Asteroiden

Asteroid (243) Ida mit Mond Dactyl

NEAR-Aufnahme des Asteroiden (433) Eros


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Als Asteroiden (von griechisch ἀστήρ, astēr „Stern“ und der Endung -eides „ähnlich“), Kleinplaneten oder Planetoiden werden kleine Objekte bezeichnet, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen, größer als Meteoroiden, aber kleiner als Zwergplaneten sind.

Der Begriff „Asteroid“ wird oft als synonym mit „Kleinplanet“ verwendet, bezieht sich aber hauptsächlich auf Objekte innerhalb der Neptun­bahn. Jenseits der Neptunbahn werden solche Körper transneptunische Objekte (TNO) genannt. Nach neuerer Definition fasst der Begriff Kleinplanet die „klassischen“ Asteroiden und die TNO zusammen.

Bislang sind 714.974 Asteroiden im Sonnensystem bekannt (Stand: 1. Juli 2016),wobei die tatsächliche Anzahl wohl in die Millionen gehen dürfte. Asteroiden haben im Gegensatz zu den Zwergplaneten eine zu geringe Masse, um eine annähernd runde Form anzunehmen, und sind daher generell unregelmäßig geformte Körper. Nur die wenigsten haben mehr als einige 100 Kilometer Durchmesser.

Große Asteroiden im Asteroidengürtel sind die Objekte Pallas,Juno,Vesta,Astraea,Hebe,Iris,Hygiea und Eunomia.

Zunächst gingen die Astronomen davon aus, dass die Asteroiden das Ergebnis einer kosmischen Katastrophe seien, bei der ein Planet zwischen Mars und Jupiter auseinanderbrach und Bruchstücke auf seiner Bahn hinterließ. Es zeigte sich jedoch, dass die Gesamtmasse der im Hauptgürtel vorhandenen Asteroiden sehr viel geringer ist als die des Erdmondes. Schätzungen der Gesamtmasse der Kleinplaneten schwanken zwischen 0,1 und 0,01 Prozent der Erdmasse (Der Mond hat etwa 1,23 Prozent der Erdmasse). Daher wird heute angenommen, dass die Asteroiden eine Restpopulation von Planetesimalen aus der Entstehungsphase des Sonnensystems darstellen. Die Gravitation von Jupiter, dessen Masse am schnellsten zunahm, verhinderte die Bildung eines größeren Planeten aus dem Asteroidenmaterial. Die Planetesimale wurden auf ihren Bahnen gestört, kollidierten immer wieder heftig miteinander und zerbrachen. Ein Teil wurde auf Bahnen abgelenkt, die sie auf Kollisionskurs mit den Planeten brachten. Hiervon zeugen noch die Einschlagkrater auf den Planetenmonden und den inneren Planeten. Die größten Asteroiden wurden nach ihrer Entstehung stark erwärmt (hauptsächlich durch den radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotops 26Al und möglicherweise auch des Eisenisotops 60Fe) und im Innern aufgeschmolzen. Schwere Elemente, wie Nickel und Eisen, setzten sich infolge der Schwerkraftwirkung im Inneren ab, die leichteren Verbindungen, wie die Silikate, verblieben in den Außenbereichen. Dies führte zur Bildung von differenzierten Körpern mit metallischem Kern und silikatischem Mantel. Ein Teil der differenzierten Asteroiden zerbrach bei weiteren Kollisionen, wobei Bruchstücke, die in den Anziehungsbereich der Erde geraten, als Meteoriten niedergehen.

Einschlagwahrscheinlichkeit und -wirkung

Asteroiden, die mit wesentlich größeren Himmelskörpern wie Planeten kollidieren, erzeugen Einschlagkrater. Die Größe des Einschlagkraters und die damit verbundene Energiefreisetzung (Explosion) wird maßgeblich durch die Geschwindigkeit, Größe, Masse und Zusammensetzung des Asteroiden bestimmt.

Die Flugbahnen der Asteroiden im Sonnensystem sind nicht genau genug bekannt, um auf längere Zeit berechnen zu können, ob und wann genau ein Asteroid auf der Erde (oder auf einem anderen Planeten) einschlagen wird. Durch Annäherung an andere Himmelskörper unterliegen die Bahnen der Asteroiden ständig kleineren Veränderungen. Deswegen wird auf Basis der bekannten Bahndaten und -unsicherheiten lediglich das Risiko von Einschlägen errechnet. Es verändert sich bei neuen, genaueren Beobachtungen fortlaufend.

Mit der Turiner Skala und der Palermo-Skala gibt es zwei gebräuchliche Methoden zur Bewertung des Einschlagrisikos von Asteroiden auf der Erde und der damit verbundenen Energiefreisetzung und Zerstörungskraft:

Die Turiner Skala ist anschaulich und einfach gehalten. Sie ist in ganzzahlige Stufen von 0 bis 10 eingeteilt, wobei 0 keine Gefahr bedeutet und Stufe 10 einem sicheren Einschlag mit großer globaler Zerstörungswirkung entspricht (→Global Killer). Von dieser Skala wird eher in den Medien Gebrauch gemacht, da sie einfacher zu verstehen ist als die Palermo-Skala.
Die Palermo-Skala wiederum findet in der Astronomie häufigere Anwendung, da sie physikalisch aussagekräftiger ist. Sie setzt die Einschlagwahrscheinlichkeit mit dem Hintergrundrisiko durch Objekte vergleichbarer Größe in Verbindung. Die Palermo-Skala ist logarithmisch aufgebaut: Ein Wert von 0 auf der Palermo-Skala entspricht dem einfachen Hintergrundrisiko (1=100), 1 entspricht zehnfachem Risiko (10=101), 2 dem 100-fachen Risiko (100=102) und so weiter.

Radaraufnahme des Asteroiden 1950 DA
Meteore

Meteor über Chia, Sardinien.


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Meteore (Einzahl der Meteor, fachsprachlich das Meteor) sind im weiteren Sinne Leucht- und Wettererscheinungen in der Erdatmosphäre und an der Erdoberfläche. Im engeren Sinn versteht man darunter das Aufleuchten von Sternschnuppen, wenn sie in der Hochatmosphäre verglühen.

Das Wort kommt vom altgriechischen μετέωρος metéōros ‚in der Luft schwebend‘, wo es ursprünglich auch Erscheinungen am Himmel und damit manche Himmelskörper umfasste.Viele derartige Erscheinungen wurden bereits in der Antike zum Beispiel von Aristoteles in seinem Werk Meteorologie beschrieben.Die heutige Meteorologie und Klimatologie befasst sich mit Beobachtung und Beschreibung des Wettergeschehens in der Atmosphäre und nur am Rande mit den damit zusammenhängenden Leuchterscheinungen. Heute umfasst der Begriff in diesem Fachgebiet primär die atmosphärische Optik und Atmosphärenphysik der Schwebeteilchen (Aerosole und atmosphärisches Wasser).

Die astronomische Wissenschaft der Meteore im engeren Sinne ist die Meteorkunde. Als Meteore werden heute vor allem die Sternschnuppen genannten Leuchterscheinungen bezeichnet. Sie werden von kleinen, in die Erdatmosphäre eindringenden Meteoroiden erzeugt, die beim Verglühen die Luftteilchen ionisieren (Rekombinationsleuchten). Die wenigen bis zur Erdoberfläche herabfallenden Körper nennt man Meteorite. Die Überreste des Verglühens und feinsten, nicht frei sichtigen Meteore (Mikrometeoriten) ergeben dann die extraterrestrischen Aerosole.

Der überwiegende Teil der Meteore ist interplanetaren Ursprungs; nur sehr wenige erreichen die Erde aus dem interstellaren Raum. Wie die Erde und die anderen Planeten die Sonne umkreisen, so umkreisen auch Meteorströme die Sonne.

Neben einzeln auftretenden Meteoren (sporadische Meteore) gibt es Meteorströme. Diese entstehen, wenn die Erde die Flugbahn eines Kometen kreuzt. Da für den Beobachter der Eindruck besteht, als träfen sich die Spuren all dieser Meteore in einem Punkt, wenn man sie entgegengesetzt der Bewegungsrichtung verlängert, sind die Meteorströme nach dem Sternbild benannt, in dem dieser Radiant liegt. Bekannte Meteorströme sind die Quadrantiden im Januar, die Perseiden im Juli und August, die Leoniden im November sowie die Geminiden im Dezember. Besonders sternschnuppenreich sind in der Regel die Tage zwischen dem 8. und dem 14. August, wenn aus dem Sternbild Perseus die „Perseiden“ auf die Erde „regnen“.

Auch künstliche Erdsatelliten sowie Raketenteile (Weltraumschrott) rufen beim Wiedereintritt in die Erdatmosphäre meteorartige Leuchterscheinungen hervor. Sie sind jedoch wesentlich langsamer, daran kann man sie von Meteoren unterscheiden.

Im Volksmund werden kleine Meteore auch Sternschnuppen genannt (vgl. Schnuppe). Deren Ursprungsobjekte haben Durchmesser um 1 mm. Größere Objekte (> 10 mm) heißen Boliden, Feuerkugeln oder Feuerbälle.

Teleskopische Meteore sind Sternschnuppen, die nicht mehr freiäugig sichtbar sind, sondern sich zufällig bei Fernrohrbeobachtungen durchs Gesichtsfeld bewegen. Als Radarmeteore werden jene bezeichnet, deren Ionisationsspuren mit Radargeräten auch am Taghimmel beobachtbar sind.

Die meisten Meteorerscheinungen dauern nur Sekundenbruchteile und werden von Teilchen erzeugt, die unter einem Millimeter groß sind und im Allgemeinen mit 30 bis 70 Kilometern pro Sekunde auf die Erdatmosphäre auftreffen. Sie verglühen dabei vollständig. Meteoroiden mit der Größe eines Reiskorns liefern eindrucksvolle Leuchterscheinungen mit einer Dauer von mehr als einer Sekunde.

Viel seltener sind dagegen größere Objekte von mindestens einigen Kilogramm Masse, die unter Umständen nicht vollständig verglühen, als Meteorit auf der Erdoberfläche auftreffen und dort je nach Größe beträchtliche Spuren hinterlassen können (z. B. das Nördlinger Ries, der Barringer-Krater und der Krater auf Yucatán). Das ist insbesondere bei Eisenmeteoriten der Fall. Steinmeteoroiden zerfallen meistens (Gegenbeispiel Carancas), selbst bei größeren Abmessungen, zu einem Teile-Schwarm und können als Meteoritenschauer auf den Boden treffen. Selbst wenn feste Bestandteile nicht bis zur Erdoberfläche gelangen, können sie dennoch eine beachtliche Druckwelle erzeugen (siehe Tunguska-Ereignis, Meteor von Tscheljabinsk).


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Komet

Der Komet Tschurjumow-Gerassimenko, aufgenommen von der Raumsonde Rosetta (2014)

Hale-Bopp, aufgenommen am 11. März 1997


Bild Quelle https://de.wikipedia.org/wiki/Komet

Ein Komet oder Schweifstern ist ein kleiner Himmelskörper von meist einigen Kilometern Durchmesser, der in den sonnennahen Teilen seiner Bahn eine durch Ausgasen erzeugte Koma und meist auch einen leuchtenden Schweif entwickelt. Der Name kommt von altgriech. κομήτης komētēs ‚Haarstern‘, abgeleitet von κόμη kómē für ‚Haupthaar‘, ‚Mähne‘.

Kometen sind wie Asteroiden Überreste der Entstehung des Sonnensystems und bestehen aus Eis, Staub und lockerem Gestein. Sie bildeten sich in den äußeren, kalten Bereichen des Sonnensystems (überwiegend jenseits der Neptunbahn), wo die reichlichen Wasserstoff- und Kohlenstoff-Verbindungen zu Eis kondensierten.

In Sonnennähe ist der meist nur wenige Kilometer große Kometenkern von einer diffusen, nebeligen Hülle umgeben, die Koma genannt wird und eine Ausdehnung von 2 bis 3 Millionen km erreichen kann. Kern und Koma zusammen nennt man auch den Kopf des Kometen. Das auffälligste Kennzeichen der von der Erde aus sichtbaren Kometen ist jedoch der Schweif. Er bildet sich erst ab einer Sonnenentfernung unter 2 AE, kann aber bei großen und sonnennahen Objekten eine Länge von mehreren 100 Millionen Kilometern erreichen. Meistens sind es aber nur einige 10 Millionen Kilometer.

Die Zahl neu entdeckter Kometen lag bis in die 1990er Jahre bei etwa 10 pro Jahr und stieg seither durch automatische Suchprogramme und Weltraumteleskope merklich an. Die meisten der neuen Kometen und der schon bei früheren Umläufen beobachteten sind aber nur im Fernrohr sichtbar. Mit Annäherung an die Sonne beginnen sie stärker zu leuchten, doch lässt sich die Entwicklung von Helligkeit und Schweif nicht genau voraussagen. Wirklich eindrucksvolle Erscheinungen gibt es nur etwa 10 pro Jahrhundert.

Während bis 1900 etwa 5 bis 10 neue Kometen pro Jahr entdeckt wurden, ist diese Zahl inzwischen auf über 20 angestiegen. Wesentlich sind daran automatische Himmels-Durchmusterungen und Beobachtungen von Raumsonden beteiligt. Doch gibt es auch Amateurastronomen, die sich auf Kometensuche spezialisiert haben, insbesondere in Japan und Australien.

Am erfolgreichsten war dabei der Neuseeländer William Bradfield mit 17 Entdeckungen zwischen 1972 und 1995, die alle nach ihm benannt wurden. Er suchte systematisch am Dämmerungshimmel bis zu 90° Sonnenabstand und wandte dafür jährlich etwa 100 Stunden auf.

Für visuelle Beobachtungen eignen sich lichtstarke Feldstecher oder ein spezieller Kometensucher. Wichtig ist eine schwache Vergrößerung bei hoher Lichtstärke, damit die relativ geringe Flächenhelligkeit des Kometen (ähnlich wie bei Nebelbeobachtungen) erhalten bleibt. Die Austrittspupille soll daher jener des dunkeladaptierten Auges (etwa 7 mm) entsprechen.

Fotografisch benutzt man heute meist Kameras mit hochempfindlichen CCD-Sensoren. Bei Detailfotografien (etwa von der Struktur des Kometenschweifs) wird die Kamera nicht den Sternen nachgeführt, sondern mittels genäherter Bahnberechnung dem Kometen selbst. Die meisten sind bei ihrer Entdeckung noch im äußeren Sonnensystem und erscheinen nur wie ein diffuses Sternchen von 15. bis 20. Magnitude.


Liste der Kometen


Einschlag des Impaktors der Deep-Impact-Sonde auf dem Kometen Tempel 1 (2005)

Der 5 km große Kern von Wild 2 (Stardust, NASA)


Quelle https://de.wikipedia.org/wiki/Komet