Asteroidengürtel
Ansammlung von Asteroiden und Zwergplaneten im Sonnensystem Aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
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Der Asteroidengürtel, Planetoidengürtel oder Hauptgürtel ist ein Bereich im Sonnensystem mit einer gehäuften Ansammlung von Asteroiden, der sich zwischen den Planetenbahnen von Mars und Jupiter befindet. Der Zwergplanet Ceres und ein Großteil der bisher bekannten Asteroiden des Sonnensystems befinden sich in diesem Bereich. Bis Mai 2019 wurden ca. 800.000 solcher Objekte erfasst.
Der Gesamtbereich der einzelnen Umlaufbahnen wird heute mit etwa 2,0 bis 3,4 AE angegeben; schon in den 1880er Jahren berechnete ihn Johann Palisa mit 2,2 bis 3,6 AE. Die Gesamtmasse aller Asteroiden des Hauptgürtels wurde lange überschätzt: sie beträgt nur etwa 5 Prozent der Masse des Erdmondes und entspricht der des größten Uranusmondes Titania oder einem Drittel von Pluto.
Aufgrund der als Titius-Bode-Reihe bezeichneten empirischen Formel, die der Ordnung der bis dahin bekannten Planeten entsprach, wurde gegen Ende des 18. Jahrhunderts mit der systematischen Suche nach einem laut der Formel „fehlenden“ Planeten in diesem Bereich begonnen. Mit seiner Entdeckung des später als (1) Ceres benannten Zwergplaneten am 1. Januar 1801 glaubte Giuseppe Piazzi, den Planeten gefunden zu haben. Doch kamen in den folgenden Jahren nach und nach weitere ähnliche Entdeckungen hinzu.
Bereits 1802 entdeckte Heinrich Wilhelm Olbers mit (2) Pallas ein zweites Objekt, das die Sonne zwischen Mars und Jupiter umkreist. Es folgten die Entdeckungen der (3) Juno (1804), (4) Vesta (1807) und 38 Jahre später die der (5) Astraea (1845). Obwohl man erkannte, dass alle Objekte zwischen Mars und Jupiter um Größenordnungen kleiner als die klassischen Planeten waren, wurden sie damals als vollwertige Planeten betrachtet. So kam es, dass der Planet Neptun bei seiner Entdeckung im Jahre 1846 als dreizehnter Planet gezählt wurde.
Mit der Entdeckung der (6) Hebe im Jahr 1847 setzte eine Flut von Neuentdeckungen von Asteroiden ein. Daher wurde auf Vorschlag von Alexander von Humboldt im Jahr 1851 die Zahl der (großen) Planeten auf acht begrenzt und die neue Objektklasse der Asteroiden (auch: Planetoiden oder Kleinplaneten genannt) geschaffen.
Bis 1890 waren schon 300 Asteroiden in dieser „Planetenlücke“ bekannt. Bis Mai 2019 wurden ca. 800.000 solcher Objekte erfasst,[1] darunter auch solche, die einen eigenen kleinen Mond haben, wie z. B. (243) Ida und ihr Begleiter Dactyl.
Im Zuge der Neudefinition des Begriffes Planet durch die IAU am 24. August 2006 wurde der größte, nahezu kugelförmige Asteroid (1) Ceres, der einen planetenartigen Aufbau besitzt, zur neuen Objektklasse der Zwergplaneten hochgestuft. Der 1930 entdeckte Pluto wurde dabei wegen des Vorhandenseins vergleichbarer Objekte in seiner Umlaufbahn vom neunten Planeten zum Zwergplaneten herabgestuft.
Lange Zeit nahm man an, dass es zwischen Mars und Jupiter einmal einen kleinen Planeten gegeben haben müsse. Man nannte ihn Phaeton. Dieser sei dann mit einem größeren Asteroiden zusammengestoßen, wodurch er in viele Stücke zerrissen worden sei.
Heute hingegen folgen die meisten Wissenschaftler einer anderen Hypothese. Demnach ist der Asteroidengürtel gleichzeitig mit dem restlichen Sonnensystem aus einem präsolaren Urnebel hervorgegangen. Wegen der Schwerkraft des Jupiters konnten die Moleküle jedoch nicht zu einem Planeten zusammenwachsen.
Es handelt sich bei den Asteroiden um Objekte in der Größe von kleinen, unregelmäßig geformten Brocken bis zu dem Zwergplaneten im Hauptgürtel, Ceres, deren Durchmesser gut einem Viertel von dem des Mondes und deren Masse ca. 1,3 Prozent von der des Mondes entspricht, was der Relation zwischen Mond und Erde nahekommt. Bis auf das hellste Gürtelmitglied, Vesta, sind sie von der Erde aus nicht mit bloßem Auge auszumachen.
Die Zusammensetzung der Asteroiden ist nicht im gesamten Hauptgürtel gleich. Im inneren Bereich (zwischen 2,0 und 2,5 AE) dominieren helle Objekte der Spektralklassen E (Albedo ~ 0,4) und S (Albedo ~ 0,2), auch die V-Klasse ist dort angesiedelt. Es handelt sich dabei um silikatreiche Objekte, die im Laufe ihrer Geschichte teilweise oder auch ganz aufgeschmolzen wurden. Ab einem Abstand von etwa 2,5 AE dominieren die dunklen, kohlenstoffhaltigen Asteroiden der Spektralklasse C (Albedo ~ 0,05). Ihre Zusammensetzung unterscheidet sich deutlich von den Asteroiden im inneren Bereich des Hauptgürtels: Sie dürften aus einer Mischung von Eis und Gestein hervorgegangen sein, die nur mäßig erhitzt wurde. Im äußeren Bereich des Asteroidengürtels treten dann vermehrt Objekte der Spektralklassen D und P auf. Diese sind dem C-Typ zwar ähnlich, wurden aber in ihrer Geschichte offenbar kaum nennenswert erhitzt, so dass auf ihrer Oberfläche noch Eis vorhanden sein könnte. Mit zunehmendem Abstand von der Sonne ist also eine Entwicklung von Objekten mit komplexer geologischer Vergangenheit bis hin zu primitiven (wenig veränderten) Asteroiden feststellbar, die noch den hypothetischen Planetesimalen aus der Frühzeit des Sonnensystems entsprechen.
Die Asteroiden zwischen Mars und Jupiter sind nicht gleichmäßig verteilt, da die Gravitation des Planeten Jupiter – er vereint rund 70 Prozent der Gesamtmasse der Planeten des Sonnensystems in sich – Bahnstörungen verursacht. Bei ganzzahligen Verhältnissen der Umlaufzeiten der Asteroiden und des Jupiter treten Resonanzen auf, die den Gravitationseffekt verstärken. In manchen dieser Bereiche sind keine stabilen Asteroidenbahnen möglich, so dass hier Lücken im Hauptgürtel auftreten. Nach dem Astronomen Daniel Kirkwood, der diese Lücken bereits 1866 festgestellt hatte, wurden sie Kirkwoodlücken genannt.
Auffällig sind die 4:1-Resonanz bei 2,06 AE, die den Hauptgürtel nach innen begrenzt, die Hestia-Lücke (3:1), die 5:2-Resonanz-Zone und die Hecuba-Lücke (2:1), die die äußere Grenze des Hauptgürtels bei 3,3 AE bildet. Zwischen der 4:1- und 2:1-Resonanz befindet sich die überwiegende Mehrzahl der Objekte zwischen Mars- und Jupiterbahn. Außerdem besitzen sie verhältnismäßig geringe Bahnneigungen. Außerhalb dieses Hauptgürtels liegen vereinzelt kleinere Asteroidengruppen, die sich an Resonanzbereichen ansammeln, die einen stabilisierenden Effekt auf ihre Umlaufbahnen ausüben.
Eine Raumfahrt durch den Hauptgürtel bedeutet in der Regel nur eine geringe Gefahr, wie die zahlreichen Raumsonden, die ihn schon durchquerten, bewiesen haben. Tatsächlich sind aufwändige Kursberechnungen nötig, um einen Asteroiden zu treffen, da sich die große Zahl von mehr als 600.000 auf einen immensen Raum verteilt.
Die Bereiche der Hauptgürtelasteroiden sind rot dargestellt, die der kleineren Asteroidengruppen blau.
Gruppen von Asteroiden, die gemeinsame Bahnelemente, wie Länge der Halbachse, Bahnneigung oder Exzentrizität, teilen und eine ähnliche Zusammensetzung aufweisen, werden als Asteroidenfamilien bezeichnet. Die Familien entstanden durch die Kollision größerer Objekte und bestehen aus den resultierenden Fragmenten. Viele Planetoiden des Hauptgürtels lassen sich so in neun größere Gruppen einteilen, die jeweils nach dem zuerst entdeckten Vertreter benannt sind.
Innerer Hauptgürtel:
Mittlerer Hauptgürtel:
Äußerer Hauptgürtel:
Etwa zehn Prozent der bekannten Asteroiden laufen nicht auf Bahnen zwischen Mars und Jupiter.
Die Existenz eines weiteren Asteroidengürtels innerhalb der Merkurbahn – die Vulkanoiden, wird für möglich gehalten, konnte aber bisher wegen der Sonnennähe weder nachgewiesen noch widerlegt werden.
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