Im September 2017 sind 503.850 nummerierte Kleinplaneten mit berechneten Umlaufbahnen und 245.833 nicht nummerierte bekannt.
Johannes Kepler bemerkte 1596, dass die von Kopernikus errechneten mittleren Radien der Planetenbahnen von Merkur bis Saturn im Verhältnis 0, 38:0, 72:1, 00:1, 52:5, 2:9 stehen, 2. Die Lücke zwischen Mars und Jupiter schien Kepler zu groß, und er schlug vor, dass es dort einen anderen Planeten gibt. Diese Hypothese wurde am Silvesterabend des Jahres 1801 bestätigt, als der Direktor des Palermo-Observatoriums, Giuseppe Piazzi, einen schwachen Stern im Sternbild Stier sah, der sich in Bezug auf benachbarte Gestirne verschob. Er hielt es für einen Kometen, bezweifelte es aber bald. Der deutsche Astronom Johann Bode, mit dem Piazzi seine Beobachtungen teilte, betrachtete diesen Körper als einen neuen Planeten, den er in einer vom Direktor der Gothaer Sternwarte, Baron Franz von Zach, herausgegebenen Monatszeitschrift ankündigte. Bode und Zach waren zuvor davon überzeugt, dass sich im Raum zwischen Mars und Jupiter ein unbekannter Planet verbirgt; außerdem überredete Zach im September 1800 mehrere deutsche Astronomen, an einer gemeinsamen Suche danach teilzunehmen. Später schlossen sich andere Wissenschaftler, darunter Piazzi, dieser Gruppe an (die sich selbst „Himmelspolizei“nannten).
Zusätzlich zu den acht Planeten umfasst das solare Gefolge sehr viele Körper von geringerer Masse und Größe. Einige von ihnen bestehen aus Staub und gefrorenem Gas (das sind Kometen), der Rest besteht aus fester Materie (kleine Planeten oder Planetoiden). Einige von ihnen entfernen sich mit sehr seltenen Ausnahmen nicht weiter von der Sonne als über die Umlaufbahn des Jupiters hinaus, während andere im Gegenteil die Peripherie des Sonnensystems umrunden. Traditionell werden die kleinen Planeten der ersten Gruppe Asteroiden genannt.
Piazzi hatte keine Zeit, genügend Daten zu sammeln, um die Umlaufbahn des angeblichen Planeten zu berechnen, der im Herbst 1801 den europäischen Himmel verlassen hatte. Dennoch veranlasste Bodes Notiz den großen Mathematiker Carl Friedrich Gauß, mit der Arbeit an einer Berechnungsmethode zu beginnen, die weniger Beobachtungsdaten benötigte als herkömmliche Berechnungen. Seine Ergebnisse schickte er an von Zach, der mit ihrer Hilfe den Flüchtigen am 1. Januar 1802, genau ein Jahr nach Piazzi, wiederentdeckte. In derselben Nacht wurde sie von einem anderen Mitglied der "Himmelspolizei", Heinrich Olbers, beobachtet. Auf Wunsch von Piazzi wurde der neue Himmelskörper nach der römischen Fruchtbarkeitsgöttin Ceres benannt, die als Schutzpatronin Siziliens g alt.
Olbers beobachtete Ceres weiter und am 28. März 1802 bemerkte er einen weiteren bewegenden Punkt in der Nachbarschaft. Sie wurde Pallas genannt, die griechische Göttin der Weisheit. Als Gauß die Elemente seiner Umlaufbahn berechnete, wurde offensichtlich, dass Olbers unglaubliches Glück hatte. Pallas umkreist die Sonne fast zur gleichen Zeit wie Ceres (4,6 Erdjahre), aber seine Bahn ist um 34 Grad zur Ebene der Ekliptik geneigt. Wäre es nicht während Olbers' Beobachtungen in der Nähe von Ceres gefunden worden, hätte es erst einige Jahrzehnte später entdeckt werden können. Innerhalb von fünf Jahren wurden zwei weitere ähnliche Himmelskörper entdeckt. Doch danach löste sich die „Himmelspolizei“auf. Olbers hielt länger durch als andere, aber 1816 gab er auch die Jagd nach Asteroiden auf. Sie wurde erst Mitte des 19. Jahrhunderts wieder aufgenommen, als die Entdecker nicht mehr lebten.
Wie Sterne
In einem Brief an William Herschel schlug er vor, Ceres und Pallas seien Fragmente eines Planeten, der durch eine Explosion oder durch eine Kollision mit einem Kometen gestorben sei. Daraus folgte, dass es zwischen Mars und Jupiter noch weitere Sonnentrabanten gab. Herschel schlug vor, sie Asteroiden zu nennen, was im Altgriechischen "wie Sterne" bedeutet (er meinte, dass diese Körper den Planeten an Helligkeit viel unterlegen sind und es daher schwierig ist, sie von den meisten Sternen zu unterscheiden). Dieser Neologismus ist in die Sprache der Astronomie eingegangen. Olbers' Hypothese sagte die Existenz neuer Asteroiden voraus, also suchte die Himmelspolizei weiter. Die Teilnehmer dieses kollektiven Forschungsprojekts (übrigens das erste in der Geschichte der Astronomie) entdeckten zwei weitere Asteroiden, die auch die Namen der römischen Göttinnen erhielten. Am 1. September 1804 entdeckte Karl Harding Juno und am 29. März 1807 fing Olbers Vesta. Das Recht, den Namen des vierten Asteroiden zu wählen, wurde Gauß übertragen, der seine Umlaufbahn in nur wenigen Stunden berechnete (diese Zeit ist selbst mit einem modernen Taschenrechner nicht leicht zu erfüllen!).
Jagdsaison
1830 appellierte der Mathematiker und Astronom Friedrich Wilhelm Bessel an die deutschen Observatorien, mit der Kartierung des Himmels zu beginnen, um nach Asteroiden zu suchen. Etwas in dieser Richtung wurde getan, aber der erste Fund ging nicht an einen Profi, sondern an einen Amateur, Postmeister Karl Henke. Am 8. Dezember 1845 entdeckte er nach 15 Jahren erfolgloser Beobachtung den fünften Asteroiden Astrea.1847 entdeckte derselbe Henke den Asteroiden Nr. 6 - Heba, und bald entdeckte der junge englische Astronom John Russell Hind die Asteroiden Iris und Flora. Danach nahm die Suche nach kleinen Planeten schnell Fahrt auf. Der erste amerikanische Jäger nach diesen Körpern, Christian Peters, entdeckte von 1861 bis 1889 48 Asteroiden und der deutsche Astronom Karl Luther - 24. Bis 1890 wurden etwa dreihundert Bewohner des Raums zwischen Mars und Jupiter in astronomische Kataloge aufgenommen.
Und dann brach eine neue Ära an. Maximilian Wolff, Privatdozent an der Universität Heidelberg, nutzte als weltweit erster die Fotografie zur Suche nach Kleinplaneten. Im Dezember 1891 entdeckte er seinen ersten Asteroiden, im Jahr darauf bereits 13. 1902 leitete Wolf die neue Universitätssternwarte und baute sie zu einem Weltzentrum für „Kleinplanetenkunde“aus. Sein jüngerer Kollege Karl Reinmuth entdeckte von 1912 bis 1957 389 Asteroiden, und niemand konnte diesen Rekord brechen.
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 lange Zeit, für dreißig Jahre. Seine Wiederbelebung wurde durch die Ausstattung von Teleskopen mit Halbleiterphotometern und anderen elektronischen Geräten und das Aufkommen leistungsfähiger Computer erleichtert, die in der Lage sind, Asteroidenbahnen schnell zu berechnen. Kürzlich wurden bodengestützte Roboterteleskope, orbitale Observatorien und Weltraumsonden verwendet, um kleinere Planeten zu untersuchen.
Asteroidenklassen
Informationen über die Struktur von Asteroiden basieren auf den Ergebnissen einer Spektralanalyse des von ihnen reflektierten Sonnenlichts, korrigiert um geochemische Daten über die Zusammensetzung von Meteoriten (da Asteroiden ihre Hauptquelle sind). Nach diesem Kriterium werden sie in drei Hauptklassen eingeteilt: C (Körper mit hohem Kohlenstoffgeh alt), S (Silikate mit Beimischung von Metallen) und M (meist Eisen-Nickel-Asteroiden). Klasse C macht drei Viertel der Asteroiden des Hauptgürtels aus, Klasse S - 17%. Es gibt jedoch detailliertere Klassifizierungen mit einer viel größeren Anzahl von Gruppen. Ausnahmslos alle Asteroiden rotieren, und ihre Achsen sind ziemlich willkürlich im Raum ausgerichtet. Normalerweise dauert ein Asteroidentag 6 bis 13 Stunden, aber es gibt Ausnahmen. Ein winziger (ca. 30 Meter Durchmesser) Asteroid 1998 KY26 macht also eine volle Umdrehung in 10 Minuten und 42 Sekunden. Höchstwahrscheinlich erlangte er eine so hohe Winkelgeschwindigkeit durch mehrere Scharmützel mit seinen nächsten Verwandten.
Hauptgürtel
Bahnen fast aller Asteroiden liegen innerhalb des Rings, dessen innerer Radius gleich zwei astronomischen Einheiten ist und dessen äußerer Radius dreieinhalb beträgt (genau genommen ist dies kein Ring, sondern ein Donut, da die Bahnen vieler Asteroiden über die Ekliptik hinausgehen). Diese Zone wird als Asteroidenhauptgürtel bezeichnet. Es enthält etwa zweihundert Kleinplaneten, 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 gleichzeitig ist die Gesamtmasse der Bewohner des Hauptgürtels etwa 25-mal geringer als die Masse des Mondes!
Die räumliche Verteilung der Asteroidenbahnen im Hauptgürtel ist keineswegs gleichmäßig. Erstens gibt es Risse, die in den 1860er Jahren von Daniel Kirkwood, Professor an der Indiana University, entdeckt wurden. Basierend auf einer Untersuchung der Bahnen von 97 Asteroiden fand Kirkwood heraus, dass diese Körper Umlaufbahnen mit Perioden vermeiden, die der Jupiterperiode entsprechen (zum Beispiel, wenn diese Perioden im Verhältnis 1:3 stehen). Kirkwood verstand auch den Grund: Solche Körper nähern sich Jupiter regelmäßig auf demselben Teil ihrer Bahn und geraten infolgedessen unter dem Einfluss seiner Schwerkraft von der vorherigen Bahn ab (dieser Effekt wurde von Laplace im frühen 19 das Beispiel der Jupiter-Satelliten, wird Orbitalresonanz genannt). Im Hauptgürtel befinden sich Kirkwood-Schlitze (in der russischen Literatur werden sie auch Luken genannt) und mit anderen Resonanzen - 1:2, 2:5, 3:5, 3:7. Zweitens wird mindestens ein Drittel der lokalen Asteroiden in Familien mit nahen Orbitalelementen gruppiert (wie Länge der großen Halbachse, Exzentrizität und Neigung der Umlaufbahn zur Ekliptikebene). Die erste dieser Familien wurde vor fast hundert Jahren von Kiyotsugu Hirayama, einem Professor an der Universität Tokio, identifiziert. Hirayama war der Ansicht, dass jede Familie aus Fragmenten eines größeren Asteroiden bestand, der aufgrund einer Kollision mit einem kleineren Körper zerbrach, und diese Interpretation gilt immer noch als die plausibelste.
Asteroiden des Hauptgürtels kollidieren wahrscheinlich auch jetzt noch (allerdings war es noch nicht möglich, es live zu sehen), in der Vergangenheit waren Kollisionen am häufigsten. Sehr viele (wenn nicht fast alle) Asteroiden sind Bruchstücke ihrer Vorgänger. Das erklärt, warum es nicht viele Asteroiden im Gürtel gibt, die ihre eigenen Satelliten haben. Wie Clark Chapman, ein leitender Forscher am Southwestern Research Institute in Colorado, PM sagte, überschreitet ihr Anteil 15 % nicht (gegenüber 75 % bei Planeten). Höchstwahrscheinlich verlieren Asteroiden ihre Monde nicht nur durch direkte Kollisionen, sondern auch durch 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, geerbt von dem primären präplanetaren Schwarm, aus dem sowohl Asteroiden als auch Planeten entstanden sind. Sie hielten eine solche Rotation dank einer beeindruckenden Masse aufrecht, die ihnen einen großen Drehimpuls verleiht.
Trojanische Asteroiden
Fast alle im 19. Jahrhundert entdeckten Asteroiden bewegen sich innerhalb des Hauptgürtels. Die einzigen Ausnahmen sind Ephra und Eros, die die Umlaufbahn des Mars kreuzen. Zu dieser Zeit gab es keine anderen Beispiele für die Flucht aus der Intragürtel-Gefangenschaft.
Das 20. Jahrhundert brachte auch hier Veränderungen. Am 23. Februar 1906 fotografierte Wolf einen sehr schwachen Asteroiden, der sich auf einer fast kreisförmigen Umlaufbahn mit dem gleichen Radius wie Jupiter bewegte, 55,5 Grad vor dem Planeten. Er wurde Achilles genannt und erhielt die Nummer 588. Bald erkannte der schwedische Astronom Carl Charlier, dass Achilles in seiner Bewegung an einen der beiden Punkte der stabilen Libration gebunden war, die 1772 von Joseph Louis Lagrange vorhergesagt wurden. Achilles kehrt regelmäßig in die Nähe des Librationspunkts L4 zurück, der sich 60 Grad vor Jupiter bewegt. Nach einiger Zeit wurde dort auch der Asteroid Patroclus entdeckt, und in der Nähe des L5-Punktes bewegte er sich 60 Grad hinter dem Planeten Hector. Bald darauf entstand eine Tradition, diese Asteroiden zu Ehren der Helden des Trojanischen Krieges zu benennen - in der Nähe des Librationspunkts L4 mit den Namen der Achäer (Achilles, Nestor, Agamemnon, Odysseus, Ajax, Diomedes, Antilochus, Menelaos) und in der Nähe des Librationspunkts L5 - mit den Namen der Verteidiger von Troja (Priamos, Aeneas, Antiph). Diese Tradition tauchte jedoch nicht sofort auf, so dass Hector und Patroklos schließlich in den "feindlichen Lagern" blieben.
Bis heute wurden etwa 5.000 Trojaner in der Nähe von Jupiter entdeckt. Der Winkelabstand zwischen ihnen und Jupiter ist sehr unterschiedlich - von 45 bis 100 Grad. Vier weitere Trojaner leben in der Nähe des Mars und acht - in der Umlaufbahn von Neptun. Im Juli 2011 benannten kanadische Astronomen den ersten Kandidaten für den Titel des Trojanischen Partners unseres Planeten. Dieser 300 Meter große Asteroid 2010 TK7 wurde vom WISE-Infrarotteleskop eingefangen, das von Januar bis Oktober 2010 im Erdorbit in Betrieb war.
Erdnahe Asteroiden
Eine weitere Entdeckungsserie begann im Frühjahr 1932. Am 12. März entdeckte der belgische Astronom Eugene Delport den Asteroiden Amur, der sich der Sonne bei 1,08 AE am Perihel nähert. und berührt daher fast die Außenseite der Erdbahn. Und nur sechs Wochen später stolperte Karl Reinmuth über den Asteroiden Apollo, dessen Umlaufbahn Erde und Venus kreuzt und dessen Perihel nur 0,65 AE von der Sonne entfernt ist.
Amor und Apollo wurden die Gründer von zwei Familien kleinerer Planeten, die die inneren Regionen des Sonnensystems besuchten. Sie haben einen gemeinsamen Namen - Near-Earth Asteroids (NEAs). Das Perihel von Asteroiden vom Amor-Typ reicht von 1,3 AE. bis zum maximalen Radius der Erdumlaufbahn, gleich 1,017 AE. E. Asteroiden vom Apollo-Typ sind Körper mit einem Perihel von weniger als 1,017 AE. und eine große Halbachse größer als 1 AU. Es gibt auch eine Familie von erdnahen Asteroiden, deren große Halbachse kleiner als eine astronomische Einheit ist. Ungefähr 50 % solcher Asteroiden, von denen der erste 1976 entdeckt und nach dem ägyptischen Gott Aten benannt wurde, entfernen sich immer noch stärker von der Sonne als von der Erde, weil sie sich in Ellipsen mit großer Exzentrizität bewegen. Unter den Atons wird eine Unterfamilie von Asteroiden unterschieden, deren Apogäum kleiner als der minimale Radius der Erdumlaufbahn von 0,983 AE ist. 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, andere bleiben ausnahmslos näher an der Sonne. Das ist zum Beispiel der Asteroid 1685 Toro mit einem Apogäum von 1,96 AE. und Perihel 0,77 AE. Er kreuzt die Umlaufbahnen von Erde und Mars und ist nur 0,05 AE kurz. e, um in die Umlaufbahn der Venus zu gelangen. Er braucht 8 Erd- und 13 Venus-Jahre, um fünf Umdrehungen um die Sonne zu machen, also befindet sich Thoreau in Orbitalresonanz mit beiden Planeten. Es gibt sogar Asteroiden, die es wagen, sich der Sonne näher zu nähern als Merkur. Dies ist der Asteroid 1566 Icarus aus der Apollo-Familie, der 1949 vom amerikanischen Astronomen W alter 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 die neugeborene Sonne umkreisten. Diese Körper wiederum entstanden durch die Anhaftung von Partikeln der primären Gas- und Staubwolke, aus der das Sonnensystem entstand. In der Zone jenseits der Umlaufbahn des Mars verschmolzen die Planetesimale nicht zu einem großen Planeten. Höchstwahrscheinlich war dies auf Gravitationsstörungen von Jupiter zurückzuführen, obwohl andere Mechanismen am Werk sein könnten. Insbesondere ist es möglich, dass Jupiter mehr als einmal große Körper in Richtung Sonne geschleudert hat, was auch den Asteroidengürtel destabilisiert hat.
Die ersten Asteroiden, die direkt aus Planimals hervorgegangen sind, bewegten sich in der Ebene der Ekliptik auf fast kreisförmigen Bahnen und hatten geringe Relativgeschwindigkeiten. Deshalb sp alteten sie sich bei Kollisionen nicht, sondern verklebten und wuchsen. Die Schwerkraft des Jupiter zwang die Asteroiden jedoch allmählich, sich in geneigte Umlaufbahnen mit großer Exzentrizität zu bewegen, wodurch ihre Relativgeschwindigkeit auf 5 km / s stieg (so ist es jetzt). Beim Einschlag mit dieser Geschwindigkeit wurden die Asteroiden in Fragmente zerquetscht, die keine Chance hatten, einen echten Planeten zu starten.
Diese Prozesse haben den Asteroidengürtel radikal verändert. Seine Anfangsmasse ist nicht genau bekannt, könnte aber nach Modellrechnungen 2200-mal größer sein als die jetzige und etwa der Masse der Erde entsprechen. Dieselben Berechnungen zeigen, dass es dort Hunderte von Körpern gab, die Ceres in Masse und Größe nicht unterlegen waren. Diese Körper starben bei Kollisionen, und ihre Fragmente gingen in instabile Umlaufbahnen und verließen den Gürtel. Am Ende dünnte es so stark aus, dass Kollisionen selten wurden und die überlebenden Asteroiden auf ziemlich stabilen Flugbahnen blieben. Der aktuelle Hauptgürtel ist also nur noch ein blasser Schatten seiner früheren Pracht.
Clark Chapman stellte fest, dass es laut einer Reihe von Planetenwissenschaftlern einmal einen weiteren Gürtel zwischen Erde und Venus geben könnte. Für diese Asteroiden war es jedoch viel schwieriger zu überleben. Es ist anzunehmen, dass fast alle nach Zusammenstößen zerbrachen und ihre Bruchstücke von der Sonne weggeschleudert wurden.
Eiserner Nickelrausch
Sci-Fi-Autoren sagen seit langem sozusagen die nationale wirtschaftliche Entwicklung von Asteroiden voraus - erinnern wir uns zumindest an Asimovs Geschichte "Der Weg der Marsianer". Das ist verständlich. Im Asteroidengürtel verbergen sich gigantische Vorräte an reinstem Wassereis und eine große Vielf alt an Mineralien. Ein Kubikkilometer Material eines typischen Asteroiden der M-Klasse enthält 7 Milliarden Tonnen Eisen, eine Milliarde Tonnen Nickel und Millionen Tonnen Kob alt. Der Gesamtwert dieser Metalle zu heutigen Preisen beläuft sich auf über 5 Billionen Dollar. Es bleibt zu hoffen, dass die Menschheit, wenn sie an diese Ressourcen gelangt, sie weise und zu echtem Nutzen entsorgt.
