200 Jahre Kleinplaneten (Asteroiden)

Im Jahr 1772 veröffentlichte der Astronom Johann Bode ein von J. Daniel Titius aufgestelltes mathematisches Gesetz, mit dem die relative Position der Planeten im Sonnensystem bestimmt werden konnte. Dieses mathematische Gesetz ist heute als Titius-Bodesche Reihe bekannt. Es läuft darauf hinaus, daß man sich die Zahlen 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192 384 her nimmt. Nach der Drei ist jede Zahl das Doppelte der vor ihr stehenden Zahl. Jetzt addiert man 4 zu jeder Zahl. Setzt man die Entfernung der Erde von der Sonne gleich 10, dann liefert diese Zahlenreihe die Entfernungen aller Planeten von der Sonne, außer der des Neptuns, bemerkenswert genau wie die folgende Tabelle zeigt:

Entfernungen der Planeten von der Sonne nach dem Titius-Bodeschen Gesetz verglichen mit den wirklichen Entfernungen

Planet	Abstand nach dem Titius Bodeschen Gesetz	Wirklicher Abstand
Merkur	4	3,9
Venus	7	7,2
Erde	10	10,0
Mars	16	15,2
---	28	---
Jupiter	52	52,0
Saturn	100	95,4
Uranus	196	191,8
Neptun	---	300,6
Pluto	388	394,4

Im Jahr 1772 waren Uranus, Neptun und Pluto noch unbekannt. Als aber Uranus 1781 entdeckt wurde, fügte er sich recht gut in diese Reihe ein, während der 1846 entdeckte Neptun nicht hinein passte. Bei Pluto stimmt es wieder, wenn man ihm Uranus folgen lässt.

Nach dieser Titius-Bodeschen Reihe hätte zwischen Mars und Jupiter, ungefähr 2,8 AE von der Sonne entfernt, ein Planet vorhanden sein sollen. Und obwohl dies heute keine Bedeutung mehr hat, da sich bei Neptun beträchtliche Unterschiede ergeben, hatte die Titius-Bodesche Reihe eine große Bedeutung in der Geschichte der Astronomie.

Der Anfang:

Im Jahr 1800 arbeiteten sechs Astronomen, darunter Johann Schröter als Präsident und Baron von Zach als Sekretär des Gremiums, einen Plan aus um gemeinsam diesen fehlenden Planeten zu suchen.

Zur gleichen Zeit war Giuseppe Piazzi, der Direktor des Observatoriums von Palermo auf Sizilien damit beschäftigt, den Sternkatalog von Wollaston zu überprüfen. Am 1. Jänner 1801, also am ersten Tag des 19. Jahrhunderts, entdeckte er im Sternbild Stier einen schwachen Stern, der in der ihm zur Verfügung stehenden Sternkarte nicht eingezeichnet war.

Das sternartige Objekt bewegte sich von einer Nacht zur anderen am Himmel und Piazzi hielt es für einen schweiflosen Kometen. Er sammelte genügend Beobachtungen, damit die Bahn berechnet werden konnte. Dabei ergab sich, daß das Objekt kein Komet war sondern ein Planet im Abstand von 2,77 AE, was dem vorausgesagten Wert von 2,8 AE sehr nahe kommt. Guiseppe Piazzi nannte den Planeten CERES, nach der Schutzgöttin Siziliens.

Die Ceres stellte sich als sehr kleiner Himmelskörper heraus, sie verdiente kaum Planet genannt zu werden, denn der Radius beträgt nur ca. 450 km. Die Suche nach einem fehlenden Planeten wurde fortgesetzt. Im März 1802 entdeckte Wilhelm Olbers ein anderes Objekt, dessen Größe und Bahn denen der Ceres sehr ähnlich ist und das man jetzt Pallas nennt. Olbers schlug die Erklärung vor, daß sich die beiden Körper gebildet haben könnten, als ein größeres Objekt eine Katastrophe erlitt. Diese Idee lief darauf hinaus, daß es andere ähnliche Objekte geben mußte. Im Jahr 1804 entdeckte Karl Harding die Juno, und Wilhelm Olbers fand 1807 die Vesta.

Nach der Entdeckung der vier Kleinplaneten Ceres, Pallas, Juno und Vesta hatte man keine weiteren Asteroiden gefunden. Man ging deshalb allgemein davon aus, daß es nur diese vier gäbe. Nicht so der deutsche Astronom Karl Ludwig Hencke, der seit 1830 systematisch nach weiteren kleinen Planeten suchte. Erst nach 15jähriger intensiver Suche findet er 1845 ein fünftes Objekt dieser Art. Er nennt es Astraea und das zwei Jahre später gefundene Objekt Hebe. Ihm hart auf den Fersen ist der englische Astronom J.R.Hind aus Londen. Er findet 1847 Iris und Flora.

Dann ging es Schlag auf Schlag: Bis zur Jahrhundertwende waren schon 463 Kleinplaneten entdeckt.

Und alle bis auf einen, nämlich EROS (entdeckt 1898 von G. Witt), befinden sich im sogenannten Asteroidengürtel, einer Zone zwischen Mars und Jupiter, in der sich der größte Teil der Kleinplaneten bewegt.

Intensivierung der Suche:

In den ersten Jahrzehnten wurden die Kleinplaneten auf visuellem Wege entdeckt. Von 1891 an wurde die photographische Methode zur Auffindung von Asteroiden eingeführt. Vor allem der deutsche Astronom Max Wolf war auf diesem Gebiet bahnbrechend. Max Wolf entdeckte 228 Kleinplaneten und bei weiteren 21 war er an der Entdeckung mitbeteiligt.

Obwohl die photographische Methode bald allgemeine Anwendung fand, blieb der österreichische Astronom Johann Palisa (1848 bis 1925) bei der altmodischen Methode der visuellen Suche. Er war damit aber auch recht erfolgreich. Immerhin entdeckte er auf diesem Wege 121 Kleinplaneten.

Seit 1950 gibt es automatische Suchprogramme nach Asteroiden. Die erste war die McDonald-Überwachung von 1950 bis 1952, gefolgt von der Palomar- Leiden-Überwachung von 1960. Heute gibt es zahlreiche Suchprogramme wie z.B.:


SPACEWATCH: Ist eine Gruppe von Forschern an der Universität von Arizona
NEAT: Ein autom. Suchprogramm mit Sitz auf Maui, Hawaii
LONEOS: Wird am Lowell Observatorium in Flaggstaff durchgeführt
ODAS: Ist ein europäisches Suchprogramm
EARN: Besteht aus verschiedenen Forschergruppen in Europa
ASTEROID RADAR RESEARCH: Vom Jet Propulsion Laboratory

LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroid Research) Ein äußerst erfolgreiches Projekt des Instituts für Technologie in Massachusetts. Verwendet wird für die Beobachtungen ein Air Force Teleskop in Socorro, New Mexico.
Seit Bestehen des LINEAR-Projektes (rund drei Jahre) wurden

2,899,586 Beobachtungen an das MPC gemeldet
397,003 Entdeckungen von Asteroiden gemacht

Davon bekamen 59,389 eine vorläufige Bezeichnung und
Die Entdeckung von 399 NEOs (erdnahe Asteroiden) fand endgültige Bestätigung

Diese automatischen Suchprogramme dienen nicht nur zur Auffindung möglichst vieler Kleinplaneten im Sonnensystem sondern sind vor allem dazu ins Leben gerufen worden, um erdnahe, für uns in der Zukunft eventuell gefährliche werdende Asteroiden rechtzeitig zu entdecken und ihre Bahnen zu beobachten.

Als potentiell gefährlich werden Asteroiden eingestuft, die der Erde auf eine Entfernung von 0,05 AE (7,5 Mio. km) nahe kommen können und eine Helligkeit von mindestens 22 mag erreichen. (Ein Asteroid mit dieser absoluten Helligkeit läßt auf einen Durchmesser von 110 bis 240 m schließen). Heute sind schon die Bahnen von mehr als 200 potentiell gefährlichen Asteroiden (PHA) bekannt. Die meisten dieser PHA`s stellen aber in den nächsten tausend Jahren keine Gefahr für die Erde dar.

Verteilung der Kleinplaneten im Sonnensystem:

Bis auf den Kleinplaneten EROS, der die Marsbahn kreuzt und der Erde relativ nahe kommen kann, wurden bis zur Jahrhundertwende nur Kleinplaneten im sogenannten Asteroidengürtel, einer Zone zwischen Mars und Jupiter, entdeckt.

Die Trojaner:

Im Jahr 1906 wurde von Max Wolf in Heidelberg der erste Kleinplanet vom Typ der Trojaner entdeckt. Trojaner bewegen sich in den stabilen Punkten 60° vor und hinter der Bahn ( L4 und L5) des zweiten Körpers.

Der erstentdeckte Trojaner ist Achilles. Er wurde von Max Wolf im Februar 1906 entdeckt. Der Namensvorschlag stammt von Johann Palisa, einem Freund und Kollegen von Max Wolf. Achilles bewegt sich im Lagrange-Punkt L4. Einige Monate später, im Oktober 1906, entdeckt August Kopff in Heidelberg den ersten Trojaner im Lagrange-Punkt L5 und Palisa war wieder der Namensgeber. Er bekam den Namen Patroclus.

Heute sind hunderte von Kleinplaneten in den Lagrange-Punkten L4 und L5 im System Jupiter-Sonne bekannt. Die griechischen Helden (Achillesgruppe) bewegen sich dabei etwa 60° vor dem Jupiter und die trojanischen Helden (Patroclusgruppe) 60° hinter dem Jupiter.

1990 wurde der erste Mars-Trojaner (Eureka 1990 MB) entdeckt und 1998 ein zweiter (1998 VF31).

Amor-Asteroiden:

Im Jahr 1932 wurde von Eugène Delporte ein Asteroid entdeckt, der auf den Namen Amor getauft wurde. Er ging als Prototyp für eine Gruppe von Asteroiden in die Geschichte. Zur Amor-Gruppe gehören solche Asteroiden, deren große Halbachse über 1 AE beträgt, die Periheldistanz aber zwischen 1,017 und 1,3 AE liegt. Diese Asteroiden kreuzen die Marsbahn und berühren unter Umständen fast die Erdbahn. Ein sehr bekannter Vertreter der Marsbahnkreuzer ist 433 EROS, der seit Anfang 2000 von der Raumsonde NEAR umkreist wird.
Eros ist der erste Asteroid, der von einem künstlichen Satelliten ein Jahr lang umkreist wird.

Apollo-Asteroiden:

Im gleichen Jahr wurde ein Asteroid entdeckt, der den Namen Apollo bekam. Auch Apollo wurde zum Prototyp für eine ganze Gruppe von Asteroiden. Bei Apollo-Asteroiden liegt die Perihel-Distanz innerhalb der Erdbahn und die große Bahnhalbachse beträgt über 1 AE. Apollo-Asteroiden sind Erdbahnkreuzer.
Bekannte Vertreter sind: Icarus, Phaeton, Adonis und Toro.

Ein typischer Apollo-Asteroid hat eine Bahnexzentrizität von 0,5. Es gibt aber auch eine große Anzahl von erdnahen Asteroiden die eine Exzentrizität von nur 0,1 haben (0 ist eine perfekte Kreisbahn). Ferner haben solche Körper Bahnperioden, die sehr nahe bei einem Jahr liegen und somit sehr eng der Bahn der Erde um die Sonne folgen.

Der niederländische Astronom Tom Gehrels, der seit den 60er Jahren sehr erfolgreich bei der Entdeckung erdnaher Kleinplaneten ist, hat diese Objekte in erdähnlichen Bahnen vorläufig als Arjuna-Familie (Gestalt aus dem Sanskrit) bezeichnet, obwohl sie tatsächlich Mitglieder der gut etablierten Apollo-Familie sind.

Aten-Asteroiden:

Aten wurde 1976 von Eleanor Helin, Chefwissenschafterin des NEAT-Projektes, entdeckt. Auch dieser Asteroid wurde zum Prototyp für eine ganze Asteroiden-Gruppe. Aten-Asteroiden haben Umlaufbahnen, die zum größten Teil innerhalb der Erdbahn liegen und deren Halbachse kleiner als 1 AE ist. Bekannte Vertreter sind: Ra-Shalom und Hathor.

Die Amorgruppe, die Apollo- und Atenfamilie werden zusammen als die AAA-Asteroiden bezeichnet.

Darüber hinaus gibt es die sogenannten Hirayama-Familien. Darunter versteht man Konzentrationen von Asteroiden, die ähnliche Bahnen haben und sich daher räumlich nahe sind. Die Existenz solcher Gruppierungen wurde erstmals 1918 von Kryotsugo Hirayama entdeckt. Über hundert solche "Familien" gibt es, deren Mitglieder wahrscheinlich durch Zusammenstöße größerer Brocken entstanden sind. Etwa die Hälfte aller Asteroiden gehört vermutlich zu einer Hirayama-Familie.
Beispiele von Hirayama-Familien:

Die Themis-Familie besteht aus Asteroiden, die 3,13 AE von der Sonne entfernt ist. Die Mitglieder dieser Familie sind alle von kohligem Typ, was vermuten läßt, daß sie alle von einem Mutterkörper stammen. Der Hauptvertreter dieser Familie, Themis, wurde 1853 entdeckt und ist 228 km groß.

Die Koronis-Familie besteht aus Asteroiden die 2,88 AE von der Sonne entfernt sind. Die Mitglieder ähneln sich stark und sind alle vom Silikat-Typ, so daß sie vermutlich von einem gemeinsamen Mutterkörper abstammen der etwa 90 km groß war. Das größte Mitglied der Koronis-Familie ist Lacrimosa mit einem Durchmesser von etwa 44 km. Die Familie ist nach dem 1876 entdeckten Asteroiden Koronis benannt.

Die Eos-Familie ist nach dem vom österr. Astronomen Johann Palisa im Jahr 1882 entdeckten Asteroiden Eos benannt. Die Mitglieder laufen in einer Entfernung von 3,02 AE um die Sonne und liegen zwischen dem C-Typ (kohlig) und S-Typ (silikathältig). Der Hauptvertreter Eos hat einen Durchmesser von 110 km.

Geologische Beschaffenheit der Kleinplaneten:

Seit der Entdeckung des ersten Kleinplaneten 1801 wurden schon Tausende Asteroiden entdeckt. Um sich über die geologische Beschaffenheit dieser kleinen Körper Klarheit zu verschaffen, sind schon hunderte von Asteroidenspektren mit im Labor aufgenommenen Reflexionsspektren von Meteoriten und Mineralien verglichen worden. Man fand mit dieser Technik etwa zwei Dutzend unterschiedliche Asteroidentypen, von denen einige mit großer Wahrscheinlichkeit bestimmten Klassen von Meteoriten zugeordnet werden können. Die meisten anderen Asteroidenspektren zeigen deutlich, daß diese Körper zwar mit den Meteoritenklassen nicht ident sind, aber trotzdem aus den gleichen Mineralien aufgebaut sind, die in Meteoriten vorkommen.

Der Asteroidengürtel ist grob in Bänder eingeteilt, in denen unterschiedliche Klassen von Asteroiden vorkommen:

Der größte Teil der inneren Hälfte des Gürtels besteht aus steinigen S-Typ-Asteroiden deren Silikatmaterialien und Metalle auch in gewöhnlichen Chondriten und Stein-Eisen-Meteoriten gefunden werden. Die äußere Hälfte des Gürtels wird von C-Typ-Asteroiden dominiert. Sie bestehen aus dunkle Mineralien, die den kohlenstoffhaltigen Meteoriten ähneln. Die am weitesten außen umlaufenden Asteroiden gehören zu den P- und D-Typen, die aus den gleichen Zutaten wie die C-Typen zu bestehen scheinen, aber größere Beimischungen kohlenstoffhaltiger Verbindungen aufweisen. Die innersten Asteroiden umfassen eine Anzahl Körper, die Reflexionsspektren von metallischen Eisen-Nickel-Meteoriten zeigen; das sind die M-Asteroiden. Andere sehen wieder aus wie Laborproben verschiedener geschmolzener und dann wieder kristallisierter Silikatmeteoriten.

Weitere planetenähnliche Kleinkörper im Sonnensystem

Centauren:

1977 entdeckte C. T. Kowal auf dem Mount Palomar ein Objekt, dessen ursprüngliche Bezeichnung 1977 UB war. Zur Zeit der Entdeckung war das Objekt 18 mag. hell und erschien punktförmig. Spätere Berechnungen ergaben, daß seine Bahn größtenteils zwischen Saturn und Uranus liegt und daß die Umlaufzeit mehr als 50 Jahre beträgt. Seit 1988 zeigt sich bei 1977 UB eine Koma, so wie bei einem Kometen. Er trägt jetzt die Bezeichnung 95P/Chiron. In den letzten Jahren entdeckte man noch andere Objekte mit ähnlichen Bahnen. Eine neue Klasse kleiner Körper war geboren: Die Centauren.

Die Namensgebung für diese Objekte kommt nicht von ungefähr. Die Centauren waren in der griechischen Mythologie Fabelwesen mit Pferdekörpern und Pferdeläufen und dem Kopf und den Armen eines Menschen. Auch die himmlischen Centauren sind nicht eindeutig einer "Rasse" zuzuordnen.

Centauren sind unregelmäßig geformte steinige Körper mit mehr oder weniger großen Anteilen an Metallen (so wie Asteroiden) um die sich eventuell, so wie bei Chiron, eine Koma bilden kann, was auf das Vorhandensein gefrorener Gase schließen lässt (so wie bei einem Kometen).

Die Transneptun-Objekte:

Die Transneptun-Objekte sind eine Population von kleinen, planetaren Körpern im äußeren Sonnensystem. Es wurde eine Zeitlang diskutiert, ob Pluto nicht das größte Transneptun-Objekt wäre. Die Proteste gegen eine "Deklassierung" von Pluto waren aber so heftig, daß davon Abstand genommen wurde. Er darf seinen Status als Planet behalten. So haben die größten TNO`s einen Durchmesser von etwa 600 km.

1987 gingen David Jewitt und Jane Luu der Frage nach, wieso das äußere Sonnensystem so leer ist. Denn bis dahin war Pluto das einzige, jenseits von Neptun bekannte Objekt im Sonnensystem. Es gab zwar den postulierten Kuiper-Gürtel, der als Quelle für die kurzperiodischen Kometen im Gespräch war, aber wirklich beobachtet wurde bis 1987 außer Pluto noch kein anderes Objekt in diesen äußeren Regionen unseres Sonnensystems.

Nach fünfjähriger Suche wurde tatsächlich das erste Transneptun-Objekt von Jane Luu und David Jewitt entdeckt: 1992 QB1. Heute sind schon mehr als 200 TNO`s bekannt, die grob in zwei Hauptklassen eingeteilt werden können:

Cubewanos: sind nach dem Prototyp 1992 QB1 benannt. Sie bewegen sich in einer Region, die zwischen 42 und 47 AE von der Sonne entfernt ist.. Ihre Orbits haben nur eine geringe Exzentrizität. Cubewanos bewegen sich immer außerhalb der Neptunbahn.
Plutinos: dagegen kommen auf eine Periheldistanz von 39 AE und stehen in einer 2/3 Bewegungsresonanz mit Neptun und können eventuell sogar Neptuns Bahn kreuzen.

Cubewanos machen etwa 50 % aller Kuiper-Gürtel-Objekte aus und Plutinos etwa 40 %. Der Rest sind Objekte die weder in die eine noch in die andere Hauptklasse passen. Manche haben sehr exzentrische Orbits und kommen auf eine Periheldistanz von 48 AE, andere stehen in einer 4/3 oder in einer 5/3 Bewegungsresonanz mit Neptun. Dann gibt es noch so ungewöhnliche Objekte wie 1996 TL66, der sich auf einem extrem exzentrischen Orbit zwischen 35 und 135 AE um die Sonne bewegt.

Seit der Entdeckung des ersten Kleinplaneten vor 200 Jahren hat sich unser Wissen über das heimatliche Sonnensystem wesentlich erweitert.

Da die Beobachtungstechniken immer effizienter werden, können wir auch in Zukunft auf weitere interessante Entdeckungen hoffen.

➤ Nomenklatur für Kleinplaneten