Asteroidengürtel
Der Asteroidengürtel ist eine torusförmige Region im Sonnensystem, die etwa zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Jupiter und Mars liegt. Er enthält eine große Anzahl fester, unregelmäßig geformter Körper in vielen Größen, die jedoch viel kleiner als Planeten sind und als Asteroiden oder Kleinplaneten bezeichnet werden. Dieser Asteroidengürtel wird auch als Hauptasteroidengürtel oder Hauptgürtel bezeichnet, um ihn von anderen Asteroidenpopulationen im Sonnensystem wie den erdnahen Asteroiden und den trojanischen Asteroiden zu unterscheiden. ⓘ
Der Asteroidengürtel ist die kleinste und innerste bekannte zirkumstellare Scheibe im Sonnensystem. Etwa die Hälfte seiner Masse ist in den vier größten Asteroiden enthalten: Ceres, Vesta, Pallas und Hygiea. Die Gesamtmasse des Asteroidengürtels beträgt etwa 4 % der Masse des Mondes. ⓘ
Ceres, das einzige Objekt im Asteroidengürtel, das groß genug ist, um ein Zwergplanet zu sein, hat einen Durchmesser von etwa 950 km, während Vesta, Pallas und Hygiea einen mittleren Durchmesser von weniger als 600 km haben. Die übrigen Asteroiden haben nur die Größe eines Staubkorns. Das Asteroidenmaterial ist so dünn verteilt, dass zahlreiche unbemannte Raumfahrzeuge es ohne Zwischenfälle durchquert haben. Dennoch kommt es zu Kollisionen zwischen großen Asteroiden, aus denen eine Asteroidenfamilie entstehen kann, deren Mitglieder ähnliche Bahneigenschaften und Zusammensetzungen aufweisen. Die einzelnen Asteroiden innerhalb des Asteroidengürtels werden anhand ihres Spektrums kategorisiert, wobei die meisten in drei grundlegende Gruppen fallen: kohlenstoffhaltig (C-Typ), silikathaltig (S-Typ) und metallhaltig (M-Typ). ⓘ
Der Asteroidengürtel bildete sich aus dem ursprünglichen Sonnennebel als eine Gruppe von Planetesimalen. Planetesimale sind die kleineren Vorläufer der Protoplaneten. Zwischen Mars und Jupiter wurden die Protoplaneten jedoch durch die Gravitationsstörungen des Jupiters mit zu viel Bahnenergie ausgestattet, als dass sie zu einem Planeten hätten zusammenwachsen können. Die Kollisionen wurden zu heftig, und anstatt zu verschmelzen, zerbrachen die Planetesimale und die meisten Protoplaneten. Infolgedessen gingen 99,9 % der ursprünglichen Masse des Asteroidengürtels in den ersten 100 Millionen Jahren der Geschichte des Sonnensystems verloren. Einige Fragmente fanden schließlich ihren Weg in das innere Sonnensystem und führten zu Meteoriteneinschlägen auf den inneren Planeten. Die Bahnen der Asteroiden werden immer dann merklich gestört, wenn ihre Umlaufzeit um die Sonne eine Bahnresonanz mit Jupiter bildet. Bei diesen Bahnabständen entsteht eine Kirkwood-Lücke, wenn sie in andere Bahnen gezogen werden. ⓘ
Zu den Klassen kleiner Sonnensystemkörper in anderen Regionen gehören die erdnahen Objekte, die Zentauren, die Objekte des Kuipergürtels, die Objekte der Streuscheibe, die Sednoiden und die Objekte der Oortschen Wolke. ⓘ
Am 22. Januar 2014 meldeten Wissenschaftler der Europäischen Weltraumorganisation (ESA), dass auf Ceres, dem größten Objekt im Asteroidengürtel, zum ersten Mal Wasserdampf nachgewiesen wurde. Der Nachweis wurde mit Hilfe der Ferninfrarot-Fähigkeiten des Herschel-Weltraumobservatoriums erbracht. Die Entdeckung war unerwartet, da man normalerweise davon ausgeht, dass Kometen, nicht aber Asteroiden, "Jets und Plumes ausstoßen". Einem der Wissenschaftler zufolge "verschwimmen die Grenzen zwischen Kometen und Asteroiden immer mehr". ⓘ
Geschichte der Beobachtung
1596 schrieb Johannes Kepler in seinem Mysterium Cosmographicum: "Zwischen Mars und Jupiter platziere ich einen Planeten", womit er seine Vorhersage begründete, dass dort ein Planet zu finden sein würde. Bei der Analyse der Daten von Tycho Brahe kam Kepler zu dem Schluss, dass zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter eine zu große Lücke klafft, die nicht in Keplers damals gültiges Modell der Planetenbahnen passt. ⓘ
In einer anonymen Fußnote zu seiner Übersetzung von Charles Bonnets Contemplation de la Nature aus dem Jahr 1766 bemerkte der Astronom Johann Daniel Titius aus Wittenberg ein offensichtliches Muster in der Anordnung der Planeten, das heute als Titius-Bode-Gesetz bekannt ist. Wenn man eine Zahlenfolge bei 0 begann, dann 3, 6, 12, 24, 48 usw. einbezog und jedes Mal verdoppelte, zu jeder Zahl vier addierte und durch 10 teilte, ergab dies eine bemerkenswert gute Annäherung an die Radien der Bahnen der bekannten Planeten, gemessen in astronomischen Einheiten, vorausgesetzt, man berücksichtigte einen "fehlenden Planeten" (entspricht 24 in der Folge) zwischen den Bahnen von Mars (12) und Jupiter (48). In seiner Fußnote erklärte Titius: "Aber sollte der Herr Architekt diesen Raum leer gelassen haben? Keineswegs." ⓘ
Als William Herschel 1781 den Uranus entdeckte, stimmte die Umlaufbahn des Planeten fast perfekt mit dem Gesetz überein, woraus die Astronomen schlossen, dass sich ein Planet zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter befinden musste. ⓘ
Am 1. Januar 1801 entdeckte Giuseppe Piazzi, Vorsitzender des Lehrstuhls für Astronomie an der Universität von Palermo (Sizilien), ein winziges, sich bewegendes Objekt auf einer Bahn mit genau dem Radius, den dieses Muster vorhersagt. Er taufte es "Ceres", nach der römischen Göttin der Ernte und Schutzpatronin Siziliens. Piazzi hielt es zunächst für einen Kometen, doch das Fehlen einer Koma deutete darauf hin, dass es sich um einen Planeten handelte. Das oben erwähnte Muster sagte also die Hauptachsen aller acht damaligen Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars, Ceres, Jupiter, Saturn und Uranus) voraus. ⓘ
Etwa 15 Monate später entdeckte Heinrich Olbers in der gleichen Region ein zweites Objekt, Pallas. Im Gegensatz zu den anderen bekannten Planeten blieben Ceres und Pallas selbst bei höchsten Teleskopvergrößerungen Lichtpunkte und lösten sich nicht in Scheiben auf. Abgesehen von ihrer schnellen Bewegung waren sie nicht von Sternen zu unterscheiden. ⓘ
Daher schlug William Herschel 1802 vor, sie in eine eigene Kategorie einzuteilen, die er "Asteroiden" nannte, nach dem griechischen Wort asteroeides, das "sternähnlich" bedeutet. Nach Abschluss einer Reihe von Beobachtungen von Ceres und Pallas kam er zu dem Schluss,
Weder die Bezeichnung von Planeten noch die von Kometen kann diesen beiden Sternen mit irgendeinem Anstand der Sprache gegeben werden ... Sie ähneln kleinen Sternen so sehr, dass sie kaum von ihnen zu unterscheiden sind. Daher ihr asteroides Aussehen, wenn ich meinen Namen nehme und sie Asteroiden nenne; ich behalte mir jedoch die Freiheit vor, diesen Namen zu ändern, wenn ein anderer, der ihre Natur besser ausdrückt, auftauchen sollte. ⓘ
Im Jahr 1807 wurden bei weiteren Untersuchungen zwei neue Objekte in der Region entdeckt: Juno und Vesta. Die Verbrennung von Lilienthal in den napoleonischen Kriegen, wo die Hauptarbeit geleistet worden war, beendete diese erste Periode der Entdeckungen. ⓘ
Trotz der Prägung durch Herschel blieb es mehrere Jahrzehnte lang üblich, diese Objekte als Planeten zu bezeichnen und ihren Namen eine Nummer voranzustellen, die die Reihenfolge ihrer Entdeckung angibt: 1 Ceres, 2 Pallas, 3 Juno, 4 Vesta. Im Jahr 1845 entdeckten die Astronomen jedoch ein fünftes Objekt (5 Astraea), und kurz darauf wurden immer mehr neue Objekte entdeckt. Die Zählung dieser Objekte zu den Planeten wurde immer mühsamer. Schließlich wurden sie aus der Liste der Planeten gestrichen (wie es Alexander von Humboldt Anfang der 1850er Jahre erstmals vorschlug), und die von Herschel gewählte Bezeichnung "Asteroiden" setzte sich allmählich durch. ⓘ
Die Entdeckung des Neptun im Jahr 1846 führte dazu, dass das Titius-Bode-Gesetz in den Augen der Wissenschaftler in Misskredit geriet, da seine Umlaufbahn nicht annähernd der vorhergesagten Position entsprach. Bis heute gibt es keine wissenschaftliche Erklärung für das Gesetz, und die Astronomen sind sich einig, dass es sich um einen Zufall handelt. ⓘ
Der Ausdruck "Asteroidengürtel" wurde in den frühen 1850er Jahren verwendet, obwohl es schwierig ist, den Urheber des Begriffs zu bestimmen. Die erste englische Verwendung scheint in der Übersetzung (von Elise Otté) von Alexander von Humboldts Cosmos aus dem Jahr 1850 zu stehen: "[...] and the regular appearance, about the 13th of November and the 11th of August, of shooting stars, which probably form part of a belt of asteroids intersecting the Earth's orbit and moving with planetary velocity". Eine weitere frühe Erwähnung findet sich in Robert James Manns A Guide to the Knowledge of the Heavens: "Die Bahnen der Asteroiden befinden sich in einem breiten Gürtel des Raums, der sich zwischen den Extremen von [...] erstreckt". Der amerikanische Astronom Benjamin Peirce scheint diese Terminologie übernommen zu haben und einer ihrer Befürworter gewesen zu sein. ⓘ
Bis Mitte 1868 wurden über 100 Asteroiden geortet, und im Jahr 1891 beschleunigte die Einführung der Astrofotografie durch Max Wolf die Entdeckungsrate noch weiter. Bis 1921 wurden insgesamt 1.000 Asteroiden gefunden, bis 1981 10.000 und bis 2000 100.000. Moderne Asteroidenvermessungssysteme verwenden heute automatische Mittel, um immer mehr neue Kleinplaneten zu finden. ⓘ
Herkunft
Entstehung
Im Jahr 1802, kurz nach der Entdeckung von Pallas, schlug Olbers Herschel vor, dass Ceres und Pallas Fragmente eines viel größeren Planeten sind, der einst die Mars-Jupiter-Region bevölkerte, wobei dieser Planet viele Millionen Jahre zuvor eine innere Explosion oder einen Kometeneinschlag erlitten hatte (der Odessanische Astronom K. N. Savchenko schlug vor, dass Ceres, Pallas, Juno und Vesta eher entkommene Monde als Fragmente des explodierten Planeten waren). Die große Energiemenge, die erforderlich ist, um einen Planeten zu zerstören, in Verbindung mit der geringen Gesamtmasse des Gürtels, die nur etwa 4 % der Masse des Erdmondes beträgt, spricht nicht für diese Hypothese. Außerdem sind die erheblichen chemischen Unterschiede zwischen den Asteroiden schwer zu erklären, wenn sie vom selben Planeten stammen. 2018 kam eine Studie von Forschern der Universität von Florida zu dem Schluss, dass der Asteroidengürtel aus den Überresten mehrerer alter Planeten und nicht aus einem einzigen Planeten entstanden ist. ⓘ
Eine Hypothese für die Entstehung des Asteroidengürtels bezieht sich darauf, dass die Planetenbildung im Sonnensystem im Allgemeinen durch einen Prozess erfolgte, der mit der seit langem bestehenden Nebelhypothese vergleichbar ist: Eine Wolke aus interstellarem Staub und Gas kollabierte unter dem Einfluss der Schwerkraft und bildete eine rotierende Scheibe aus Material, die sich dann weiter verdichtete, um die Sonne und die Planeten zu bilden. In den ersten Millionen Jahren der Geschichte des Sonnensystems kam es durch einen Akkretionsprozess mit klebrigen Kollisionen zu einer Verklumpung kleiner Partikel, die allmählich an Größe zunahmen. Sobald die Klumpen eine ausreichende Masse erreicht hatten, konnten sie durch ihre Anziehungskraft andere Körper anziehen und zu Planetesimalen werden. Diese gravitative Akkretion führte zur Bildung der Planeten. ⓘ
Die Planetesimale in der Region, die zum Asteroidengürtel werden sollte, wurden durch die Schwerkraft des Jupiters zu stark gestört, um einen Planeten zu bilden. Stattdessen umkreisten sie weiterhin die Sonne und stießen dabei gelegentlich zusammen. In Regionen, in denen die Durchschnittsgeschwindigkeit der Kollisionen zu hoch war, dominierte die Zertrümmerung von Planetesimalen gegenüber der Akkretion und verhinderte die Bildung von Körpern in Planetengröße. Orbitalresonanzen traten auf, wenn die Umlaufzeit eines Objekts im Gürtel einen ganzzahligen Bruchteil der Umlaufzeit des Jupiters bildete, wodurch das Objekt auf eine andere Umlaufbahn gebracht wurde; die Region zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter enthält viele solcher Orbitalresonanzen. Als Jupiter nach seiner Entstehung nach innen wanderte, dürften diese Resonanzen über den Asteroidengürtel hinweggefegt sein, die Bevölkerung der Region dynamisch angeregt und ihre Geschwindigkeiten relativ zueinander erhöht haben. ⓘ
Während der frühen Geschichte des Sonnensystems schmolzen die Asteroiden bis zu einem gewissen Grad, so dass die Elemente in ihnen teilweise oder vollständig nach Masse differenziert werden konnten. Einige der Vorläuferkörper haben möglicherweise sogar explosiven Vulkanismus erlebt und Magmaozeane gebildet. Aufgrund der relativ geringen Größe der Körper war die Periode des Schmelzens jedoch notwendigerweise kurz (im Vergleich zu den viel größeren Planeten) und endete im Allgemeinen vor etwa 4,5 Milliarden Jahren, in den ersten zehn Millionen Jahren der Entstehung. Im August 2007 legte eine Untersuchung von Zirkonkristallen in einem antarktischen Meteoriten, von dem man annimmt, dass er von Vesta stammt, den Schluss nahe, dass er - und damit auch der Rest des Asteroidengürtels - ziemlich schnell entstanden ist, innerhalb von 10 Millionen Jahren nach der Entstehung des Sonnensystems. ⓘ
Entwicklung
Die Asteroiden sind keine Proben des ursprünglichen Sonnensystems. Sie haben seit ihrer Entstehung eine beträchtliche Entwicklung durchgemacht, einschließlich interner Erhitzung (in den ersten paar Dutzend Millionen Jahren), Schmelzen der Oberfläche durch Einschläge, Weltraumverwitterung durch Strahlung und Bombardierung durch Mikrometeoriten. Obwohl einige Wissenschaftler die Asteroiden als Restplaneten bezeichnen, betrachten andere Wissenschaftler sie als eigenständig. ⓘ
Es wird angenommen, dass der heutige Asteroidengürtel nur einen kleinen Teil der Masse des ursprünglichen Gürtels enthält. Computersimulationen deuten darauf hin, dass der ursprüngliche Asteroidengürtel eine Masse enthalten haben könnte, die der Masse der Erde entspricht. Vor allem aufgrund von Gravitationsstörungen wurde das meiste Material innerhalb von etwa 1 Million Jahren nach seiner Entstehung aus dem Gürtel herausgeschleudert, wobei weniger als 0,1 % der ursprünglichen Masse zurückblieb. Seit ihrer Entstehung ist die Größenverteilung des Asteroidengürtels relativ stabil geblieben; die typischen Abmessungen der Asteroiden des Hauptgürtels haben nicht wesentlich zu- oder abgenommen. ⓘ
Die 4:1-Bahnresonanz mit Jupiter bei einem Radius von 2,06 Astronomischen Einheiten (AE) kann als die innere Grenze des Asteroidengürtels angesehen werden. Störungen durch Jupiter bringen Körper, die sich dort verirren, auf instabile Bahnen. Die meisten Körper, die innerhalb des Radius dieser Lücke entstanden sind, wurden in der Frühgeschichte des Sonnensystems vom Mars (dessen Aphel bei 1,67 AE liegt) mitgerissen oder durch seine gravitativen Störungen ausgestoßen. Die Hungaria-Asteroiden liegen näher an der Sonne als die 4:1-Resonanz, sind aber durch ihre hohe Inklination vor Störungen geschützt. ⓘ
Als der Asteroidengürtel entstand, bildeten die Temperaturen in einem Abstand von 2,7 AE von der Sonne eine "Schneegrenze" unterhalb des Gefrierpunkts von Wasser. Planetesimale, die sich jenseits dieses Radius bildeten, konnten Eis ansammeln. Im Jahr 2006 wurde im Asteroidengürtel jenseits der Schneelinie eine Population von Kometen entdeckt, die möglicherweise eine Wasserquelle für die Ozeane der Erde darstellten. Einigen Modellen zufolge reichte die Ausgasung von Wasser während der Entstehungszeit der Erde nicht aus, um die Ozeane zu bilden, so dass eine externe Quelle wie ein Kometenbeschuss erforderlich war. ⓘ
Merkmale
Entgegen der landläufigen Meinung ist der Asteroidengürtel größtenteils 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, wie groß man die untere Grenze ansetzt. Mehr als 200 Asteroiden sind bekannt, die größer als 100 km sind, und eine Untersuchung im Infrarotbereich hat gezeigt, dass der Asteroidengürtel zwischen 700.000 und 1,7 Millionen Asteroiden mit einem Durchmesser von 1 km oder mehr 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. ⓘ
Zusammensetzung
Der aktuelle Gürtel besteht hauptsächlich aus drei Kategorien von Asteroiden: Asteroiden vom Typ C oder kohlenstoffhaltige Asteroiden, Asteroiden vom Typ S oder Silikat-Asteroiden und Asteroiden vom Typ M oder Metall-Asteroiden. ⓘ
Kohlenstoffhaltige Asteroiden sind, wie ihr Name schon sagt, reich an Kohlenstoff. Sie dominieren in den äußeren Regionen des Asteroidengürtels. Zusammen machen sie über 75 % der sichtbaren Asteroiden aus. Sie haben einen rötlicheren Farbton als die anderen Asteroiden und eine sehr geringe Albedo. Ihre Oberflächenzusammensetzung ähnelt der von kohlenstoffhaltigen Chondritenmeteoriten. Chemisch stimmen ihre Spektren mit der ursprünglichen Zusammensetzung des frühen Sonnensystems überein, wobei nur die leichteren Elemente und die flüchtigen Bestandteile entfernt wurden. ⓘ
Asteroiden des Typs S (silikatreich) sind in der inneren Region des Gürtels, innerhalb von 2,5 AE von der Sonne, häufiger anzutreffen. Die Spektren ihrer Oberflächen zeigen das Vorhandensein von Silikaten und etwas Metall, aber keine nennenswerten kohlenstoffhaltigen Verbindungen. Dies deutet darauf hin, dass ihre Materialien gegenüber ihrer ursprünglichen Zusammensetzung erheblich verändert worden sind, wahrscheinlich durch Schmelzen und Umformung. Sie haben eine relativ hohe Albedo und machen etwa 17 % der gesamten Asteroidenpopulation aus. ⓘ
Asteroiden des Typs M (metallreich) machen etwa 10 % der Gesamtpopulation aus; ihre Spektren ähneln denen von Eisen-Nickel. Es wird angenommen, dass sich einige von ihnen aus den metallischen Kernen differenzierter Vorläuferkörper gebildet haben, die durch Kollisionen zerbrochen wurden. Aber auch einige Silikatverbindungen können ein ähnliches Erscheinungsbild erzeugen. Der große Asteroid 22 Kalliope vom Typ M scheint beispielsweise nicht hauptsächlich aus Metall zu bestehen. Innerhalb des Asteroidengürtels erreicht die Anzahl der Asteroiden vom Typ M bei einer Hauptachse von etwa 2,7 AE ihren Höhepunkt. Ob alle M-Typen in ihrer Zusammensetzung ähnlich sind, oder ob es sich um eine Bezeichnung für mehrere Sorten handelt, die nicht in die Hauptklassen C und S passen, ist noch nicht klar. ⓘ
Ein Rätsel des Asteroidengürtels ist die relative Seltenheit von Asteroiden vom Typ V oder Basalt. Theorien über die Entstehung von Asteroiden sagen voraus, dass Objekte von der Größe der Vesta oder größer Krusten und Mantel bilden sollten, die hauptsächlich aus Basaltgestein bestehen, was dazu führt, dass mehr als die Hälfte aller Asteroiden entweder aus Basalt oder Olivin besteht. Beobachtungen deuten jedoch darauf hin, dass 99 % des vorhergesagten basaltischen Materials fehlen. Bis 2001 ging man davon aus, dass die meisten im Asteroidengürtel entdeckten Basaltkörper vom Asteroiden Vesta stammen (daher die Bezeichnung V-Typ), doch die Entdeckung des Asteroiden 1459 Magnya ergab eine etwas andere chemische Zusammensetzung als die der anderen bis dahin entdeckten Basalt-Asteroiden, was auf einen anderen Ursprung schließen lässt. Diese Hypothese wurde durch die Entdeckung zweier weiterer Asteroiden im äußeren Gürtel, 7472 Kumakiri und (10537) 1991 RY16, im Jahr 2007 verstärkt, die eine andere basaltische Zusammensetzung aufweisen und nicht von Vesta stammen können. Die beiden letztgenannten Asteroiden sind die einzigen Asteroiden vom Typ V, die bisher im äußeren Gürtel entdeckt wurden. ⓘ
Die Temperatur des Asteroidengürtels variiert mit der Entfernung von der Sonne. Für Staubpartikel innerhalb des Gürtels liegen die typischen Temperaturen zwischen 200 K (-73 °C) bei 2,2 AE und 165 K (-108 °C) bei 3,2 AE. Aufgrund der Rotation kann die Oberflächentemperatur eines Asteroiden jedoch erheblich schwanken, da die Seiten abwechselnd der Sonnenstrahlung und dann dem stellaren Hintergrund ausgesetzt sind. ⓘ
Kometen des Hauptgürtels
Mehrere ansonsten unauffällige Körper im äußeren Gürtel zeigen Kometenaktivität. Da ihre Umlaufbahnen nicht durch den Einfang klassischer Kometen erklärt werden können, geht man davon aus, dass viele der äußeren Asteroiden eisig sind, wobei das Eis gelegentlich durch kleine Einschläge sublimiert wird. Die Kometen des Hauptgürtels könnten eine wichtige Quelle für die Ozeane der Erde gewesen sein, da das Deuterium-Wasserstoff-Verhältnis zu niedrig ist, als dass klassische Kometen die Hauptquelle gewesen wären. ⓘ
Umlaufbahnen
Die meisten Asteroiden innerhalb des Asteroidengürtels haben Exzentrizitäten von weniger als 0,4 und eine Neigung von weniger als 30°. Die Bahnverteilung der Asteroiden erreicht ein Maximum bei einer Exzentrizität von etwa 0,07 und einer Inklination von weniger als 4°. Obwohl also ein typischer Asteroid eine relativ kreisförmige Bahn hat und in der Nähe der Ekliptikebene liegt, können einige Asteroidenbahnen stark exzentrisch sein oder weit außerhalb der Ekliptikebene verlaufen. ⓘ
Manchmal wird der Begriff "Hauptgürtel" nur für die kompaktere "Kernregion" verwendet, in der die größte Konzentration von Körpern zu finden ist. Dieser liegt zwischen den starken 4:1- und 2:1-Kirkwood-Lücken bei 2,06 und 3,27 AE und bei Bahnexzentrizitäten von weniger als etwa 0,33 sowie Bahnneigungen unter etwa 20°. Im Jahr 2006 enthielt diese "Kernregion" 93 % aller entdeckten und nummerierten Kleinplaneten im Sonnensystem. Die JPL Small-Body Database listet über 700.000 bekannte Asteroiden des Hauptgürtels auf. ⓘ
Kirkwood-Lücken
Zone I: innerer Hauptgürtel (a < 2,5 AE)
Zone II: mittlerer Hauptgürtel (2,5 AE < a < 2,82 AE)
Zone III: äußerer Hauptgürtel (a > 2,82 AE) ⓘ
Die semimajorale Achse eines Asteroiden wird verwendet, um die Dimensionen seiner Umlaufbahn um die Sonne zu beschreiben, und ihr Wert bestimmt die Umlaufzeit des Kleinplaneten. Im Jahr 1866 gab Daniel Kirkwood die Entdeckung von Lücken in den Abständen der Bahnen dieser Körper zur Sonne bekannt. Sie befanden sich in Positionen, in denen ihre Umlaufzeit um die Sonne ein ganzzahliger Bruchteil der Umlaufzeit des Jupiters war. Kirkwood schlug vor, dass die Gravitationsstörungen des Planeten zur Entfernung der Asteroiden von diesen Bahnen führten. ⓘ
Wenn die mittlere Umlaufzeit eines Asteroiden ein ganzzahliger Bruchteil der Umlaufzeit des Jupiters ist, entsteht eine Resonanz der mittleren Bewegung mit dem Gasriesen, die ausreicht, um einen Asteroiden zu neuen Bahnelementen zu stören. Asteroiden, die sich in den Lückenbahnen befinden (entweder ursprünglich aufgrund der Wanderung der Jupiterbahn oder aufgrund früherer Störungen oder Kollisionen), werden allmählich auf andere, zufällige Bahnen mit größerer oder kleinerer Halbachse geschoben. ⓘ
Kollisionen
Die hohe Population des Asteroidengürtels sorgt für ein sehr aktives Umfeld, in dem Kollisionen zwischen Asteroiden häufig vorkommen (auf astronomischen Zeitskalen). Es wird erwartet, dass Kollisionen zwischen Hauptgürtelkörpern mit einem mittleren Radius von 10 km etwa alle 10 Millionen Jahre stattfinden. Eine Kollision kann einen Asteroiden in zahlreiche kleinere Stücke zersplittern (was zur Bildung einer neuen Asteroidenfamilie führt). Umgekehrt können Kollisionen, die mit geringer Relativgeschwindigkeit stattfinden, auch zwei Asteroiden zusammenführen. Nach mehr als 4 Milliarden Jahren solcher Prozesse haben die Mitglieder des Asteroidengürtels nur noch wenig Ähnlichkeit mit der ursprünglichen Population. ⓘ
Neben den Asteroidenkörpern enthält der Asteroidengürtel auch Staubbänder mit Teilchenradien von bis zu einigen hundert Mikrometern. Dieses feine Material entsteht zumindest zum Teil durch Kollisionen zwischen Asteroiden und durch den Einschlag von Mikrometeoriten auf den Asteroiden. Aufgrund des Poynting-Robertson-Effekts bewirkt der Druck der Sonnenstrahlung, dass dieser Staub langsam spiralförmig auf die Sonne zusteuert. ⓘ
Die Kombination aus diesem feinen Asteroidenstaub und dem ausgeworfenen Kometenmaterial erzeugt das Zodiakallicht. Dieses schwache Polarlicht kann nachts aus der Richtung der Sonne entlang der Ekliptikebene beobachtet werden. Die Asteroidenpartikel, die das sichtbare Zodiakallicht erzeugen, haben einen durchschnittlichen Radius von etwa 40 μm. Die typische Lebensdauer von Wolkenpartikeln im Hauptgürtel des Zodiakallichts beträgt etwa 700.000 Jahre. Um die Staubbänder aufrechtzuerhalten, müssen also innerhalb des Asteroidengürtels ständig neue Teilchen produziert werden. Früher nahm man an, dass Kollisionen von Asteroiden einen Hauptbestandteil des Zodiakallichts bilden. Computersimulationen von Nesvorný und Kollegen führten jedoch 85 Prozent des Zodiakallicht-Staubes auf Fragmente von Kometen der Jupiter-Familie zurück und nicht auf Kometen und Kollisionen zwischen Asteroiden im Asteroidengürtel. Höchstens 10 Prozent des Staubes werden dem Asteroidengürtel zugeschrieben. ⓘ
Meteoriten
Einige der Trümmer von Kollisionen können Meteoroide bilden, die in die Erdatmosphäre eindringen. Von den 50.000 Meteoriten, die bisher auf der Erde gefunden wurden, stammen vermutlich 99,8 Prozent aus dem Asteroidengürtel. ⓘ
Familien und Gruppen
Im Jahr 1918 stellte der japanische Astronom Kiyotsugu Hirayama fest, dass die Bahnen einiger Asteroiden ähnliche Parameter aufwiesen und Familien oder Gruppen bildeten. ⓘ
Ungefähr ein Drittel der Asteroiden im Asteroidengürtel gehören zu einer Asteroidenfamilie. Diese Asteroiden haben ähnliche Bahnelemente wie Halbachse, Exzentrizität und Bahnneigung sowie ähnliche spektrale Merkmale, die alle auf einen gemeinsamen Ursprung aus dem Zerfall eines größeren Körpers hindeuten. Grafische Darstellungen dieser Elemente für Mitglieder des Asteroidengürtels zeigen Konzentrationen, die auf das Vorhandensein einer Asteroidenfamilie hinweisen. Es gibt etwa 20 bis 30 Zusammenschlüsse, bei denen es sich mit ziemlicher Sicherheit um Asteroidenfamilien handelt. Weitere Gruppierungen sind gefunden worden, die weniger sicher sind. Asteroidenfamilien können bestätigt werden, wenn die Mitglieder spektrale Merkmale aufweisen. Kleinere Zusammenschlüsse von Asteroiden werden als Gruppen oder Haufen bezeichnet. ⓘ
Einige der bekanntesten Asteroidenfamilien im Asteroidengürtel (in der Reihenfolge der zunehmenden Halbachsen) sind die Familien Flora, Eunoma, Koronis, Eos und Themis. Die Flora-Familie, eine der größten mit mehr als 800 bekannten Mitgliedern, ist möglicherweise durch eine Kollision vor weniger als 1 Milliarde Jahren entstanden. Der größte Asteroid, der ein echtes Mitglied einer Familie ist (im Gegensatz zu einem Eindringling wie Ceres mit der Gefion-Familie), ist 4 Vesta. Es wird angenommen, dass die Vesta-Familie durch einen kraterbildenden Einschlag auf Vesta entstanden ist. Auch die HED-Meteoriten könnten als Ergebnis dieser Kollision von Vesta stammen. ⓘ
Innerhalb des Asteroidengürtels wurden drei markante Staubbänder gefunden. Diese haben ähnliche Bahnneigungen wie die Asteroidenfamilien Eos, Koronis und Themis und stehen daher möglicherweise mit diesen Gruppierungen in Verbindung. ⓘ
Die Entwicklung des Hauptgürtels nach dem späten schweren Bombardement wurde höchstwahrscheinlich durch die Passage großer Zentauren und transneptunischer Objekte (TNOs) beeinflusst. Zentauren und TNOs, die das innere Sonnensystem erreichen, können die Bahnen von Asteroiden im Hauptgürtel verändern, allerdings nur, wenn ihre Masse in der Größenordnung von 10-9 M☉ liegt, wenn es sich um eine einzelne Begegnung handelt, oder um eine Größenordnung weniger, wenn es sich um mehrere nahe Begegnungen handelt. Es ist jedoch unwahrscheinlich, dass Centauren und TNOs die jungen Asteroidenfamilien im Hauptgürtel erheblich verstreut haben, aber sie können einige alte Asteroidenfamilien durcheinander gebracht haben. Aktuelle Hauptgürtel-Asteroiden, die als Zentauren oder transneptunische Objekte entstanden sind, könnten im äußeren Gürtel mit einer kurzen Lebensdauer von weniger als 4 Millionen Jahren liegen, höchstwahrscheinlich zwischen 2,8 und 3,2 AE bei größeren Exzentrizitäten als typisch für Hauptgürtel-Asteroiden. ⓘ
Peripherie
Am inneren Rand des Gürtels (zwischen 1,78 und 2,0 AE, mit einer mittleren Halbachse von 1,9 AE) befindet sich die Familie der Kleinplaneten Hungaria. Sie ist nach dem Hauptmitglied, 434 Hungaria, benannt; die Gruppe enthält mindestens 52 benannte Asteroiden. Die Hungaria-Gruppe ist durch die 4:1-Kirkwood-Lücke vom Hauptkörper getrennt, und ihre Bahnen weisen eine hohe Inklination auf. Einige Mitglieder gehören zur Kategorie der Mars-Kreuzungs-Asteroiden, und die Gravitationsstörungen durch den Mars sind wahrscheinlich ein Faktor, der die Gesamtpopulation dieser Gruppe verringert. ⓘ
Eine weitere Gruppe mit hoher Neigung im inneren Teil des Asteroidengürtels ist die Phocaea-Familie. Sie besteht hauptsächlich aus Asteroiden des Typs S, während die benachbarte Hungaria-Familie einige Asteroiden des Typs E umfasst. Die Phocaea-Familie umkreist die Sonne in einem Abstand von 2,25 bis 2,5 AE. ⓘ
Am äußeren Rand des Asteroidengürtels befindet sich die Cybele-Gruppe, die zwischen 3,3 und 3,5 AE umkreist. Diese Asteroiden haben eine 7:4-Bahnresonanz mit Jupiter. Die Asteroiden der Hilda-Familie kreisen zwischen 3,5 und 4,2 AE und haben relativ kreisförmige Umlaufbahnen und eine stabile 3:2-Resonanz mit Jupiter. Jenseits von 4,2 AE, bis zur Jupiterbahn, gibt es nur wenige Asteroiden. Hier befinden sich die beiden Familien der trojanischen Asteroiden, die zumindest bei den Objekten, die größer als 1 km sind, etwa so zahlreich sind wie die Asteroiden des Asteroidengürtels. ⓘ
Die Bereiche der Hauptgürtelasteroiden sind rot dargestellt, die der kleineren Asteroidengruppen blau. ⓘ
Neue Familien
Einige Asteroidenfamilien haben sich aus astronomischer Sicht erst kürzlich gebildet. Der Karin-Haufen entstand offenbar vor etwa 5,7 Millionen Jahren durch eine Kollision mit einem Vorläufer-Asteroiden von 33 km Radius. Die Veritas-Familie bildete sich vor etwa 8,3 Millionen Jahren; Beweise dafür sind u. a. interplanetarischer Staub, der aus Meeressedimenten geborgen wurde. ⓘ
In jüngerer Zeit scheint sich der Datura-Haufen vor etwa 530.000 Jahren durch eine Kollision mit einem Asteroiden des Hauptgürtels gebildet zu haben. Die Altersschätzung basiert auf der Wahrscheinlichkeit, dass die Mitglieder ihre derzeitigen Umlaufbahnen haben, und nicht auf physikalischen Beweisen. Allerdings könnte dieser Haufen eine Quelle für zodiakales Staubmaterial gewesen sein. Andere, in jüngerer Zeit entstandene Sternhaufen, wie der Iannini-Sternhaufen (vor ca. 1-5 Millionen Jahren), könnten weitere Quellen für diesen Asteroidenstaub gewesen sein. ⓘ
Erkundung
Die erste Raumsonde, die den Asteroidengürtel durchquerte, war Pioneer 10, die am 16. Juli 1972 in diese Region eindrang. Damals befürchtete man, dass die Trümmer des Gürtels eine Gefahr für die Raumsonde darstellen könnten, doch seither wurde der Gürtel von 12 Raumsonden sicher und ohne Zwischenfälle durchquert. Pioneer 11, Voyager 1 und 2 sowie Ulysses durchquerten den Gürtel, ohne einen Asteroiden abzubilden. Galileo nahm 1991 951 Gaspra und 1993 243 Ida auf, NEAR 1997 253 Mathilde und landete im Februar 2001 auf 433 Eros, Cassini 2000 2685 Masursky, Stardust 2002 5535 Annefrank, New Horizons 2006 132524 APL, Rosetta im September 2008 2867 Šteins und im Juli 2010 21 Lutetia, und Dawn umkreiste Vesta zwischen Juli 2011 und September 2012 und umkreist Ceres seit März 2015. Auf ihrem Weg zum Jupiter durchquerte Juno den Asteroidengürtel, ohne wissenschaftliche Daten zu sammeln. Aufgrund der geringen Materialdichte im Asteroidengürtel wird die Wahrscheinlichkeit, dass eine Sonde auf einen Asteroiden trifft, heute auf weniger als 1 zu 1 Milliarde geschätzt. ⓘ
Die meisten Asteroiden des Gürtels, die bisher abgebildet wurden, stammen aus kurzen Vorbeiflügen von Sonden, die zu anderen Zielen unterwegs waren. Nur die Missionen Dawn, NEAR Shoemaker und Hayabusa haben Asteroiden über einen längeren Zeitraum in der Umlaufbahn und auf der Oberfläche untersucht. ⓘ