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asteroïde

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Als asteroïden (van het oude Griekse ἀστεροειδής asteroeidḗs , Duits 'sterachtig' ), [1] [2] Kleine planeten of planetoïden zijn kleine astronomische lichamen die in de banen van Kepler rond de zon bewegen en groter zijn dan meteoroïden ( millimeter tot meter ), maar kleiner dan dwergplaneten (ongeveer duizend kilometer) zijn.

De term asteroïde wordt vaak gebruikt als synoniem voor kleine planeet , maar verwijst voornamelijk naar objecten binnen de baan van Neptunus en is geen term die door de IAU is gedefinieerd. [3] Buiten de baan van Neptunus worden dergelijke lichamen ook wel trans- Neptuniaanse objecten (TNO) genoemd. Volgens de meer recente definitie omvat de term kleine planeet de 'klassieke' asteroïden en de TNO.

Tot dusver zijn er 1.101.888 asteroïden bekend in het zonnestelsel (vanaf 11 juli 2021), [4] met elke maand enkele duizenden nieuwe ontdekkingen [5] en het werkelijke aantal zal waarschijnlijk in de miljoenen lopen. In tegenstelling tot de dwergplaneten hebben asteroïden per definitie een te lage massa om in hydrostatisch evenwicht te komen en een ongeveer ronde vorm aan te nemen, en zijn daarom over het algemeen onregelmatig gevormde lichamen. Zeer weinig zijn meer dan een paar honderd kilometer in diameter.

Grote asteroïden in de asteroïdengordel zijn de objecten (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , (7) Iris , (10) Hygiea en (15) Eunomia .

Planetoïde (243) Ida met de maan Dactyl , gefotografeerd vanaf de Galileo- sonde
Asteroïde (433) Eros , gefotografeerd vanaf de NEAR Shoemaker- sonde

Benamingen

De term asteroïde verwijst naar de grootte van de objecten. Asteroïde betekent letterlijk "sterachtig". Ze zijn bijna allemaal zo klein dat ze in de telescoop lijken op het lichtpunt van een ster . De planeten daarentegen verschijnen als kleine schijven met een zekere ruimtelijke omvang.

De term kleine planeet of asteroïde komt van het feit dat de objecten aan het firmament als planeten ten opzichte van de sterren bewegen. Asteroïden zijn geen planeten en worden niet als dwergplaneten beschouwd, omdat de zwaartekracht vanwege hun kleine formaat te zwak is om ze ongeveer in een bol te vormen. Samen met kometen en meteoroïden behoren asteroïden tot de klasse van kleine lichamen . Meteoroïden zijn kleiner dan asteroïden, maar er is geen duidelijke grens tussen hen en asteroïden, noch in grootte, noch in samenstelling.

Dwerg planeten

Sinds de 26e Algemene Vergadering van de Internationale Astronomische Unie (IAU) en de definitie ervan op 24 augustus 2006, behoren de grote, ronde objecten, waarvan de vorm in hydrostatisch evenwicht is , niet langer strikt tot de asteroïden, maar tot de dwergplaneten .

(1) Ceres (975 km diameter) is het grootste object in de asteroïdengordel en is het enige object dat tot de dwergplaneten wordt gerekend. (2) Pallas en (4) Vesta zijn grote objecten in de asteroïdengordel, maar geen van beide zijn ronde en dus per definitie geen dwergplaneten.

In de Kuipergordel bevinden zich, naast Pluto (2390 km in diameter), die voorheen werd geclassificeerd als een planeet en tegenwoordig als een dwergplaneet, andere dwergplaneten: (136199) Eris (2326 km), (136472) Makemake ( 1430 × 1502 km), (136108) Haumea (elliptisch, ongeveer 1920 × 1540 × 990 km), (50.000) Quaoar (1110 km) en (90482) Orcus (917 km).

Het object (90377) Sedna , ongeveer 995 km groot, dat eind 2003 in de Kuipergordel werd ontdekt, moet ook worden geclassificeerd als een dwergplaneet.

De geschiedenis van de verkenning van asteroïden

Vermoedelijke kleine planeet en de "luchtpolitie"

Al in 1760 ontwikkelde de Duitse geleerde Johann Daniel Titius een eenvoudige wiskundige formule ( Titius-Bode-reeks ) volgens welke de zonneafstanden van de planeten overeenkomen met een eenvoudige numerieke reeks. Volgens deze volgorde zou er echter een andere planeet tussen Mars en Jupiter moeten zijn op een afstand van 2,8 AU van de zon. Tegen het einde van de 18e eeuw begon een regelrechte jacht op deze schijnbaar nog onontdekte planeet. Voor een gecoördineerde zoektocht werd in 1800 de Luchtpolitie opgericht als het eerste internationale onderzoeksproject. De organisator was baron Franz Xaver von Zach , die op dat moment bij het observatorium van Gotha werkte. De sterrenhemel is verdeeld in 24 sectoren die systematisch zijn doorzocht door astronomen in heel Europa. De naam " Phaeton " was al gereserveerd voor de planeet.

De zoektocht was niet succesvol voor zover de eerste kleine planeet (Ceres) begin 1801 per ongeluk werd ontdekt. Echter, de Sky politie toonde zich al snel op verschillende manieren: met het herstel van de kleine planeet die verloren was gegaan uit het zicht, met een verbeterde communicatie over hemelse ontdekkingen en met de succesvolle zoektocht naar andere kleine planeten tussen 1802 en 1807.

De ontdekking van de eerste kleine planeten

Giuseppe Piazzi

Op oudejaarsavond van 1801 ontdekte de astronoom en theoloog Giuseppe Piazzi een zwak lichtgevend hemellichaam dat op geen enkele sterrenkaart te zien was terwijl hij het sterrenbeeld Stier in de telescoop van het observatorium in Palermo ( Sicilië ) inspecteerde . Piazzi had gehoord van Zach's onderzoeksproject en observeerde het object de volgende nachten, in de veronderstelling dat hij de planeet had gevonden waarnaar hij op zoek was. Hij stuurde zijn waarnemingsresultaten naar Zach en noemde het aanvankelijk een nieuwe komeet . Piazzi werd echter ziek en kon zijn observaties niet voortzetten. Er ging veel tijd voorbij voordat zijn observaties werden gepubliceerd. Het hemellichaam was inmiddels verder naar de zon toe bewogen en kon in eerste instantie niet teruggevonden worden.

De wiskundige Gauss had echter een numerieke methode ontwikkeld die het mogelijk maakte om de banen van planeten of kometen te bepalen met slechts enkele posities met behulp van de methode van de kleinste kwadraten . Nadat Gauss de publicaties van Piazzi had gelezen, berekende hij de baan van het hemellichaam en stuurde het resultaat naar Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers herontdekte het object vervolgens op 31 december 1801, dat uiteindelijk de naam Ceres kreeg . In 1802 ontdekte Olbers een ander hemellichaam dat hij Pallas noemde. Juno werd ontdekt in 1803 en Vesta in 1807.

Er gingen echter 38 jaar voorbij voordat de vijfde asteroïde, Astraea, in 1845 werd ontdekt. De toen ontdekte asteroïden werden nog niet als zodanig genoemd - ze werden toen als volwaardige planeten beschouwd. Zo gebeurde het dat de planeet Neptunus niet als achtste maar als dertiende werd geteld toen hij in 1846 werd ontdekt. Vanaf 1847 volgden echter zo snel verdere ontdekkingen dat al snel werd besloten een nieuwe objectklasse van hemellichamen te introduceren voor de talrijke, maar allemaal vrij kleine hemellichamen die tussen Mars en Jupiter om de zon draaien: de asteroïden , de zo- kleine planeten genoemd . Het aantal grote planeten daalde daarmee tot acht. In 1890 waren er in totaal meer dan 300 asteroïden ontdekt.

Fotografische zoekmethoden, radarmetingen

Na 1890 bracht het gebruik van fotografie in de astronomie aanzienlijke vooruitgang. De asteroïden, die tot dan toe nauwgezet waren gevonden door telescoopwaarnemingen te vergelijken met luchtkaarten, werden nu onthuld door lichtsporen op de fotografische platen. Door de hogere lichtgevoeligheid van de fotografische emulsies in vergelijking met het menselijk oog , in combinatie met lange belichtingstijden bij het volgen van de telescoop, was het mogelijk om extreem zwakke objecten te detecteren, om zo te zeggen in snelle beweging. Met het gebruik van de nieuwe technologie steeg het aantal ontdekte asteroïden snel.

Een eeuw later, rond 1990, zorgde de digitale fotografie voor een verdere ontwikkeling in de vorm van CCD- cameratechnologie, die verder wordt vergroot door de mogelijkheden van computerondersteunde evaluatie van elektronische opnamen. Sindsdien is het aantal gevonden asteroïden elk jaar weer verveelvoudigd.

Zodra de baan van een asteroïde is bepaald, kan de grootte van het hemellichaam worden bepaald door de helderheid en reflectiviteit ervan te onderzoeken, de albedo . Hiervoor worden metingen uitgevoerd met zowel zichtbare lichtfrequenties als in het infraroodbereik . Deze methode gaat echter gepaard met onzekerheden, omdat de oppervlakken van de asteroïden verschillende chemische structuren hebben en het licht in verschillende mate reflecteren.

Door middel van radarwaarnemingen kunnen preciezere resultaten worden verkregen. Hiervoor kunnen radiotelescopen worden gebruikt die, wanneer ze zijn omgebouwd tot zenders, krachtige radiogolven in de richting van de asteroïden uitzenden. Door de transittijd van de door de asteroïden weerkaatste golven te meten, kan hun exacte afstand worden bepaald. Nadere evaluatie van de radiogolven levert gegevens op over vorm en grootte. Zo leverde de waarneming van de asteroïden (4769) Castalia en (4179) Toutatis echte “radarbeelden” op.

Geautomatiseerde enquêtes

Sinds de jaren negentig hebben nieuwe en verder ontwikkelde technologieën, evenals voortdurende verbeteringen in de prestaties van detectoren en elektronische gegevensverwerking, een aantal geautomatiseerde zoekprogramma's met verschillende doelstellingen mogelijk gemaakt. Deze onderzoeken hebben een belangrijke rol gespeeld bij de nieuwe ontdekking van asteroïden.

Een aantal zoekprogramma's richten zich op asteroïden in de buurt van de aarde, b.v. B. LONEOS , LINEAR , NEAT , NeoWise , Spacewatch , Catalina Sky Survey en Pan-STARRS . Ze spelen een grote rol in het feit dat er bijna elke dag nieuwe asteroïden worden gevonden, waarvan het aantal medio juli 2020 de 900.000 had bereikt.

In de nabije toekomst zal het aantal bekende asteroïden weer aanzienlijk toenemen, aangezien de komende jaren onderzoeken met verhoogde gevoeligheid gepland zijn, bijvoorbeeld Gaia en LSST . Volgens modelberekeningen zal naar verwachting alleen de Gaia-ruimtesonde tot een miljoen voorheen onbekende asteroïden ontdekken.

Ruimtesonde waarnemingen

Afbeelding van enkele asteroïden verkend door ruimtesondes

Met ruimtesondes zouden een aantal asteroïden nader kunnen worden onderzocht:

Er zijn meer missies gepland, waaronder:

aanwijzing

De namen van de asteroïden bestaan ​​uit een voorvoegsel en een naam. Het nummer dat wordt gebruikt om de volgorde aan te geven waarin het hemellichaam is ontdekt. Tegenwoordig is het een puur numerieke vorm van tellen, omdat het alleen wordt gegeven wanneer de baan van de asteroïde is beveiligd en het object op elk moment weer kan worden gevonden; dit kan zeker pas jaren na de eerste waarneming. Van de 1.101.888 asteroïden die tot nu toe bekend zijn, hebben 567.132 een aantal (vanaf 11 juli 2021). [4]

De ontdekker heeft het recht om binnen tien jaar na de nummering een naam voor te stellen. Dit moet echter worden bevestigd door een commissie van de IAU, aangezien er richtlijnen zijn voor de namen van astronomische objecten . Dienovereenkomstig bestaan ​​er talloze asteroïden met nummers maar zonder namen, vooral in de bovenste tienduizend.

Nieuwe vondsten waarvoor nog niet met voldoende nauwkeurigheid een pad kon worden berekend, zijn gemarkeerd met het jaar van ontdekking en een lettercombinatie, bijvoorbeeld 2003 UB 313 . De lettercombinatie bestaat uit de eerste letter voor de halve maand (beginnend met A en doorlopend naar Y zonder I) en een doorlopende letter (A tot Z zonder I). Als er in de ene helft van de maand meer dan 25 kleine planeten worden ontdekt - wat tegenwoordig de regel is - begint de lettercombinatie vanaf het begin, gevolgd door een opeenvolgend aantal dat voor elke run met één wordt verhoogd.

De eerste asteroïde werd in 1801 ontdekt door Giuseppe Piazzi bij het observatorium van Palermo op Sicilië . Piazzi doopte het hemellichaam met de naam "Ceres Ferdinandea". De Romeinse godin Ceres is de beschermheilige van het eiland Sicilië. Met de tweede naam wilde Piazzi koning Ferdinand IV eren, de heerser van Italië en Sicilië. Dit ongenoegen van de internationale onderzoeksgemeenschap en de tweede naam werd geschrapt. De officiële naam van de asteroïde is daarom (1) Ceres .

Bij de verdere ontdekkingen werd de nomenclatuur behouden en werden de asteroïden vernoemd naar Romeinse en Griekse godinnen ; dit waren (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , enzovoort.

Naarmate er meer en meer asteroïden werden ontdekt, hadden astronomen geen oude goden meer. Zo werden asteroïden vernoemd naar de vrouwen van de ontdekkers, ter ere van historische of publieke figuren, steden en sprookjesfiguren. Voorbeelden zijn de asteroïden (21) Lutetia , (216) Cleopatra , (719) Albert , (1773) Rumpelstilz , (5535) Annefrank , (17744) Jodiefoster .

Naast namen uit de Grieks-Romeinse mythologie worden ook namen van goden uit andere culturen gebruikt, vooral voor nieuw ontdekte, grotere objecten zoals (20000) Varuna , (50000) Quaoar en (90377) Sedna .

Asteroïde manen hebben geen permanent nummer naast hun naam en worden niet beschouwd als asteroïden of kleine lichamen , omdat ze niet zelfstandig om de zon draaien.

Verschijning

Aanvankelijk namen astronomen aan dat de asteroïden het resultaat waren van een kosmische catastrofe waarbij een planeet tussen Mars en Jupiter uit elkaar brak en fragmenten achterliet in zijn baan. Het bleek echter dat de totale massa van de asteroïden in de hoofdgordel veel kleiner is dan die van de maan van de aarde . Schattingen van de totale massa van de kleine planeten variëren tussen 0,1 en 0,01 procent van de massa van de aarde (de maan is ongeveer 1,23 procent van de massa van de aarde). Er wordt daarom aangenomen dat de asteroïden een resterende populatie planetesimalen vertegenwoordigen uit de vormingsfase van het zonnestelsel . De zwaartekracht van Jupiter, wiens massa het snelst toenam, verhinderde de vorming van een grotere planeet uit het asteroïde-materiaal. De planetesimalen werden verstoord in hun banen, kwamen herhaaldelijk gewelddadig met elkaar in botsing en braken. Sommige werden omgeleid naar banen die hen op ramkoers met de planeten brachten. De inslagkraters op de planetaire manen en de binnenplaneten getuigen hier nog steeds van. De grootste asteroïden waren sterk verhit na hun vorming (voornamelijk door de radioactieve verval van het aluminium isotoop 26 Al en eventueel de ijzer isotoop 60 Fe) en gesmolten binnen. Zware elementen zoals nikkel en ijzer bezonken zich binnen als gevolg van de zwaartekracht, de lichtere verbindingen, zoals silicaten , bleven in de buitenste gebieden. Dit leidde tot de vorming van gedifferentieerde lichamen met een metalen kern en een silicaatlaag. Sommige van de gedifferentieerde asteroïden versplinterden bij verdere botsingen, waarbij fragmenten als meteorieten in het aantrekkingsgebied van de aarde vielen.

Classificatieschema's van asteroïden

Carboon chondriet

Het spectroscopisch onderzoek van de asteroïden toonde aan dat hun oppervlakken chemisch anders zijn samengesteld. Een indeling in verschillende spectrale of taxonomische klassen werd analoog uitgevoerd.

Indelingsschema volgens Tholen

In 1984 publiceerde David J. Tholen een classificatieschema met 14 klassen voor de classificatie van asteroïden op basis van hun spectrale eigenschappen, die op hun beurt zijn samengevat in 3 groepen (C, S en X):

  • A-asteroïden: Het spectrum van de A-asteroïden vertoont duidelijke olivijnbanden en duidt op een volledig gedifferentieerd mantelgebied. Een asteroïde bevindt zich in het binnengebied van de hoofdgordel. Voorbeelden hiervan zijn (446) Aeternitas , (1951) Lick en (1747) Wright .
  • B-asteroïden: op dezelfde manier samengesteld als de C- en G-klassen. Afwijkingen in het UV-bereik. Voorbeelden: (62) Erato , (2) Pallas , (3200) Phaethon zijn B-asteroïden.
  • C asteroïden: Dit is het meest voorkomende asteroïdetype met een aandeel van 75 procent. C asteroïden hebben een koolstofachtig of koolstofachtig (de C staat voor koolstof), donker oppervlak met een albedo van rond de 0,05. Er wordt aangenomen dat de C-asteroïden van hetzelfde materiaal zijn gemaakt als de koolstofhoudende chondrieten , een groep steenmeteorieten . De C-asteroïden bewegen in het buitenste gebied van de hoofdgordel. (54) Alexandra , (164) Eva en (2598) Merlin zijn vertegenwoordigers van dit spectrale type.
  • D asteroïden: Dit type heeft een vergelijkbare samenstelling als de P asteroïden, met een laag albedo en een roodachtig spectrum. Voorbeelden zijn (3552) Don Quichot , (435) Ella , (944) Hidalgo .
  • E-Asteroïden: De oppervlakken van dit zeldzame type asteroïde zijn gemaakt van het mineraal enstatiet . Chemisch gezien lijken ze waarschijnlijk op de enstatietchondrieten , een groep steenmeteorieten. E-asteroïden hebben een hoog albedo van 0,4 en meer. Voorbeelden: (29075) 1950 DA , (33342) 1998 WT24 , (64) Angelina , (2867) Šteins .
  • F asteroïden: Ook een subgroep van de C-klasse, maar met verschillen in het UV-bereik. Bovendien zijn er geen absorptielijnen in het golflengtegebied van water. Voorbeelden: (704) Interamnia , (1012) Sarema , (530) Turandot .
  • G-asteroïden: ze kunnen worden gezien als een subgroep van de C-klasse, omdat ze een vergelijkbaar spectrum hebben, maar verschillende absorptielijnen in het UV- bereik hebben. Voorbeelden: (106) Dione , (130) Elektra , (19) Fortuna .
  • M asteroïden: De meerderheid van de rest van de asteroïden is toegewezen aan dit type. De M-meteorieten (de M staat voor metaal ) zijn waarschijnlijk de metaalrijke kernen van gedifferentieerde asteroïden die werden verbrijzeld bij de botsing met andere hemellichamen. Ze hebben een albedo vergelijkbaar met die van de S-asteroïden. Hun samenstelling is waarschijnlijk vergelijkbaar met die van zijn nikkel - ijzermeteorieten . (250) Bettina , (325) Heidelberga , (224) Oceana , (16) Psyche en (498) Tokyo zijn M asteroïden.
  • P-Asteroïden: Asteroïden van dit type hebben een zeer laag albedo en een spectrum in het roodachtige bereik. Ze zijn waarschijnlijk samengesteld uit silicaten met koolstofcomponenten. P asteroïden bevinden zich in het buitenste gebied van de hoofdriem. Voorbeelden: (65) Cybele , (76) Freia , (1001) Gaussia , (46) Hestia en (643) Scheherezade .
  • R asteroïden: Dit type heeft een vergelijkbare structuur als de V asteroïden. Het spectrum wijst op een hoog gehalte aan olivijnen en pyroxenen . Voorbeeld: (349) Dembowska .
  • S asteroïden: Met een aandeel van 17 procent komt het op één na meest voorkomende type (de S staat voor silicaat ) vooral voor in het binnengebied van de hoofdgordel. S asteroïden hebben een lichter oppervlak met een albedo van 0,15 tot 0,25. Qua samenstelling lijken ze op gewone chondrieten , een groep steenmeteorieten die voornamelijk uit silicaten bestaat. Voorbeelden: (29) Amphitrite , (5) Astraea , (27) Euterpe , (6) Hebe , (7) Iris .
  • T-asteroïden: T-asteroïden zijn te vinden in het middelste en buitenste gebied van de hoofdgordel, evenals bij de Jupiter-trojanen. Ze hebben een donker roodachtig spectrum, maar verschillen van de P- en R-asteroïden. Voorbeelden: (96) Aegle , (3317) Parijs , (308) Polyxo , (596) Scheila .
  • V-asteroïden: Dit zeldzame type asteroïde (de V staat voor Vesta ) heeft een vergelijkbare samenstelling als de S-asteroïden. Het enige verschil is het verhoogde aandeel pyroxeenmineralen . Er wordt aangenomen dat alle V-asteroïden afkomstig zijn van de silicaatmantel van Vesta en zijn weggeschoten bij de botsing met een andere grote asteroïde. Dit wordt aangegeven door een enorme inslagkrater op Vesta. De HED- achondrieten die op aarde worden gevonden, een zeldzame groep steenmeteorieten , kunnen ook afkomstig zijn van Vesta, omdat ze een vergelijkbare chemische samenstelling hebben. Voorbeelden van V-asteroïden: (4055) Magellan , (3908) Nyx , (3551) Verenia .
  • X-Asteroids: Asteroïden met roodachtige spectra die niet nauwkeuriger kunnen worden ingedeeld in de klassen E, M of P omdat de benodigde albedobepalingen niet beschikbaar zijn. Voorbeelden: (53319) 1999 JM8 , (3362) Khufu , (275) Sapientia , (1604) Tombaugh .

Het classificatieschema is in 1989 door Tholen aangevuld: [7]

U-toevoeging geeft een ongebruikelijk spectrum aan; ver van het centrum van de cluster
: Toevoeging toont "lawaaierige" gegevens
:: Toevoeging geeft zeer "luidruchtige" gegevens aan
--- Geeft gegevens weer die te "luidruchtig" zijn om classificatie mogelijk te maken (in principe zouden alle klassen mogelijk zijn)
I Conflicterende gegevens

Na Tholen kunnen maximaal vier letters worden toegekend, bijvoorbeeld "SCTU".

Een asteroïde met zo'n toevoeging is bijvoorbeeld (2340) Hathor , die volgens Tholen zou worden gesorteerd in de spectrale klasse "CSU" (volgens SMASSII als Sq). Zo is de letter "I" ingevoerd in de JPL Small-Body Database voor de asteroïde (515) Athalia , volgens SMASSII is de asteroïde geclassificeerd als "Cb".

samenstelling

In het verleden gingen wetenschappers ervan uit dat de asteroïden monolithische rotsblokken waren, dat wil zeggen compacte structuren. De lage dichtheden van verschillende asteroïden en de aanwezigheid van enorme inslagkraters wijzen er echter op dat veel asteroïden losjes gestructureerd zijn en meer op puinhopen lijken dan op losse "hopen puin" die alleen door de zwaartekracht bij elkaar worden gehouden. Losjes gestructureerde lichamen kunnen de krachten die optreden bij een botsing opvangen zonder te worden vernietigd. Compacte lichamen daarentegen worden door de schokgolven verscheurd tijdens grotere impactgebeurtenissen. Bovendien hebben de grote asteroïden slechts lage rotatiesnelheden. Een snelle rotatie om zijn eigen as zou er anders toe leiden dat de middelpuntvliedende krachten het lichaam uit elkaar scheuren (zie ook: YORP-effect ) . Tegenwoordig wordt aangenomen dat de meerderheid van de asteroïden met een grootte van meer dan 200 meter zulke kosmische puinhopen zijn.

rijstroken

In tegenstelling tot de planeten hebben veel asteroïden geen bijna cirkelvormige banen. Naast meeste hoofdgordel asteroïden en Cubewanos in de Kuiper gordel , zij meestal zeer excentrische banen, de vlakken waarvan vaak sterk geneigd naar de ecliptica . Hun relatief hoge excentriciteiten maken ze tot treincruisers ; dit zijn objecten die tijdens hun baan de banen van een of meer planeten passeren. De zwaartekracht van Jupiter zorgt er echter voor dat asteroïden, op enkele uitzonderingen na, alleen binnen of buiten zijn baan bewegen.

Op basis van hun banen worden asteroïden ook toegewezen aan verschillende asteroïdefamilies , die worden gekenmerkt door vergelijkbare waarden van de grote halve as, excentriciteit en helling van hun baan. De asteroïden van een familie stammen vermoedelijk af van hetzelfde lichaam van oorsprong. In 2015 somde David Nesvorný vijf hoofdfamilies op. Ongeveer 45% van alle asteroïden in de hoofdgordel kan op basis van de gegeven criteria aan zo'n familie worden toegewezen. [8e]

Asteroïden in een baan om Mars

Binnen de baan van Mars bewegen verschillende groepen asteroïden, die allemaal, op enkele uitzonderingen na, bestaan ​​uit objecten die kleiner zijn dan vijf kilometer (maar meestal veel kleiner). Sommige van deze objecten zijn kruisers van Mercurius en Venus, waarvan er verschillende alleen binnen de baan van de aarde bewegen, andere kunnen ze ook passeren. Anderen daarentegen bewegen zich alleen buiten de baan van de aarde.

Het bestaan ​​van de groep asteroïden die bekend staat als vulkanen is nog niet bewezen. Van deze asteroïden wordt gezegd dat ze zich in banen rond de zon binnen die van Mercurius bewegen.

Asteroïden in de buurt van de aarde

Soorten banen in de buurt van de aarde

Asteroïden waarvan de banen dicht bij de baan van de aarde komen, worden near-earth asteroïden genoemd , ook wel NEA's (Near Earth Asteroids). Üblicherweise wird als Abgrenzungskriterium ein Perihel kleiner als 1,3 AE verwendet. Wegen einer theoretischen Kollisionsgefahr mit der Erde wird seit einigen Jahren systematisch nach ihnen gesucht. Bekannte Suchprogramme sind zum Beispiel Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), der Catalina Sky Survey , Pan-STARRS , NEAT und LONEOS .

  • Amor-Typ: Die Objekte dieses Asteroidentyps kreuzen die Marsbahn in Richtung Erde . Allerdings kreuzen sie nicht die Erdbahn. Ein Vertreter ist der 1898 entdeckte (433) Eros , der sich der Erdbahn bis 0,15 AE nähert. Nahe Vorbeigänge von Eros an der Erde dienten in den Jahren 1900 und 1931 zur genauen Vermessung des Sonnensystems. Der Namensgeber der Gruppe, der 1932 entdeckte (1221) Amor , besitzt eine typische Bahn von 1,08 bis 2,76 AE . Der größte Vertreter dieser Gruppe ist mit 38 Kilometern Durchmesser der Asteroid (1036) Ganymed . Alle Asteroiden des Amor-Typs haben ihr Perihel in relativer Erdnähe, ihr Aphel kann jedoch sowohl innerhalb der Marsbahn als auch weit außerhalb der Jupiterbahn liegen.
  • Apohele-Typ : Diese Objekte gehören zu einer Untergruppe des Aten-Typs, deren Aphel innerhalb der Erdbahn liegt und diese somit nicht kreuzen (Aten-Asteroiden haben ihr Aphel typischerweise außerhalb der Erdbahn).
  • Erdbahnkreuzer : Dies sind Objekte, deren Umlaufbahn die der Erde kreuzt, was die Wahrscheinlichkeit einer Kollision beinhaltet.
    • Apollo-Typ: Asteroiden dieses Typs haben eine Bahnhalbachse mit einer Ausdehnung von mehr als einer AE , wobei einige ihrer Mitglieder sehr exzentrische Umlaufbahnen besitzen, die die Erdbahn kreuzen können. Einige können im Perihel -Durchgang sogar ins Innere der Venus -Umlaufbahn gelangen. Namensgeber der Gruppe ist der 1932 von K. Reinmuth entdeckte (1862) Apollo mit einer Bahn von 0,65 bis 2,29 AE . Der 1937 entdeckte (69230) Hermes zog in nur 1½-facher Monddistanz an der Erde vorbei und galt danach als verschollen, bis er im Jahr 2003 schließlich wiedergefunden wurde. Der größte Apollo-Asteroid ist (1866) Sisyphus .
    • Aten-Typ: Dies sind erdnahe Asteroiden, deren Bahnhalbachse typischerweise eine Länge von weniger als einer AE besitzt. Jedoch liegt ihr Aphel in allen Fällen außerhalb der Erdbahn. Daher können Aten-Asteroiden mit exzentrischen Bahnen die Erdbahn von innen her kreuzen. Benannt wurde die Gruppe nach dem 1976 entdeckten (2062) Aten . Weitere Vertreter der Gruppe sind (99942) Apophis , (2340) Hathor und (3753) Cruithne .
    • Arjuna-Asteroiden : Objekte dieser Gruppe besitzen eine erdähnliche Umlaufbahn. Dieser Gruppe gehören meist Asteroiden der Apollo-, Amor- oder Aten-Gruppe an.

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 .

Asteroiden des Hauptgürtels

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 außerhalb des Hauptgürtels

Außerhalb des Asteroidengürtels liegen vereinzelt kleinere Asteroidengruppen, deren Umlaufbahnen meist in Resonanz zur Jupiterbahn stehen und dadurch stabilisiert werden. Außerdem existieren weitere Gruppen, die ähnliche Längen der Bahnhalbachsen aufweisen wie die Hauptgürtelasteroiden, jedoch deutlich stärker geneigte Bahnen (teilweise über 25°) oder andere ungewöhnliche Bahnelemente aufweisen:

  • Hungaria -Gruppe: Diese Gruppe besitzt Bahnhalbachsen von 1,7 bis 2 AE und steht in 9:2-Resonanz zu Jupiter. Sie besitzen mit einer mittleren Exzentrizität von 0,08 fast kreisrunde Bahnen, allerdings sind diese sehr stark gegen die Ekliptik geneigt (17° bis 27°). Der Namensgeber für die Hungaria-Gruppe ist der Asteroid (434) Hungaria.
  • Phocaea -Gruppe: Objekte mit einem mittleren Bahnradius zwischen 2,25 und 2,5 AE, Exzentrizitäten von mehr als 0,1 und Inklinationen zwischen 18° und 32°.
  • Alinda -Typ: Diese Gruppe bewegt sich in 3:1-Resonanz zu Jupiter und in 1:4-Resonanz zur Erde mit Bahnhalbachsen um 2,5 AE. Die Bahnen dieser Objekte werden durch die Resonanz zu Jupiter, die dieses Gebiet von Asteroiden freiräumt (dort befindet sich die Hestia-Lücke), gestört. Hierdurch werden die Exzentrizitäten dieser Objekte beständig erhöht, bis die Resonanz bei einer Annäherung an einen der inneren Planeten aufgelöst wird. Einige Alinda-Asteroiden haben ihr Perihel nahe oder innerhalb der Erdbahn. Ein Vertreter dieser Gruppe ist der Asteroid (4179) Toutatis .
  • Pallas -Familie: Eine Gruppe von Asteroiden der B-Klasse mit Bahnhalbachsen von 2,7 bis 2,8 AE und relativ hohen Bahnneigungen von über 30°. Die Familie besteht aus Fragmenten, die bei Zusammenstößen aus Pallas herausgeschleudert wurden.
  • Cybele -Gruppe: Objekte dieser Gruppe bewegen sich jenseits der Hecuba-Lücke außerhalb des Hauptgürtels bei Entfernungen zwischen 3,27 und 3,7 AE und gruppieren sich um die 7:4-Resonanz zu Jupiter. Sie haben Exzentrizitäten von weniger als 0,3 und Bahnneigungen unter 25°.
  • Hilda-Gruppe (nach (153) Hilda benannt): Die Hildas bewegen sich in einer Bahnresonanz von 3:2 mit dem Planeten Jupiter. Ihnen gemeinsam ist ein mittlerer Sonnenabstand zwischen 3,7 und 4,2 AE, eine Bahnexzentrizität kleiner als 0,3 und eine Inklination kleiner als 20°.

Asteroiden außerhalb der Jupiterbahn

  • Zentauren: Zwischen den Planeten Jupiter und Neptun bewegt sich eine als Zentauren bezeichnete Gruppe von Asteroiden auf exzentrischen Bahnen. Der erste entdeckte Vertreter war (2060) Chiron . Die Zentauren stammen vermutlich aus dem Kuipergürtel und sind durch gravitative Störungen auf instabile Bahnen abgelenkt worden.

  • Damocloiden: Eine Gruppe von Objekten, die nach dem Asteroiden (5335) Damocles benannt wurde. Sie haben ihr Aphel meist jenseits der Uranusbahn, aber ein Perihel im inneren Sonnensystem. Ihre kometenähnlichen Bahnen sind sehr exzentrisch und stark gegen die Ekliptik geneigt. Ihr Umlauf ist in manchen Fällen rückläufig . Die bekannten Objekte sind um die acht Kilometer groß und ähneln Kometenkernen, besitzen jedoch weder Halo noch Schweif.

Transneptunische Objekte, Kuipergürtel-Objekte

Bahnen der transneptunischen Objekte. (blau: Cubewanos, grün: resonante KBOs, schwarz: SDOs)

Im äußeren Sonnensystem, jenseits der Neptunbahn , bewegen sich die transneptunischen Objekte, von denen die meisten als Teil des Kuipergürtels betrachtet werden (Kuiper belt objects; KBO). Dort wurden die bislang größten Asteroiden oder Planetoiden entdeckt. Die Objekte dieser Zone lassen sich anhand ihrer Bahneigenschaften in drei Gruppen einteilen:

  • Resonante KBOs: Die Bahnen dieser Objekte stehen in Resonanz zu Neptun. Die bekanntesten Vertreter sind die Plutinos , zu denen der größte bekannte Zwergplanet (134340) Pluto und auch (90482) Orcus gehören.
  • Cubewanos : Diese Objekte bewegen sich in nahezu kreisrunden Bahnen mit Neigungen unter 30° in einer Entfernung zwischen 42 und 50 AE um die Sonne. Bekannte Vertreter sind (20000) Varuna und (50000) Quaoar sowie der Namensgeber der Gruppe (15760) QB 1 .
  • gestreute KBOs : Himmelskörper dieser Gruppe besitzen sehr exzentrische Orbits, deren Aphel in über 25000 AE Entfernung liegen kann, während das Perihel meist bei 35 AE liegt. Teil dieser Gruppe ist der massereichste bekannte Zwergplanet (136199) Eris .

Asteroiden, die sich auf Planetenbahnen bewegen

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 QF 99 der erste Uranustrojaner entdeckt.

Manche Asteroiden bewegen sich auf einer Hufeisenumlaufbahn auf einer Planetenbahn, wie zum Beispiel der Asteroid 2002 AA 29 in der Nähe der Erde.

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.

Einzelobjekte

Im Sonnensystem bewegen sich einige Asteroiden, die Charakteristika aufweisen, die sie mit keinem anderen Objekt teilen. Dazu zählen unter anderem (944) Hidalgo , der sich auf einer stark exzentrischen, kometenähnlichen Umlaufbahn zwischen Saturn und dem Hauptgürtel bewegt, und (279) Thule , der sich als einziger Vertreter einer potenziellen Gruppe von Asteroiden in 4:3-Resonanz zu Jupiter bei 4,3 AE um die Sonne bewegt. Ein weiteres Objekt ist (90377) Sedna , ein relativ großer Asteroid, der weit außerhalb des Kuipergürtels eine exzentrische Umlaufbahn besitzt, die ihn bis zu 900 AE von der Sonne entfernt. Inzwischen wurden allerdings mindestens fünf weitere Objekte mit ähnlichen Bahncharakteristika wie Sedna entdeckt; sie bilden die neue Gruppe der Sednoiden .

Einige Charakteristika wie ihre Form lassen sich aus ihrer Lichtkurve berechnen. [9]

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. [10] [11]

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=10 0 ), 1 entspricht zehnfachem Risiko (10=10 1 ), 2 dem 100-fachen Risiko (100=10 2 ) 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. [12]

Nahe Begegnungen mit erdnahen Asteroiden

Radaraufnahme des Asteroiden (29075) 1950 DA
  • Am 18. März 2004 passierte um 23:08 Uhr MEZ der Asteroid 2004 FH , ein Gesteinsbrocken mit etwa 30 Metern Durchmesser, die Erde über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von nur 43.000 Kilometern.
  • Der nur etwa sechs Meter große Asteroid 2004 FU 162 näherte sich der Erde am 31. März 2004 auf 6.535 Kilometer.
  • Die zweitgrößte Annäherung erfolgte am 19. Dezember 2004 durch 2004 YD 5 (5 m Durchmesser) in einer Entfernung von 35.000 km. Aufgrund der geringen Größe von nur wenigen Metern würde er, ebenso wie 2004 FU 162 , wahrscheinlich zu den Meteoroiden gezählt werden.
  • Am 29. Januar 2008 passierte um 09:33 Uhr MEZ der Asteroid 2007 TU 24 (250 m Durchmesser) im Abstand von 538.000 Kilometern die Erde.
  • Am 9. Oktober 2008 passierte der rund einen Meter große Asteroid 2008 TS 26 in nur 6150 Kilometern Entfernung die Erde. Nur ein anderer derzeit bekannter Asteroid ist der Erde näher gekommen. [13]
  • Am 2. März und am 18. März 2009 um 13:17 Uhr MEZ passierten die Asteroiden 2009 DD 45 (21–47 m Durchmesser) bzw. 2009 FH (13–29 m) die Erde in einer Entfernung von nur 70.000 bzw. 80.000 km. Die beiden Asteroiden wurden erst einen Tag zuvor entdeckt.
  • Erst 15 Stunden vor seiner dichtesten Annäherung an der Erde entdeckten Astronomen einen sieben Meter großen Asteroiden. Der Gesteinsbrocken streifte am 6. November 2009 in einer Entfernung von 2 Erdradien an der Erde vorbei. Er wurde vom Catalina Sky Survey aufgespürt. Damit erreichte der Asteroid mit der Bezeichnung 2009 VA die drittgrößte Annäherung aller bisher bekannten und katalogisierten Asteroiden, die nicht auf die Erde einschlugen. [13]
  • Am 13. Januar 2010 passierte um 13:46 Uhr MEZ der Asteroid 2010 AL 30 (10–15 m Durchmesser) im Abstand von 130.000 Kilometern die Erde. Er wurde am 10. Januar 2010 von Wissenschaftlern desMIT entdeckt.
  • Am 8. September 2010 passierten zwei Asteroiden die Erde: um 11:51 Uhr MEZ der Asteroid 2010 RX 30 (10–62 m Durchmesser) im Abstand von 250.000 Kilometern und um 23:12 Uhr MEZ der Asteroid 2010 RF 12 (7–16 m Durchmesser) im Abstand von 80.000 Kilometern. Beide wurden am 5. September 2010 entdeckt. [14]
  • Am 9. November 2011 passierte der 400 m große Asteroid (308635) 2005 YU 55 in 324.600 km Entfernung – also innerhalb der Mondbahn – die Erde. [15]
  • Am 27. Januar 2012 passierte der 11 m große Asteroid 2012 BX 34 in einer Entfernung von weniger als 60.000 km die Erde. [16] [17]
  • Am 15. Februar 2013 passierte der ca. 45 m große Asteroid (367943) Duende in einer Entfernung von knapp 28.000 km die Erde, also noch unterhalb der Umlaufbahn der geostationären Satelliten. [18]
  • Am 29. August 2016 passierte der Asteroid 2016 QA 2 mit etwa 34 m Durchmesser die Erde in einer Entfernung von ca. 84.000 km. Der Asteroid wurde erst wenige Stunden vorher entdeckt. [19]
  • Am 26. Juli 2019 passierte der Asteroid 2019 OK mit etwa 100 m Durchmesser die Erde in einer Entfernung von ca. 65.000 km. Der Asteroid wurde erst 12 Stunden vorher vom SONEAR-Observatorium in Brasilien entdeckt. [20]
  • Am 16. August 2020 passierte der Asteroid 2020 QG die Erde über dem Indischen Ozean in nur 3000 km Höhe. Das ist zu diesem Zeitpunkt der allernächste je beobachtete Vorbeiflug. Mit seinen ca. 3–6 m Durchmesser wäre er bei größerer Annäherung wahrscheinlich in der Atmosphäre verglüht. [21]
Zukunft
  • Am 13. April 2029 wird der 270 m große Asteroid (99942) Apophis die Erde passieren. Nach bisherigen Berechnungen wird nur etwa der dreifache Erddurchmesser (etwa 30.000 Kilometer) zwischen der Erde und dem Asteroiden liegen. Solch ein Ereignis kommt laut Angaben der Universität von Michigan nur alle 1300 Jahre vor. Die Wahrscheinlichkeit einer Kollision der Erde mit Apophis ist mit 0,023 Prozent aus derzeitiger Sicht (Stand 11. Juli 2019) recht unwahrscheinlich. [12]
  • Der Asteroid (29075) 1950 DA (2 km Durchmesser) [12] [22] wird der Erde am 16. März 2880 sehr nahe kommen, wobei die Möglichkeit einer Kollision besteht. Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt bei 0,33 Prozent. [23]
  • Die höchste Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde wird derzeit (Stand 17. Juli 2019) dem Asteroiden 2010 RF 12 (8 m Durchmesser) zugewiesen. Er wird die Erde am 5. September 2095 mit einer Wahrscheinlichkeit von 6,25 Prozent treffen. [12]

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) [24]
  • vor 5,8 Millionen Jahren (David Nesvorny, 2002) [25]
  • P/2010 A2 , 2009
  • (596) Scheila , 2010 (Dennis Bodewits, 2011) [26]

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. [27] [28]

Siehe auch

Literatur

  • Kometen und Asteroiden. (= Sterne und Weltraum. Special Nr. 2003/2). Spektrum der Wissenschaft Verlag, Heidelberg 2003, ISBN 3-936278-36-9 .
  • William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, Richard P. Binzel (Hrsg.): Asteroids III. (= Space Science Series ). Univ. of Arizona Press, 2002, ISBN 0-8165-2281-2 . (englisch)
  • Gottfried Gerstbach: Die Asteroiden – Dramatik und Schutt im Planetensystem. In: Sternenbote . Jahrgang 45/12, Wien 2002, S. 223–234, ( online , PDF, abgerufen am 29. Oktober 2011)
  • Thorsten Dambeck: Vagabunden im Sonnensystem. In: Bild der Wissenschaft . März 2008, S. 56–61, ISSN 0006-2375
  • John S. Lewis: Mining the sky-untold riches from the asteroids, comets, and planets. Addison-Wesley, Mass. 1997, ISBN 0-201-32819-4 .
  • Thomas K. Henning: Astromineralogy. Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-44323-1 .
  • Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4 .

Weblinks

Commons : Asteroiden – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary: Asteroid – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Videos

Einzelnachweise

  1. Wilhelm Pape: Handwörterbuch der griechischen Sprache. 3. Auflage. 6. Abdruck. Braunschweig 1914, S. 375.(zeno.org)
  2. S. Clifford, J. Cunningham: Discovery of the origin of the word asteroid and the related terms asteroidal, planetoid, planetkin, planetule, and cometoid. In: Studia Etymologica Cracoviensia. Band 20, 2015, S. 47–62.
  3. Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4 , S. xiii, Preface, (books.google.at)
  4. a b NASA/JPL/SSD: How Many Solar System Bodies
  5. Minor Planet Center Archive Statistics
  6. Günther Glatzel: Hayabusa mit Asteroidenstaub bei raumfahrer.net, 18. Nov. 2010.
  7. David J. Tholen:Taxonomic Classifications of Asteroids , 20. März 1988.
  8. Jan Hattenbach: Auch Asteroiden gehören zu Familien. In: Sterne und Weltraum. Dezember 2018, S. 22. (Abstrakt)
  9. Josef Durech ua: Shape models of asteroids based on lightcurve observations with BlueEye600 robotic observatory. 2017, arXiv : 1707.03637v1
  10. Das Ding aus einer anderen Welt. orf.at, 16. Juli 2018. science.orf.at , abgerufen am 16. Juli 2018
  11. An interstellar origin for Jupiter's retrograde co-orbital asteroid. MNRASL, academic.oup.com, academic.oup.com , 21. Mai 2018, abgerufen am 16. Juli 2018
  12. a b c d Risk Page. Europäische Weltraumorganisation , abgerufen am 17. Juli 2019 (englisch, Liste von Asteroiden und deren Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde).
  13. a b An der Erde vorbeigeflitzt bei astronomie-heute.de, 18. Nov. 2010.
  14. NASA: Two Small Asteroids to Pass Close by Earth on September 8, 2010
  15. Asteroid Yu55 auf SPON
  16. Asteroid in Bus-Größe rast knapp an Erde vorbei diepresse.com
  17. 2012 BX34 jpl.nasa.gov, abgerufen am 29. Januar 2012.
  18. Asteroid kommt Erde näher als Satelliten , SPON vom 7. März 2012.
  19. News.de-Redaktion: 2016 QA2 raste auf Welt zu: Beinahe-Katastrophe: Asteroid zu spät entdeckt! (Nicht mehr online verfügbar.) Archiviert vom Original am 31. August 2016 ; abgerufen am 1. September 2016 .
  20. Nadja Podbregar: Wie übersieht man einen Asteroiden? Abgerufen am 6. August 2019 .
  21. NASA: Tiny Asteroid Buzzes by Earth – the Closest Flyby on Record. NASA, 16. August 2020, abgerufen am 19. August 2020 .
  22. JPL Small-Body Database Browser: 29075 (1950 DA). Jet Propulsion Laboratory , abgerufen am 17. Juli 2019 (englisch).
  23. 29075 (1950) DA , CNEOS, NASA, abgerufen am 12. Juli 2021
  24. Mega-Kollision vor 470 Millionen Jahren Universität Heidelberg astronews.com 19. Januar 2007.
  25. Kollision vor nur 5,8 Millionen Jahren Rainer Kayser astronews.com 13. Juni 2002.
  26. Die Trümmer einer Asteroidenkollision Stefan Deiters astronews.com 2. Mai 2011.
  27. Action Team 14 on Near-Earth Objects: mission completed unis.unvienna.org, abgerufen am 17. Februar 2017.
  28. Tag der Asteroiden, Was man gegen Einschläge tun könnte. ORF.at, 30. Juni 2015.