die 5 % aller Meteoriten auf der Erde ausmachen. ⓘ

Pallas ist insofern ungewöhnlich, als er wie Uranus auf der Seite rotiert, wobei seine Rotationsachse in einem großen Winkel zu seiner Bahnebene geneigt ist. Seine Zusammensetzung ähnelt der von Ceres: Er enthält viel Kohlenstoff und Silizium und ist möglicherweise teilweise differenziert. Pallas ist der Mutterkörper der Asteroidenfamilie der Palladianer. ⓘ

Hygiea ist der größte kohlenstoffhaltige Asteroid und liegt im Gegensatz zu den anderen großen Asteroiden relativ nahe an der Ekliptikebene. Er ist das größte Mitglied und der mutmaßliche Mutterkörper der Asteroidenfamilie der Hygiea-Asteroiden. Da es auf der Oberfläche keinen ausreichend großen Krater gibt, der den Ursprung dieser Familie darstellen könnte, wie dies bei Vesta der Fall ist, geht man davon aus, dass Hygiea bei der Kollision, aus der die Hygiea-Familie hervorging, vollständig zerrissen wurde und sich nach dem Verlust von etwas weniger als 2 % seiner Masse wieder zusammengefügt hat. Beobachtungen mit dem SPHERE-Imager des Very Large Telescope in den Jahren 2017 und 2018, die Ende 2019 bekannt gegeben wurden, ergaben, dass Hygiea eine nahezu kugelförmige Gestalt hat, was sowohl damit vereinbar ist, dass er sich im hydrostatischen Gleichgewicht befindet (und somit ein Zwergplanet ist), als auch damit, dass er sich früher im hydrostatischen Gleichgewicht befand, oder dass er zerrissen wurde und sich neu formte.

Relative Massen der größten Asteroiden und des Hauptgürtels. 1 Ceres macht ein Drittel der Masse des Gürtels aus; Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas, 10 Hygiea und möglicherweise 704 Interamnia oder 15 Eunomia bringen den Anteil auf die Hälfte. Die Einheit der Masse ist ×10¹⁸ kg. ⓘ

Eigenschaften der größten Asteroiden ⓘ

Bezeichnung	Umlaufbahn Radius (AU)	Umlaufbahn Periode (Jahre)	Neigung zur Ekliptik	Umlaufbahn Exzentrizität	Durchmesser (km)	Durchmesser (% des Mondes)	Masse (×1018 kg)	Masse (% von Ceres)	Dichte (g/cm3)	Umdrehung Periode (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
Hygiea	3.14	5.56	3.8°	0.117	450×430×424 (Mittelwert 433±8)	12%	87±7	9%	2.06±0.20	13.8

Umdrehung

Messungen der Rotationsraten großer Asteroiden im Asteroidengürtel zeigen, dass es eine Obergrenze gibt. Nur sehr wenige Asteroiden mit einem Durchmesser von mehr als 100 Metern haben eine Rotationsperiode von weniger als 2,2 Stunden. Bei Asteroiden, die sich schneller als mit dieser Geschwindigkeit drehen, ist die Trägheitskraft an der Oberfläche größer als die Schwerkraft, so dass jegliches lose Oberflächenmaterial herausgeschleudert würde. Ein festes Objekt sollte jedoch in der Lage sein, viel schneller zu rotieren. Dies deutet darauf hin, dass die meisten Asteroiden mit einem Durchmesser von über 100 Metern Trümmerhaufen sind, die durch die Anhäufung von Trümmern nach Kollisionen zwischen Asteroiden entstanden sind. ⓘ

Zusammensetzung

Kraterförmiges Gelände auf 4 Vesta ⓘ

Asteroiden werden nach ihren charakteristischen Emissionsspektren klassifiziert, wobei die meisten in drei Hauptgruppen fallen: Typ C, Typ M und Typ S. Die meisten Asteroiden werden in drei Hauptgruppen eingeteilt: C-Typ, M-Typ und S-Typ, die nach ihrer kohlenstoffhaltigen (kohlenstoffreichen), metallischen bzw. kieselhaltigen (steinigen) Zusammensetzung benannt wurden und im Allgemeinen damit identifiziert werden. Die physikalische Zusammensetzung von Asteroiden ist vielfältig und in den meisten Fällen nur unzureichend bekannt. Ceres scheint aus einem felsigen Kern zu bestehen, der von einem eisigen Mantel bedeckt ist, während man bei Vesta von einem Nickel-Eisen-Kern, einem Olivin-Mantel und einer basaltischen Kruste ausgeht. 10 Hygiea, der größte undifferenzierte Asteroid, scheint eine einheitlich primitive Zusammensetzung aus kohlenstoffhaltigen Chondriten zu haben, könnte aber tatsächlich ein differenzierter Asteroid sein, der durch einen Einschlag global zerrissen und dann wieder zusammengesetzt wurde. Andere Asteroiden scheinen die Überreste der Kerne oder Hüllen von Protoplaneten zu sein, die viel Gestein und Metall enthalten. Bei den meisten kleinen Asteroiden handelt es sich vermutlich um Trümmerhaufen, die durch die Schwerkraft lose zusammengehalten werden, obwohl die größten wahrscheinlich fest sind. Einige Asteroiden haben Monde oder sind ko-orbitierende Doppelsterne: Trümmerhaufen, Monde, Doppelsterne und verstreute Asteroidenfamilien sind vermutlich das Ergebnis von Kollisionen, bei denen ein Mutterasteroid oder möglicherweise ein Planet zerbrochen wurde. ⓘ

Im Asteroiden-Hauptgürtel scheint es zwei Hauptpopulationen von Asteroiden zu geben: eine dunkle, flüchtigkeitsreiche Population, bestehend aus den Asteroiden des C- und P-Typs, mit Albedos unter 0,10 und Dichten unter 2,2 g/cm³, und eine dichte, flüchtigkeitsarme Population, bestehend aus den Asteroiden des S- und M-Typs, mit Albedos über 0,15 und Dichten über 2,7. Innerhalb dieser Populationen sind die größeren Asteroiden dichter, vermutlich aufgrund von Kompression. Bei Asteroiden mit einer Masse von mehr als 10×10¹⁸ kg scheint es nur eine minimale Makroporosität (Zwischenraumvakuum) zu geben. ⓘ

Asteroidenkollision - Entstehung von Planeten (künstlerisches Konzept). ⓘ

Die Zusammensetzung wird aus drei Hauptquellen berechnet: Albedo, Oberflächenspektrum und Dichte. Letztere lässt sich nur durch Beobachtung der Umlaufbahnen von Monden, die der Asteroid möglicherweise hat, genau bestimmen. Bislang hat sich jeder Asteroid mit Monden als Trümmerhaufen entpuppt, ein loses Konglomerat aus Gestein und Metall, das vom Volumen her zur Hälfte aus leerem Raum bestehen kann. Die untersuchten Asteroiden haben einen Durchmesser von bis zu 280 km, darunter 121 Hermione (268×186×183 km) und 87 Sylvia (384×262×232 km). Nur wenige Asteroiden sind größer als 87 Sylvia, und keiner von ihnen hat einen Mond. Die Tatsache, dass es sich bei so großen Asteroiden wie Sylvia um Trümmerhaufen handelt, die vermutlich durch zerstörerische Einschläge entstanden sind, hat wichtige Konsequenzen für die Entstehung des Sonnensystems: Computersimulationen von Kollisionen mit festen Körpern zeigen, dass diese sich ebenso häufig gegenseitig zerstören wie sie miteinander verschmelzen, während kollidierende Trümmerhaufen eher verschmelzen. Das bedeutet, dass sich die Kerne der Planeten relativ schnell gebildet haben könnten. ⓘ

Wasser

Wissenschaftler stellen die Hypothese auf, dass ein Teil des ersten Wassers, das auf die Erde gelangte, durch Asteroideneinschläge nach der Kollision, aus der der Mond hervorging, geliefert wurde. Im Jahr 2009 wurde das Vorhandensein von Wassereis auf der Oberfläche von 24 Themis mit Hilfe des Infrarot-Teleskops der NASA bestätigt. Die Oberfläche des Asteroiden scheint vollständig mit Eis bedeckt zu sein. Da diese Eisschicht sublimiert, wird sie möglicherweise durch ein Eisreservoir unter der Oberfläche aufgefüllt. Auch organische Verbindungen wurden auf der Oberfläche nachgewiesen. Das Vorhandensein von Eis auf 24 Themis macht die ursprüngliche Theorie plausibel. ⓘ

Im Oktober 2013 wurde zum ersten Mal Wasser auf einem extrasolaren Körper nachgewiesen, und zwar auf einem Asteroiden, der den Weißen Zwerg GD 61 umkreist. Am 22. Januar 2014 meldeten Wissenschaftler der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), dass auf Ceres, dem größten Objekt im Asteroidengürtel, zum ersten Mal Wasserdampf nachgewiesen wurde. Die Entdeckung wurde mit Hilfe der Ferninfrarot-Fähigkeiten des Herschel-Weltraumobservatoriums gemacht. Die Entdeckung ist unerwartet, da man normalerweise davon ausgeht, dass Kometen, nicht aber Asteroiden, "Jets und Plumes ausstoßen". Die Grenzen zwischen Kometen und Asteroiden verschwimmen mehr und mehr", so einer der Wissenschaftler. ⓘ

Die Ergebnisse haben gezeigt, dass Sonnenwinde mit dem Sauerstoff in der oberen Schicht der Asteroiden reagieren und Wasser erzeugen können. Es wurde geschätzt, dass "jeder Kubikmeter bestrahlten Gesteins bis zu 20 Liter enthalten könnte"; die Studie wurde mit einer Atomsonden-Tomographie durchgeführt, die Zahlen sind für den Asteroiden vom Typ Itokawa S angegeben. ⓘ

Acfer 049, ein 1990 in Algerien entdeckter Meteorit, wies 2019 eine ultraporöse Lithologie (UPL) auf: eine poröse Textur, die durch die Entfernung von Eis, das diese Poren füllte, entstanden sein könnte; dies deutet darauf hin, dass UPL "Fossilien von Ureis darstellen". ⓘ

Organische Verbindungen

Asteroiden enthalten Spuren von Aminosäuren und anderen organischen Verbindungen, und es wird spekuliert, dass Asteroideneinschläge die frühe Erde mit den für die Entstehung von Leben notwendigen Chemikalien besiedelt oder sogar das Leben selbst auf die Erde gebracht haben könnten (ein als "Panspermie" bezeichnetes Ereignis). Im August 2011 wurde ein Bericht veröffentlicht, der sich auf NASA-Studien mit auf der Erde gefundenen Meteoriten stützt und nahelegt, dass DNA- und RNA-Bestandteile (Adenin, Guanin und verwandte organische Moleküle) auf Asteroiden und Kometen im Weltraum entstanden sein könnten. ⓘ

Im November 2019 berichteten Wissenschaftler, dass sie zum ersten Mal Zuckermoleküle, einschließlich Ribose, in Meteoriten nachweisen konnten, was darauf hindeutet, dass chemische Prozesse auf Asteroiden einige grundlegende, für das Leben wichtige Biobestandteile produzieren können, und was die Vorstellung einer RNA-Welt vor einem DNA-basierten Ursprung des Lebens auf der Erde und möglicherweise auch die Vorstellung von Panspermie unterstützt. ⓘ

Merkmale der Oberfläche

Topografische Karte von Ceres. Die tiefsten Kraterböden (indigoblau) und die höchsten Gipfel (weiß) stellen einen Höhenunterschied von 15 km dar. ⓘ

Mit Ausnahme der "großen Vier" (Ceres, Pallas, Vesta und Hygiea) sind die Asteroiden im Großen und Ganzen ähnlich, wenn auch von unregelmäßiger Form. 50 km (31 mi) 253 Mathilde ist ein Trümmerhaufen, der mit Kratern übersät ist, deren Durchmesser dem Radius des Asteroiden entspricht. Beobachtungen auf der Erde von 511 Davida, einem der größten Asteroiden nach den vier großen Asteroiden, zeigen ein ähnlich kantiges Profil, was darauf hindeutet, dass auch dieser Asteroid mit Kratern in Radiusgröße übersät ist. Mittelgroße Asteroiden wie Mathilde und 243 Ida, die aus nächster Nähe beobachtet wurden, weisen ebenfalls einen tiefen Regolith auf, der die Oberfläche bedeckt. Von den großen Vier sind Pallas und Hygiea praktisch unbekannt. Vesta hat Kompressionsbrüche, die einen Krater von der Größe eines Radius an seinem Südpol umgeben, ist aber ansonsten ein Sphäroid. ⓘ

Die Raumsonde Dawn hat gezeigt, dass Ceres eine stark zerkraterte Oberfläche hat, allerdings mit weniger großen Kratern als erwartet. Modelle, die sich auf die Entstehung des derzeitigen Asteroidengürtels stützen, gingen davon aus, dass Ceres 10 bis 15 Krater mit einem Durchmesser von mehr als 400 km aufweisen sollte. Der größte bestätigte Krater auf Ceres, das Kerwan-Becken, hat einen Durchmesser von 284 km (176 mi). Der wahrscheinlichste Grund dafür ist die viskose Entspannung der Kruste, die größere Einschläge langsam abflacht. ⓘ

Farbe

Asteroiden werden mit zunehmendem Alter aufgrund der Weltraumverwitterung dunkler und röter. Es gibt jedoch Hinweise darauf, dass der größte Teil der Farbveränderung in den ersten hunderttausend Jahren stattfindet, was die Nützlichkeit von Spektralmessungen zur Bestimmung des Alters von Asteroiden einschränkt. ⓘ

Klassifizierung

Die meisten der Objekte, deren Bahnhalbachsen zwischen der Mars- und Jupiterbahn liegen, sind Teil des Asteroiden-Hauptgürtels. Sie weisen eine Bahnneigung unter 20° und Exzentrizitäten unter 0,25 auf. Die meisten sind durch Kollisionen größerer Asteroiden in dieser Zone entstanden und bilden daher Gruppen mit ähnlicher chemischer Zusammensetzung. Ihre Umlaufbahnen werden durch die sogenannten Kirkwoodlücken begrenzt, die durch Bahnresonanzen zu Jupiter entstehen. Dadurch lässt sich der Hauptgürtel in drei Zonen einteilen:

• Innerer Hauptgürtel: Diese Zone wird durch die 4:1- und 3:1-Resonanz begrenzt, liegt zwischen etwa 2,06 und 2,5 AE und enthält meist silikatreiche Asteroiden der V- und S-Klasse.
• Mittlerer Hauptgürtel: Objekte in dieser Gruppe besitzen Bahnhalbachsen zwischen 2,5 und 2,8 AE. Dort dominieren Asteroiden des C-Typs. Auch der Zwergplanet Ceres bewegt sich in dieser Zone, die zwischen der 3:1-Resonanz (Hestia-Lücke) und der 5:2-Resonanz liegt.
• Äußerer Hauptgürtel: Dieses Gebiet wird nach außen hin von der Hecubalücke (2:1-Resonanz) bei etwa 3,3 AE begrenzt. In diesem Bereich treten häufig Objekte der D- und P-Klasse auf. ⓘ

Asteroiden werden in der Regel nach zwei Kriterien eingeteilt: nach den Merkmalen ihrer Umlaufbahnen und nach den Merkmalen ihres Reflexionsspektrums. ⓘ

Klassifizierung nach Umlaufbahnen

Anders als die Planeten besitzen viele Asteroiden keine annähernd kreisrunden Umlaufbahnen. Sie haben, abgesehen von den meisten Hauptgürtelasteroiden und den Cubewanos im Kuipergürtel, meist sehr exzentrische Orbits, deren Ebenen in vielen Fällen stark gegen die Ekliptik geneigt sind. Ihre relativ hohen Exzentrizitäten machen sie zu Bahnkreuzern; das sind Objekte, die während ihres Umlaufs die Bahnen eines oder mehrerer Planeten passieren. Die Schwerkraft des Jupiter sorgt allerdings dafür, dass sich Asteroiden, bis auf wenige Ausnahmen, nur jeweils innerhalb oder außerhalb seiner Umlaufbahn bewegen. ⓘ

Anhand ihrer Bahnen werden Asteroiden auch zu mehreren Asteroidenfamilien zugeordnet, die sich durch ähnliche Werte von großer Halbachse, Exzentrizität sowie Inklination ihrer Bahn auszeichnen. Die Asteroiden einer Familie stammen vermutlich vom gleichen Ursprungskörper ab. Im Jahr 2015 listete David Nesvorný fünf Hauptfamilien auf. Etwa 45 % aller Asteroiden des Hauptgürtels können anhand der gegebenen Kriterien einer solchen Familie zugeordnet werden. ⓘ

Viele Asteroiden wurden auf der Grundlage ihrer Bahneigenschaften in Gruppen und Familien eingeteilt. Abgesehen von der groben Einteilung ist es üblich, eine Gruppe von Asteroiden nach dem ersten entdeckten Mitglied dieser Gruppe zu benennen. Gruppen sind relativ lockere dynamische Zusammenschlüsse, während Familien enger sind und aus dem katastrophalen Auseinanderbrechen eines großen Mutterasteroiden irgendwann in der Vergangenheit resultieren. Familien sind im Asteroiden-Hauptgürtel häufiger anzutreffen und leichter zu identifizieren, aber auch unter den Jupiter-Trojanern wurden mehrere kleine Familien gefunden. Familien im Hauptgürtel wurden erstmals 1918 von Kiyotsugu Hirayama erkannt und werden ihm zu Ehren oft als Hirayama-Familien bezeichnet. ⓘ

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

Quasi-Satelliten und Hufeisenobjekte

Einige Asteroiden haben ungewöhnliche hufeisenförmige Umlaufbahnen, die mit der Erde oder einem anderen Planeten ko-orbital sind. Beispiele hierfür sind 3753 Cruithne und 2002 AA29. Der erste Fall dieser Art von Umlaufbahnanordnung 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 wieder zu ihrem früheren Status zurückkehren. Sowohl von der Erde als auch von der Venus ist bekannt, dass es Quasi-Satelliten gibt. ⓘ

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

Spektrale Klassifizierung

1975 wurde von Chapman, Morrison und Zellner ein taxonomisches System für Asteroiden entwickelt, das auf Farbe, Albedo und spektraler Form basiert. Es wird angenommen, dass diese Eigenschaften der Zusammensetzung des Oberflächenmaterials des Asteroiden entsprechen. Das ursprüngliche Klassifizierungssystem umfasste drei Kategorien: C-Typen für dunkle kohlenstoffhaltige Objekte (75 % der bekannten Asteroiden), S-Typen für steinige (kieselhaltige) Objekte (17 % der bekannten Asteroiden) und U-Typen für solche, die weder in die C- noch in die S-Kategorie passen. Die Zahl der Typen wächst weiter, da immer mehr Asteroiden untersucht werden. ⓘ

Die beiden heute am weitesten verbreiteten Taxonomien sind die Tholen-Klassifikation und die SMASS-Klassifikation. Erstere wurde 1984 von David J. Tholen vorgeschlagen und basiert auf Daten, die bei einer in den 1980er Jahren durchgeführten Asteroidenvermessung mit acht Farben gesammelt wurden. Daraus ergaben sich 14 Asteroiden-Kategorien. Im Jahr 2002 führte der Small Main-Belt Asteroid Spectroscopic Survey zu einer modifizierten Version der Tholen-Taxonomie mit 24 verschiedenen Typen. In beiden Systemen gibt es drei große Kategorien von C-, S- und X-Asteroiden, wobei X hauptsächlich aus metallischen Asteroiden besteht, wie z. B. dem M-Typ. Außerdem gibt es mehrere kleinere Klassen. ⓘ

Der Anteil der bekannten Asteroiden, die in die verschiedenen Spektraltypen fallen, spiegelt nicht unbedingt den Anteil aller Asteroiden dieses Typs wider; einige Typen sind leichter zu entdecken als andere, was die Gesamtzahlen verzerrt. ⓘ

Probleme

Ursprünglich beruhten die Spektralbezeichnungen auf Rückschlüssen auf die Zusammensetzung eines Asteroiden. Die Übereinstimmung zwischen der Spektralklasse und der Zusammensetzung ist jedoch nicht immer sehr gut, und es wird eine Vielzahl von Klassifizierungen verwendet. Dies hat zu erheblicher Verwirrung geführt. Obwohl Asteroiden verschiedener Spektralklassen wahrscheinlich aus unterschiedlichen Materialien bestehen, gibt es keine Garantie dafür, dass Asteroiden innerhalb derselben taxonomischen Klasse aus denselben (oder ähnlichen) Materialien bestehen. ⓘ

Aktive Asteroiden

Asteroid (101955) Bennu, der von OSIRIS-REx beim Ausstoßen von Partikeln beobachtet wurde ⓘ

Aktive Asteroiden sind Objekte, die asteroidenähnliche Bahnen haben, aber kometenähnliche visuelle Merkmale aufweisen. Das heißt, sie zeigen Kometen, Schweife oder andere sichtbare Anzeichen von Massenverlust (wie ein Komet), aber ihre Bahn bleibt innerhalb der Jupiterbahn (wie ein Asteroid). Diese Körper wurden 2006 von den Astronomen David Jewitt und Henry Hsieh ursprünglich als Hauptgürtel-Kometen (MBCs) bezeichnet. Diese Bezeichnung impliziert jedoch, dass sie zwangsläufig eine eisige Zusammensetzung wie ein Komet haben und nur innerhalb des Hauptgürtels existieren, während die wachsende Zahl 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, dann aber 1996 von Eric Elst und Guido Pizarro mit einem Schweif versehen und erhielt die Kometenbezeichnung 133P/Elst-Pizarro. Ein weiteres bemerkenswertes Objekt ist 311P/PanSTARRS: Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop ergaben, dass er sechs kometenartige Schweife hat. Es wird vermutet, dass es sich bei den Schweifen um Materialströme handelt, die von dem Asteroiden ausgestoßen werden, wenn er sich schnell genug dreht, um Material abzutragen. ⓘ

Erkundung

Bis zum Zeitalter der Raumfahrt konnten Objekte im Asteroidengürtel nur mit großen Teleskopen beobachtet werden, ihre Form und ihr Terrain blieben ein Rätsel. Die besten modernen bodengebundenen Teleskope und das in der Erdumlaufbahn befindliche Hubble-Weltraumteleskop können nur wenige Details auf den Oberflächen der größten Asteroiden auflösen. Begrenzte Informationen über die Form und Zusammensetzung von Asteroiden lassen sich aus ihren Lichtkurven (Veränderung der Helligkeit während der Rotation) und ihren spektralen Eigenschaften ableiten. Die Größe kann anhand der Länge von Sternbedeckungen (wenn ein Asteroid direkt vor einem Stern vorbeizieht) geschätzt werden. Radaraufnahmen können gute Informationen über die Form der Asteroiden und ihre Bahn- und Rotationsparameter liefern, insbesondere bei erdnahen Asteroiden. Vorbeiflüge von Raumsonden können viel mehr Daten liefern als boden- oder weltraumgestützte Beobachtungen; die Rückgabe von Proben gibt Aufschluss über die Zusammensetzung des Regoliths. ⓘ

Bodengestützte Beobachtungen

Die 70m-Antenne des Goldstone-Observatoriums ⓘ

Radarbeobachtungen des erdnahen Asteroiden (505657) 2014 SR₃₃₉, gesehen von Arecibo ⓘ

Da Asteroiden eher kleine und schwache Objekte sind, sind die Daten, die durch bodengestützte Beobachtungen (GBO) gewonnen werden können, begrenzt. Mit bodengebundenen optischen Teleskopen kann die visuelle Helligkeit ermittelt werden; umgerechnet in die absolute Helligkeit ergibt sich daraus eine grobe Schätzung der Größe des Asteroiden. Lichtkurvenmessungen können auch mit GBO durchgeführt werden; wenn sie über einen langen Zeitraum gesammelt werden, ermöglichen sie eine Schätzung der Rotationsperiode, der Polorientierung (manchmal) und eine grobe Schätzung der Form des Asteroiden. Spektraldaten (Spektroskopie des sichtbaren Lichts und des nahen Infrarots) geben Aufschluss über die Zusammensetzung des Objekts und dienen der Klassifizierung der beobachteten Asteroiden. Solche Beobachtungen sind jedoch begrenzt, da sie nur Informationen über die dünne Schicht auf der Oberfläche (bis zu einigen Mikrometern) liefern. Wie der Planetologe Patrick Michel schreibt:

Beobachtungen im mittleren bis thermischen Infrarot sind zusammen mit Polarimetrie-Messungen wahrscheinlich die einzigen Daten, die einen Hinweis auf die tatsächlichen physikalischen Eigenschaften geben. Die Messung des Wärmestroms eines Asteroiden bei einer einzigen Wellenlänge liefert eine Schätzung der Abmessungen des Objekts; diese Messungen haben eine geringere Unsicherheit als Messungen des reflektierten Sonnenlichts im Spektralbereich des sichtbaren Lichts. Wenn die beiden Messungen kombiniert werden können, lassen sich sowohl der effektive Durchmesser als auch die geometrische Albedo - letztere ist ein Letztere ist ein Maß für die Helligkeit bei einem Phasenwinkel von Null, d. h. wenn die Beleuchtung direkt hinter dem Beobachter erfolgt. 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 - ein Maß dafür, wie schnell sich ein Material erwärmt oder abkühlt - ist bei den meisten beobachteten Asteroiden niedriger als der Referenzwert für nacktes Gestein, aber höher als der des Mondregoliths; diese Beobachtung deutet auf das Vorhandensein einer isolierenden Schicht aus körnigem Material auf ihrer Oberfläche hin. Darüber hinaus scheint es einen Trend zu geben, der vielleicht mit der Gravitationsumgebung zusammenhängt, dass kleinere Objekte (mit geringerer Gravitation) eine kleine Regolithschicht aus groben Körnern aufweisen, während größere Objekte eine dickere Regolithschicht aus feinen Körnern haben. Die detaillierten Eigenschaften dieser Regolithschicht sind jedoch aus Fernbeobachtungen nur unzureichend bekannt. Außerdem ist die Beziehung zwischen thermischer Trägheit und Oberflächenrauhigkeit nicht eindeutig, so dass die thermische Trägheit mit Vorsicht zu interpretieren ist. ⓘ

Erdnahe Asteroiden, die sich in unmittelbarer Nähe des Planeten befinden, können mit Radar genauer untersucht werden; es liefert Informationen über die Oberfläche des Asteroiden (z. B. kann es 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 Bahn- und Rotationsdynamik der beobachteten Objekte genutzt werden. ⓘ

Nach 1890 brachte die Anwendung der Fotografie in der Astronomie wesentliche Fortschritte. Die Asteroiden, die bis dahin mühsam durch den Vergleich von Teleskopbeobachtungen mit Himmelskarten gefunden wurden, verrieten sich nun durch Lichtspuren auf den fotografischen Platten. Durch die im Vergleich zum menschlichen Auge höhere Lichtempfindlichkeit der fotografischen Emulsionen konnten, in Kombination mit langen Belichtungszeiten bei Nachführung des Teleskops quasi im Zeitraffer, äußerst lichtschwache Objekte nachgewiesen werden. Durch den Einsatz der neuen Technik stieg die Zahl der entdeckten Asteroiden rasch an. ⓘ

Ein Jahrhundert später, um 1990, löste die digitale Fotografie in Gestalt der CCD-Kameratechnik einen weiteren Entwicklungssprung aus, der durch die Möglichkeiten der computerunterstützten Auswertung der elektronischen Aufnahmen noch potenziert wird. Seither hat sich die Zahl jährlich aufgefundener Asteroiden nochmals vervielfacht. ⓘ

Genauere Ergebnisse können mittels Radarbeobachtungen erzielt werden. Dazu können Radioteleskope verwendet werden, die, als Sender umfunktioniert, starke Radiowellen in Richtung der Asteroiden aussenden. Durch die Messung der Laufzeit der von den Asteroiden reflektierten Wellen kann deren exakte Entfernung bestimmt werden. Die weitere Auswertung der Radiowellen liefert Daten zu Form und Größe. Regelrechte „Radarbilder“ lieferte beispielsweise die Beobachtung der Asteroiden (4769) Castalia und (4179) Toutatis. ⓘ

Weltraumgestützte Beobachtungen

WISE-Infrarot-Weltraumteleskop ⓘ

Sowohl weltraum- als auch bodengestützte Observatorien haben Programme zur Suche nach Asteroiden durchgeführt. Es wird erwartet, dass die weltraumgestützte Suche mehr Objekte aufspüren kann, da es keine störende Atmosphäre gibt und sie größere Teile des Himmels beobachten kann. NEOWISE beobachtete mehr als 100.000 Asteroiden des Hauptgürtels, das Weltraumteleskop Spitzer mehr als 700 erdnahe Asteroiden. Diese Beobachtungen ergaben die grobe Größe der meisten beobachteten Objekte, lieferten jedoch nur begrenzte Details über die Oberflächeneigenschaften (z. B. Tiefe und Zusammensetzung des Regoliths, Schüttwinkel, Kohäsion und Porosität). ⓘ

Asteroiden wurden auch mit dem Hubble-Weltraumteleskop untersucht, z. B. bei der Verfolgung der kollidierenden Asteroiden im Hauptgürtel, beim Aufbrechen eines Asteroiden, bei der Beobachtung eines aktiven Asteroiden mit sechs kometenähnlichen Schweifen und bei der Beobachtung von Asteroiden, die als Ziele spezieller Missionen ausgewählt wurden. ⓘ

Raumsondenmissionen

Von Raumsonden besuchte Asteroiden und Kometen ab 2019 (außer Ceres und Vesta), maßstabsgetreu ⓘ

Laut Patrick Michel,

Die innere Struktur von Asteroiden lässt sich nur aus indirekten Hinweisen ableiten: von Raumsonden gemessene Massendichten, die Bahnen natürlicher Satelliten im Falle von Asteroidendoppelkörpern und die Drift der Asteroidenbahn aufgrund des thermischen Yarkovsky-Effekts. Ein Raumfahrzeug in der Nähe eines Asteroiden wird durch die Schwerkraft des Asteroiden so stark gestört, dass die Masse des Asteroiden geschätzt werden kann. Das Volumen wird dann anhand eines Modells der Form des Asteroiden geschätzt. Aus Masse und Volumen lässt sich die Schüttdichte ableiten, deren Unsicherheit in der Regel von den Fehlern bei der Volumenschätzung dominiert wird. Die innere Porosität von Asteroiden lässt sich aus dem Vergleich ihrer Schüttdichte mit der ihrer angenommenen Meteoritenanaloga ableiten. Dunkle Asteroiden scheinen poröser zu sein (>40%) als helle. Die Art dieser Porosität ist unklar. Mikroskopische Porosität ist durch Poren gekennzeichnet, die so klein sind, dass ihre Verteilung auf der betrachteten Skala als einheitlich und isotrop angenommen werden kann. In diesem Fall ist die Pore in der Regel kleiner als die Dicke der Schockfront, die bei einem Einschlag entsteht. ⓘ

Gezielte Missionen

Der erste Asteroid, der aus der Nähe 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 aufgenommen wurden. Andere Asteroiden, die von Raumfahrzeugen 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 bis auf 3,2 km heranflog). ⓘ

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

Hayabusa2, eine von der JAXA 2014 gestartete Sonde, umkreiste den Asteroiden 162173 Ryugu mehr als ein Jahr lang und nahm Proben, die 2020 zur Erde gebracht wurden. Die Sonde befindet sich nun auf einer verlängerten Mission und wird voraussichtlich im Jahr 2031 an einem neuen Ziel ankommen. ⓘ

Im Jahr 2016 startete die NASA OSIRIS-REx, eine Mission zur Rückführung von Proben zum Asteroiden 101955 Bennu. Im Jahr 2021 wird die Sonde den Asteroiden mit einer Probe von dessen Oberfläche verlassen. Die Probenlieferung zur Erde wird für den 24. September 2023 erwartet. Die Sonde wird im Jahr 2029 zu einer erweiterten Mission mit der Bezeichnung OSIRIS-APEX aufbrechen, um den erdnahen Asteroiden Apophis zu erkunden. ⓘ

• Auf Asteroiden ausgerichtete Raumsonden
• 

  Hayabusa2

• 

  Dawn

• 

  Lucy

• 

  Psyche ⓘ

Abbildung einiger durch Raumsonden erforschter Asteroiden ⓘ

Weitere Missionen sind geplant, unter anderem:

• Für das Jahr 2024 plant die japanische Raumfahrtagentur JAXA die Mission Destiny Plus zum Asteroiden (3200) Phaethon. ⓘ

Geplante Missionen

Künstlerisches Konzept des Asteroiden Psyche, der im Mittelpunkt der gleichnamigen NASA-Mission steht

Lucy wird abwechselnd Jupiters griechisches (L₄) und trojanisches Lager (L₅) besuchen ⓘ

Derzeit sind mehrere Asteroidenmissionen von der NASA, der JAXA, der ESA und der CNSA geplant. ⓘ

Die NASA-Mission Lucy, die 2021 starten soll, würde acht Asteroiden besuchen, einen aus dem Hauptgürtel und sieben Jupiter-Trojaner; es ist die erste Mission zu Trojanern. Die Hauptmission würde im Jahr 2027 starten. ⓘ

Im November 2021 startete die NASA den Double Asteroid Redirection Test (DART), eine Mission zur Erprobung von Technologien zur Verteidigung der Erde gegen potenzielle gefährliche Objekte. DART wird im September 2022 absichtlich in den Kleinplanetenmond Dimorphos des Doppelasteroiden Didymos einschlagen, um das künftige Potenzial eines Raumfahrzeugaufpralls zu bewerten, einen Asteroiden durch Impulsübertragung von einem Kollisionskurs mit der Erde abzulenken. Die ESA-Sonde Hera, deren Start für 2024 geplant ist, wird die Ergebnisse des DART-Einschlags untersuchen. Es wird die Größe und Morphologie des Kraters sowie die durch den Einschlag übertragene Wucht messen, um die Effizienz der von DART erzeugten Ablenkung zu bestimmen. ⓘ

Die NASA-Sonde Psyche soll 2023 oder 2024 gestartet werden, um den gleichnamigen großen Metall-Asteroiden zu untersuchen. Janus ist eine geplante doppelte Raumsonde, die als sekundäre Nutzlast beim Start von Psyche gestartet werden soll. ⓘ

DESTINY+ von JAXA ist eine Mission für einen Vorbeiflug am Hauptkörper des Geminiden-Meteoritenschauers 3200 Phaethon sowie an verschiedenen Nebenkörpern. Ihr Start ist für 2024 geplant. ⓘ

Der Start von ZhengHe der CNSA ist ebenfalls für das Jahr 2024 geplant. Sie wird mit solarelektrischem Antrieb den erdnahen Asteroiden 469219 Kamoʻoalewa und den aktiven Asteroiden 311P/PanSTARRS erkunden. Die Raumsonde wird Proben des Regoliths von Kamo'oalewa sammeln. ⓘ

Asteroidenbergbau

Künstlerisches Konzept für eine bemannte Mission zu einem Asteroiden ⓘ

Das Konzept des Asteroidenbergbaus wurde in den 1970er Jahren vorgeschlagen. Matt Anderson definiert erfolgreichen Asteroidenbergbau als "die Entwicklung eines Bergbauprogramms, das sich sowohl finanziell selbst trägt als auch für seine Investoren profitabel ist". Es wurde vorgeschlagen, dass Asteroiden als Quelle für Materialien genutzt werden könnten, die auf der Erde selten oder erschöpft sind, oder für den Bau von Lebensräumen im Weltraum. Materialien, die schwer und teuer sind, um sie von der Erde aus zu transportieren, könnten eines Tages von Asteroiden abgebaut und für die Herstellung und den Bau von Raumfahrzeugen verwendet werden. ⓘ

Da die Ressourcen auf der Erde immer knapper werden, wird die Idee, wertvolle Elemente aus Asteroiden zu gewinnen und diese gewinnbringend zur Erde zurückzubringen oder die Ressourcen aus dem Weltraum für den Bau von Solarenergiesatelliten und Weltraumhabitaten zu nutzen, immer attraktiver. Hypothetisch gesehen könnte aus Eis aufbereitetes Wasser Treibstoffdepots in der Umlaufbahn auftanken. ⓘ

Im Jahr 2006 gab das Keck-Observatorium bekannt, dass der binäre Jupiter-Trojaner 617 Patroclus und möglicherweise eine große Anzahl anderer Jupiter-Trojaner wahrscheinlich erloschene Kometen sind und größtenteils aus Wassereis bestehen. In ähnlicher Weise könnten auch Kometen der Jupiterfamilie und möglicherweise erdnahe Asteroiden, die erloschene Kometen sind, Wasser liefern. Der Prozess der In-situ-Ressourcennutzung - die Verwendung von im Weltraum vorkommenden Materialien für Treibstoff, Wärmemanagement, Tanks, Strahlungsabschirmung und andere massereiche Komponenten der Weltrauminfrastruktur - könnte zu einer radikalen Senkung der Kosten führen. ⓘ

Aus astrobiologischer Sicht könnte die Erkundung von Asteroiden wissenschaftliche Daten für die Suche nach außerirdischer Intelligenz (SETI) liefern. Einige Astrophysiker vermuten, dass, wenn fortgeschrittene außerirdische Zivilisationen vor langer Zeit Asteroidenbergbau betrieben haben, die Merkmale dieser Aktivitäten nachweisbar sein könnten. ⓘ

In größerem Maßstab wird auch Ceres als Möglichkeit in Betracht gezogen. Als größter Körper im Asteroidengürtel könnte Ceres die Hauptbasis und der Transportknotenpunkt für eine zukünftige Asteroidenbergbau-Infrastruktur werden, die den Transport von Bodenschätzen zum Mars, zum Mond und zur Erde ermöglicht. Aufgrund seiner geringen Fluchtgeschwindigkeit in Kombination mit großen Mengen an Wassereis könnte er auch als Quelle für Wasser, Treibstoff und Sauerstoff für Schiffe dienen, die den Asteroidengürtel durchqueren und darüber hinaus fliegen. Der Transport vom Mars oder vom Mond zu Ceres wäre sogar noch energieeffizienter als der Transport von der Erde zum Mond. ⓘ

Gefahr durch erdnahe Asteroiden

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

2004 FH ist der Punkt in der Mitte, dem die Sequenz folgt; das Objekt, das während des Clips vorbeifliegt, ist ein künstlicher Satellit

2014 JO25, aufgenommen vom Radar während seines Erdvorbeiflugs 2017 ⓘ

Kumulative Entdeckungen von erdnahen Asteroiden nach Größe, 1980-2022 ⓘ

Es besteht ein zunehmendes Interesse an der Identifizierung von Asteroiden, deren Umlaufbahnen die der Erde kreuzen und die bei genügend Zeit mit der Erde kollidieren könnten. Die drei wichtigsten Gruppen von erdnahen Asteroiden sind die Apollos, Amors und Atens. ⓘ

Der erdnahe Asteroid 433 Eros wurde bereits 1898 entdeckt, und in den 1930er Jahren gab es eine ganze Reihe ähnlicher Objekte. In der Reihenfolge ihrer Entdeckung waren dies: 1221 Amor, 1862 Apollo, 2101 Adonis und schließlich 69230 Hermes, der sich 1937 bis auf 0,005 AE der Erde näherte. Die Astronomen begannen, die Möglichkeit eines Erdeinschlags zu erkennen. ⓘ

Zwei Ereignisse in den folgenden Jahrzehnten verstärkten den Alarm: die zunehmende Akzeptanz der Alvarez-Hypothese, dass ein Einschlag zum Aussterben der Kreidezeit und des Paläogens führte, und die Beobachtung des Kometen Shoemaker-Levy 9, der 1994 in den Jupiter einschlug. Das US-Militär gab auch die Information frei, dass seine Militärsatelliten, die zur Aufspürung von Nuklearexplosionen gebaut wurden, Hunderte von Einschlägen von Objekten mit einem Durchmesser von einem bis zehn Metern in der oberen Atmosphäre entdeckt hatten. ⓘ

All diese Überlegungen trugen dazu bei, dass hocheffiziente Durchmusterungen, bestehend aus CCD-Kameras und Computern, die direkt mit den Teleskopen verbunden sind, in Angriff genommen wurden. Im Jahr 2011 wurden schätzungsweise 89 % bis 96 % der erdnahen Asteroiden mit einem Durchmesser von einem Kilometer oder mehr entdeckt. Eine Liste der Teams, die solche Systeme verwenden, umfasst:

• Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR)
• Verfolgung erdnaher Asteroiden (NEAT)
• Spacewatch
• Lowell Observatory Suche nach erdnahen Objekten (LONEOS)
• Catalina Sky Survey (CSS)
• Pan-STARRS
• NEOWISE
• Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS)
• Campo Imperatore Near-Earth Object Survey (CINEOS)
• Japanische Raumfahrtvereinigung
• Asiago-DLR Asteroid Survey (ADAS) ⓘ

Mit Stand vom 29. Oktober 2018 hat allein das LINEAR-System 147.132 Asteroiden entdeckt. Im Rahmen der Durchmusterung 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 100 Prozent sicher, dass wir [von einem verheerenden Asteroiden] getroffen werden, aber wir sind nicht 100 Prozent sicher, wann." Im Juni 2018 warnte der Nationale Wissenschafts- und Technologierat der USA, dass Amerika nicht auf einen Asteroideneinschlag vorbereitet ist, und hat den "National Near-Earth Object Preparedness Strategy Action Plan" entwickelt und veröffentlicht, um sich besser vorzubereiten. Laut einer Expertenaussage vor dem US-Kongress im Jahr 2013 würde die NASA mindestens fünf Jahre Vorbereitung 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 Asteroidentags erinnert an den Jahrestag des Asteroideneinschlags von Tunguska über Sibirien am 30. Juni 1908. ⓘ

Neue und weiterentwickelte Technologien sowie fortgesetzte Leistungssteigerung von Detektoren und elektronischer Datenverarbeitung ermöglichten seit den 1990er Jahren eine Reihe von automatisierten Suchprogrammen mit verschiedenen Zielsetzungen. Diese Durchmusterungen haben einen erheblichen Anteil an der Neuentdeckung von Asteroiden. ⓘ

In naher Zukunft wird sich die Zahl der bekannten Asteroiden nochmals deutlich erhöhen, da für die nächsten Jahre Durchmusterungen mit erhöhter Empfindlichkeit geplant sind, zum Beispiel Gaia und LSST. Allein die Raumsonde Gaia soll nach Modellrechnungen bis zu eine Million bisher unbekannter Asteroiden entdecken. ⓘ

Chicxulub-Einschlag

Künstlerische Darstellung eines Asteroideneinschlags auf der Erde ⓘ

Der Chicxulub-Krater ist ein Einschlagskrater, der unter der Halbinsel Yucatán in Mexiko liegt. Sein Zentrum liegt vor der Küste in der Nähe der Gemeinden Chicxulub Puerto und Chicxulub Pueblo, nach denen der Krater benannt ist. Er entstand durch den Einschlag eines großen Asteroiden mit einem Durchmesser von etwa 10 Kilometern auf der Erde. Der Krater hat einen geschätzten Durchmesser von 180 Kilometern (110 Meilen) und ist 20 Kilometer (12 Meilen) tief. Er ist einer der größten bestätigten Einschlagskrater auf der Erde und der einzige, dessen Gipfelring intakt und für die wissenschaftliche Forschung direkt zugänglich ist. ⓘ

In den späten 1970er Jahren stellten der Geologe Walter Alvarez und sein Vater, der Nobelpreisträger Luis Walter Alvarez, die Theorie auf, dass das Kreidezeit-Paleogen-Aussterben durch einen Einschlag verursacht wurde. Der Hauptbeweis für einen solchen Einschlag war in einer dünnen Tonschicht an der K-Pg-Grenze in Gubbio, Italien, enthalten. Die Alvarezes und ihre Kollegen berichteten, dass sie eine ungewöhnlich hohe Konzentration von Iridium enthielt, einem chemischen Element, das auf der Erde selten ist, aber in Asteroiden häufig vorkommt. Die Iridiumkonzentration in dieser Schicht war bis zu 160 Mal höher als die Hintergrundkonzentration. Es wurde vermutet, dass das Iridium in die Atmosphäre gelangte, als der Einschlagkörper verdampfte und sich auf der Erdoberfläche zwischen anderem, durch den Einschlag aufgewirbeltem Material absetzte, wodurch die mit Iridium angereicherte Tonschicht entstand. Damals war man sich noch nicht einig, was die Ursache für das Aussterben der Kreidezeit und des Paläogens und für die Grenzschicht war, und es gab Theorien wie eine nahe Supernova, Klimaveränderungen oder eine geomagnetische Umkehrung. Die Einschlagshypothese von Alvarezes wurde von vielen Paläontologen abgelehnt, die der Meinung waren, dass das Fehlen von Fossilien in der Nähe der K-Pg-Grenze - das "Drei-Meter-Problem" - auf ein allmähliches Aussterben der fossilen Arten hindeutet. ⓘ

Es besteht ein breiter Konsens darüber, dass der Chicxulub-Impaktor kein Komet, sondern ein Asteroid mit einer kohlenstoffhaltigen Chondritenzusammensetzung war. Der Impaktor hatte einen Durchmesser von etwa 10 Kilometern - so groß, dass er auf Meereshöhe höher als der Mount Everest gewesen wäre. ⓘ

Strategien zur Ablenkung von Asteroiden

Künstlerisches Konzept der räumlichen Struktur des erdnahen Asteroiden 2011 MD ⓘ

Die verschiedenen Techniken zur Kollisionsvermeidung weisen unterschiedliche Kompromisse in Bezug auf die Gesamtleistung, die Kosten, das Ausfallrisiko, den Betrieb und die technologische Bereitschaft auf. Es gibt verschiedene Methoden, um den Kurs eines Asteroiden/Kometens zu ändern. Diese lassen sich anhand verschiedener Attribute unterscheiden, z. B. der Art der Abschwächung (Ablenkung oder Fragmentierung), der Energiequelle (kinetisch, elektromagnetisch, gravitativ, solar/thermisch oder nuklear) und der Anflugstrategie (Abfangen, Rendezvous oder Fernstation). ⓘ

Die Strategien lassen sich in zwei grundlegende Gruppen einteilen: Fragmentierung und Verzögerung. Die Fragmentierung konzentriert sich darauf, den Impaktor unschädlich zu machen, indem er zersplittert und die Fragmente so gestreut werden, dass sie die Erde verfehlen oder klein genug sind, um in der Atmosphäre zu verglühen. Bei der Verzögerung wird die Tatsache ausgenutzt, dass sich sowohl die Erde als auch der Impaktor in einer Umlaufbahn befinden. Ein Einschlag findet statt, wenn beide zur gleichen Zeit den gleichen Punkt im Weltraum erreichen, oder besser gesagt, wenn ein Punkt auf der Erdoberfläche die Bahn des Impaktors schneidet, wenn dieser eintrifft. Da die Erde einen Durchmesser von ca. 12.750 km hat und sich auf ihrer Bahn mit ca. 30 km pro Sekunde bewegt, legt sie eine Strecke von einem Planetendurchmesser in etwa 425 Sekunden oder etwas mehr als sieben Minuten zurück. Eine Verzögerung oder Vorverlegung der Ankunft des Impaktors um Zeiten dieser Größenordnung kann, je nach der genauen Geometrie des Einschlags, dazu führen, dass er die Erde verfehlt. ⓘ

Das "Projekt Ikarus" war eines der ersten Projekte, das 1967 als Notfallplan für den Fall einer Kollision mit 1566 Ikarus entwickelt wurde. Der Plan stützte sich auf die neue Saturn-V-Rakete, die ihren ersten Flug erst nach Fertigstellung des Berichts absolvierte. Es sollten sechs Saturn-V-Raketen eingesetzt werden, die in unterschiedlichen Abständen von Monaten bis Stunden vor dem Einschlag gestartet werden sollten. Jede Rakete sollte mit einem einzigen 100-Megatonnen-Atomsprengkopf sowie einem modifizierten Apollo-Servicemodul und einem unbemannten Apollo-Kommandomodul für die Zielführung ausgestattet werden. Die Sprengköpfe sollten 30 Meter vor der Oberfläche gezündet werden und den Asteroiden ablenken oder teilweise zerstören. Je nach den anschließenden Einschlägen auf dem Kurs oder der Zerstörung des Asteroiden würden spätere Missionen je nach Bedarf geändert oder abgesagt werden. Der "letzte" Start der sechsten Rakete würde 18 Stunden vor dem Einschlag 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, die von Menschen besiedelt werden könnten, als Ressourcen für die Gewinnung von Mineralien, als Gefahren für Raumschiffe, die zwischen zwei anderen Punkten reisen, und als Bedrohung für das Leben auf der Erde oder auf anderen bewohnten Planeten, Zwergplaneten und natürlichen Satelliten durch mögliche Einschläge. ⓘ

Klassifikationsschemata von Asteroiden

Kohliger Chondrit ⓘ

Die spektroskopische Untersuchung der Asteroiden zeigte, dass deren Oberflächen chemisch unterschiedlich zusammengesetzt sind. Analog erfolgte eine Einteilung in verschiedene spektrale, beziehungsweise taxonomische Klassen. ⓘ

Zusammensetzung

In der Vergangenheit gingen Wissenschaftler davon aus, dass die Asteroiden monolithische Felsbrocken, also kompakte Gebilde sind. Die geringen Dichten etlicher Asteroiden sowie das Vorhandensein von riesigen Einschlagkratern deuten jedoch darauf hin, dass viele Asteroiden locker aufgebaut sind und eher als rubble piles anzusehen sind, als lose „Schutthaufen“, die nur durch die Gravitation zusammengehalten werden. Locker aufgebaute Körper können die bei Kollisionen auftretenden Kräfte absorbieren ohne zerstört zu werden. Kompakte Körper werden dagegen bei größeren Einschlagereignissen durch die Stoßwellen auseinandergerissen. Darüber hinaus weisen die großen Asteroiden nur geringe Rotationsgeschwindigkeiten auf. Eine schnelle Rotation um die eigene Achse würde sonst dazu führen, dass die auftretenden Fliehkräfte die Körper auseinanderreißen (siehe auch: YORP-Effekt). Man geht heute davon aus, dass der überwiegende Teil der über 200 Meter großen Asteroiden derartige kosmische Schutthaufen sind. ⓘ

Asteroiden innerhalb der Marsbahn

Innerhalb der Marsbahn bewegen sich einige unterschiedliche Asteroidengruppen, die alle bis auf wenige Ausnahmen aus Objekten von unter fünf Kilometer Größe (überwiegend jedoch deutlich kleiner) bestehen. Einige dieser Objekte sind Merkur- und Venusbahnkreuzer, von denen sich mehrere nur innerhalb der Erdbahn bewegen, manche können sie auch kreuzen. Wiederum andere bewegen sich hingegen nur außerhalb der Erdbahn. ⓘ

Die Existenz der als Vulkanoiden bezeichneten Gruppe von Asteroiden konnte bislang nicht nachgewiesen werden. Diese Asteroiden sollen sich auf sonnennahen Bahnen innerhalb der von Merkur bewegen. ⓘ

Asteroiden zwischen Mars und Jupiter

Der Asteroidengürtel ⓘ

Länge der Bahnhalbachsen der Asteroiden zwischen Mars und Jupiter gegen ihre Bahnneigung (rot: Hauptgürtelobjekte, blau: sonstige Asteroidengruppen); Deutlich zu erkennen: die Kirkwoodlücken, die Hildas bei 4 AE und die Trojaner bei etwa 5,2 AE. ⓘ

Etwa 90 Prozent der bekannten Asteroiden bewegen sich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Sie füllen damit die Lücke in der Titius-Bode-Reihe. Die größten Objekte sind hier (1) Ceres, (2) Pallas, (4) Vesta und (10) Hygiea. ⓘ

Interstellarer Asteroid

Im Oktober 2017 wurde mit 1I/ʻOumuamua der erste interstellar reisende Asteroid entdeckt. Er ist länglich geformt, rund 400 Meter lang und näherte sich etwa im rechten Winkel der Bahnebene der Planeten. Nachdem seine Bahn durch die Gravitation der Sonne um etwa 90° abgelenkt wurde, flog er auf seinem neuen Kurs in Richtung des Sternbildes Pegasus in ca. 24 Millionen Kilometern Entfernung am 14. Oktober 2017 an der Erde vorbei. ⓘ

Orientierung der Bahnrotation

Planeten, Asteroiden und Kometen kreisen typisch alle in derselben Richtung um die Sonne. ⓘ

2014 wurde ein erster Asteroid entdeckt, 2015 nummeriert und 2019 benannt, nämlich (514107) Kaʻepaokaʻawela, der in die entgegengesetzte Richtung umläuft; und zwar in der Ko-Orbit-Region des Planeten Jupiter. 2018 wurde analysiert, dass (514107) Kaʻepaokaʻawela schon vor der Bildung der Planeten von außerhalb des Sonnensystems eingefangen worden sein muss. ⓘ

Heute ist bekannt, dass etwa 100 weitere Asteroiden „falsch herum“ um die Sonne laufen. ⓘ

Einschlagwahrscheinlichkeit und -wirkung

Asteroiden, die mit wesentlich größeren Himmelskörpern wie Planeten kollidieren, erzeugen Einschlagkrater. Die Größe des Einschlagkraters und die damit verbundene Energiefreisetzung (Explosion) wird maßgeblich durch die Geschwindigkeit, Größe, Masse und Zusammensetzung des Asteroiden bestimmt. ⓘ

Die Flugbahnen der Asteroiden im Sonnensystem sind nicht genau genug bekannt, um auf längere Zeit berechnen zu können, ob und wann genau ein Asteroid auf der Erde (oder auf einem anderen Planeten) einschlagen wird. Durch Annäherung an andere Himmelskörper unterliegen die Bahnen der Asteroiden ständig kleineren Veränderungen. Deswegen wird auf Basis der bekannten Bahndaten und -unsicherheiten lediglich das Risiko von Einschlägen errechnet. Es verändert sich bei neuen, genaueren Beobachtungen fortlaufend. ⓘ

Mit der Turiner Skala und der Palermo-Skala gibt es zwei gebräuchliche Methoden zur Bewertung des Einschlagrisikos von Asteroiden auf der Erde und der damit verbundenen Energiefreisetzung und Zerstörungskraft:

• Die Turiner Skala ist anschaulich und einfach gehalten. Sie ist in ganzzahlige Stufen von 0 bis 10 eingeteilt, wobei 0 keine Gefahr bedeutet und Stufe 10 einem sicheren Einschlag mit großer globaler Zerstörungswirkung entspricht (→Global Killer). Von dieser Skala wird eher in den Medien Gebrauch gemacht, da sie einfacher zu verstehen ist als die Palermo-Skala.
• Die Palermo-Skala wiederum findet in der Astronomie häufigere Anwendung, da sie physikalisch aussagekräftiger ist. Sie setzt die Einschlagwahrscheinlichkeit mit dem Hintergrundrisiko durch Objekte vergleichbarer Größe in Verbindung. Die Palermo-Skala ist logarithmisch aufgebaut: Ein Wert von 0 auf der Palermo-Skala entspricht dem einfachen Hintergrundrisiko (1=10⁰), 1 entspricht zehnfachem Risiko (10=10¹), 2 dem 100-fachen Risiko (100=10²) und so weiter. ⓘ

Die Europäische Weltraumorganisation (ESA) publiziert öffentlich eine fortlaufend aktualisierte Risikoliste, in der Asteroiden und deren Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde aufgeführt sind. ⓘ

Beispiele für Einschläge auf der Erde

Eine Auflistung irdischer Krater findet sich in der Liste der Einschlagkrater der Erde sowie als Auswahl unter Große und bekannte Einschlagkrater. ⓘ

Mutmaßliche Kollisionen zwischen Asteroiden

Die Wissenschaft benennt mehrere mögliche Kollisionen zwischen Asteroiden untereinander:

• vor 470 Millionen Jahren (Ekaterina Korochantseva, 2007)
• vor 5,8 Millionen Jahren (David Nesvorny, 2002)
• P/2010 A2, 2009
• (596) Scheila, 2010 (Dennis Bodewits, 2011) ⓘ

Internationaler Tag der Asteroiden

2001 etablierte das Committee on the Peaceful Uses of Outer Space (COPUOS) der UNO das Action Team on Near-Earth Objects (Action Team 14). Empfohlen wurde 2013 die Errichtung eines international asteroid warning network (IAWN) und einer space mission planning advisory group (SMPAG). Das Action Team 14 hat sein Mandat erfüllt und wurde 2015 aufgelöst. Am 30. Juni 2015 wurde der erste Asteroid Day ausgerufen. ⓘ