Ab September 2017 gibt es 503.850 nummerierte Kleinplaneten mit berechneten Umlaufbahnen und weitere 245.833 nicht nummerierte.
Im Jahr 1596 bemerkte Johannes Kepler, dass die von Copernicus berechneten durchschnittlichen Radien der Planetenbahnen von Merkur zum Saturn 0,38: 0,72: 1,00: 1,52: 5,2: 9,2 betragen. Die Kluft zwischen Mars und Jupiter schien Kepler zu groß, und er schlug vor, dass es dort einen anderen Planeten gab. Diese Hypothese wurde am Silvesterabend 1801 bestätigt, als der Direktor des Palermo-Observatoriums, Giuseppe Piazzi, einen dunklen Stern im Sternbild Stier entdeckte, der sich in Bezug auf benachbarte Leuchten verschob. Er verwechselte sie mit einem Kometen, bezweifelte es aber bald. Der deutsche Astronom Johann Bode, mit dem Piazzi seine Beobachtungen teilte, betrachtete diesen Körper als neuen Planeten, den er in einer monatlichen Zeitschrift ankündigte, die vom Direktor des Gothaer Observatoriums, Baron Franz von Zach, veröffentlicht wurde. Bode und Zach waren bereits davon überzeugt, dass der Raum zwischen Mars und Jupiter einen unbekannten Planeten verbirgt;Darüber hinaus überzeugte Zach im September 1800 mehrere deutsche Astronomen, sich an einer kollektiven Suche zu beteiligen. Später schlossen sich andere Wissenschaftler, darunter Piazzi, dieser Gruppe an (sie nannten sich "himmlische Polizei").
Zusätzlich zu den acht Planeten umfasst die Solarsuite eine Vielzahl von Körpern mit geringerer Masse und Größe. Einige von ihnen bestehen aus Staub und gefrorenem Gas (dies sind Kometen), der Rest besteht aus Feststoffen (Kleinplaneten oder Planetoiden). Einige von ihnen, mit sehr seltenen Ausnahmen, verlassen die Sonne nicht außerhalb der Umlaufbahn des Jupiter, während andere im Gegenteil entlang der Peripherie des Sonnensystems wandern. Traditionell werden die Nebenplaneten der ersten Gruppe Asteroiden genannt.
Piazzi hatte keine Zeit, genügend Daten zu sammeln, um die Umlaufbahn des angeblichen Planeten zu berechnen, der bis zum Herbst 1801 den europäischen Himmel verlassen hatte. Trotzdem veranlasste Bodes Notiz den großen Mathematiker Karl Friedrich Gauss, mit der Arbeit an einer Berechnungsmethode zu beginnen, die weniger Beobachtungsdaten als herkömmliche Berechnungen erforderte. Er schickte seine Ergebnisse an von Zach, der mit ihrer Hilfe den Flüchtling am 1. Januar 1802 genau ein Jahr nach Piazzi wiederentdeckte. In derselben Nacht wurde sie von einem anderen Mitglied der "himmlischen Polizei" Heinrich Olbers beobachtet. Auf Wunsch von Piazzi wurde der neue Himmelskörper nach der römischen Fruchtbarkeitsgöttin Ceres benannt, die als Patronin Siziliens galt.
Olbers beobachtete Ceres weiter und bemerkte am 28. März 1802 einen weiteren Bewegungspunkt in der Nähe. Sie erhielt den Namen Pallas, die griechische Göttin der Weisheit. Als Gauß die Elemente seiner Umlaufbahn berechnete, wurde klar, dass Olbers fantastisches Glück hatte. Pallas dreht sich fast zur gleichen Zeit wie Ceres (4,6 Erdjahre) um die Sonne, aber seine Flugbahn ist um 34 Grad zur Ekliptikebene geneigt. Wäre sie nicht bei Olbers 'Beobachtungen in der Nähe von Ceres gewesen, hätte sie erst nach mehreren Jahrzehnten entdeckt werden können. Innerhalb von fünf Jahren wurden zwei weitere solcher Himmelskörper entdeckt. Aber danach löste sich die "Himmelspolizei" auf. Olbers hielt länger durch als andere, aber er verließ auch die Asteroidenjagd 1816. Es wurde erst Mitte des 19. Jahrhunderts wieder aufgenommen, als die Entdecker nicht mehr lebten.
Wie die Sterne
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In einem Brief an William Herschel schlug er vor, dass Ceres und Pallas Fragmente eines Planeten sind, der an einer Explosion oder einer Kollision mit einem Kometen gestorben ist. Daraus folgte, dass es zwischen Mars und Jupiter andere Sonnensatelliten geben würde. Herschel schlug vor, sie Asteroiden zu nennen, was aus dem Altgriechischen "wie Sterne" bedeutet (er meinte, dass diese Körper Planeten in ihrer Helligkeit viel unterlegen sind und es daher schwierig ist, sie von den meisten Sternen zu unterscheiden). Dieser Neologismus trat in die Sprache der Astronomie ein.
Olbers Hypothese sagte die Existenz neuer Asteroiden voraus, daher setzte die Himmelspolizei ihre Suche fort. Die Teilnehmer dieses kollektiven Forschungsprojekts (übrigens das erste in der Geschichte der Astronomie) entdeckten zwei weitere Asteroiden, die auch die Namen römischer Göttinnen erhielten. Am 1. September 1804 entdeckte Karl Harding Juno und am 29. März 1807 eroberte Olbers Vesta. Das Recht, den Namen des vierten Asteroiden zu wählen, wurde Gauß eingeräumt, der seine Umlaufbahn in nur wenigen Stunden berechnete (es ist selbst mit Hilfe eines modernen Taschenrechners nicht einfach, innerhalb eines solchen Zeitrahmens zu bleiben!).
Jagdsaison
1830 appellierte der Mathematiker und Astronom Friedrich Wilhelm Bessel an deutsche Observatorien, mit der Kartierung des Himmels zu beginnen, um nach Asteroiden zu suchen. In dieser Richtung wurde etwas unternommen, aber der erste Fund ging nicht an einen Fachmann, sondern an einen Amateur, Postmeister Karl Henke. Am 8. Dezember 1845 entdeckte er nach 15 Jahren fruchtloser Beobachtungen den fünften Asteroiden Astrea. 1847 entdeckte derselbe Henke den Asteroiden Nummer 6 - Hebu, und bald entdeckte der junge englische Astronom John Russell Hind die Asteroiden Iris und Flora. Danach gewann die Suche nach kleinen Planeten schnell an Fahrt. Der erste amerikanische Jäger für diese Körper, Christian Peters, entdeckte von 1861 bis 1889 48 Asteroiden und der deutsche Astronom Karl Luther - 24. Bis 1890 wurden etwa dreihundert Einwohner des Raums zwischen Mars und Jupiter in astronomische Kataloge aufgenommen.
Und dann begann eine neue Ära. Der Privatdozent an der Universität Heidelberg, Maximilian Wolf, war der erste auf der Welt, der mit der Fotografie nach kleinen Planeten suchte. Im Dezember 1891 entdeckte er seinen ersten Asteroiden und im nächsten Jahr - bereits 13. Im Jahr 1902 leitete Wolff das neue Universitätsobservatorium und machte es zum Weltzentrum für "kleinere Planetologie". Sein jüngerer Kollege Karl Reinmuth entdeckte von 1912 bis 1957 389 Asteroiden, und niemand konnte diesen Rekord schlagen.
In der Zeit zwischen den beiden Weltkriegen war die Suche nach Asteroiden äußerst intensiv und brachte allein in den 1930er Jahren fast vierhundert Entdeckungen. Dann wurde er langsamer - für eine lange Zeit, ungefähr dreißig Jahre. Die Wiederbelebung wurde durch die Ausstattung der Teleskope mit Halbleiterphotometern und anderen elektronischen Geräten sowie durch die Entstehung leistungsfähiger Computer erleichtert, mit denen Asteroidenbahnen schnell berechnet werden können. In jüngster Zeit wurden bodengestützte Roboterteleskope, Orbitalobservatorien und entfernte Raumsonden verwendet, um kleine Planeten zu untersuchen.
Asteroidenklassen
Informationen über die Struktur von Asteroiden basieren auf den Ergebnissen der Spektralanalyse des reflektierten Sonnenlichts, korrigiert durch geochemische Daten zur Zusammensetzung von Meteoriten (da Asteroiden ihre Hauptquelle sind). Nach diesem Kriterium werden sie in drei Hauptklassen eingeteilt: C (Körper mit hohem Kohlenstoffgehalt), S (Silikate mit einer Beimischung von Metallen) und M (meist Eisen-Nickel-Asteroiden). Klasse C macht drei Viertel der Asteroiden im Hauptgürtel aus, Klasse S - 17%. Es gibt jedoch detailliertere Klassifikationen mit einer viel größeren Anzahl von Gruppen.
Alle Asteroiden drehen sich ausnahmslos und ihre Achsen sind ziemlich zufällig im Raum ausgerichtet. Normalerweise beträgt die Dauer eines Asteroiden-Tages 6 bis 13 Stunden, es gibt jedoch Ausnahmen. Zum Beispiel macht der winzige (etwa 30 Meter breite) Asteroid 1998 KY26 eine vollständige Umdrehung in 10 Minuten 42 Sekunden. Höchstwahrscheinlich hat er durch mehrere Zusammenstöße mit seinen engsten Verwandten eine so hohe Winkelgeschwindigkeit erreicht.
Hauptgürtel
Die Umlaufbahnen fast aller Asteroiden liegen innerhalb eines Rings, dessen innerer Radius zwei astronomischen Einheiten entspricht, und dessen äußerer dreieinhalb (genau genommen handelt es sich nicht um einen Ring, sondern um einen Donut, da die Wege vieler Asteroiden über die Ekliptikebene hinausgehen). Diese Zone wird als Haupt-Asteroidengürtel bezeichnet. Es enthält ungefähr zweihundert kleinere Planeten, deren durchschnittlicher Durchmesser mehr als 100 km beträgt. Nach groben Schätzungen gibt es 1-2 Millionen Asteroiden mit einer Größe von mindestens einem Kilometer. Und die Gesamtmasse der Bewohner des Hauptgürtels ist etwa 25-mal geringer als die Masse des Mondes!
Die räumliche Verteilung der Asteroidenbahnen im Hauptgürtel ist alles andere als gleichmäßig. Erstens gibt es Risse, die in den 1860er Jahren von Daniel Kirkwood, Professor an der Indiana University, geöffnet wurden. Basierend auf einer Untersuchung der Flugbahnen von 97 Asteroiden fand Kirkwood heraus, dass diese Körper Umlaufbahnen mit Perioden vermeiden, die der Periode des Jupiter entsprechen (zum Beispiel, wenn diese Perioden als 1: 3 zusammenhängen). Kirkwood verstand auch den Grund: Solche Körper nähern sich Jupiter regelmäßig auf demselben Teil ihrer Flugbahn und verirren sich daher unter dem Einfluss seiner Schwerkraft von ihrer vorherigen Flugbahn (dieser Effekt, den Laplace zu Beginn des 19. Jahrhunderts am Beispiel von Jupiters Monden feststellte, wird als Orbitalresonanz bezeichnet). Im Hauptgürtel befinden sich Kirkwood-Schlitze (in der russischsprachigen Literatur werden sie auch als Schraffuren bezeichnet) und andere Resonanzen - 1: 2, 2: 5, 3: 5, 3: 7. Zweitens,Nicht weniger als ein Drittel der dortigen Asteroiden sind in Familien mit engen Orbitalelementen zusammengefasst (z. B. Länge der Semi-Major-Achse, Exzentrizität und Neigung der Umlaufbahn zur Ebene der Ekliptik). Die erste dieser Familien wurde vor fast hundert Jahren von einem Professor an der Universität Tokio, Kiyotsugu Hirayama, isoliert. Hirayama glaubte, dass jede Familie aus Fragmenten eines größeren Asteroiden besteht, der sich aufgrund einer Kollision mit einem kleineren Körper auflöste, und diese Interpretation wird immer noch als die plausibelste angesehen.zerfiel aufgrund einer Kollision mit einem kleineren Körper, und diese Interpretation wird immer noch als die plausibelste angesehen.zerfiel aufgrund einer Kollision mit einem kleineren Körper, und diese Interpretation wird immer noch als die plausibelste angesehen.
Asteroiden des Hauptgürtels werden wahrscheinlich schon jetzt kollidieren (es war jedoch noch nicht möglich, ihn live zu sehen). In der Vergangenheit waren Kollisionen die häufigste Sache. Viele (wenn nicht alle) Asteroiden sind Fragmente ihrer Vorgänger. Dies erklärt, warum es nicht viele Asteroiden im Gürtel gibt, die ihre eigenen Satelliten haben. Wie Clark Chapman, ein leitender Forscher am Southwest Research Institute in Colorado, gegenüber PM erklärte, überschreitet ihr Anteil 15% nicht (gegenüber 75% bei Planeten). Höchstwahrscheinlich verlieren Asteroiden ihre Monde nicht nur bei direkten Kollisionen, sondern auch aufgrund von Gravitationsstörungen, die durch das Auftreten von Nachbarn verursacht werden. Die chaotische Verteilung der Rotationsachsen von Asteroiden ist auch das Ergebnis von Kollisionen. Nur Ceres, Pallas und Vesta haben eine direkte Rotation, die vom ursprünglichen präplanetaren Schwarm geerbt wurde.aus denen sowohl Asteroiden als auch Planeten gebildet wurden. Sie behielten diese Rotation aufgrund der beeindruckenden Masse bei, die ihnen einen großen Drehimpuls verleiht.
Trojanische Asteroiden
Fast alle im 19. Jahrhundert entdeckten Asteroiden bewegen sich innerhalb des Hauptgürtels. Die einzigen Ausnahmen sind Efra und Eros, die die Umlaufbahn des Mars überqueren. Zu diesem Zeitpunkt gab es keine anderen Beispiele für die Flucht aus der Gefangenschaft innerhalb des Gürtels.
Das 20. Jahrhundert brachte auch hier Veränderungen mit sich. Am 23. Februar 1906 fotografierte Wolff einen sehr schwachen Asteroiden, der sich in einer fast kreisförmigen Umlaufbahn mit demselben Radius wie Jupiters 55,5 Grad vor dem Planeten bewegte. Er hieß Achilles und erhielt die Nummer 588. Bald erkannte der schwedische Astronom Carl Charlier, dass Achilles in seiner Bewegung an einen von zwei Punkten stabiler Libration gebunden ist, die 1772 von Joseph Louis Lagrange vorhergesagt wurden. Achilles kehrt regelmäßig in die Nähe des Kalibrierungspunkts L4 zurück, der sich 60 Grad vor Jupiter bewegt. Nach einer Weile wurde dort der Asteroid Patroclus entdeckt, und Hector wurde in der Nähe des L5-Punktes gefunden, der sich 60 Grad hinter dem Planeten bewegte. Bald darauf entstand die Tradition, diese Asteroiden zu Ehren der Helden des Trojanischen Krieges zu benennen - in der Nähe des L4-Kalibrierungspunktes mit den Namen der Achäer (Achilles, Nestor, Agamemnon, Odysseus, Ajax,Diomedes, Antilochus, Menelaos) und in der Nähe des Kalibrierungspunktes L5 - die Namen der Verteidiger von Troja (Priamos, Aeneas, Antif). Diese Tradition erschien jedoch nicht sofort, so dass Hector und Patroclus schließlich in den "feindlichen Lagern" blieben.
Bis heute wurden in der Nähe von Jupiter etwa 5.000 Trojaner entdeckt. Der Winkelabstand zwischen ihnen und Jupiter variiert stark - von 45 bis 100 Grad. Vier weitere Trojaner leben in der Nähe des Mars und acht in der Umlaufzone von Neptun. Im Juli 2011 nannten kanadische Astronomen den ersten Kandidaten für den Titel des trojanischen Partners unseres Planeten. Dieser 300-Meter-Asteroid 2010 TK7 wurde vom WISE-Infrarot-Teleskop erfasst, das von Januar bis Oktober 2010 in einer erdnahen Umlaufbahn betrieben wurde.
Erdnahe Asteroiden
Eine weitere Entdeckungsphase begann im Frühjahr 1932. Am 12. März entdeckte der belgische Astronom Eugene Delport den Asteroiden Amur, der sich mit 1,08 AE am Perihel der Sonne nähert. und berührt daher fast die Außenseite der Erdumlaufbahn. Und nur sechs Wochen später stieß Karl Reinmuth auf den Asteroiden Apollo, dessen Umlaufbahn sowohl die Erde als auch die Venus kreuzt und nur 0,65 AE von der Sonne am Perihel entfernt ist.
Cupid und Apollo wurden die Vorfahren von zwei Familien kleiner Planeten, die die inneren Regionen des Sonnensystems besuchen. Sie haben einen gebräuchlichen Namen - Near-Earth Asteroids (NEAs). Das Perihel der Asteroiden vom Amor-Typ reicht von 1,3 AE. bis zum maximalen Radius der Erdumlaufbahn von 1,017 AE. Asteroiden vom Apollo-Typ umfassen Körper mit einem Perihel von weniger als 1,017 AE. und eine Semi-Major-Achse größer als 1 AE. Es gibt auch eine Familie erdnaher Asteroiden, deren Halb-Hauptachse weniger als eine astronomische Einheit ist. Ungefähr 50% dieser Asteroiden, von denen der erste 1976 entdeckt und nach dem ägyptischen Gott Aton benannt wurde, entfernen sich immer noch mehr von der Sonne als von der Erde, weil sie sich entlang Ellipsen mit einer großen Exzentrizität bewegen. Unter den Atonen wird eine Unterfamilie von Asteroiden unterschieden,dessen Apogäum kleiner als der minimale Radius der Erdumlaufbahn ist, 0,983 AU. Diese Körper sind natürlich immer näher an der Sonne als unser Planet.
Die Umlaufbahnen erdnaher Asteroiden sind sehr unterschiedlich. Einige von ihnen kehren regelmäßig zum Hauptgürtel zurück und gehen manchmal sogar viel weiter, während andere immer näher an der Sonne bleiben. Dies ist beispielsweise der Asteroid 1685 Toro mit einem Apogäum von 1,96 AE. und Perihel 0,77 AU. Es kreuzt die Umlaufbahnen von Erde und Mars und es fehlen nur 0,05 AE. e, um in die Umlaufbahn der Venus zu gelangen. Er braucht 8 Jahre Erde und 13 Venus, um fünf Umdrehungen um die Sonne zu machen, also ist Toro mit beiden Planeten in Orbitalresonanz. Es gibt sogar Asteroiden, die es wagen, sich der Sonne näher an Merkur zu nähern. Dies ist der Asteroid 1566 Ikarus aus der Familie Apollo, der 1949 vom amerikanischen Astronomen Walter Baade entdeckt wurde.
Unvollendete Planeten
Asteroiden sind gewissermaßen unvollendete Planeten. Beide wurden einst aus kollidierenden und verschmelzenden Planetesimalen gebildet, festen Körpern mit einer Größe von einem Meter bis zu einem Kilometer, die eine neugeborene Sonne umkreisen. Diese Körper entstanden wiederum aufgrund der Anhaftung von Partikeln der Primärgas- und Staubwolke, aus denen das Sonnensystem gebildet wurde. In der Zone jenseits der Umlaufbahn des Mars konnten sich Planetesimale nicht zu einem großen Planeten vereinigen. Dies war höchstwahrscheinlich auf Gravitationsstörungen durch Jupiter zurückzuführen, obwohl andere Mechanismen hätten funktionieren können. Insbesondere ist es möglich, dass Jupiter mehr als einmal große Körper in Richtung Sonne ausgestoßen hat, was auch den Asteroidengürtel destabilisierte.
Die ersten Asteroiden, die direkt aus den Planensimalen hervorgingen, bewegten sich in der Ebene der Ekliptik entlang fast kreisförmiger Bahnen und hatten niedrige Relativgeschwindigkeiten. Deshalb haben sie sich nicht in Kollisionen getrennt, sondern sind zusammengeklebt und gewachsen. Die Schwerkraft des Jupiter zwang die Asteroiden jedoch allmählich dazu, sich zu geneigten Bahnen mit einer großen Exzentrizität zu bewegen, wodurch ihre relative Geschwindigkeit auf 5 km / s anstieg (dies ist es jetzt). Bei einer solchen Geschwindigkeit wurden die Asteroiden in Fragmente zerschmettert, die keine Chance hatten, einen echten Planeten zu starten.
Diese Prozesse haben den Asteroidengürtel radikal verändert. Seine Anfangsmasse ist nicht genau bekannt, könnte jedoch nach Modellberechnungen das 2200-fache der aktuellen Masse betragen und ungefähr der Masse der Erde entsprechen. Dieselben Berechnungen zeigen, dass es Hunderte von Körpern gab, deren Masse und Größe Ceres nicht unterlegen waren. Diese Körper starben bei den Kollisionen, und ihre Trümmer gingen in instabile Bahnen und verließen den Gürtel. Am Ende wurde es so dünn, dass Kollisionen selten wurden und die überlebenden Asteroiden auf ziemlich stabilen Flugbahnen blieben. Der derzeitige Hauptgürtel ist also ein blasser Schatten seiner früheren Pracht.
Clark Chapman bemerkte, dass nach Angaben einer Reihe von Planetenwissenschaftlern zu einem bestimmten Zeitpunkt ein weiterer Gürtel zwischen der Erde und der Venus existieren könnte. Diese Asteroiden waren jedoch viel schwieriger zu überleben. Es ist davon auszugehen, dass sich fast alle nach Kollisionen trennten und ihre Fragmente von der Sonne weggeworfen wurden.
Nickeleisenfieber
Science-Fiction-Autoren haben sozusagen lange Zeit die volkswirtschaftliche Entwicklung von Asteroiden vorhergesagt - erinnern Sie sich beispielsweise an Azimovs Geschichte "Der Weg der Marsmenschen". Das ist verständlich. Der Asteroidengürtel enthält gigantische Reserven des reinsten Wassereises und eine Vielzahl von Mineralien. Ein Kubikkilometer der Substanz eines typischen Asteroiden der M-Klasse enthält 7 Milliarden Tonnen Eisen, eine Milliarde Tonnen Nickel und Millionen Tonnen Kobalt. Die Gesamtkosten dieser Metalle zu heutigen Preisen liegen bei über 5 Billionen US-Dollar. Es ist zu hoffen, dass die Menschheit, wenn sie an diese Ressourcen gelangt, sie mit Bedacht und mit echtem Nutzen entsorgt.
Alexey Levin
