Planetoiden: Kleine Fische im Sonnensystem

Planetoiden: Kleine Fische im Sonnensystem

 

Das Sonnensystem enthält neben den neun Planeten und ihren Monden noch Millionen von Himmelskörpern, deren Durchmesser von wenigen Millimetern bis zu einigen Hundert Kilometern reicht. Diese kann man nach ihrer Zusammensetzung in zwei Gruppen teilen: die meist kleineren, viel Eis und andere flüchtige Substanzen enthaltenden Kometen und die überwiegend aus Gestein bestehenden Planetoiden oder Kleinplaneten, deren Größe bis an die von größeren Monden heranreichen kann. Die Planetoiden befinden sich größtenteils in einem Gürtel genannten Bereich zwischen der Mars- und der Jupiterbahn, es finden sich aber einige innerhalb der Erdbahn sowie zwischen Jupiter und Neptun. Eine große Zahl kleiner Objekte wird jenseits der Bahnen von Neptun und Pluto im Kuipergürtel vermutet, gut hundert dieser Himmelskörper konnten in den 1990er-Jahren entdeckt werden. Diese können zum Teil von ihrer Größe her durchaus den Planetoiden zugerechnet werden, viele Astronomen sehen sogar Pluto, seinen Mond Charon und den Neptunmond Triton als (ehemalige) Mitglieder des Kuipergürtels an. In ihrer Zusammensetzung gleichen diese Körper jedoch eher den Kometen, vermutlich wurden viele der spektakulären Kometenerscheinungen im inneren Sonnensystem von Objekten hervorgerufen, die ursprünglich zum Kuipergürtel gehörten. Sowohl die eigentlichen Planetoiden als auch die Kuipergürtel-Objekte sind vermutlich kaum veränderte Relikte aus der Entstehungszeit des Sonnensystems, deshalb findet ihre detaillierte Untersuchung zunehmendes Interesse in Astronomenkreisen. Vorläufiger Höhepunkt dieser Entwicklung ist die Raumsonde NEAR, die Anfang des Jahres 2000 in eine Umlaufbahn um den erdnahen Kleinplaneten (433) Eros eingeschwenkt ist, nachdem sie zuvor schon den Planetoiden (253) Mathilde besucht hatte.

 

 Die Erforschung der Kleinplaneten

 

In der Neujahrsnacht 1800/1801 entdeckte der italienische Theologe und Astronom Giuseppe Piazzi (1746—1826) einen neuen Planeten; nachdem der deutsche Mathematiker Carl Friedrich Gauß (1777—1855) dessen Bahndaten mit einer neuen Methode bestimmt hatte, konnte im Dezember 1801 die Entdeckung bestätigt werden. Der neue Planet wurde nach der römischen Fruchtbarkeitsgöttin Ceres benannt, in den Jahren 1802, 1804 und 1807 wurden drei weitere kleine Himmelskörper mit ähnlichen Sonnenabständen entdeckt — (2) Pallas, (3) Juno und (4) Vesta, alle drei ebenfalls römische Göttinnen. Vesta kann im Prinzip, genau wie der Planet Uranus, bei besonders guten Bedingungen noch mit bloßem Auge gesehen werden, ansonsten muss man, wie bei allen anderen Kleinplaneten, ein mehr oder weniger gutes Fernrohr verwenden. 1845 konnte ein weiterer Kleinplanet gefunden werden; mit der Zeit erkannte man, dass sich zwischen Mars und Jupiter eine große Gruppe von kleinen um die Sonne laufenden Objekten befand, die zunächst für Trümmer eines ehemaligen großen Planeten gehalten wurden. Heute herrscht dagegen die Auffassung, dass alle Asteroiden zeitgleich mit den Planeten entstanden, sich jedoch aufgrund von Jupiters Einfluss nie zu einem Planeten zusammenlagern konnten. Insgesamt schätzt man die Gesamtmasse der Himmelskörper des Planetoidengürtels auf etwa fünf bis zehn Prozent der Erdmasse, mehr als die Hälfte davon entfällt auf (1) Ceres, (2) Pallas und (4) Vesta.

 

Mittlerweile werden jährlich viele Hundert bis über tausend neue Planetoiden (die Bezeichnung bedeutet so viel wie Planetenähnliche, das Synonym Asteroiden bedeutet Sternähnliche — von griechisch aster, Stern — und ist eigentlich nicht korrekt) gefunden. Ihre Zahl hat 1999 die Zehntausend überschritten, von denen fast die Hälfte fünf Jahre zuvor noch unbekannt war. Die Benennung eines neu entdeckten Planetoiden ist Vorrecht des oder der Entdecker, dabei bekommt das Objekt eine Nummer und nachgestellt einen Namen, der früher immer einer weiblichen Gestalt der klassischen Mythologie entlehnt war. Später kamen für bestimmte Planetoidengruppen auch männliche Namen, etwa Helden des Trojanischen Kriegs oder Zentauren, und schließlich auch Namen wie (324) Bamberga, (1815) Beethoven, (2138) Swissair oder (5000) IAU (die IAU ist die Internationale Astronomische Vereinigung).

 

Aufgrund früherer theoretischer Vermutungen wurden in den 1990er-Jahren über hundert kometenähnliche Objekte jenseits der Neptunbahn gefunden, die zum Teil deutlich größer als Ceres sind und die auffälligsten Objekte des Kuipergürtels darstellen. Inwieweit es sich hier um einen neuen Planetoidengürtel oder eher ein Kometenreservoir handelt, ist umstritten, allerdings zeigen sie große Ähnlichkeiten mit dem Planeten Pluto, der auch weiterhin als Planet und nicht als überdimensionierter Kometenkern geführt wird.

 

Gestalt und Anzahl der Planetoiden

 

Bei den meisten Planetoiden kann man nur aufgrund indirekter Messungen auf ihre Masse und Dichte schließen. Ihre Oberflächenbeschaffenheit gibt einige Hinweise auf ihren mineralischen Aufbau, beispielsweise durch die Art, wie sie das Sonnenlicht reflektieren. Daraus lässt sich ablesen, dass die Mitglieder des Planetoidengürtels etwa dieselbe Dichte besitzen wie irdische Oberflächengesteine (etwa 2,5—3,5 Gramm pro Kubikzentimeter, g/cm³), während die Dichte der Mitglieder des Kuipergürtels mit etwas über 1 g/cm³ deutlich darunter liegt und — wie bei Kometen — der Dichte ihres Hauptbestandteils Eis ähnelt. Dies weist bereits auf den unterschiedlichen Aufbau und die unterschiedliche Entstehungsgeschichte dieser Himmelskörper hin.

 

Die Gesamtzahl der Kleinplaneten lässt sich nur abschätzen. Aus der Größenverteilung der bekannten Objekte, aber auch aus der Größe und Zahl der Krater, die sie auf atmosphärelosen Planeten und Monden wie dem Erdmond hinterließen, kann man schätzen, dass nur einige Hundert sehr große Planetoiden existieren, die alle bekannt sein dürften. Bereits bei einer Größe von etwa zehn Kilometern erwartet man einige Tausend Planetoiden, von denen viele noch unbekannt sind. Je kleiner der Durchmesser wird, desto mehr steigt die Zahl der vermuteten Planetoiden an. Man schätzt, dass insgesamt einige Millionen Kleinplaneten im Sonnensystem zu finden sind.

 

Nur wenige Planetoiden wurden bislang im Detail untersucht. Bei Größen von nur wenigen Kilometern und Entfernungen von einigen Hundert Millionen Kilometern (beziehungsweise einigen Milliarden Kilometern im Fall der Kuipergürtel-Objekte) scheinen diese kosmischen Felsen und Eisklumpen auch in den leistungsstärksten Teleskopen selten mehr als kleine Fleckchen zu sein. Nur bei einigen besonders günstigen Konstellationen werden die Distanzen zur Erde so gering, dass Oberflächendetails erkannt werden können. Bessere Chancen bieten Radarmessungen, die Aussagen über Form, Rotation und Oberflächenbeschaffenheit eines Kleinplaneten erlauben, sowie die Missionen einiger Raumsonden, die an einem Planetoiden vorbeiflogen oder sogar einen solchen zum Ziel hatten.

 

 Der Planetoidengürtel

 

Der eigentliche Planetoidengürtel erstreckt sich zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter, im Bereich zwischen etwa 2,2 und 3,2 mittleren Erdbahnradien (fachsprachlich spricht man von Astronomischen Einheiten, englisch Astronomical Unit, AU, eine AU beträgt 149,6 Millionen Kilometer), 1999 waren über 10 000 Mitglieder bekannt. Innerhalb dieser Region sind jedoch nicht überall Kleinplaneten zu finden. Umlaufbahnen, deren Umlaufzeit in einem kleinzahligen rationalen Verhältnis zu der ungefähr sechsjährigen Umlaufzeit des Jupiters stehen, etwa 1 : 2, 3 : 7, 2 : 5 oder 1 : 3, werden immer wieder durch die Anziehungskraft des Planeten Jupiter gestört. Man nennt dieses Phänomen physikalisch auch Resonanz. Mit der Zeit werden alle Planetoiden aus diesen Kirkwood-Lücken in andere Bahnen herausgedrängt. Es gibt allerdings auch Resonanzen, zum Beispiel bei 2 : 3 oder 3 : 4, die zu besonders stabilen Umlaufbahnen und damit Planetoidenhäufungen führen.

 

C, S und M

 

Aufgrund des unterschiedlichen Reflexionsvermögens ihrer Oberfläche teilt man die Mitglieder des Planetoidengürtels in drei Gruppen ein: Die C-Planetoiden (C steht für Kohlenstoff) besitzen eine dunkle Oberfläche, reflektieren also nur wenig Licht, da ihre Oberfläche neben Siliziumverbindungen, Silikaten, viele Kohlenstoffverbindungen enthält, also sozusagen mit Ruß überzogen ist. Sie stellen etwa 75 % der bekannten Kleinplaneten, sie sind verwandt mit den »kohligen Chondriten«, einer Gruppe von Meteoriten. Die S-Planetoiden (S für Silizium), zu denen etwa 17 % der Kleinplaneten gehören, besitzen eine hellere Oberfläche. Sie enthalten neben Silikatgestein auch Nickel und Eisen und haben praktisch die gleiche Zusammensetzung wie die Chondriten, einer weiteren wichtigen Meteoritenklasse. Den größten Teil der übrigen Kleinplaneten stellen die M-Planetoiden (M für metallisch), sie setzen sich fast ausschließlich aus Nickel und Eisen zusammen und ähneln damit einer dritten Gruppe von Meteoriten.

 

Manche Kleinplaneten bilden Familien genannte Gruppen, deren Mitglieder sich auf ähnlichen Bahnen bewegen. Man deutet sie als Überreste verschiedener größerer Planetoiden, die bei Kollisionen innerhalb des Gürtels auseinander brachen. Gestützt wird dies durch Radarmessungen an mehreren Planetoiden, die zusammenhaftende größere Körper zeigen. Vermutlich reicht deren geringe Anziehungskraft, um Staub und kleinere Trümmer zu binden, sodass die Asteroiden auf einer Fotografie wie ein homogener Körper erscheinen.

 

Geologie auf Vesta

 

Detailaufnahmen, die das Weltraumteleskop Hubble vor kurzem am 400 Kilometer durchmessenden Asteroid (4) Vesta durchführte, lassen neben Einschlagkratern weitere Oberflächendetails erkennen, die auf eine frühere vulkanische Aktivität des Kleinplaneten hinweisen. So wurden etwa Anzeichen für einen differenzierten Aufbau aus Gesteinsmantel und metallischem Kern sowie erkaltete Lavaströme entdeckt, beides Hinweise darauf, dass Vesta früher einmal geologisch aktiv gewesen sein muss. Dies ist insofern überraschend, als der Himmelskörper viel zu klein ist, um aus der eigenen Schwerkraft genug Energie für solche Prozesse zu gewinnen. Man vermutet, dass Vesta und andere Planetoiden — wie auch die Erde — in der Frühphase ihrer Entwicklung durch den Zerfall radioaktiver Elemente aufgeheizt wurden. Die Entdeckung eines von Vesta abgesprengten Meteoriten unterstützt diese Annahme, da man in dessen Innerem basaltische Minerale fand, die irdischem Vulkangestein ähnelten und damit deutliche Indizien für eine frühere geologisch aktive Periode von Vesta sind.

 

 Trojaner und Zentauren

 

Nicht alle Planetoiden befinden sich zwischen Mars und Jupiter. Eine sehr interessante Gruppe bilden beispielsweise die Trojaner, die alle nach trojanischen Kriegern aus Homers Ilias benannt sind, zum Beispiel (588) Achilles oder (617) Patroclus. Diese mindestens 85 Kleinplaneten stehen in einer 1:1-Resonanz zu Jupiter — das heißt, sie laufen auf derselben Bahn wie der Riesenplanet! Dies ist möglich wegen einer himmelsmechanischen Besonderheit, der Lagrangepunkte. In der Nähe dieser Punkte auf der Bahn eines Planeten kann sich ein kleiner Körper dauerhaft aufhalten, ohne durch resonante Störungen »vertrieben« zu werden. Es handelt sich dabei um zwei als L₄ und L₅ bezeichnete Punkte, die sich 60 Grad vor und hinter dem Riesenplaneten befinden (merkwürdigerweise laufen etwa dreieinhalbmal mehr Trojaner dem Jupiter voraus als hinterher). 1990 wurde auch ein Mars-Trojaner gefunden, selbst bei der Erde vermutet man winzige Himmelskörper in 1:1-Resonanz.

 

Eine weitere Gruppe von Planetoiden wird manchmal Zentauren genannt (nach den sagenhaften Pferdemenschen der griechischen Mythologie); ihre Bahnen liegen überwiegend zwischen der Saturn- und der Neptunbahn und sind aufgrund der häufigen Kreuzungen von Planetenbahnen relativ instabil. Zum Beispiel liegt der sonnennächste Punkt von (6 145) Pholus zwischen Jupiter und Saturn, der sonnenfernste dagegen jenseits der Neptunbahn. Bei diesen Objekten, die nicht leicht von inaktiven Kometenkernen zu unterscheiden sind (2 060 Chiron wurde mittlerweile als Komet eingestuft), handelt es sich entweder um nach außen katapultierte Mitglieder des Planetoidengürtels oder aber um »abtrünnige« Mitglieder einer weiter außen gelegen Population, des Kuipergürtels.

 

 Der Kuipergürtel

 

In den äußersten Regionen des Sonnensystems vermutete schon 1950 der niederländische Astronom Jan Hendrik Oort (1900—1992) ein Reservoir von Kometenkernen, die sich aufgrund von Bahnstörungen ab und zu ins Innere des Sonnensystems aufmachen und dort ihren charakteristischen Schweif entwickeln. Diese oortsche Wolke soll 20 000—70 000-mal so weit von der Sonne entfernt sein wie die Erde. Genauere Analysen der Bahnen bekannter Kometen zeigten aber, dass es noch ein weiteres, ringförmiges Reservoir in 30—100facher Erde-Sonne-Entfernung geben muss; dieses Gebiet bezeichnet man nach dem niederländisch-amerikanischen Astronomen Gerhard Peter Kuiper (1905—1973) als Kuipergürtel oder, englisch, Kuiperbelt. Der innere Rand dieses Gürtels reicht bis an die Neptunbahn heran, in den 1990er-Jahren konnten etwa hundert solche »Transneptunische Objekte« (TNO) entdeckt werden, deren Entfernung zur Sonne derjenigen des Planeten Pluto ähnelt. Die Dichte und wohl auch die Zusammensetzung dieser Objekte ist vergleichbar sowohl mit der von Kometenkernen als auch mit der von Pluto, seinem Mond Charon und dem Neptunmond Triton; Hauptbestandteil sind Eis und andere leicht flüchtige Substanzen, die bei Kometen in Sonnennähe den typischen Kometenschweif bilden.

 

Obwohl die TNO aufgrund ihres hohen Eisgehalts relativ viel Licht reflektieren, sind sie wegen ihrer geringen Größe und der großen Entfernung von der Erde aus nicht leicht zu entdecken. Die bis jetzt bekannten Objekte dürften mit Durchmessern von bis zu 800 Kilometern zu den größeren Mitgliedern dieser Gruppe gehören. Manche Astronomen vermuten allerdings, dass dort sogar Objekte vorhanden sind, die noch größer sind als der Planet Pluto (Durchmesser: 2 200 Kilometer).

 

Auch im Kuipergürtel gibt es Resonanzen, etwa zwei Drittel der bisher bestimmten Bahnen steht wie der Pluto in einer 3:2-Resonanz mit dem Planeten Neptun, und es gibt ebenfalls Lücken im Kuipergürtel, die auf »negative« Resonanzen hindeuten.

 

 Erdbahnkreuzer

 

Nicht alle Kleinplaneten befinden sich im Planetoidengürtel oder außerhalb davon. Durch die Bahnstörungen der Planeten oder Kollisionen untereinander werden auch Objekte ins innere Sonnensystem gelenkt; gelangen sie dabei in die Nähe der Erde, so nennt man sie erdnahe Planetoiden. Sie lassen sich drei unterschiedlichen Familien zuordnen, von denen die Amor-Asteroiden aus Richtung Mars kommend sich der Erdbahn nähern (1 221 Amor ist dabei gleichzeitig auch ein Marsbahnkreuzer), während die Aten-Asteroiden sich der Erdbahn von innen nähern; nur die Apollo-Asteroiden kreuzen tatsächlich die Erdbahn. Die beiden letzten Gruppen sind nach (2 062) Aten beziehungsweise (1 862) Apollo benannt.

 

Besonders die Mitglieder der dritten Gruppe können dabei immer wieder in die Nähe der Erde gelangen und prinzipiell mit der Erde kollidieren. Nach geologischen Untersuchungen über die Häufigkeit solcher Ereignisse ist diese Gefahr aber gering: Im statistischen Mittel trifft nur einmal in 100 Millionen Jahren ein so großer Himmelskörper auf die Erde, dass weltweite Katastrophen hervorgerufen werden, wie dies vermutlich vor 65 Millionen Jahren beim Aussterben der Dinosaurier und vieler anderer Arten geschah. Um die Umlaufbahn der Erdbahnkreuzer einschätzen und ihr Gefahrenpotenzial leichter miteinander vergleichen zu können, wurde vor kurzem die Turiner Skala eingeführt, die mit Kennwerten zwischen 0 und 10 analog zur Intensitätsskala für Erdbeben beschreibt, wie gefährlich ein bestimmter Planetoid oder Meteorit der Erde werden könnte.

 

 NEAR dem Eros

 

Bislang gibt es nur wenige detaillierte Aufnahmen von Asteroiden. Sie wurden überwiegend durch Radaraufnahmen und Teleskopbeobachtungen gewonnen. Den größten Detailreichtum zeigen Nahaufnahmen verschiedener Raumsonden, die auf ihrem Weg zu den äußeren Planeten nah an Planetoiden vorbeiflogen. Auf diesen Bildern werden überwiegend längliche und elliptische Körper erkennbar, die ähnlich wie der Mond von Kratern unterschiedlicher Größe bedeckt sind. Manche besitzen auch Reste sehr großer Einschlagkrater, dies sind Hinweise auf frühere Kollisionen mit anderen Planetoiden. Zur allgemeinen Überraschung zeigte sich dabei 1993, dass der etwa 50 Kilometer lange und 23 Kilometer durchmessende Asteroid (243) Ida von einem beinahe kugelförmigen Mond mit zwei Kilometer Durchmesser umkreist wird, der auf den Namen Dactyl getauft wurde.

 

Die bisherigen Vorbeiflüge an Asteroiden waren eher glückliche Zufälle, da sich in der Nähe der Flugbahnen der Raumsonden gerade zum richtigen Zeitpunkt einer der größeren Kleinplaneten befand. Bei der Raumsonde NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) war (und ist) dies anders. Die Sonde wurde im Februar 1996 gestartet und flog im Februar 1997 am Planetoiden (253) Mathilde vorbei. Mithilfe eines engen Vorbeiflugs an der Erde wurde die Raumsonde in Richtung des Asteroiden (433) Eros gelenkt, den sie im Januar 1999 passierte und im Januar 2000 erneut erreichte. Eros ist mit Abmessungen von etwa 36 ☓ 15 ☓ 13 Kilometern der zweitgrößte bekannte Erdbahnkreuzer. Allerdings ähnelt seine Form eher einer Banane als einer Kugel. Er scheint aber dennoch aus einem massiven Körper und nicht aus einem Verbund mehrerer loser Brocken zu bestehen. Über den ganzen Planetoiden zieht sich eine durchgehende Struktur, die vielleicht ein Merkmal des früheren Mutterkörpers von Eros ist. Nachdem in der ersten Passage der Sonde mit technischen Problemen gekämpft werden musste, war die erneute Begegnung Anfang 2000 von mehr Glück begleitet und lieferte bessere Aufnahmen und Messungen. Anschließend schwenkte NEAR in eine Umlaufbahn um Eros ein, um ein intensives Beobachtungs- und Messprogramm zu starten.

 

Literatur:

 

Herrmann-Michael Hahn: Erde, Sonne und Planeten. Neuausgabe München 1981.

 Rainer Klingholz: Marathon im All. Taschenbuchausgabe Frankfurt am Main 1992.

 

Meyers Handbuch Weltall, Beiträge von Joachim Krautter u. a. Mannheim ⁷1994.

 

Lexikon der Astronomie, bearbeitet von Rolf Sauermost.2 Bände. Lizenzausgabe Heidelberg 1995.

 

Unser Sonnensystem. Interaktives Astronomie-Lexikon, CD-ROM. Salzburg 1997.

 Holger Heuseler u. a.: Zwischen Sonne und Pluto. München 1999.

 Albrecht Unsöld und Bodo Baschek:Der neue Kosmos. Heidelberg ⁶1999.

 Helmut Zimmermann: ABC-Lexikon Astronomie. Heidelberg ⁸1999.