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Asteroiden

Asteroiden

Als Asteroiden bezeichnet man kleine planetenähnliche Objekte, die sich in Keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. In der Terminologie der Astronomen wird ein Asteroid (sternähnliches Objekt) häufig als Kleinplanet oder Planetoid (planetenähnliches Objekt) bezeichnet. Bislang sind etwa 220 000 Asteroiden bekannt, wobei die tatsächliche Anzahl wohl in die Millionen gehen dürfte. Nur die wenigsten haben allerdings mehr als 100 km Durchmesser. Bis vor einigen Jahren war Ceres der größte bekannte Planetoid. Diesen Rang musste er inzwischen abgeben. Im Kuipergürtel wurden Objekte wie Quaoar (vorherige vorläufige Bezeichnung 2002 LM₆₀) mit 1250 km Durchmesser, Orcus (2004 DW) mit einem Durchmesser von 1600–1800 km und 2003 UB₃₁₃ mit 2500–3200 km Durchmesser gefunden. Jenseits des Kuipergürtels wurde Ende 2003 der etwa 1700 km große Asteroid Sedna (2003 VB₁₂) entdeckt. Weitere große Asteroiden sind Pallas, Vesta, Juno, Hebe, Iris, Hygeia, Parthenope, Eunomia, Arethusa und Astraea.

Die Geschichte der Asteroidenforschung

Bereits im Jahre 1760 entwickelte der deutsche Gelehrte Johann Daniel Titius eine einfache mathematische Formel (Titius-Bode-Reihe), nach der die Abstände der Planeten zueinander ins Verhältnis gesetzt werden. Die Reihe enthält jedoch eine Lücke, da zwischen Mars und Jupiter, im Abstand von 2,8 AE, ein Planet fehlt. Ende des 18. Jahrhunderts setzte eine regelrechte Jagd auf den unentdeckten Planeten ein. Das erste internationale Forschungsvorhaben wurde ins Leben gerufen, organisiert von Baron Franz Xaver von Zach, der seinerzeit an der Sternwarte Gotha tätig war. Der Himmel wurde in 24 Sektoren eingeteilt, die von Astronomen in ganz Europa systematisch abgesucht wurden. Für den Planeten hatte man bereits den Namen „Phaeton“ reservieren lassen. Fündig wurde man allerdings nicht. In der Neujahrsnacht des Jahres 1801 entdeckte der Astronom und Theologe Giuseppe Piazzi im Teleskop der Sternwarte von Palermo (Sizilien) bei der Durchmusterung des Sternbildes Stier einen schwachen Stern, der in keiner Sternkarte verzeichnet war. Piazzi hatte von dem Forschungsvorhaben gehört und beobachtete den Stern in den folgenden Nächten, da er vermutete, den gesuchten Planeten gefunden zu haben. Er sandte seine Beobachtungsergebnisse an Zach, wobei er das Objekt zunächst als neuen Kometen bezeichnete. Piazzi erkrankte und konnte seine Beobachtungen nicht fortsetzen. Bis zur Veröffentlichung von Piazzis Beobachtungen war viel Zeit vergangen. Der Himmelskörper war weiter in Richtung Sonne gewandert und konnte zunächst nicht wieder gefunden werden. Der Mathematiker Gauß hatte allerdings ein numerisches Verfahren entwickelt (unter Anwendung der Methode der kleinsten Quadrate), die es erlaubte, die Bahnen von Planeten oder Kometen anhand nur weniger Positionen zu bestimmen. Nachdem Gauss die Veröffentlichungen Piazzis gelesen hatte, berechnete er die Bahn des Himmelskörpers und sandte das Ergebnis nach Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers entdeckte das Objekt daraufhin am 31. Dezember 1801 wieder, dass schließlich den Namen Ceres erhielt. Im Jahre 1802 entdeckte Olbers einen weiteren Himmelskörper, den er Pallas nannte. 1803 wurde Juno, 1807 Vesta entdeckt. Bis zur Entdeckung des fünften Asteroiden, Astraea im Jahre 1847, vergingen fast 40 Jahre. Es folgten allerdings rasch weitere Entdeckungen, wie die Düsseldorfer Planetoiden, so dass im Jahre 1890 etwa 300 Asteroiden bekannt waren. Nach 1890 brachte die Einführung der Fotografie in die 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 äußerst lichtschwache Objekte nachgewiesen werden. Durch den Einsatz der neuen Technik stiegt die Zahl der entdeckten Asteroiden rasch an. Die Einführung der CCD-Kameratechnik um 1990 und die Möglichkeiten der computerunterstützten Auswertung der elektronischen Aufnahmen bedeutete einen weiteren wesentlichen Fortschritt. Bislang sind etwa 220.000 Asteroiden katalogisiert worden. Ist die Bahn eines Asteroiden bestimmt worden, kann die Größe des Himmelskörpers aus der Untersuchung seiner Helligkeit und des Rückstrahlvermögens, der Albedo, ermittelt werden. Dazu werden Messungen im optisch sichtbaren Licht sowie im Infrarotbereich durchgeführt. Diese Methode ist mit Unsicherheiten verbunden, da die Oberflächen der Asteroiden chemisch unterschiedlich aufgebaut sind und das Licht unterschiedlich stark reflektieren. 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 Castalia und Toutatis. Eine Reihe von Asteroiden konnte mittels Raumsonden näher untersucht werden:
- Die Raumsonde Galileo flog auf ihrem Weg zum Planeten Jupiter im Jahre 1991 am Asteroiden Gaspra und 1993 an Ida vorbei.
- Die Sonde NEAR-Shoemaker flog 1997 an dem Asteroiden Mathilde vorbei und landete 2001 auf Eros.
- Die Sonde Deep Space 1 passierte 1999 den Asteroiden Braille in 26 km Abstand.
- Die Sonde Stardust zog 2002 in 3.300 km Entfernung am Asteroiden Annefrank vorbei.
- Die japanische Sonde Hayabusa ereichte 2005 den Asterioden Itokawa und soll von dort Gesteinsproben zur Erde transferieren.

Die Benennung der Asteroiden

Hauptartikel: Benennung von Asteroiden und Kometen 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 ist (das Objekt ist jederzeit wieder auffindbar). Das kann durchaus auch erst Jahre nach der Erstbeobachtung erfolgen. Der Entdecker hat innerhalb von 10 Jahren nach der Nummerierung das Vorschlagsrecht für die Vergabe eines Namens. Dieser muss aber durch eine Kommission der Internationalen Astronomischen Union 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 zusammen. Wenn mehr als 24 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 man ließ ihn weg. 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 ... (17) Thetis (der erste von 24 Düsseldorfer Planetoiden), (288) Glauke (der letzte der Düsseldorfer Planetoiden) und so weiter. Anfänglich galt auch das ungeschriebene Gesetz, dass Asteroiden stets weibliche Namen erhielten; dieses wurde erstmals beim Asteroiden (334) Chicago gebrochen. 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, Märchenfiguren und Gottheiten aus anderen Religionen benannt. Beispiele hierfür sind die Asteroiden Kleopatra, Albert, Annefrank, Jodiefoster, Lutetia, Rumpelstilz, Varuna, Quaoar und Sedna. Diese Praxis trieb Blüten. So ist beispielsweise der 1935 entdeckte Planetoid Haremari zu Ehren beliebter Schauspielerinnen und der Freundinnen einiger Mitarbeiter des Astronomisches Recheninstituts in Heidelberg benannt, als Harem des ARI.

Die Entstehung der Asteroiden

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. Daher nimmt man heute an, 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 Impaktkrater 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.

Die Zusammensetzung der Asteroiden

Die spektroskopische Untersuchung der Asteroiden zeigte, dass deren Oberflächen chemisch unterschiedlich zusammengesetzt sind. Analog erfolgte eine Einteilung in verschiedene spektrale beziehungsweise taxonomische Klassen:
- C-Asteroiden: Dies ist mit einem Anteil von 75 % der häufigste Asteroidentyp. C-Asteroiden weisen eine kohlen- oder kohlenstoffartige (das C steht für Kohlenstoff), dunkle Oberfläche mit einer Albedo um 0,05 auf. Es wird vermutet, dass die C-Asteroiden aus dem gleichen Material bestehen, wie die kohligen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten. Die C-Asteroiden bewegen sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels.
- S-Asteroiden: Der mit einem Anteil von 17 % zweithäufigste Typ (das S steht für Silikat) kommt hauptsächlich im inneren Bereich des Hauptgürtels vor. S-Asteroiden besitzen eine hellere Oberfläche mit einer Albedo von 0,15 bis 0,25. Von ihrer Zusammensetzung her ähneln sie den gewöhnlichen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, die überwiegend aus Silikaten zusammengesetzt sind.
- M-Asteroiden: Der überwiegende Rest der Asteroiden wird diesem Typ zugerechnet. Bei den M-Meteoriten (das M steht für metallisch) dürfte es sich um die metallreichen Kerne differenzierter Asteroiden handeln, die bei der Kollision mit anderen Himmelskörpern zertrümmert wurden. Sie besitzen eine ähnliche Albedo wie die S-Asteroiden. Ihre Zusammensetzung dürfte der von Nickel-Eisenmeteoriten gleichen.
- E-Asteroiden: Die Oberflächen dieses seltenen Typs von Asteroiden bestehen aus dem Mineral Enstatit. Chemisch dürften sie den Enstatit-Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, ähneln. E-Asteroiden besitzen eine hohe Albedo von 0,4 und mehr.
- V-Asteroiden: Dieser seltene Typ von Asteroiden (das V steht für Vesta) ist ähnlich zusammengesetzt, wie die S-Asteroiden. Der einzige Unterschied ist der erhöhte Anteil an Pyroxen-Mineralen. Es wird angenommen, dass alle V-Asteroiden aus dem silikatischen Mantel von Vesta stammen und bei der Kollision mit einem anderen großen Asteroiden abgesprengt wurden. Darauf weist ein gewaltiger Impaktkrater auf Vesta hin. Die auf der Erde gefundenen HED-Achondrite, eine seltene Gruppe von Steinmeteoriten, könnten ebenfalls von Vesta stammen, da sie eine ähnliche chemische Zusammensetzung aufweisen.
- G-Asteroiden: Können als Untergruppe der C-Klasse angesehen werden, da sie ein ähnliches Spektrum aufweisen, jedoch im UV-Bereich unterschiedliche Absorptionslinien aufweisen.
- B-Asteroiden: Ähnlich zusammengesetzt, wie die C- und G-Klasse. Abweichungen im UV-Bereich.
- F-Asteroiden: Ebenfalls eine Untergruppe der C-Klasse, jedoch mit Unterschieden im UV-Bereich. Außerdem fehlen Absorptionslinien im Wellenlängenbereich des Wassers.
- P-Asteroiden: Asteroiden dieses Typs besitzen eine sehr geringe Albedo und ein Spektrum im rötlichen Bereich. Sie sind wahrscheinlich aus Silikaten mit Kohlenstoffanteilen zusammengesetzt. P-Asteroiden halten sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels auf.
- D-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich zusammengesetzt, wie die P-Asteroiden, mit einer geringen Albedo und einem rötlichen Spektrum.
- R-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich aufgebaut, wie die V-Asteroiden. Das Spektrum weist auf hohe Anteile an Olivin und Pyroxene hin.
- A-Asteroiden: Das Spektrum der A-Asteroiden zeigt deutliche Olivinbande und weist auf einen völlig differenzierten Mantelbereich hin. A-Asteroiden halten sich im inneren Bereich des Hauptgürtels auf.
- T-Asteroiden: Dieser Asteroidentyp gehört ebenfalls zum inneren Bereich des Hauptgürtels. Er weist ein dunkles rötliches Spektrum auf, unterscheidet sich jedoch von den P- und R-Asteroiden. In der Vergangenheit ging man davon aus, dass die Asteroiden monolithische Felsbrocken, also kompakte Gebilde sind. Die geringen Dichten sowie das Vorhandensein von riesigen Impaktkratern lassen jedoch den Schluss zu, dass die größeren Asteroiden locker aufgebaut sind und eher als lose „Schutthaufen“, die durch die Gravitation zusammengehalten werden, anzusehen sind. Locker aufgebaute Körper können die bei Kollisionen auftretenden Kräfte absorbieren ohne zerstört zu werden. Kompakte Körper werden dagegen bei größeren Impaktereignissen durch die Stoßwellen auseinander gerissen. Darüber hinaus weisen die großen Asteroiden nur geringe Rotationsperioden auf. Eine schnelle Rotation um die eigene Achse würde dazu führen, dass die auftretenden Fliehkräfte die Körper auseinander reißen. Man geht davon aus, dass der überwiegende Teil der über 200 Meter großen Asteroiden derartige kosmische Schutthaufen darstellen.

Die Bahnen der Asteroiden

Asteroiden des Hauptgürtels

Hauptartikel: Asteroidengürtel Etwa 90 % der bekannten Asteroiden bewegen sich innerhalb des Hauptgürtels um die Sonne, einem breiten Gebiet zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Sie füllen damit die Lücke in der Titius-Bode-Reihe. Vertreter dieser Asteroiden sind Ceres, Pallas, Juno und Vesta.

Asteroiden innerhalb der Marsbahn

Hauptartikel: Asteroiden innerhalb der Marsbahn Asteroiden, deren Bahnen teilweise innerhalb des Mars verlaufen, gliedert man in 3 Gruppen:
- Amor-Typ: Dieser Asteroidentyp kreuzt die Marsbahn in Richtung Erde. Ein Vertreter ist der 1898 entdeckte Eros (1898, 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 Amor-Asteroid Albert, 1911 von Johann Palisa entdeckt, ging später wieder verloren und konnte erst 2000 wiederentdeckt werden. Der Namensgeber der Gruppe, der 1932 entdeckte Amor, besitzt eine typische Bahn von 1,08 bis 2,76 AE.
- Apollo-Typ: Asteroiden dieses Typs bewegen sich zwischen der Mars- und Erdbahn, wobei einige ihrer Mitglieder sehr exzentrische Umlaufbahnen besitzen, die sie im Perihel-Durchgang ins Innere der Venus-Umlaufbahn bringt (Apollo-Typ). Vertreter sind die 1918 von Max Wolf entdeckte Alinda, der 1932 von K. Reimuth entdeckte Apollo mit einer Bahn von 0,65 bis 2,29 AE und der 1937 entdeckte Hermes, der in nur 1½ facher Monddistanz an der Erde vorbeizog.
- Aten-Typ: Eine Gruppe von erdnahen Asteroiden, die sich typischerweise in einem Abstand von weniger als einer AE, und somit innerhalb der Erdbahn, um die Sonne bewegen. Benannt wurde sie nach dem 1976 entdeckten Aten. Aten-Asteroiden mit exzentrischen Bahnen können die Erdbahn von innen her kreuzen. Weitere Vertreter der Gruppe sind Ra-Shalom, Hathor und Cruithne. Diese Gruppen werden zusammenfassend auch als Erdbahnkreuzer (oder englisch Near-Earth Objects - kurz NEOs) bezeichnet, nach denen wegen einer theoretischen Kollisionsgefahr mit der Erde seit einigen Jahren systematisch gesucht wird. Das erfolgreichste Suchprogramm ist Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR). Weitere Suchprogramme sind NEAT und LONEOS.

Enge Begegnungen mit Erdbahnkreuzer

- Am 18. März 2004 passiert um 23:08 Uhr MEZ der Asteroid 2004 FH, ein Gesteinsbrocken mit etwa 30 m Durchmesser, die Erde über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von nur 43.000 km.
- Der nur etwa sechs Meter große Asteroid 2004 FU₁₆₂ näherte sich der Erde am 31. März 2004 auf 6.500 km. Kein anderer derzeit bekannter Kleinplanet ist der Erde näher gekommen.
- Am 13. April 2029 wird der Asteroid Apophis die Erde passieren: Nur etwa der dreifache Erddurchmesser werde zwischen der Erde und dem Asteroiden liegen. Solch ein Ereignis kommt laut Angaben der Universität in Michigan nur alle 1300 Jahre vor.
- Der Asteroid 1950 DA wird der Erde am 16. März 2880 sehr nahe kommen, auch die Möglichkeit einer Kollision mit der Erde besteht. Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt allerdings bei nur 0,33 %.

Große und bekannte Einschlagkrater

Asteroiden, die mit anderen Himmelskörpern kollidieren, erzeugen Einschlagkrater. Eine diesbezügliche Auflistung befindet sich ebenfalls im Artikel Einschlagkrater im Absatz Große und bekannte Einschlagkrater.

Asteroiden, die sich auf Planetenbahnen bewegen

Hauptartikel: Trojaner (Astronomie) Asteroiden, die sich in den Lagrange-Punkten der Planeten befinden, nennt man Trojaner. Zuerst entdeckte man diese Begleiter bei Jupiter. Sie bewegen sich auf der Jupiterbahn vor beziehungsweise hinter dem Planeten. Jupitertrojaner sind beispielsweise Achilles und Aeneas. 1990 wurde der erste Marstrojaner entdeckt und Eureka getauft. In der Folgezeit wurden vier weitere Marstrojaner entdeckt.

Asteroiden zwischen Saturn und Uranus

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

Transneptunische oder Kuipergürtel-Objekte

Im äußeren Sonnensystem, jenseits der Neptunbahn, bewegen sich die Transneptunischen beziehungsweise Kuipergürtel-Objekte (Kuiper belt objects; KBO). Hier wurden die bislang größten Asteroiden oder Planetoiden entdeckt. Vertreter sind Quaoar, Orcus, Varuna und 2003 UB₃₁₃.

Asteroiden innerhalb der Merkurbahn

Die Existenz einer weiteren Gruppe von Asteroiden, den Vulkanoiden, konnte bislang nicht nachgewiesen werden. Diese Asteroiden sollen sich auf sonnennahen Bahnen innerhalb des Merkur bewegen.

Siehe auch

Liste der Asteroiden, Liste der Monde und Erdbahnkreuzer

Literatur

- Kometen und Asteroiden. Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg 2003 (Sterne und Weltraum Special Nr.2003/2) ISBN 3936278369
- William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, Richard P. Binzel (Herausgeber): Asteroids III. Univ. of Arizona Press 2002 (Space Science Series) ISBN 0816522812 (engl.)
- Sternenbote: Jahrgang 45/12, Seite 223-234: Die Asteroiden - Dramatik und Schutt im Planetensystem: Gottfried Gerstbach: Artikel im PDF-Format erhältlich: http://www.g.gerstbach.at/papers/Asteroid1202gg.pdf

Weblinks

- [http://www.wissenschaft.ag/Asteroiden.php4 Asteroiden-Newsletter]
- [http://www.wissenschaft.ag/Asteroiden.php4?tvsearch=Asteroiden Asteroiden im TV]
- [http://cfa-www.harvard.edu/iau/mpc.html Minor Planet Center] (Englisch)
- [http://www.astro.univie.ac.at/~wuchterl/Kuffner/im_brennp/archiv2002/turiner_skala.html Turiner Skala für das Impakt-Risiko von Asteroiden und Kometen (Verein Kuffner Sternwarte)]
- [http://freenet.meome.de/app/fn/artcont_portal_news_article.jsp/73043.html Trojanerwolken]

Videos

Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=981108.rm Asteroiden - Bomben aus dem All?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010902.rm Woher kommen die Asteroiden?] Kategorie:Asteroid ja:小惑星 ko:소행성 ms:Asteroid simple:Asteroid th:ดาวเคราะห์น้อย

Planet

Ein Planet ist ein Himmelskörper, der nicht selbst leuchtet und sich in einer keplerschen Umlaufbahn um einen Stern bewegt. Der Name stammt vom griechischen „plánetes“ und bedeutet „die Umherschweifenden“ bzw. „der Wanderer“ (altgriechisch). Früher wurden Planeten auch als Wandelsterne bezeichnet. Die meisten Planeten des Sonnensystems werden von Monden umkreist. Die erste weiche Landung auf einem anderen Planeten gelang der Menschheit am 15. Dezember 1970 mit der sowjetischen Sonde Venera-7. Mit Venera-3 und Venera-4 gelangen zuvor erste harte und fast-weiche Planeten-Landungen am 1. März 1966 und am 18. Oktober 1967, wobei Venera-4 über die gesamte Betriebszeit von 96 Minuten aus der Venus-Atmosphäre erfolgreich Daten übertrug. Ende des 20. Jahrhunderts wurde der erste Planet außerhalb des Sonnensystems (Exoplaneten) entdeckt, der den Stern 51 Pegasi umkreist. Die Zahl der bekannten Exoplaneten stieg seither stark an.

Planeten unseres Sonnensystems

Hauptartikel: Sonnensystem
- Erdähnliche (felsige) Planeten (inneres Planetensystem):
- 1 Merkur
- 2 Venus
- 3 Erde
- 4 Mars
- Iovianische Planeten / Gasriesen (äußeres Planetensystem):
- 5 Jupiter
- 6 Saturn
- 7 Uranus
- 8 Neptun
- Transneptunische Objekte (TNOs):
- 9 Pluto Zusätzlich könnte das Objekt 2003UB₃₁₃ als zehnter Planet in diese Liste aufgenommen werden. Jedoch ist der Status des Objekts bislang noch nicht von der AIU endgültig geklärt. Die mittleren Abstände der Planeten zur Sonne lassen sich recht genau mit der Titius-Bodeschen Reihe angeben. Zwischen Mars und Jupiter klafft hier eine Lücke, die durch den Asteroidengürtel gefüllt wird; allerdings tritt der Abstand des Neptuns nicht in der Reihe auf.

Gruppierung

Der Asteroidengürtel trennt das innere vom äußeren Planetensystem. Der große Bereich der TNOs wird mitunter auch als eine dritte Zone angesehen. Damit zählen Merkur, Venus, Erde und Mars zu den inneren Planeten, und Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto zu den äußeren Planeten, wobei der Status von Pluto als Planet allerdings umstritten ist. Diese Unterscheidung ist nicht zu verwechseln mit der Gruppierung in die unteren Planeten, welche die Sonne innerhalb der Erdbahn umlaufen – also Merkur und Venus – und in die oberen Planeten, die sich außerhalb der Erdbahn bewegen.

Merkregeln

Um sich die Planeten und ihre Reihenfolge zu merken gibt es auch einige Merksprüche.

Definition

Es gibt bis heute kein klar definiertes Unterscheidungsmerkmal zwischen Planeten und Asteroiden. So ist der Planeten-Status von Pluto aufgrund seiner geringen Größe und seiner stark elliptischen sowie gegen die Ekliptik geneigten Bahn umstritten. Viele Astronomen rechnen ihn dem Kuipergürtel zu, einem Reservoir von Kometen und Asteroiden, das im Inneren bis an die Neptun-Bahn heranreicht. Kürzlich entdeckte ähnlich große Himmelskörper im Kuipergürtel, insbesondere 2003UB₃₁₃, haben die Diskussion um Plutos Status neu entfacht.

Die zwei häufigsten Definitionsversuche

1. Eine plausible Erklärung zur Definition eines Planeten gibt das California Institute of Technology, das eng mit der NASA zusammen arbeitet: :Ein Objekt im Sonnensystem wird als Planet bezeichnet, wenn es eine größere Masse hat als alle anderen Objekte zusammen, die sich im selben Orbit befinden. Somit ist die Erde ein Planet, da sie schwerer ist als alle Asteroiden, die dieselbe Umlaufbahn wie die Erde haben. :Problem: Pluto ist zwar das größte Objekt in seiner Umgebung, jedoch nicht schwerer als die Summe seiner Nachbarobjekte, weshalb er laut dieser Definition nicht als Planet eingestuft werden kann. Zählt man Pluto zu Neptuns Umlaufbahn, dann wird dies noch deutlicher. Danach hätte unser Sonnensystem anstatt neun also nur acht Planeten. 2. Andere definieren Planeten als :Gesteinskugel, die sich auf Grund der eigenen Gravitation zu einer solchen geformt hat. :Problem hierbei: Diese Definition würde zwar die meisten Asteroiden und Kometen ausschließen, doch würden alle großen Monde, auch der Erdenmond, dazu zählen und unser Sonnensystem hätte hunderte von Planeten. Die für die Namensgebung von Himmelskörpern zuständige Internationale Astronomische Union (IAU), hat im Jahr 2004 ein Komitee eingesetzt, das verbindliche Kriterien für die Definition eines Planeten erarbeiten soll. Im Sommer 2006 sollen die Ergebnisse dieser Arbeiten veröffentlicht werden. Die wichtigsten bekannten Eigenschaften der Planeten des Sonnensystems sind unter Planet (Tabelle) tabellarisch erfasst.

Geschichte der Entdeckung

Planeten des Sonnensystems

Die Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn sind mit bloßem Auge am Nachthimmel erkennbar und erscheinen heller als die meisten Fixsterne. Sie waren bereits in der Antike bekannt und wurden von vielen Kulturen mit ihren Hauptgöttern identifiziert. Die noch heute verwendeten Namen stammen aus der römischen Mythologie. Obwohl es bereits in der Antike Vertreter des Heliozentrischen Weltbilds gab (zum Beispiel Aristarchos von Samos), wurde bis Mitte des 16. Jahrhunderts allgemein angenommen, dass sich die Planeten mitsamt der Sonne um die Erde bewegen (Geozentrisches Weltbild). 1543 veröffentlichte Nikolaus Kopernikus, angeregt durch Aristarchos, sein Werk „Von den Umdrehungen der Himmelssphären“, in dem er die Sonne in den Mittelpunkt stellte und die Erde als weiteren Planet erkannte. Unter günstigen Bedingungen ist Uranus auch mit bloßem Auge zu erkennen, und er wurde bereits 1690 fälschlicherweise als Stern katalogisiert. Er wurde erst 1781 von Sir Friedrich Wilhelm Herschel als Planet erkannt. Mit Hilfe der älteren Beobachtungen gelang es Johann Elert Bode die Umlaufbahn genau zu bestimmen. Anhand von Bahnstörungen des Uranus berechneten Urbain Jean Joseph Leverrier und John Couch Adams unabhängig die Bahn eines weiteren Planeten, dies führte am 23. September 1846 zur Entdeckung Neptuns durch Johann Gottfried Galle. Durch den neu entdeckten Planeten konnten jedoch nicht sämtliche Unregelmäßigkeiten in der Uranus-Bahn erklärt werden. Schließlich wurde 1930 von Clyde W. Tombaugh ein weiteres Objekt entdeckt und später Pluto genannt, der bislang als neunter Planet gilt. Die Existenz eines weiteren Planeten (Transpluto oder Planet X) im Sonnensystem galt lange als unwahrscheinlich. Seit Ende der 1990er Jahre werden zusehends Objekte jenseits der Neptun- beziehungsweise der Plutobahn entdeckt. Diese transneptunischen Objekte werden gelegentlich von der Presse ebenfalls als Planet bezeichnet. So zum Beispiel Quaoar (2002), Orcus (2004) Sedna (2004) oder 2003UB₃₁₃ (2005).

Exoplaneten

Hauptartikel: Exoplanet Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt wurden, umkreisen den Pulsar mit dem Namen PSR 1257+12. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der uns vom Pulsar erreicht, konnten 1994 drei Planeten mit Massen von 0,02, 4,3 und 3,9 Erdmassen nachgewiesen werden. Auf diesen Planeten ist Leben, wie wir es von der Erde kennen, praktisch ausgeschlossen. Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 von Professor Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Der Planet rotiert im 4,2-Tagestakt um den ca. 40 Lichtjahre entfernten Stern Pegasus 51 und hat 0,46 Jupitermassen. Im Mai 2005 waren 156 extrasolare Planeten in 136 Systemen bekannt, darunter 13 Systeme mit zwei, zwei Systeme mit 3 und 1 System mit 4 Planeten (keine mit mehr). Im Umkreis von ca. 100 Parsec wurden bis jetzt um 7% der Sterne Planeten gefunden. Die meisten der bis jetzt entdeckten Systeme sind aber nicht mit unserem Sonnensystem vergleichbar, es handelt sich meist um Gasriesen, die ihren Zentralstern in einer sehr engen Umlaufbahn umkreisen. Solche Planeten werden von Astronomen hot Jupiters genannt. Nach einer Theorie sind sie, wie Jupiter, in relativ großem Abstand von ihrem Zentralstern in der Akkretionsscheibe entstanden, dann aber nach innen gewandert. Nach einer anderen Theorie sind sie jedoch wie Sterne aus einer Gaswolke kondensiert. Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten bis 2005 nicht mit Teleskopen direkt beobachtet werden, da sie sehr lichtschwach sind. Sie werden von dem um ein Vielfaches helleren Stern, um den sie kreisen, überstrahlt. Das Auflösungsvermögen von erdgestützten Teleskopen reicht heute noch nicht dazu aus, um zwei so relativ nahe beieinander liegende Objekte mit so großem Helligkeitsunterschied wie einem Planet und seinem Stern getrennt darzustellen. Man nutzt daher verschiedene indirekte Methoden wie die Transitmethode, bei der durch die Bedeckungen des Sterns durch den Planeten periodische Helligkeitsabsenkungen des Sterns verursacht werden, falls die Umlaufbahn so liegt, dass der Planet von uns aus gesehen genau vor dem Stern vorbeizieht. Eine andere Methode ist die Radialgeschwindigkeitsmethode, bei der der Planet durch seinen Schwerkrafteinfluss am Stern zieht (beide kreisen um den gemeinsamen Schwerpunkt) und somit von der Erde aus diese periodische Bewegung eine abwechselnden Blauverschiebung und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) des Spektrums des Sterns bewirkt. Am 10. September 2004 gab das European Southern Observatory bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 2M1207 gelungen ist. Am 30. April 2005 berichtete das ESO, im Februar und März 2005 mit dem Very Large Telescope aufgenommene Fotos zeigten zusammen mit den älteren Aufnahmen, dass sich 2M1207 und sein Begleiter, durch die Schwerkraft aneinander gebunden, tatsächlich gemeinsam bewegten. Dies könne als Beleg dafür gewertet werden, dass tatsächlich der erste fotografische Nachweis eines Exoplaneten gelungen sei.

Charakteristische Formeln

- mittlere Materiendichte:

\bar=\frac

, wobei m = Planetenmasse, R = Radius; (

\bar \geq 3\frac

gesteinig,

\bar \leq 2\frac

gasartig)
- Kreisbahngeschwindigkeit v_k um den Planeten herum:

v_k=\sqrt

, wobei G = Gravitationskonstante, m, R wie oben
- Fluchtgeschwindigkeit v_e:

v_e=\sqrt \cdot v_k = \sqrt

, wobei G, m, R wie oben

Sonstiges

Im Gegensatz zur Astronomie betrachtet die Astrologie auch die Sonne als einen „Planeten“, die Erde dagegen nicht. Der englische Komponist Gustav Holst, selbst Hobby-Astronom, schrieb die symphonische Suite „Die Planeten“. Sie gehört zu den bekanntesten Programmmusiken. Die einzelnen Titel orientieren sich an astrologischen Planeten-Symbolen, beispielsweise „Mars, der Mittler des Krieges“ oder „Neptun, der Mystische“. Das Projekt Aerovita.net wagte sich noch einen Schritt weiter und verwendete unter anderem die Planeten wie auch die Sonne und deren jeweiligen Klang, um einen neuen Weg in der Musik einzuschlagen.

Siehe auch

- Tabelle der Eigenschaften der Planeten
- Titius-Bode-Reihe
- Astronomische Objekte
- Astronomie
- Kosmologie
- Universum
- Galaxie

Literatur

- Die Zeit: Ausgabe vom 01.08.2005: Transpluto will in den exklusiven Sonnensystem-Planetenklub: Jan Osterkamp: Artikel im Onlineangebot der Zeitung erhältlich: http://apollo.zeit.de/wo/article.php?id=784848

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html Die Neun Planeten – Multimedia-Tour durch das Sonnensystem]
- [http://solarsystem.dlr.de/RPIF/ RPIF-Bildbibliothek]
- [http://www.planeten.ch/ Informationen zu allen Planeten des Sonnensystems, sowie ihren Monden und über alle extrasolaren Planeten]
- [http://www.wissenschaft24.info/planeten-forschung.php4 Aktueller und allgemeinverständlicher Newsletter zur Planetenforschung]
- [http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/ Informationen über Sedna, 2004 DW, Quaoar und 2003 UB₃₁₃– California Institute of Technology]
- [http://exoplanets.org 'Planet Search Project' (University of California) – lokalisierte die meisten Exoplaneten]
- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/257763.html wissenschaft.de: „Es waren einmal neun Planeten…“] Artikel vom 22.09.2005 der sich auf Nature-Veröffentlichung bezieht

Videos

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031210.rm Wie entstehen Gasplaneten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010121.rm&g2=1 Gibt es einen 10. Planeten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000326.rm&e=14:25.00 Sind die Planetenbahnen stabil?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990117.rm Gibt es extrasolare Planeten?] Kategorie:Planetologie als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Keplersche Gesetze

Die Keplerschen Gesetze beschreiben die Planetenbewegungen um die Sonne. Entdeckt wurden sie von dem Astronomen Johannes Kepler, der in Tübingen studierte und in Prag, Graz und vor allem in Linz tätig war. Als früherer Assistent von Tycho Brahe hatte er Zugriff auf dessen vorzügliches Beobachtungsmaterial vom Planeten Mars. Durch dessen stark exzentrische Bahn war Kepler in der Lage, eine verbesserte Theorie über die Form der Umlaufbahnen aufzustellen. Die beiden ersten Gesetze (Ellipsen- und Flächensatz) wurden 1609 in der Astronomia nova (Neue Astronomie) veröffentlicht, das dritte 1619 in den Harmonices mundi (Weltharmonik).

Erstes Keplersches Gesetz

1619 Die Umlaufbahn eines Planeten ist eine Ellipse, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. Dieses Gesetz ergibt sich aus dem Gravitationsgesetz. Die dort postulierte Abnahme der Anziehungskraft mit dem Quadrat des Abstands hat als Bahn einen Kegelschnitt zur Folge. Ein Körper, der nicht gravitativ an das Sonnensystem gebunden ist, durchläuft es auf einer hyperbolischen Bahn und verläßt es anschließend wieder. Ein Einfang findet nicht statt, es sei denn die Bahn des Körpers wird zusätzlich durch einen Planeten gestört, sodass es sich nicht mehr um ein Zweikörperproblem handelt.

Zweites Keplersches Gesetz

hyperbolischen (Konstanz der Flächengeschwindigkeit; Erhaltung des Drehimpulses) Der Radiusvektor überstreicht in gleichen Zeitabschnitten gleiche Flächen. Der Radiusvektor weist vom Zentrum der Umlaufbahn zum jeweils aktuellen Ort des umlaufenden Massekörpers ähnlich wie ein längenveränderlicher Zeiger auf dem Zifferblatt einer Uhr. Die Konstanz der Flächengeschwindigkeit besagt nun, dass die vom Zeiger überstrichene Fläche des elliptischen Zifferblattes für alle gleich langen Zeitabschnitte gleich groß ist. Ein Planet bewegt sich also schneller, wenn er sich nahe an der Sonne befindet, und umso langsamer, je weiter er von der Sonne entfernt ist. Das Zentrum der Umlaufbahn ist hierbei der gemeinsame Schwerpunkt von Zentralstern und dem betrachteten Planeten: Die Sonne steht nicht fest in Bezug auf das Sonnensystem, sondern "eiert" ein klein wenig unter dem Einfluss der umlaufenden Planeten. Andere Einflüsse, wie etwa die gegenseitige Anziehung (Schwerkraft) der einzelnen Planeten untereinander, müssen vernachlässigbar klein sein, sonst ergeben sich merkliche Abweichungen von der Konstanz der Flächengeschwindigkeit. So gilt etwa für den Merkur das geschilderte Gesetz aufgrund verschiedener Störeinflüsse nicht streng, dort gibt es messbare Abweichungen: der Merkur beschreibt eine Rosettenbahn (siehe hierzu auch: Periheldrehung). In einer Sekunde überstreicht die Strecke Erde–Sonne eine Fläche von über 2 Milliarden km². Physikalisch ist das Zweite Keplersche Gesetz gleichbedeutend mit dem Drehimpuls- Erhaltungssatz.

Drittes Keplersches Gesetz

Die Quadrate der Umlaufzeiten ( $u$ ) je zweier Planetenbahnen sind proportional zu den dritten Potenzen ihrer großen Halbachsen ( $a$ ). Oder:"Die Quadrate der Umlaufzeiten entspechen den Quben der Halbachsen." :

\left( \frac \right)^2 = \left( \frac \right)^3

Kepler nannte die Bahnachsen a noch "mittlere Entfernung" von der Sonne (im Sinn des Mittels zwischen Perigäum und Apogäum). Obwohl die drei Gesetze die Planetenbewegung nur im Zweikörperproblem exakt beschreiben, sind sie generell eine gute Näherung für die Wirklichkeit.
Die geringen Abweichungen von den Keplerbahnen werden "Bahnstörungen" genannt. Sie kommen zustande durch die Gravitation der Planeten untereinander und durch ihre Abplattungen, durch die baryzentrische Bewegung der Sonne wegen der Anziehung der Planeten und durch relativistische Effekte. Letztere zeigen sich besonders in der Periheldrehung des Merkur. Methoden zur Berücksichtigung solcher Bahnstörungen bietet die Variation der Elemente mit dem Konzept der oskulierenden Umlaufbahnen. Berücksichtigt man die unterschiedlichen Massen zweier Planeten im Rahmen des Dreikörperproblems, so lautet die exakte Formulierung des dritten Keplerschen Gesetzes: :

\left( \frac \right)^2 = \left( \frac \right)^3 \frac

Offensichtlich gewinnt die Abweichung nur dann an Bedeutung, wenn beide Planeten sich stark in ihren Massen unterscheiden und das Zentralgestirn eine Masse M hat, die von der eines der beiden Planeten nicht sehr stark abweicht. Dennoch sind die Kepler-Gesetze, und die auf ihnen beruhenden jeweils 6 Bahnelemente, die Grundlage jeder Bahnbestimmung. In Kombination mit dem Gravitationsgesetz erhält man unmittelbar die Umlaufzeit T eines Planeten um die Sonne: :

T = \sqrt

mit: :G: Gravitationskonstante :a: große Halbachse :M: Sonnenmasse :m: Planetenmasse (vernachlässigbar gegenüber M) [http://www.google.de/search?hl=de&q=sqrt%281.5e11%5E3+%2A+4%2A+3.1415%5E2%2F%286.67e-11+%2A+2e30%29&btnG=Suche&meta= Beispiel Erde (Onlinerechner):

T = \sqrt

s] = 31602834 s = 365 Tage

Anima motrix

Kepler kannte das Gravitationsgesetz, das die Planeten in ihrer Umlaufbahn hält nicht. Stattdessen spekulierte er, dass von der Sonne eine magnetartige Kraft, die sog. anima motrix ausgehe, die eben diese Aufgabe erfülle. Die Beziehung der Intensität der anima motrix zu der Distanz zwischen Sonne und Planeten dachte er analog zu der Abnahme der Intensität des Lichtes bei Entfernung von einer Lichtquelle. Intensität ∝

Licht propagiert jedoch in alle Richtungen, wobei die Wirkung der anima motrix auf die Umlaufbahn der Planeten beschränkt war.

Siehe auch

- Bahnelemente
- Ekliptik
- Newton
- Rudolfinische Tafeln
- Apsiden

Weblinks

- [http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/kepler.html Verständliche Darstellung]
- [http://www.walter-fendt.de/ph11d/kepler1.htm Java-Applet: 1. Keplersches Gesetz]
- [http://www.walter-fendt.de/ph11d/kepler2.htm Java-Applet: 2. Keplersches Gesetz]
- [http://www.physik.uni-muenchen.de/leifiphysik/web_ph11/materialseiten/m09_kepler.htm Versuche und Aufgaben] Kategorie:Physik Kategorie:Erkenntnis in der Geschichte der Astronomie Kategorie:Himmelsmechanik ja:ケプラーの法則 ko:케플러 법칙

Terminologie

Als Terminologie bezeichnet man die Gesamtheit aller Begriffe und Benennungen (Fachwörter bzw. Termini) einer Fachsprache. Fachsprachen selbst werden in neuerer Zeit nicht mehr primär als reine Terminologien angesehen. Terminologien können beispielsweise in einem Wörterbuch, einem Glossar oder einem Thesaurus formuliert sein. Viele Terminologien bilden ein Kontrolliertes Vokabular. Maschinell lassen sich Terminologien in Terminologischen Datenbanken verwalten, die unter Anderem zur Übersetzung verwandt werden. Mit der Untersuchung und Aufstellung von Terminologien beschäftigt sich die Terminologielehre. Die DIN 2342 trifft nähere Festlegungen zur Terminologie. Eine Nomenklatur ist ein Spezialfall einer Terminologie, in der die Benennung von Objekten in einem bestimmten Themengebiet durch Richtlinien festgelegt ist (beispielsweise die. Nomenklatur der Lebewesen in der Biologie oder die Nomenklatur chemischer Verbindungen). Ein Textkorpus ist in der Linguistik eine Sammlung von Texten einer Sprache. Als Wortschatz, Vokabular oder Lexikon bezeichnet man die Gesamtheit aller Wörter, deren eine Person mächtig ist oder die zu einer bestimmten Sprache gehören.

Weblinks

- [http://linux.infoterm.org/ International Information Centre for Terminology]
- [http://www.rint.org/ Réseau international de néologie et de terminologie (eine Organisation von 20 französischsprachigen Ländern)]
- [http://www.iim.fh-koeln.de/dtp/ Deutsches Terminologie-Portal]
- [http://www.iim.fh-koeln.de/webterm/webtermsamm_d.HTM WebTerm - Terminologiesammlungen aus Diplomarbeiten an der Fachhochschule Köln]

Literatur

Arntz, R.; Picht, H.: Einführung in die Terminologiearbeit, Olms, Hildesheim 1995, ISBN 3-487-07235-1 Kategorie:Sprache !Terminologie Kategorie:Dokumentation ja:用語

Astronom

Ein Astronom ist eine (im Regelfall akademisch gebildete) Person, die sich wissenschaftlich mit der Sternkunde beschäftigt.

Haupttätigkeit der Astronomen

Beschränkt man den Begriff Astronom auf jene Wissenschafter, die sich hauptberuflich der Astronomie widmen, dann sind meist zwei der folgenden Tätigkeiten Gegenstand des Berufs:
- wissenschaftliche Forschung auf dem Gebiet Astronomie, insbesondere in der Astrophysik, Astrometrie, Kosmologie oder im Bereich des Planetensystems beziehungsweise der Raumfahrt, sowohl im beobachterischen wie im theoretischen Bereich.
- Lehrtätigkeit an einer Universität als Hochschulprofessor oder -Assistent.
- Entwicklung von Messinstrumenten oder Computerprogrammen.
- Leitung und/ oder Verwaltung von Institutionen für F/E (Forschung und Entwicklung) beziehungsweise von großen Projekten - etwa bei der ESA oder NASA. Der Beruf des Fachastronomen setzt im Regelfall ein Hochschulstudium der Astronomie und/ oder verwandter Naturwissenschaften voraus, etwa ein Diplom der Physik oder Astronomie (nur in Österreich), manchmal auch aus Mathematik, Geodäsie, Aeronautik und anderen. Das Verfassen einer Dissertation schließt sich in den meisten Fällen an, die abgeschlossene Promotion gilt oft als Einstellungsvoraussetzung.

Gewandeltes Berufsbild

Das Berufsbild des Astronomen hat sich in den letzten Jahrzehnten stark gewandelt. In der Vergangenheit beobachteten Astronomen überwiegend den Himmel mittels optischer Teleskope an Sternwarten. Heute arbeiten die meisten an sehr spezialisierten Fragestellungen und werten elektromagnetische Signale in allen Wellenlängenbereichen aus - von der kurzwelligen Gammastrahlung bis zu den längsten Radiowellen. Daher sitzen Astronomen heute nicht mehr "hinter dem Fernrohr", sondern nur einen vergleichsweisen kurzen Teil ihren Zeit in den Kontrollräumen der Teleskope. Die dort gewonnenen Daten werden in der restlichen Zeit zuhause am Schreibtisch ausgewertet und aufbereitet. In Neuerer Zeit gewinnt das so genannte "service mode observing" an Bedeutung, bei dem nur Beobachtungsziel und -Art spezifiziert werden, die Beobachtungen werden an den Teleskopen beziehungsweise Satelliten unabhängig oder sogar robotisiert durchgeführt.

Fach- und Amateurastronomen

Da viele Studenten des Faches später auf anderen Gebieten arbeiten, hängt es von ihrem Selbstverständnis ab, ob sie sich auch weiterhin als "Astronom" bezeichnen. Inwieweit wissenschaftlich tätige Amateurastronomen als Astronomen im eigentlichen Sinn zu nennen sind, ist ebenfalls offen. Besonders in früheren Jahrhunderten ist eine Trennung zwischen Fachastronom und Amateur oft künstlich, wie etwa das Beispiel von Wilhelm Olbers zeigt. Da Astronomie nach wie vor eine Wissenschaft ist, die auch im professionellen Bereich von Einzelnen und kleinen Forschungsgruppen geprägt ist, haben auch Amateure mit entsprechender Begabung und Ausrüstung die Möglichkeit der Mitwirkung. Amateure sind oft dort erfolgreich, wo eine kontinuierliche Beobachtung notwendig ist, aber wegen der Kosten durch Großteleskope kaum professionell machbar ist, etwa die Asteroiden- und Kometenüberwachung oder auf dem Gebiet veränderlicher Sterne und der Astrometrie. Siehe auch: Liste bekannter Astronomen, Physiker, Mathematiker, Techniker, Hochschullehrer, Geschichte der Astronomie und Portal:Astronomie ! ja:天文学者 simple:Astronomer

Kuipergürtel

Der Kuipergürtel (engl. Kuiper belt) ist eine scheibenförmige Region, die sich hinter der Neptunbahn in einer Entfernung von ungefähr 30 bis 50 Astronomischen Einheiten (AE) nahe der Ekliptik erstreckt und schätzungsweise mehr als 70.000 Objekte beherbergt, die je einen Durchmesser von mehr als 100 km haben.

Probleme mit der Benennung

Der Kuipergürtel ist nach Gerard Kuiper benannt, der 1951 einen Artikel über Objekte jenseits des Pluto veröffentlichte. Da diese Theorie jedoch kaum mit der heutigen Sicht dieser Region übereinstimmt, ist vor allem im englischsprachigen Raum auch häufiger vom Edgeworth Belt oder Edgeworth-Kuiper Belt (nach Kenneth Edgeworth, 1947) die Rede. Die in dem englischsprachigen Raum verwendete Bezeichnung „Edgeworth-Kuiper-Belt“ ist auch die historisch korrektere Benennung, da sowohl Edgeworth (1949) als auch Kuiper (1951) unabhängig voneinander die These aufgestellt hatten, dass sich hinter der Neptunbahn ein Bereich befindet, in dem sich aus planetarischem Material (Staub) Kometen bilden. Die Objekte in diesem Bereich werden Kuiper Belt Objects (KBO) oder transneptunische Objekte (TNO) bezeichnet.

Klassifizierung

transneptunische Objekte Die bis jetzt zirka 800 bekannten Objekte dieser Region lassen sich aufgrund ihrer Bahnelemente in mehrere unterschiedliche Gruppen unterteilen:
- Resonante KBOs sind Objekte, die sich auf resonanten Bahnen zu Neptun bewegen und dadurch in ihrer Bahn bei ungefähr 40 AE stabilisiert werden (zum Beispiel Plutinos mit einer 3:2 Resonanz). 1/3 der heute bekannten KBOs sind resonante KBOs.
- Klassische KBOs (CKBO) bewegen sich mit kleinen Exzentrizitäten auf nahezu kreisförmigen Bahnen zwischen 42 und 50 AE mit Bahnneigungen von bis zu 30 °. Etwa 2/3 der bekannten KBOs bewegen sich auf einer solchen kreisähnlichen Bahn um die Sonne.
- Gestreute KBOs (SKBO) bewegen sich mit großen Exzentritäten auf Bahnen mit Periheldistanzen nahe 35 AE und Apheldistanzen bis 1000 AE. Bis jetzt sind erst wenige dieser gestreuten KBOs bekannt (zum Beispiel 1996 TL66 mit einer stark elliptischen Bahn und einer Bahnneigung von 24°). Seit 1978 ist bekannt, dass Pluto mit Charon einen sehr großen Begleiter hat, man spricht deshalb auch vom Pluto-Charon-System. Zwischen 1997 und 2001 wurden unter den bis dahin bekannten etwa 500 KBOs weitere acht Zweifachsysteme gefunden, die sich auf alle drei KBO-Gruppen verteilen.

Entstehung

2001 Die KBOs sind während der Planetenbildung vermutlich nahe der Region entstanden, in der sie heute beobachtet werden. Während sich im dichteren inneren Bereich sehr schnell sehr viele Planetesimale bildeten und sehr bald zu Planeten heranwuchsen, vollzog sich dieser Vorgang in den dünneren äußeren Bereichen sehr viel langsamer. Die Überbleibsel bilden die heute beobachtbaren KBOs. Die CKBOs bewegen sich nahezu kreisförmig, wie man es für in diesem Bereich entstandene Objekte erwartet. Die teilweise recht großen Inklinationen erfordern jedoch einen Mechanismus, der sie aus der Ekliptik ablenkt. Dieser Mechanismus ist noch nicht verstanden:
- Eine Möglichkeit besteht darin, dass Neptun in den frühen Phasen der Planetenentwicklung massive Planetesimale (größer als die Erde) in den Kuipergürtel gestreut hat. Diese massiven Objekte könnten die großen Bahnneigungen erklären, aber sie hätten auch die resonanten KBOs stärker abgelenkt als es den heutigen Beobachtungen entspricht.
- Ein nahe vorbeiziehender Stern verursachte die Auslenkung aus der Ekliptik. Dieser Prozess würde die resonanten KBOs verschonen und auch den äußeren Rand des Kuipergürtels bei 50 AE erklären, aber der Stern hätte sich der Sonne auf einige hundert AE nähern müssen. Die SKBOs wurden vermutlich während der Entstehung des Planetensystems von den großen Planeten nach außen gestreut. Ein Teil wurde von Neptun auf Bahnen nahe 35 AE Periheldistanz eingefangen, der Rest wurde weiter hinaus gestreut und hat sogar teilweise das Sonnensystem verlassen. Die Bildungsprozesse der Zweifachsysteme sind bisher reine Spekulation. Das Hauptproblem der meisten Vorschläge ist dabei die große Anzahl dieser Systeme aus großen KBOs.

Kometen

Man vermutet, dass ein Großteil der Kometen mit mittleren Perioden aus dem Kuipergürtel stammt. Während man früher davon ausging, dass die Kometenkerne nahezu unverändert aus ihrer Bahn geworfene KBOs sind, geht man heute jedoch davon aus, dass es sich bei den Kometenkernen um Fragmente handelt, die aus Zusammenstößen von KBOs stammen.

Große KBOs

Mit Stand 2005 sind acht KBOs bekannt, deren Durchmesser (bei Unsicherheiten von 10-15 %) um 1000 km oder mehr liegt. Die größten bekannten Objekte im Kuiper-Gürtel sind:
- Plutinos: Pluto (2320 km), Orcus (1600 - 1800 km), Charon (1270 km), Ixion (400 - 550 km)
- CKBOs: 2003 EL₆₁ (1300 × 1800 km), Quaoar (1250 km), Varuna (450 - 750 km)
- SKBOs: 2003 UB₃₁₃ (~ 2500 - 3000 km), 2005 FY₉ (1800km), 2002 AW₁₉₇ (890 km)

Geschichte

- 1951 veröffentlicht Gerard Kuiper eine Theorie über Objekte jenseits des Pluto.
- 1978 wird Charon entdeckt.
- 1992 wird mit 1992 QB₁ das erste Objekt des Kuipergürtels entdeckt.
- 1993 werden die ersten Plutinos (nach Pluto) entdeckt, die auch eine Diskussion über den Planetenstatus des Pluto auslösen.
- 1996 wird mit 1996 TL₆₆ das erste gestreute KBO entdeckt.
- 1998 wird mit 1998 WW₃₁ das erste Zweifachsystem (nach Pluto) entdeckt.
- 2001 wird mit Varuna das erste TNO (nach Pluto/Charon) mit einer Größe von etwa 1000 km entdeckt.
- 2003 wird mit Sedna (vorheriger Name 2003 VB₁₂) ein TNO entdeckt, das bisher in kein Schema passt. Es scheint nicht mehr zum Kuipergürtel zu gehören, aber auch noch nicht zur Oortschen Wolke.
- 2005 wird mit 2003 UB₃₁₃ ein TNO entdeckt, dessen Größe die von Pluto übersteigt.

Siehe auch

- Kuiperoiden
- Liste der Asteroiden

Weblinks

- [http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/kb.html David Jewitt - Kuiper Belt] (Englisch) Kategorie:Asteroid ja:エッジワース＝カイパー・ベルト ko:카이퍼 대 ms:Lingkaran Kuiper th:แถบไคเปอร์

Orcus (Asteroid)

(90482) Orcus (alte Bezeichnung: 2004 DW) ist die Bezeichnung für ein Transneptunisches Objekt im Kuipergürtel. Entdeckt wurde der Asteroid am 17. Februar 2004 von einem Astronomenteam am California Institute of Technology in Pasadena, USA. Der von den Entdeckern vorgeschlagene Name wurde am 22. November 2004 offiziell angenommen. Orcus ist der Gott der Unterwelt aus der römischen Mythologie. Orcus läuft in einem Abstand zwischen 30,872 AE (Perihel) und 48,076 AE (Aphel) in rund 248 Jahren um die Sonne. Da seine Bahnelemente im wesentlichen mit denen des Planeten Pluto übereinstimmen, wird er der Gruppe der Plutinos zugeordnet. Der Durchmesser von Orcus wird anhand seiner scheinbaren Helligkeit auf 1600 bis 1800 km geschätzt. Eine exakte Bestimmung war bisher noch nicht möglich. Damit handelt es sich womöglich seit der Entdeckung des Pluto um den größten, neu gefundenen Himmelskörper im Sonnensystem. Ähnlich groß ist allerdings der Asteroid (90377) Sedna, mit einem geschätzten Durchmesser zwischen 1600 und 1700 km. Sedna wurde von demselben Astronomenteam unmittelbar vor Orcus gefunden. Ihre Entdeckung wurde aber erst später veröffentlicht, da ihre extremen Bahnparameter und die riesige Entfernung eine längere Beobachtungszeit erforderlich machten. Die Asteroiden (50000) Quaoar und 2003 UB₃₁₃ im Kuipergürtel wurden ebenfalls von Trujillo und Mike Brown entdeckt. Siehe auch: Asteroiden, Liste der Asteroiden

Weblinks

- [http://www.gps.caltech.edu/~chad/2004dw FAQ zu Orcus auf der Homepage eines der Entdecker] (Englisch) Kategorie:Kuipergürtelasteroid ja:オルクス (小惑星)

Sedna (Asteroid)

(90377) Sedna, auch bekannt unter der vorläufigen Bezeichnung 2003 VB₁₂, ist ein transneptunisches Objekt, das am 14. November 2003 von Mike Brown (California Institute of Technology), Chad Trujillo (Gemini-Observatorium) und David Rabinowitz (Yale-Universität) mit dem 1,2 m Schmidt-Teleskop am Mount Palomar Observatorium entdeckt wurde. Weitere Untersuchungen wurden mit dem Spitzer-Weltraumteleskop und dem Hubble-Weltraumteleskop durchgeführt. Der Öffentlichkeit wurde die Entdeckung am 15. März 2004 vorgestellt.

Namensursprung

Wegen seines kalten und entfernten Wesens benannten die Entdecker das Objekt vorläufig nach Sedna, der Meeresgöttin der Inuit, die der Sage nach in den kalten Tiefen des Atlantischen Ozeans lebte.

Beobachtete Eigenschaften

Atlantischen OzeansSedna hat einen geschätzten Durchmesser von zirka 1700 km. Die derzeitige Entfernung von der Sonne beträgt rund 13 Milliarden Kilometer (zirka das 90-fache der Entfernung der Erde von der Sonne), die Oberflächentemperatur dürfte aufgrund dessen lediglich bei eisigen 30 K (-243°C) liegen. Nachträglich konnte Sedna auf mehreren älteren Aufnahmen aus den Jahren 2001 bis 2003 gefunden werden, dies führt zur Berechnung sehr genauer Bahndaten. Die Umlaufbahn von Sedna ist extrem elliptisch mit einem Aphel von fast 915 AE und einem Perihel von etwa 76 AE. Die mittlere Umlaufzeit beträgt etwa 11.040 Jahre. Sedna hat eine stark rötliche Färbung, die jener des viel sonnennäheren Zentauren Pholus oder des Planeten Mars ähnelt. Diese Färbung ist bisher unerklärt und weicht deutlich von der meist kohligen Farbe der bisher entdeckten Transneptune ab. Das Objekt gehört vermutlich nicht mehr zum Kuipergürtel, ist aber auch zehn mal näher als die vermutliche Entfernung der Oortschen Wolke. Auch wenn die genaue Einordnung noch unklar ist, gehört Sedna auf jeden Fall einer ganz neuen Klasse von Objekten an. Oortschen Wolke

Ist Sedna ein Planet?

In den Medien wurde Sedna vielfach als der 10. Planet unseres Sonnensystems bezeichnet - eine Aussage, die jedoch von Seite der Wissenschaft keine Unterstützung findet. Astronomen sehen in Sedna wegen seiner relativ geringen Größe und der hohen Bahnexzentrizität keinen „echten“ Planeten. Letztlich ist es eine Frage der Definition, aber die allgemeine Auffassung unter Astronomen geht eher dorthin, selbst den deutlich größeren Pluto nicht mehr als Planeten zu führen. Die Entdeckung von immer mehr großen transneptunischen Objekten macht jedoch klar, dass die Planeteneinstufung eine Definitonssache ist: Wann ist ein Objekt als Planet zu bezeichnen? Diese Frage ist nicht eindeutig geklärt. Geht man nur von der Größe des Objektes aus, so müsste das am 29. Juli 2005 bekannt gemachte Objekt 2003 UB₃₁₃ (dessen Durchmesser derzeit auf rund 3.000 km geschätzt wird) in jedem Fall als 10. Planet gelten, vorausgesetzt Pluto behält seinen Status bei. Setzt man als Maßstab eine stabile Umlaufbahn an, so unterscheiden sich Pluto und alle anderen Objekte hier erheblich von den anderen Planeten durch ihre stark exzentrische Umlaufbahn. In diesem Fall würden nur 8 Planeten anerkannt werden. Es ist eine Grundsatzfrage, ob das Sonnensystem 8 oder 10 (und gegebenenfalls auch noch mehr) Planeten hat.

Hypothesen und Spekulationen

Als das am weitesten außen stehende Objekt des Sonnensystems, noch dazu auf einer unerwarteten Bahn, regt Sedna zu Spekulationen an – viel mehr als andere Asteroiden. Die große Entfernung zur Sonne etwa wirft Fragen nach Alternativen zu bisherigen Entstehungsmodellen auf. So liefert das derzeitige Modell zur Planetenentstehung (Zusammenballung von Planetesimalen) bereits für zuvor bekannte Objekte des Kuipergürtels aufgrund der geringen Dichte des protoplanetaren Materials eine Entstehungsdauer, die um Zehnerpotenzen länger ist (mehrere 100 Millionen Jahre) als die Lebensdauer der protoplanetaren Scheibe (weniger als 10 Millionen Jahre). Zur Erklärung dieser und anderer bislang unverstandener Fakten gibt es einige Hypothesen, doch wird man ihren Wahrscheinlichkeitsgehalt erst nach intensiven Forschungsarbeiten beurteilen können (siehe dazu zum Beispiel Ockhams Rasiermesser). Ockhams Rasiermesser

Diskussion zu Ursprung und Herkunft

Die drei Entdecker äußern die Vermutung, Sedna gehöre zu einer „Inneren Oortschen Wolke“. Diese könnte sich aus der ursprünglichen Oortschen Wolke durch eine Störung von außen gebildet haben. In Frage kommt dafür zum Beispiel eine frühere, enge Begegnung des Sonnensystems mit einem nahen Stern. Die ungewöhnlich exzentrische Bahn könnte aber auch von Störungen durch einen etwa marsgroßen Körper unseres Sonnensystems weiter außen herrühren. Dann wäre Sedna ein Einzelfall und ein nach außen gestreutes Objekt des Kuipergürtels. Wie erste Abschätzungen ergeben, müsste ein solches störendes Objekt allerdings zirka 200 AE von der Sonne entfernt kreisen. Die Existenz eines solchen Objektes wäre keine geringere Sensation als die Existenz von Sedna selbst.

Sednas hypothetischer Mond

Zunächst vermutete man, dass das von Sedna reflektierte Sonnenlicht sich periodisch alle 40 Tage ändert, woraus man auf eine gleichlange Rotationsperiode schließt. Für einen Kleinplaneten wäre dies eine außergewöhnlich langsame Rotation, was die Frage nach bremsenden Effekten erhebt. Eine der Möglichkeiten, einen schnell rotierenden Körper abzubremsen, wäre ein Mond und die von ihm verursachten Gezeitenkräfte. Das Beispiel der Venus zeigt allerdings, dass eine langsame Rotation auch ohne Mond vorkommen kann. Am 14. April 2004 veröffentlichte die NASA neue Bilder des Hubble Weltraumteleskops auf denen laut Untersuchung kein Begleiter zu erkennen ist. Ein Mond in der erforderlichen Größe müsste erkannt worden sein, es sei denn er hätte bei der Aufnahme unmittelbar vor oder hinter Sedna gestanden. Zudem konnte man auch aus den Beobachtungen mit Hubble die Rotationsperiode Sednas nicht exakt ableiten. Von Oktober 2004 bis Januar 2005 führte eine Gruppe des Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics um Scott Gaudi eine Beobachtungskampagne durch, die die Ergebnisse von Brown et. al. nicht bestätigen konnte. Diese Gruppe ermittelte Rotationsperioden von 10 beziehungsweise 18 Stunden, die zur Erklärung keinen bremsenden Effekt eines Mondes benötigen. Durch diese Messungen können Rotationsperioden über 10 Tagen ausgeschlossen werden. Nach einer Vermutung von Gaudi könnte die ursprünglich gemessene Periode von 40 Tagen durch Hintergrundgalaxien vorgetäuscht worden sein – es sind jedoch noch weitere Beobachtungen nötig, um die genaue Rotationsperiode exakt zu bestimmen.

Mögliche Bedeutungen der roten Farbe

Die rote Farbe könnte auf Eisenverbindungen oder hohe Konzentrationen organischer Stoffe auf der Oberfläche hinweisen. Im ersten Fall böten sich Analogien zum Mars, im zweiten zu einigen Kometen an. Jedoch ist zur Entstehung von Eisenoxid nicht unbedingt eine Atmosphäre nötig. Ein Körper, der so weit außen, womöglich sogar in der Oortschen Wolke, entstanden sein soll, ließe einen hohen Eisengehalt bisher nicht erwarten. Verbindungen der organischen Chemie kommen im Universum unabhängig von Leben vor, zum Beispiel als Alkohole in Gasnebeln.

Spekulative Atmosphäre

Zwar gibt es keinerlei Daten, die das Vorhandensein einer Atmosphäre auf Sedna stützen, doch besteht die theoretische Möglichkeit dazu. Sedna ist wahrscheinlich groß genug, um eine sehr dünne Atmosphäre zu halten, ähnlich wie sie bei Pluto beobachtet wurde. Sie könnte bei zunehmender Entfernung von der Sonne vollkommen ausfrieren und eine einzigartige 'Meteorologie' bieten: eine Gashülle, die wegen der extrem elliptischen Bahn nur alle 10.000 Jahre aktiv ist, wenn sich Sedna für einige Jahrzehnte bis Jahrhunderte in der Nähe ihres Perihels befindet.

Siehe auch

- Liste der Asteroiden
- Orcus
- Quaoar
- 2003 EL₆₁
- 2003 UB₃₁₃

Literatur

- B. Scott Gaudi, Krzysztof Z. Stanek, Joel D. Hartman, Matthew J. Holman, Brian A. McLeod: On the Rotation Period of (90377) Sedna: Preprint-Veröffentlichung auf Arxiv: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0503673

Weblinks

- [http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/planet_like_body.html Planet-Like Body Discovered at Fringes of Our Solar System], NASA-Pressemitteilung (Englisch)
- [http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2004-05/release.shtml Most Distant Object in Solar System Discovered], Spitzer Space Telescope-Pressemitteilung (Englisch)
- [http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K04/K04E45.html Offizielle Bekanntgabe der Entdeckung - MPEC 2004-E45], IAU-MPEC-Veröffentlichung der Beobachtungsdaten (Englisch)
- [http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/sedna Mike Brown - Sedna (2003 VB₁₂)] (Englisch)
- [http://www.ifa.hawaii.edu/faculty/jewitt/kb/sedna.html Sedna - 2003 VB₁₂] (Englisch) Kategorie:Anderer individueller Asteroid ja:セドナ (小惑星) ko:90377 세드나 th:เซดนา

Vesta (Asteroid)

(4) Vesta ist mit zirka 516 km mittlerem Durchmesser der drittgrößte Asteroid im Asteroiden-Hauptgürtel. Vesta wurde am 29. März 1807 von Heinrich Olbers als vierter Asteroid entdeckt.

Entdeckung

Vesta wurde am 29. März 1807 von Heinrich Olbers in Bremen als vierter Asteroid entdeckt. Nachdem Olbers 1802 bereits Pallas entdeckt und benannt hatte, übertrug er das Recht der Benennung diesmal an Carl Friedrich Gauß, der mit seiner neuen Methode der Bahnbestimmung entscheidend zur Sicherung der neu entdeckten Asteroiden beigetragen hatte. Gauß benannt den Himmelskörper nach Vesta, der römischen Göttin von Heim und Herd, und Schwester von Ceres. ^[1] Wie die zwischen 1801 und 1804 entdeckten Asteroiden Ceres, Pallas und Juno wurde zunächst auch Vesta als Planet bezeichnet. Da bis zur Entdeckung von Astraea noch mehr als 38 Jahre vergehen sollten, änderte sich daran zunächst auch nichts. Erst als nach etwa 1850 die Zahl der zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter gefundenen Himmelskörper rasch anstieg, setzen sich für diese Objekte die Bezeichnungen „Kleine Planeten“, „Kleinplaneten“, „Planetoiden“ oder „Asteroiden“ durch.

Umlaufbahn

Vesta bewegt sich zwischen 2,15 AE (Perihel) und 2,57 AE (Aphel) in 3,63 Jahren um die Sonne. Ihre Umlaufbahn ist 7,1° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,089. Ihre Bahn liegt also im inneren Asteroidengürtel. Die synodische Periode von Vesta liegt bei 504 Tagen.

Beschaffenheit

Größe und Helligkeit

Vesta ist der drittgrößte Asteroid im Asteroiden-Hauptgürtel (nach Ceres und Pallas). An Masse wird sie unter den Planetoiden im inneren Sonnensystem nur von Ceres übertroffen. Die Form von Vesta entspricht einem triaxialen Ellipsoid mit den Radien 280 km, 272 km und 227 km (±12 km) ^[2]. Für die Masse wurde ein Wert von 1,36±0.05×10^-10 Sonnenmassen (2,71×10²⁰ kg) und eine mittlere Dichte von 3,7±0,3 g/cm ³ publiziert ^[3]. Die Rotationsperiode des Asteroid beträgt etwa 5,342 Stunden. Vesta besitzt im Vergleich zu anderen Asteroiden eine relativ helle Oberfläche, mit einer Albedo von 0,423. Während der Opposition ist sie zwischen 1,14 AE und 1,59 AE von der Erde entfernt und erreicht eine scheinbare Helligkeit von bis zu 5,5^mag. Sie ist damit der hellste Asteroid am Nachthimmel und kann bei dunklem Himmel ohne Lichtverschmutzung gerade noch mit bloßem Auge gesehen werden.

Zusammensetzung und Oberfläche

Vesta ist ein differenzierter Asteroid mit einer basaltischen Kruste, ultramafischem Mantelgestein und, wie man aus der mittlere Dichte schließen kann, einem Eisen-Nickel-Kern. Vesta hat somit einen ähnlichen Aufbau wie die terrestrischen Planeten ^[4], und unterscheidet sich dadurch von allen anderen Asteroiden im Hauptgürtel. Die auf der Erde gefundenen Eisenmeteorite lassen allerdings den Schluss zu, dass es in der Frühzeit des Sonnensystems weitere differenzierte Planetesimale gegeben haben muss, die offenbar durch Kollisionen zerstört wurden, denn die Eisenmeteorite werden als Bruchstücke der metallischen Kerne dieser Objekte gedeutet. metall Auch Vesta muss schwere Kollision mit anderen massereichen Körpern erlitten haben. So ist auf Aufnahmen des Hubble Space Teleskops neben mehreren Impaktkratern mit Durchmessern bis zu 150 km ein herausragend großer Krater mit einem Durchmesser von ca. 450 km zu erkennen. Dieser Krater hat eine Tiefe von 8 km (in der nebenstehenden Abbildung blau kodiert), seine Wälle sind zusätzlich zwischen 8 km und 14 km hoch, und in seiner Mitte ragt ein Zentralberg 13 km hoch auf (in der Abbildung rot). ^[5] Zentralberg Mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskopes konnte nicht nur die Form und Größe von Vesta bestimmt werden, sondern es konnten auch helle und dunkle Regionen auf der Oberfläche erkannt werden, sogar eine geologische Karte konnte erstellt werden. Die Oberfläche scheint vollständig aus magmatischen Gesteinen zu bestehen. Die in der geologischen Karte grün dargestellten Regionen werden als zu Basalt erstarrte Lavaflüsse interpretiert, und stellen somit Überreste der ursprünglichen Oberfläche von Vesta dar. Die rötlich kodierten Gebiete bestehen vermutlich aus Intrusivgesteinen, die zunächst unter der Oberfläche abkühlten, später aber durch Impakte freigelegt wurden. ^[6] Die geologische Aktivität von Vesta geht vermutlich auf die beim radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotopes Al²⁶ freigesetzte Wärme zurück, und dürfte bereits vor etwa 4,4 Millairden Jahren, also relativ kurz nach der Entstehung des Sonnensystems vor etwa 4,55 Milliarden Jahren, wieder zum Erliegen gekommen sein. Spektroskopische Beobachtungen am Mauna-Kea-Observatorium haben gezeigt, dass auf der Oberfläche von Vesta auch geringe Mengen von Wasser- oder Hydroxid-haltigen Mineralien existieren. Man geht davon aus, dass dieses Material nach dem Abkühlen des Asteroiden beim Einschlag von Kometen oder kohligen Chondriten aufgebracht wurde. ^[7]

Meteorite und Vestoide

kohligen Chondriten Vermutlich ist Vesta auch der Mutterkörper der Meteorite der HED-Gruppe (Howarite, Eukrite, Diogenite), welche eine Untergruppe der Achondrite bilden und die irdischen magmatischen Gesteinen ähnlich sind. Die Verbindung zwischen den HED-Meteoriten und Vesta wurde hergestellt, weil sich die Spektren dieser Meteorite und des Asteroiden gleichen. Gestützt wird diese Zuordnung durch die Tatsache, dass alle untersuchten HED-Meteoriten ein Alter von 4,4 - 4,5 Milliarden Jahren aufweisen. Der Mutterkörper dieser Meteorite kühlte also nach der Entstehung des Sonnensystems rasch ab, was auf einen relativ kleinen Himmelskörper hindeutet, und eine Herkunft von größeren Monden oder Planeten ausschließt. ^[8] Mit Vesta werden auch die Vestoiden in Verbindung gebracht, eine Klasse von kleineren Asteroiden, welche ebenfalls spektrale Ähnlichkeiten mit Vesta aufweisen und möglicherweise von dieser weggeschlagen wurden. Vermutlich wurden die Vestoiden vor weniger als einer Milliarde Jahren bei jenem Impakt aus der Kruste von Vesta herausgeschlagen, der den oben beschriebenen, großen Krater geformt hat. ^[9] Die Verteilung der Vestoiden erstreckt sich von der Umlaufbahn von Vesta bis hin zu Regionen im Asteroidengürtel, die Störungen durch den Planeten Jupiter unterliegen. So könnten Bruchstücke von Vesta zu Erdbahnkreuzern werden, und auch HED-Meteorite könnten so in die Nähe der Erde gebracht worden sein. Ob sie direkt von Vesta stammen oder indirekt über einen Vestoiden ist bisher aber noch unklar. ^[10]

Ausblick

Vesta ist das erste Ziel der Raumsonde Dawn, die im Juni 2006 gestartet werden, und im Oktober 2011 den Asteroiden erreichen soll. Die Raumsonde wird in eine Umlaufbahn um Vesta einschwenken, und den Planetoiden danach mehrere Monate lang erkunden. Danach wird Dawn weiter zu Ceres fliegen. Man erwartet sich von dieser Mission, Vesta und ihre Beziehung zu den Meteoriten besser charakterisieren zu können. Auch ein Vergleich von Vesta zu den kohlenstoffhaltigen Asteroiden im äußeren Asteroidengürtel, die durch Ceres repräsentiert werden, wird möglich sein.

Sichtbarkeit

Hauptartikel: Vestapositionen bis 2021 In der folgenden Tabelle ist die Sichtbarkeit von Vesta für die Jahre 2005 bis 2008 angegeben. Die scheinbare Helligkeit und die Entfernung zur Erde beziehen sich dabei auf den Zeitpunkt der Opposition, wenn der Asteroid der Erde am nächsten ist und damit auch am hellsten erscheint.

Siehe auch

- Liste der Asteroiden

Literatur

# L. D. Schmadel, Dictionary of Minor Planet Names, Springer Verlag (5. Auflage, 2003), ISBN 3540002383 # P. C. Thomas, R. P. Binzel, M. J. Gaffey, B. H. Zellner, A. D. Storrs, E. Wells: Vesta: Spin Pole, Size, and Shape from HST Images in Icarus, Vol. 128, Issue 1, Seiten 88-94 (07/1997) [http://dx.doi.org/10.1006/icar.1997.5736] # G. Michalak: Determination of asteroid masses - I. (1) Ceres, (2) Pallas and (4) Vesta in Astronomy and Astrophysics, Vol. 360, Seiten 363-374 (08/2000) [http://aa.springer.de/papers/0360001/2300363/small.htm] # K.Keil, Geological History of Asteroid 4 Vesta: The “Smallest Terrestrial Planet” in Asteroids III, William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, und Richard P. Binzel, (Editoren), Univ. of Arizona Press (2002), ISBN 0816522812 # R.P. Binzel, M. J. Gaffey, P. C. Thomas, B. H. Zellner, A. D. Storrs, E. N. Wells: Vesta: Impact Crater Topography from Hubble Space Telescope WFPC2 Images in Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 29, Seite 973 (American Astronomical Society, DPS meeting #29) [http://www.lpi.usra.edu/meetings/dps97/html/H0711/H0711.html] # R. P. Binzel, M. J. Gaffey, P. C. Thomas, B. H. Zellner, A. D. Storrs, E. N. Wells: Geologic Mapping of Vesta from 1994 Hubble Space Telescope Images in Icarus, Vol. 128, Issue 1, Seiten 95-103 (07/1997) [http://dx.doi.org/10.1006/icar.1997.5734] # S. Hasegawa, K. Murakawa, M. Ishiguro, H. Nonaka, N. Takato, C. J. Davis, M. Ueno, T. Hiroi: Evidence of hydrated and/or hydroxylated minerals on the surface of asteroid 4 Vesta in Geophysical Research Letters, Vol. 30, Issue 21 (11/2003) [http://dx.doi.org/10.1029/2003GL018627] # H. Y. Mc. Sween: Meteorites and Their Parent Planets, Cambridge University Press, (2. Auflage, 1999), ISBN 0521583039 # E. Asphaug: Impact origin of the Vesta family in Meteoritics & Planetary Science, Vol. 32, No. 6, Seiten 965-980 (11/1997) [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1997M%26PS...32..965A&] # F. Migliorini, A. Morbidelli, V. Zappala, B. J. Gladman, M. E. Bailey, A. Cellino: Vesta fragments from v6 and 3:1 resonances: Implications for V-type NEAs and HED meteorites in Meteoritics & Planetary Science, Vol. 32, No. 6, Seiten 903-916 (11/1997) [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1997M%26PS...32..903M&]

Weblinks

- [http://neo.jpl.nasa.gov/cgi-bin/db?name=4 Java-Applet der Umlaufbahn von Vesta] (Englisch)
- [http://www.heavens-above.com/asteroid.asp?TZ=CET&mpid=4 Aufsuchungskarte für Vesta] (Englisch)
- [http://hamilton.dm.unipi.it/cgi-bin/astdys/astibo?objects:Vesta;main Bahndaten von Vesta] (Englisch)
- [http://aa.usno.navy.mil/hilton/AsteroidHistory/minorplanets.html When Did the Asteroids Become Minor Planets?] (Englisch) Kategorie:Hauptgürtelasteroid über 200 km Durchmesser ja:ベスタ (小惑星)

Hebe (Asteroid)

(6) Hebe ist ein Asteroid des Asteroiden-Hauptgürtels, der am 1847 von dem Amateurastronomen Karl Ludwig Hencke als sechster Asteroid entdeckt wurde.
Benannt wurde der Himmelskörper nach Hebe, der griechischen Göttin der Jugend. Hebe bewegt sich in einem Abstand von 1,9373 (Perihel) bis 2,9133 (Aphel) astronomischen Einheiten, in 3,777 Jahren auf einer exzentrischen Bahn um die Sonne. Die Bahn ist 14,7674° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,2012. Mit einem Durchmesser von 195 km gehört Hebe zu den größten Asteroiden des Hauptgürtels. Sie besitzt eine relativ helle, silikatreiche Oberfläche mit einer Albedo von 0,268. Während der Opposition erreicht Hebe eine Helligkeit von 9,2 mag. Um sie aufzufinden benötigt man allerdings ein Teleskop oder ein lichtstarkes Fernglas

Siehe auch

- Liste der Asteroiden

Aspekte

Kategorie:Hauptgürtelasteroid zwischen 100 und 200 km Durchmesser ja:ヘーベ (小惑星)

Hygeia (Asteroid)

(10) Hygeia (Hygiea) ist ein Asteroid des Asteroiden-Hauptgürtels, der am 12. April 1849 von Annibale de Gasparis als zehnter Asteroid entdeckt wurde.
Benannt wurde der Himmelskörper nach Hygeia, der Tochter des Heilgottes Asklepios aus der griechischen Mythologie. Hygeia bewegt sich in einem Abstand von 2,7619 (Perihel) bis 3,5103 (Aphel) astronomischen Einheiten, in 5,5539 Jahren um die Sonne. Die Bahn ist 3,8° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,1193. Mit einem Durchmesser von 409 km ist Hygeia der viertgrößte bekannte Asteroid im Hauptgürtel. Sie besitzt ein dunkle, kohlenstoffhaltige Oberfläche mit einer Albedo von 0,041. In 27 Stunden und 37 Minuten rotiert sie um die eigene Achse. Spektroskopische Untersuchungen ergaben, dass die chemische Zusammensetzung von Hygeia eine auffällige Übereinstimmungen mit den kohlenstoffhaltigen Meteoriten Warrenton und Ornans aufweist. Möglicherweise ist Hygeia der Ursprungskörper dieser Meteoriten.

Siehe auch:

- Liste der Asteroiden

Aspekte

Kategorie:Hauptgürtelasteroid über 200 km Durchmesser ja:ヒギエア (小惑星)

Parthenope (Asteroid)

(11) Parthenope ist ein Asteroid des Asteroiden-Hauptgürtels, der am 11. Mai 1850 von Annibale de Gasparis als elfter Asteroid entdeckt wurde.
Benannt wurde der Himmelskörper nach Parthenope, eine der Sirenen aus der griechischen Mythologie. Parthenope bewegt sich in einem Abstand von 2,2103 (Perihel) bis 2,6949 (Aphel) astronomischen Einheiten, in 3,8411 Jahren um die Sonne. Die Bahn ist 4,6223° g