Asteroid

Ein Asteroid ist ein kleiner Planet des inneres Sonnensystem. Die Größen und Formen von Asteroiden variieren erheblich und reichen von 1-Meter-Gesteinen bis Zwergenplaneten Fast 1000 km Durchmesser; Sie sind metallische oder felsige Körper ohne Atmosphäre.

Von den ungefähr einer Million bekannten Asteroiden^[1] Die größte Anzahl von ihnen befindet sich zwischen den Bahnen des Mars und dem Jupiter, ungefähr 2 bis 4 AU von der Sonne im Haupt Asteroidengürtel. Asteroiden werden im Allgemeinen als drei Typen eingestuft: C-Typ, M-Typ, und S-Typ. Diese wurden nachgewiesen und werden im Allgemeinen mit identifiziert kohlenstoffhaltig, metallisch, und silicaceous Zusammensetzungen. Die Größen der Asteroiden variieren stark; das größte, Ceres, ist fast 1.000 km (600 mi) durch und qualifiziert sich als a Zwergplanet. Die Gesamtmasse aller Asteroiden zusammen ist geringer als die des Erdmondes. Die Mehrheit der Hauptgürtel -Asteroiden folgt leicht elliptische, stabile Umlaufbahnen, dreht sich in die gleiche Richtung wie die Erde und nimmt drei bis sechs Jahre an, um einen vollen Sonnenkreislauf abzuschließen.^[2]

Asteroiden wurden historisch von der Erde beobachtet; das Galileo Raumschiffe lieferte die erste enge Beobachtung eines Asteroiden. Anschließend wurden mehrere spezielle Missionen zu Asteroiden von gestartet von NASA und Jaxa, mit Plänen für andere Missionen. NASAs In der Nähe des Schuhmachers studiert Eros, und Dämmerung beobachtet Vesta und Ceres. Jaxas Missionen Hayabusa und Hayabusa2 studierte und zurückgegebene Proben von Itokawa und Ryugu, beziehungsweise. Osiris-Rex studiert BennuSammeln einer Probe im Jahr 2020, die 2023 auf die Erde zurückgeliefert werden soll. Lucy, der 2021 eingeführt wurde, verfügt über eine Reiseroute mit acht verschiedenen Asteroiden, eine aus dem Hauptgürtel und sieben Jupiter Trojaner. Psyche, um im Jahr 2023 oder 2024 auf den Markt zu kommen, wird ein Metallic untersuchen Asteroid desselben Namens.

Nahe Erde-Asteroiden können das gesamte Leben auf dem Planeten bedrohen; ein Asteroid Impact Event führte zum Kreidezeit -Aussterben. Es wurden unterschiedliche Asteroidenablenkungstrategien vorgeschlagen; Doppel -Asteroiden -Umleitungstest wurde im Jahr 2021 ins Leben gerufen und ist derzeit im Gange zu Dimorphos, wo es versucht, die Umlaufbahn des Asteroiden zu verändern, indem es im September 2022 einstürzt.

Anamnese der Beobachtungen

Nur ein Asteroid, 4 Vesta, was relativ hat reflektierende Oberfläche, ist normalerweise für das bloße Auge sichtbar. Bei günstiger Position ist 4 Vesta im dunklen Himmel zu sehen. Selten können kleine Asteroiden, die nahe der Erde vorbeikommen, für kurze Zeit für das bloße Auge sichtbar sein.^[3] Ab April 2022^{[aktualisieren]}, das Minor Planet Center Hatten Daten zu 1.199.224 kleinen Planeten im inneren und äußeren Sonnensystem, von denen etwa 614.690 genügend Informationen hatten, um nummerierte Bezeichnungen zu erhalten.^[4]

Entdeckung von Ceres

1772 der deutsche Astronom Johann Elert Bode, zitieren Johann Daniel Titius, veröffentlichte eine numerische Prozession als die Titius -Bode -Gesetz (jetzt diskreditiert). Mit Ausnahme einer ungeklärten Lücke zwischen Mars und Jupiter schien die Formel von Bode die Umlaufbahnen der bekannten Planeten vorherzusagen.^[5][6] Er schrieb die folgende Erklärung für die Existenz eines "vermissten Planeten":

Dieser letztere Punkt scheint insbesondere aus der erstaunlichen Beziehung zu folgen, die die bekannten sechs Planeten in ihren Entfernungen von der Sonne beobachten. Lassen Sie die Entfernung von der Sonne zu Saturn als 100 genommen werden, dann wird Quecksilber durch 4 solche Teile von der Sonne getrennt. Die Venus ist 4 + 3 = 7. Die Erde 4 + 6 = 10. Mars 4 + 12 = 16. Jetzt kommt eine Lücke in dieser so ordnungsgemäßen Progression. Nach dem Mars folgt ein Raum von 4 + 24 = 28 Teilen, in dem noch kein Planet gesehen wurde. Kann man glauben, dass der Gründer des Universums diesen Raum leer gelassen hat? Sicherlich nicht. Von hier aus kommen wir um 4 + 48 = 52 Teile und schließlich zu dem von Saturn um 4 + 96 = 100 Teile.^[7]

Die Formel von Bode sagte voraus, dass ein anderer Planet mit einem Orbitalradius nahe 2,8 gefunden wird astronomische Einheiten (AU) oder 420 Millionen km von der Sonne.^[6] Das Gesetz von Titius -Bode erhöhte einen Schub mit William HerschelEntdeckung von Uranus in der Nähe der vorhergesagten Entfernung für einen Planeten darüber hinaus Saturn.^[5] Im Jahr 1800 eine Gruppe unter der Leitung Franz Xaver von Zach, Herausgeber des deutschen Astronomischen Journals Monatille korrespondieren (Monatliche Korrespondenz), schickte Anfragen an 24 erfahrene Astronomen (die er als "himmlische Polizei" bezeichnete).^[6] Bitten Sie, ihre Bemühungen zu kombinieren und eine methodische Suche nach dem erwarteten Planeten zu beginnen.^[6] Obwohl sie keine Ceres entdeckten, fanden sie später die Asteroiden 2 Pallas, 3 Juno und 4 Vesta.^[6]

Einer der für die Suche ausgewählten Astronomen war Giuseppe Piazzi, ein katholischer Priester an der Akademie von Palermo, Sizilien. Bevor Piazzi am 1. Januar 1801 Ceres entdeckte, entdeckte Piazzi Ceres.^[8] Er suchte nach "den 87. [Stern] des Katalogs der Tierkreissterne von Herr La Caille",",^[5] fand aber, dass "es einem anderen vorging".^[5] Anstelle eines Sterns hatte Piazzi ein bewegendes, sternähnliches Objekt gefunden, von dem er zuerst dachte, er sei ein Komet.^[9] Piazzi beobachtete Ceres insgesamt 24 Mal, das letzte Mal am 11. Februar 1801, als Krankheit seine Arbeit unterbrach. Er kündigte seine Entdeckung am 24. Januar 1801 in Briefen an nur zwei Mitstronomen an, seinen Landsmann Barnaba Oriani von Mailand und Bode in Berlin.^[10] Er meldete es als Komet, aber "da seine Bewegung so langsam und eher einheitlich ist, ist es mir mehrmals in den Sinn gekommen, dass es etwas Besseres sein könnte als ein Komet".^[5] Im April schickte Piazzi seine vollständigen Beobachtungen an Oriani, Bode und den französischen Astronom Jérôme Lalande. Die Informationen wurden in der September 1801 -Ausgabe der veröffentlicht Monatille korrespondieren.^[9]

Zu diesem Zeitpunkt hatte sich die scheinbare Position von Ceres verändert (hauptsächlich aufgrund der Bewegung der Erde rund um die Sonne) und war zu nahe am Blick der Sonne für andere Astronomen, um die Beobachtungen von Piazzis zu bestätigen. Gegen Ende des Jahres hätte Ceres wieder sichtbar sein sollen, aber nach so langer Zeit war es schwierig, seine genaue Position vorherzusagen. Mathematiker erholen, Ceres, Mathematiker Carl Friedrich Gauß, dann 24 Jahre alt, entwickelte eine Effiziente Methode von Orbit -Bestimmung.^[9] In ein paar Wochen prognostizierte er den Weg von Ceres und sandte seine Ergebnisse an Zach. Am 31. Dezember 1801 von Zach und Celestial Policeman Heinrich W. M. Olbers fand Ceres in der Nähe der vorhergesagten Position und wiedererlangte sie.^[9] Bei 2,8 AU von der Sonne schien Ceres fast perfekt zum Gesetz von Titius -Bode zu passen. Neptun, einst 1846 entdeckt, war jedoch 8 AU näher als vorhergesagt, was die meisten Astronomen zu dem Schluss brachte, dass das Gesetz ein Zufall war.^[11] Piazzi nannte das neu entdeckte Objekt Ceres ferdinandea, "zu Ehren der Göttin der Sizilien und von König Ferdinand von Bourbon".^[7]

Weitere Suche

Drei weitere Asteroiden (2 Pallas, 3 Juno, und 4 Vesta) wurden in den nächsten Jahren von von Zachs Gruppe entdeckt, wobei Vesta 1807 gefunden wurde.^[6] Bis 1845 wurden keine neuen Asteroiden entdeckt. Amateurastronomer Karl Ludwig Hencke Begann 1930 seine Suche nach neuen Asteroiden und fünfzehn Jahre später, als er nach Vesta suchte, fand er den Asteroiden später benannt 5 Astraea. Es war die erste neue Asteroiden -Entdeckung seit 38 Jahren. Carl Friedrich Gauß wurde die Ehre, den Asteroiden zu benennen. Danach schlossen sich andere Astronomen an; 15 Asteroiden wurden bis Ende 1851 gefunden. 1868, wann James Craig Watson entdeckte den 100. Asteroiden, das Französische Akademie der Wissenschaften graviert die Gesichter von Karl Theodor Robert Luther, John Russell Hind, und Hermann GoldschmidtDie drei erfolgreichsten Asteroidenjäger zu dieser Zeit auf einem Gedenkmedaillon, das das Ereignis markiert.^[12]

Im Jahr 1891, Max Wolf Pionierarbeit bei der Verwendung von Astrophotographie Asteroiden zu erfassen, die als kurze Streifen auf fotografischen Langzeitplatten mit langer Exposition erschienen.^[12] Dies erhöhte die Erkennungsrate im Vergleich zu früheren visuellen Methoden dramatisch: Wolf allein entdeckte 248 Asteroiden, beginnend mit 323 Brucia,^[13] bis zu diesem Zeitpunkt nur etwas mehr als 300 entdeckt worden. Es war bekannt, dass es noch viel mehr gab, aber die meisten Astronomen haben sich nicht um sie gekümmert, einige nannten sie "Ungeziefer des Himmels".^[14] eine Phrase, die unterschiedlich zugeschrieben wird Eduard Suess^[15] und Edmund Weiss.^[16] Selbst ein Jahrhundert später wurden nur wenige tausend Asteroiden identifiziert, nummeriert und benannt.

19. und 20. Jahrhundert

In der Vergangenheit wurden Asteroiden durch einen vierstufigen Prozess entdeckt. Erstens war eine Region des Himmels fotografiert durch ein Weitfeld Teleskop, oder Astographie. Paare von Fotografien wurden aufgenommen, typischerweise eine Stunde voneinander entfernt. Mehrere Paare könnten über eine Reihe von Tagen übernommen werden. Zweitens die beiden Filme oder Platten der gleichen Region wurden unter a angesehen Stereoskop. Ein Körper in der Umlaufbahn um die Sonne würde sich leicht zwischen dem Filmenpaar bewegen. Unter der Stereoskop scheint das Bild des Körpers leicht über dem Hintergrund der Sterne zu schweben. Drittens würde seine sich bewegende Karosserie identifiziert, seine Position unter Verwendung eines digitalisierenden Mikroskops genau gemessen wird. Der Ort würde relativ zu bekannten Sternorten gemessen.^[17]

Diese ersten drei Schritte stellen keine Asteroiden -Entdeckung dar: Der Beobachter hat nur eine Erscheinung gefunden, die a bekommt vorläufige Bezeichnung, bestehend aus dem Jahr der Entdeckung, einem Brief, der den halben Monatsmonat der Entdeckung darstellt, und schließlich einen Brief und eine Nummer, die die sequentielle Nummer der Entdeckung angibt (Beispiel: 1998 FJ₇₄). Der letzte Schritt sendet die Orte und die Zeit der Beobachtungen an die Minor Planet Center, wo Computerprogramme bestimmen, ob eine Erscheinung frühere Erscheinungen zu einer einzigen Umlaufbahn zusammenbindet. In diesem Fall erhält das Objekt eine Katalognummer und der Beobachter der ersten Erscheinung mit einer berechneten Umlaufbahn wird als Entdecker erklärt und gewährt die Ehre, das Objekt zu benennen, das der Genehmigung des Internationale astronomische Union.^[18]

Benennung

Bis 1851 die Royal Astronomical Society entschieden, dass Asteroiden zu einer so schnellen Geschwindigkeit entdeckt wurden, dass ein anderes System benötigt wurde, um Asteroiden zu kategorisieren oder zu benennen. 1852, als de Gasparis den zwanzigsten Asteroiden entdeckte, Benjamin Valz gab ihm einen Namen und eine Nummer, die seinen Rang unter Asteroiden -Entdeckungen bezeichnete. 20 Massalia. Manchmal wurden Asteroiden entdeckt und nicht wieder gesehen. Ab 1892 wurden nach dem Jahr neue Asteroiden aufgeführt und ein Großbuchstaben, in dem die Reihenfolge angibt, in der die Umlaufbahn des Asteroidens in diesem bestimmten Jahr berechnet und registriert wurde. Zum Beispiel wurden die ersten beiden Asteroiden, die 1892 entdeckt wurden, mit 1892a und 1892b bezeichnet. Es gab jedoch nicht genügend Buchstaben im Alphabet für alle 1893 entdeckten Asteroiden, also folgte 1893z 1893aa. Eine Reihe von Variationen dieser Methoden wurde ausprobiert, einschließlich Bezeichnungen, die ein Jahr und einen griechischen Brief 1914 umfassten. 1925 wurde ein einfaches chronologisches Zahlensystem eingerichtet.^[12][19]

Derzeit erhalten alle neu entdeckten Asteroiden a vorläufige Bezeichnung (wie zum Beispiel 2002 at4) bestehend aus dem Jahr der Entdeckung und einem alphanumerischen Code, der das angibt halber Monat der Entdeckung und der Sequenz innerhalb dieser halben Monate. Sobald die Umlaufbahn eines Asteroiden bestätigt wurde, erhält sie eine Nummer und kann später auch einen Namen erhalten (z. 433 Eros). Bei der formalen Namenskonvention wird Klammern um die Zahl verwendet - z. (433) Eros - aber die Klammern fallen, ist ziemlich häufig. Informell ist es auch üblich, die Nummer insgesamt fallen zu lassen oder sie nach der ersten Erwähnung fallen zu lassen, wenn ein Name im laufenden Text wiederholt wird.^[20] Darüber hinaus können Namen des Entdeckers des Asteroiden in Richtlinien vorgeschlagen werden, die von der Internationalen Astronomischen Union festgelegt wurden.^[21]

Symbole

Die ersten Asteroiden, die entdeckt wurden, wurden ikonische Symbole zugewiesen, wie sie traditionell zur Bestimmung der Planeten verwendet wurden. Bis 1855 gab es zwei Dutzend Asteroidensymbole, die häufig in mehreren Varianten auftraten.^[22]

Im Jahr 1851, nach dem fünfzehnten Asteroiden,, Eunomie, war entdeckt worden, JOHANN FRANZ ENCKE machte eine große Veränderung in der kommenden Ausgabe von 1854 von The Berliner Astronomische Jahrbuch (Baj, Berlin astronomisches Jahrbuch). Er stellte eine Festplatte (Kreis) ein, ein traditionelles Symbol für einen Stern, als generisches Symbol für einen Asteroiden. Der Kreis wurde dann in der Reihenfolge der Entdeckung nummeriert, um einen bestimmten Asteroiden anzuzeigen. Die nummerierte Kreiskonvention wurde schnell von Astronomen und dem nächsten Asteroiden übernommen (zu entdecken (16 Psyche, 1852) war der erste, der zum Zeitpunkt seiner Entdeckung auf diese Weise ausgewiesen wurde. Psyche erhielt jedoch auch ein ikonisches Symbol, ebenso wie einige andere Asteroiden, die in den nächsten Jahren entdeckt wurden. 20 Massalia war der erste Asteroid, dem kein ikonisches Symbol zugewiesen wurde, und nach der Entdeckung von 1855 wurden keine ikonischen Symbole erstellt 37 Fides.^[a][23]

Terminologie

Der erste entdeckte Asteroiden, Ceres, wurde ursprünglich als neuer Planet angesehen.^[b] Es folgte die Entdeckung anderer ähnlicher Körper, die mit der Ausrüstung der Zeit Lichtpunkte wie Sterne zu sein schien, die eine kleine oder keine planetarische Scheibe zeigten, obwohl sie aufgrund ihrer scheinbaren Bewegungen leicht von Sternen unterscheidbar waren. Dies veranlasste den Astronom Sir William Herschel den Begriff vorschlagen "Asteroid",",^[c] auf Griechisch geprägt wie ἀστεροειδής, oder Asteroeidēs, Bedeutung 'sternartig, sternförmig ', abgeleitet vom alten Griechisch ἀστήρ Aster 'Star, Planet'. In der frühen zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts wurden die Begriffe "Asteroid" und "Planet" (nicht immer als "Moll" qualifiziert) immer noch austauschbar verwendet.^[d]

Traditionell wurden kleine Körper, die die Sonne umkreist, als klassifiziert als Kometen, Asteroiden, oder Meteoroide, mit etwas kleiner als einem Meter, der als Meteoroid bezeichnet wird. Der Begriff "Asteroid" hatte nie eine formale Definition,^[28] mit dem breiteren Begriff "kleine Solarsystemkörper"Von der bevorzugt werden Internationale astronomische Union (IAU).^[29] Da keine IAU -Definition vorliegt, kann Asteroid als "unregelmäßig geformte felsige Körper umkreist, die die Sonne umkreist, die nicht als Planet oder Zwergplanet gemäß den IAU -Definitionen dieser Begriffe qualifiziert ist".^[30]

Als gefunden wurden, wurden Asteroiden als eine Klasse von Objekten angesehen, die sich von Kometen unterschieden ein Koma aufgrund Sublimation von Nahflächen-Eisen durch Sonnenstrahlung. Einige Objekte wurden doppelt gelistet, weil sie zuerst als Nebenplaneten eingestuft wurden, später jedoch Hinweise auf Kometernaktivitäten zeigten. Umgekehrt werden einige (vielleicht alle) Kometen schließlich von ihrer Oberfläche erschöpft flüchtige ICES und asoidartig werden. Eine weitere Unterscheidung ist, dass Kometen normalerweise exzentrische Umlaufbahnen haben als die meisten Asteroiden. "Asteroiden" mit besonders exzentrischen Umlaufbahnen sind wahrscheinlich ruhende oder ausgestorbene Kometen.^[31]

Seit fast zwei Jahrhunderten aus der Entdeckung von Ceres im Jahr 1801 bis zur Entdeckung des ersten Zentaur, 2060 Chiron 1977 verbrachten alle bekannten Asteroiden die meiste Zeit in oder innerhalb der Umlaufbahn des Jupiter, allerdings einige wie einige wie 944 Hidalgo weit über Jupiter hinaus für einen Teil ihrer Umlaufbahn übertroffen. Diejenigen, die sich zwischen den Bahnen des Mars und Jupiter befanden, waren viele Jahre lang einfach als Asteroiden bekannt.^[32] Als Astronomen anfingen, mehr kleine Körper zu finden, die dauerhaft weiter draußen wohnten als Jupiter, jetzt genannt ZentaurenSie zählten sie zu den traditionellen Asteroiden. Es gab Debatten darüber, ob diese Objekte als Asteroiden angesehen werden sollten oder eine neue Klassifizierung gegeben werden. Dann, wenn der erste Transneptunisches Objekt (außer Pluto), 15760 Albion, wurde 1992 entdeckt, und insbesondere als eine große Anzahl ähnlicher Objekte auftauchte, wurden neue Begriffe erfunden, um das Problem zu umgehen: Kuiper-Belt-Objekt, Transneptunisches Objekt, gestreutes Disc-Objekt, usw. Sie bewohnen die kalten äußeren Reichweite des Sonnensystems, in dem ICES fest bleiben und dass es nicht mit kometenähnlichen Körpern viel kometäre Aktivität aufweist. Wenn Zentauren oder trans-telunische Objekte in der Nähe der Sonne wagen würden, würden ihre flüchtigen Eisen sublimieren, und traditionelle Ansätze würden sie als Kometen und nicht als Asteroiden klassifizieren.

Die innersten davon sind die Kuiper-Belt-Objekte, teilweise als "Objekte" bezeichnet, um zu vermeiden, dass sie als Asteroiden oder Kometen klassifiziert werden müssen.^[33] Es wird angenommen, dass sie in der Komposition überwiegend kometisch sind, obwohl einige eher Asteroiden ähneln.^[34] Darüber hinaus haben die meisten nicht die hoch exzentrischen Umlaufbahnen, die mit Kometen verbunden sind, und die bisher entdeckten sind größer als traditionell Kometenkerne. (Die viel weiter entfernter Oortwolke wird als Hauptreservoir von ruhenden Kometen angenommen. Sternenstaub Sonde verwischt zunehmend die Unterscheidung zwischen Kometen und Asteroiden,^[35] Vorschläge "ein Kontinuum zwischen Asteroiden und Kometen" und nicht eine scharfe Trennlinie.^[36]

Die kleinen Planeten jenseits der Umlaufbahn von Jupiter werden manchmal auch als "Asteroiden" bezeichnet, insbesondere in beliebten Präsentationen.^[e] Es wird jedoch immer häufiger, dass der Begriff "Asteroid" auf kleinere Planeten des inneren Sonnensystems beschränkt ist.^[33] Daher beschränkt sich dieser Artikel größtenteils auf die klassischen Asteroiden: Objekte der Asteroidengürtel, Jupiter Trojaner, und Naherde Objekte.

Als die IAU die Klasse vorstellte kleine Solarsystemkörper Im Jahr 2006, um die meisten zuvor als Nebenplaneten und Kometen eingestuften Objekte einzubeziehen, haben sie die Klasse von erstellt Zwergenplaneten Für die größten kleinen Planeten - diejenigen, die genug Masse haben, um unter ihrer eigenen Schwerkraft ellipsoidisch geworden zu sein. Laut IAU kann "der Begriff" Minor Planet "noch verwendet werden, aber im Allgemeinen wird der Begriff" kleiner Sonnensystemkörper "bevorzugt."^[38] Derzeit nur das größte Objekt im Asteroidengürtel, CeresBei etwa 975 km (606 mi) wurden in der Kategorie Zwerg Planet platziert.^[39][40]

Formation

Viele Asteroiden sind die zerbrochenen Überreste von Planetensimale, Körper innerhalb der jungen Sonne Solarnebel Das wurde nie groß genug, um zu werden Planeten.^[42] Es wird angenommen, dass Planetesalmale im Asteroidengürtel ähnlich wie der Rest der Objekte im Solarnebel, bis Jupiter sich seiner aktuellen Masse näherte, an welchem ​​Punkt die Anregung von Orbitalresonanzen mit Jupiter über 99% der Planetensimale im Gürtel ausgeworfen. Simulationen und eine Diskontinuität der Spinrate und spektrale Eigenschaften legen nahe, dass Asteroiden mehr als ungefähr 120 km Durchmesser akretiert Während dieser frühen Ära sind kleinere Körper Fragmente von Kollisionen zwischen Asteroiden während oder nach der jovischen Störung.^[43] Ceres und Vesta wurden groß genug, um zu schmelzen und unterscheiden, mit schweren metallischen Elementen, die bis ins Kern sinken und felsige Mineralien in der Kruste hinterlassen.^[44]

In dem Schönes Modell, viele Kuiper-Belt-Objekte werden im äußeren Asteroidengürtel in Abständen von mehr als 2,6 AU erfasst. Die meisten wurden später von Jupiter ausgeworfen, aber diejenigen, die blieben D-Typ-Asteroidenund möglicherweise Ceres einschließen.^[45]

Verteilung innerhalb des Sonnensystems

Verschiedene dynamische Gruppen von Asteroiden wurden im inneren Sonnensystem umkreist. Ihre Umlaufbahnen werden durch die Schwere anderer Körper im Sonnensystem und durch das gestört Yarkovsky -Effekt. Zu den wichtigsten Populationen gehören:

Asteroidengürtel

Die Mehrheit der bekannten Asteroiden Umlaufbahn innerhalb des Asteroidengürtels zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, im Allgemeinen in relativ niedrig-Exzentrizität (d. H. Nicht sehr verlängert) Umlaufbahnen. Es wird nun geschätzt, dass dieser Gürtel zwischen 1,1 und 1,9 Millionen Asteroiden über 1 km im Durchmesser von mehr als 1 km (0,6 mi) enthält.^[46] und Millionen kleinerer. Diese Asteroiden können Überreste der Protoplanetarische Festplatteund in dieser Region die Akkretion von Planetensimale In Planeten während der formativen Periode des Sonnensystems wurde durch große Gravitationsstörungen durch verhindert Jupiter.

Im Gegensatz zu beliebten Bildern ist der Asteroidengürtel größtenteils leer. Die Asteroiden sind über ein so großes Volumen verteilt, dass es unwahrscheinlich wäre, einen Asteroiden zu erreichen, ohne sorgfältig zu zielen. Trotzdem sind derzeit Hunderttausende von Asteroiden bekannt, und die Gesamtzahl reicht je nach Grenzwert niedrigerer Größe. Über 200 Asteroiden sind bekanntermaßen größer als 100 km,^[47] und eine Umfrage in den Infrarotwellenlängen hat gezeigt, dass der Asteroidengürtel zwischen 700.000 und 1,7 Millionen Asteroiden mit einem Durchmesser von 1 km oder mehr hat.^[48] Das Absolute Größen Die meisten der bekannten Asteroiden sind zwischen 11 und 19, wobei der Median bei etwa 16 Jahren.^[49]

Die Gesamtmasse des Asteroidengürtels wird geschätzt 2.39×10²¹ kg, nur 3% der Mondmasse.^[50] Die vier größten Objekte Ceres, Vesta, Pallas und Hygiea machen möglicherweise 62% der Gesamtmasse des Gürtels aus, wobei 39% allein von Ceres ausmachen.^[51]

Trojaner

Trojaner sind Populationen, die eine Umlaufbahn mit einem größeren Planeten oder Mond teilen, aber nicht damit kollidieren, weil sie sich in einem der beiden umkreisen Lagrange -Punkte der Stabilität, l₄ und ich₅, die 60 ° vor und hinter dem größeren Körper liegen.

Im Sonnensystem teilen die meisten Trojaner die Umlaufbahn von Jupiter. Sie sind in die unterteilt Griechisches Lager bei l₄ (vor Jupiter) und die Trojanisches Lager bei l₅ (Hinterer Jupiter). Es wird angenommen, dass mehr als eine Million Jupiter -Trojaner größer als ein Kilometer existieren.^[52] Davon sind mehr als 7.000 katalogisiert. In anderen Planetenbahnen nur neun Mars Trojaner, 28 Neptune Trojaner, zwei Uranus Trojaner, und zwei Erde Trojaner, wurden bisher gefunden. Eine temporäre Venus Trojaner ist auch bekannt. Numerische Stabilitätssimulationen für Orbitaldynamik zeigen, dass Saturn und Uranus wahrscheinlich keine ursprünglichen Trojaner haben.^[53]

Naherde Asteroiden

Nahe Erde-Asteroiden oder Neas sind Asteroiden, die Bahnen haben, die nahe an der der Erde passieren. Asteroiden, die tatsächlich den Orbitalweg der Erde überqueren Erdkrosser. Ab April 2022^{[aktualisieren]}Insgesamt 28.772 nahe Erde Asteroiden waren bekannt; 878 haben einen Durchmesser von einem Kilometer oder größer.^[54]

Eine kleine Anzahl von Neas ist Ausgestorbene Kometen Das hat ihre flüchtigen Oberflächenmaterialien verloren, obwohl ein schwacher oder zeitlich kommerischartiger Schwanz nicht unbedingt zu einer Klassifizierung als nahezu erdes Komet führt, was die Grenzen etwas unscharf macht. Der Rest der Naherde-Asteroiden wird durch Gravitationswechselwirkungen mit dem Asteroidengürtel ausgelöst Jupiter.^[55][56]

Viele Asteroiden haben natürliche Satelliten (Minor-Planet-Monde). Ab Oktober 2021^{[aktualisieren]}Es gab 85 Nea, von denen bekannt war, dass sie mindestens einen Mond hatten, darunter drei bekannte zwei Mond.^[57] Der Asteroiden 3122 FlorenzEines der größten potenziell gefährlichen Asteroiden mit einem Durchmesser von 4,5 km (2,8 mi) hat zwei Monde mit einer Durchmesser von 100–300 m (330–980 Fuß), die durch Radar -Imaging während des Ansatzes 2017 des Asteroidens 2017 zur Erde entdeckt wurden.^[58]

Nahe-Earth-Asteroiden werden basierend auf ihrem in Gruppen unterteilt Semi-Major-Achse (a), Perihel Entfernung (q) und Blattläuse Entfernung (q):^[59][55]

• Das Atiras oder Apoheles Haben Sie Umlaufbahnen streng in der Erdumlaufbahn: Ein Asteroidenabstand eines Atira -Asteroiden (q) ist kleiner als die Perihel -Entfernung der Erde (0,983 AU). Das ist, Q <0,983 AU, was impliziert, dass die halb-majorische Achse des Asteroiden ebenfalls weniger als 0,983 AU beträgt.^[60]

• Das Atens Haben Sie eine Semi-Major-Achse von weniger als 1 AU und Cross Earth's Orbit. Mathematisch, a <1,0 au und Q> 0,983 AU. (0,983 AU ist die Perihelentfernung der Erde.)

• Das Apollos Haben Sie eine Semi-Major-Achse von mehr als 1 AU und Cross Earth's Orbit. Mathematisch, A> 1.0 AU und q <1,017 AU. (1.017 AU ist die Abstand von Erde.)

• Das Amoren Haben Sie Umlaufbahnen streng außerhalb der Erdumlaufbahn: Die Perihel -Entfernung eines Amor -Asteroiden (q) ist größer als die Abstand der Erde (1,017 AU). Amor-Asteroiden sind auch nahezu erdes Objekte so q <1,3 AU. Zusammenfassend, 1.017 AU <q <1,3 AU. (Dies impliziert, dass die Semi-Major-Achse des Asteroidens (a) auch größer als 1,017 AU ist.) Einige Amor-Asteroiden-Umlaufbahnen überqueren die Umlaufbahn des Mars.

Marsmonde

Es ist unklar, ob Mars -Monde -Phobos und Deimos Asteroiden erfasst oder aufgrund des Aufprallereignisses auf dem Mars gebildet wurden.^[61] Phobos und Deimos haben beide viel mit kohlenstoffhaltigem gemeinsam gemeinsam C-Typ-Asteroiden, mit Spektren, Albedo, und Dichte Sehr ähnlich zu denen von Asteroiden vom C- oder D-Typ.^[62] Basierend auf ihrer Ähnlichkeit ist eine Hypothese, dass beide Monde erfasst werden können Hauptgurt-Asteroiden.^[63][64] Beide Monde haben sehr kreisförmige Umlaufbahnen, die fast genau in Mars liegen Äquatorebeneund daher erfordert ein Erfassungsursprung einen Mechanismus zum Zirkularisieren der anfänglich hoch exzentrischen Umlaufbahn und der Einstellung seiner Neigung in die Äquatorialebene, höchstwahrscheinlich durch eine Kombination aus atmosphärischem Luftwiderstand und Gezeitenkräfte,^[65] Obwohl nicht klar ist, ob ausreichend Zeit für Deimos verfügbar war.^[61] Die Erfassung erfordert auch die Ablassung von Energie. Die aktuelle Marsatmosphäre ist zu dünn, um ein phobosgröße durch atmosphärisches Bremsen zu erfassen.^[61] Geoffrey A. Landis hat darauf hingewiesen, dass die Gefangennahme hätte auftreten können, wenn der ursprüngliche Körper a wäre Binärer Asteroid Das trennte sich unter Gezeitenkräften.^[64][66]

Phobos könnten ein Solarsystemobjekt der zweiten Generation sein, das zusammengesammelt Im Orbit nach dem Mars bildete sich, anstatt gleichzeitig aus derselben Geburtswolke wie Mars zu bilden.^[67]

Eine andere Hypothese ist, dass der Mars einst von vielen Körpergröße von Phobos und Deimos umgeben war, die möglicherweise durch eine Kollision mit einem großen in die Umlaufbahn geraten ist Planetensimal.^[68] Die hohe Porosität des Innenraums von Phobos (basierend auf der Dichte von 1,88 g/cm³Es wird geschätzt, dass Hohlräume 25 bis 35 Prozent des Volumens von Phobos ausmachen.^[69] Beobachtungen von Phobos in der Wärme Infrarot Schlagen Sie eine Komposition vor, die hauptsächlich enthält Phyllosilikate, die aus der Oberfläche des Mars bekannt sind. Die Spektren unterscheiden sich von denen aller Klassen von Chondrit Meteoriten, die wieder von einem asoiden Ursprung hinweisen.^[70] Beide Befundesätze unterstützen einen Ursprung von Phobos aus materiellem Material, das durch einen Einfluss auf den Mars ausgeworfen wurde, der in der Marsumlaufbahn wieder bedient wurde.^[71] ähnlich wie vorherrschende Theorie für den Ursprung des Erdmondes.

Eigenschaften

Größenverteilung

Asteroiden variieren stark von großer Größe von fast 1000 km Für den größten bis zu Felsen nur 1 Meter.^[f] Die drei größten ähneln den Miniaturplaneten sehr ähnlich: Sie sind grob kugelförmig, haben zumindest teilweise differenziert.^[72] und sollen überleben Protoplaneten. Die überwiegende Mehrheit ist jedoch viel kleiner und unregelmäßig geformt; Es wird angenommen, dass sie entweder geschlagen werden Planetensimale oder Fragmente größerer Körper.

Das Zwergplanet Ceres ist bei weitem der größte Asteroid mit einem Durchmesser von 580 mi. Die nächstgrößten sind 4 Vesta und 2 Pallasbeide mit Durchmessern von etwas mehr als 500 km (300 mi). Vesta ist der hellste der vier Hauptgürtchen-Asteroiden, die gelegentlich für das bloße Auge sichtbar sein können.^[73] In einigen seltenen Gelegenheiten kann ein nahe erdes Asteroid ohne technische Hilfe kurz sichtbar werden. sehen 99942 Apophis.

Die Masse aller Objekte der Asteroidengürtel, zwischen den Umlaufbahnen von liegen Mars und Jupiterwird schätzungsweise im Bereich von liegen (2.8–3.2)×10²¹kgetwa 4% der Mondmasse. Von diesem, Ceres umfaßt 0,938×10²¹kgetwa ein Drittel der Gesamt. Hinzufügen der nächsten drei massivsten Objekte, Vesta (9%), Pallas (7%) und Hygiea (3%) bringt diese Zahl bis zur Hälfte, während die drei meist-meistmächtigen Asteroiden danach, danach, 511 Davida (1,2%), 704 Interamnia (1,0%) und 52 Europa (0,9%) bilden nur weitere 3%. Die Anzahl der Asteroiden nimmt schnell zu, wenn ihre individuellen Massen abnehmen.

Die Anzahl der Asteroiden nimmt mit zunehmender Größe deutlich ab. Obwohl die Größenverteilung im Allgemeinen folgt a MachtgesetzEs gibt "Beulen" über ungefähr 5 km und 100 km, wo aus einer solchen Kurve mehr Asteroiden als erwartet erwartet werden.^[74][75]

Größte Asteroiden

Obwohl ihr Standort im Asteroidengürtel sie vom Planetenstatus ausschließt, die drei größten Objekte, Ceres, Vesta, und Pallas, sind intakt Protoplaneten Das hat viele Merkmale, die Planeten gemeinsam sind, und sind im Vergleich zu den meisten unregelmäßig geformten Asteroiden atypisch. Der viertgrößte Asteroiden, Hygiea, erscheint fast kugelförmig, obwohl es möglicherweise ein undifferenziertes Interieur haben kann,^[76] wie die meisten Asteroiden. Zwischen ihnen bilden die vier größten Asteroiden die Hälfte der Masse des Asteroidengürtels.

Ceres ist der einzige Asteroiden, der ein scheint Plastik Form unter seiner eigenen Schwerkraft und daher der einzige, der wahrscheinlich ist Zwergplanet.^[77] Es hat viel höher Absolute Größe als die anderen Asteroiden von rund 3,32,^[78] und kann eine Oberflächenschicht aus Eis besitzen.^[79] Wie die Planeten ist Ceres differenziert: Es hat eine Kruste, einen Mantel und einen Kern.^[79] Auf der Erde wurden keine Meteoriten aus Ceres gefunden.

Auch Vesta hat ein differenziertes Interieur, obwohl es sich innerhalb des Sonnensystems gebildet hat Frostlinieund so ist auch Wasser;^[80][81] Seine Komposition besteht hauptsächlich aus Basaltgestein mit Mineralien wie Olivin.^[82] Abgesehen vom großen Krater am südlichen Pol,, RheassilviaVesta hat auch eine ellipsoidale Form. Vesta ist der übergeordnete Körper der Vestianische Familie und andere V-Typ-Asteroidenund ist die Quelle der HED -Meteoriten, die 5% aller Meteoriten auf der Erde ausmachen.

Pallas ist darin ungewöhnlich, wie UranusEs dreht sich auf der Seite, wobei seine Rotationsachse in hohen Winkeln zu seiner Orbitalebene geneigt ist.^[83] Seine Zusammensetzung ähnelt der von Ceres: hoch in Kohlenstoff und Silizium und möglicherweise teilweise differenziert.^[84] Pallas ist der übergeordnete Körper der Palladische Familie von Asteroiden.

Hygiea ist der größte kohlenstoffhaltige Asteroid^[85] und im Gegensatz zu den anderen größten Asteroiden liegt relativ nahe an der Ebene der Ekliptik. Es ist das größte Mitglied und vermutete Elternteil des Elternteils der Hygieanische Familie von Asteroiden. Weil es auf der Oberfläche keinen ausreichend großen Krater gibt, um die Quelle dieser Familie zu sein, wie es auf Vesta gibt, wird angenommen, dass Hygiea möglicherweise vollständig gestört wurde 2% seiner Masse. Beobachtungen mit der Sehr großes Teleskop's KUGEL Imagbilder in den Jahren 2017 und 2018 zeigten, dass Hygiea eine nahezu kugelförmige Form hat, was beide damit übereinstimmt Hydrostatisches Gleichgewichtoder früher im hydrostatischen Gleichgewicht oder mit gestörter und wiederholter Erfüllung.^[86][87]

Attribute der größten Asteroiden

Name	Orbital Radius (AU))	Orbital Zeitraum (Jahre)	Neigung zu ekliptisch	Orbital Exzentrizität	Durchmesser (km)	Durchmesser (% von Mond))	Masse (×1018 kg)	Masse (% der Ceres)	Dichte (g/cm3))	Drehung Zeitraum (HR)
Ceres	2.77	4.60	10.6 °	0,079	964 × 964 × 892 (Mittelwert 939.4)	27%	938	100%	2,16 ± 0,01	9.07
Vesta	2.36	3.63	7.1 °	0,089	573 × 557 × 446 (Mittelwert 525.4)	15%	259	28%	3,46 ± 0,04	5.34
Pallas	2.77	4.62	34,8 °	0,231	550 × 516 × 476 (Mittelwert 511 ± 4)	15%	204 ± 3	21%	2,92 ± 0,08	7.81
Hygiea	3.14	5.56	3,8 °	0,117	450 × 430 × 424 (Mittelwert 433 ± 8)	12%	87 ± 7	9%	2,06 ± 0,20	13.8

Drehung

Messungen der Rotationsraten großer Asteroiden im Asteroidengürtel zeigen, dass es eine Obergrenze gibt. Sehr wenige Asteroiden mit einem Durchmesser von mehr als 100 Metern haben einen Rotationszeitraum von weniger als 2,2 Stunden.^[88] Bei Asteroiden, die sich schneller als ungefähr in dieser Geschwindigkeit drehen, ist die Trägheitskraft an der Oberfläche größer als die Gravitationskraft, sodass jedes lose Oberflächenmaterial herausgeschleudert wird. Ein festes Objekt sollte jedoch in der Lage sein, sich viel schneller zu drehen. Dies deutet darauf hin, dass die meisten Asteroiden mit einem Durchmesser von über 100 Metern sind Trümmerhaufen gebildet durch die Akkumulation von Trümmern nach Kollisionen zwischen Asteroiden.^[89]

Farbe

Asteroiden werden dunkler und reduziert mit dem Alter aufgrund Raumwitterung.^[90] Der größte Teil der Farbänderung erfolgt jedoch in den ersten hunderttausend Jahren schnell, was die Nützlichkeit der spektralen Messung zur Bestimmung des Alters von Asteroiden begrenzt.^[91]

Oberflächenmerkmale

Mit Ausnahme der "große Vier"(Ceres, Pallas, Vesta und Hygiea), sind Asteroiden wahrscheinlich im Allgemeinen ähnlich, wenn auch unregelmäßig in Form. 50 km (31 mi). 253 Mathilde ist ein Schutthaufen, der mit Kratern mit Durchmessern der Größe des Asteroidenradius gesättigt ist. Erdenbasierte Beobachtungen von 300 km (186 mi) 511 Davida, einer der größten Asteroiden nach den Big Four, zeigt ein ähnliches Winkelprofil, was darauf hindeutet, dass es auch mit Kratern der Radiusgröße gesättigt ist.^[92] Mittelgroße Asteroiden wie Mathilde und 243 Ida, die aus der Nähe beobachtet wurden, enthüllen auch eine Tiefe Regolith die Oberfläche bedecken. Von den Big Four sind Pallas und Hygiea praktisch unbekannt. Vesta hat Kompressionsfrakturen, die an seinem Südpol einen Krater der Radiusgröße umgeben, aber ansonsten a Sphäroid.

Dawn Raumschiff zeigte, dass Ceres eine stark kraterreiche Oberfläche hat, aber mit weniger großen Kratern als erwartet.^[93] Modelle basierend auf der Bildung des aktuellen Asteroidengürtels hatten vorgeschlagen, dass Ceres 10 bis 15 Krater mehr als 400 km im Durchmesser besitzen sollte.^[93] Der größte bestätigte Krater bei Ceres, Kerwan Becken, ist 284 km (176 mi) durch.^[94] Der wahrscheinlichste Grund dafür ist Viskose Entspannung der Kruste, die langsam größere Auswirkungen ausflättet.^[93]

Komposition

Asteroiden werden durch ihre Eigenschaften klassifiziert Emissionsspektren, Die Mehrheit fällt in drei Hauptgruppen: C-Typ, M-Typ, und S-Typ. Diese wurden nach After benannt und werden im Allgemeinen mit kohlenstoffhaltigem (identifiziertkohlenstoffreich), metallisch, und silicaceous (steinige) Kompositionen. Die physikalische Zusammensetzung von Asteroiden ist unterschiedlich und in den meisten Fällen schlecht bekannt. Ceres scheint aus einem felsigen Kern zu bestehen, der von einem eisigen Mantel bedeckt ist, bei dem angenommen wird, dass Vesta a hat Nickeleisen Ader, Olivin Mantel und Basaltkruste.^[95] Als der größte undifferenzierte Asteroid angesehen, 10 Hygiea scheint eine gleichmäßig primitive Zusammensetzung von zu haben Carbonaceous Chondrit, aber es kann tatsächlich ein differenzierter Asteroid sein, der weltweit durch einen Aufprall gestört und dann wieder zusammengesetzt wurde. Andere Asteroiden scheinen die Restkerne oder Mantel von Protoplaneten mit hohem Fels und Metall zu sein. Es wird angenommen, dass die meisten kleinen Asteroiden Schutthaufen sind, die locker durch die Schwerkraft zusammengehalten werden, obwohl die größten wahrscheinlich solide sind. Einige Asteroiden haben Monde oder ko-orbitieren Binärdateien: Trümmerhaufen, Monde, Binärdateien und verstreut Asteroidenfamilien Es wird angenommen Planet.^[96]

Im Haupt-Asteroidengürtel scheinen es zwei Hauptpopulationen von Asteroiden zu geben: eine dunkle, volatilreiche Population, die aus dem besteht C-Typ und P-Typ Asteroiden, mit Albedos weniger als 0,10 und Dichten unter 2,2 g/cm³und eine dichte, volatile arme Bevölkerung, bestehend aus der S-Typ und M-Typ Asteroiden mit Albedos über 0,15 und Dichten von mehr als 2,7. Innerhalb dieser Populationen sind größere Asteroiden dichter, vermutlich aufgrund der Komprimierung. Es scheint eine minimale Makroporosität (interstitielles Vakuum) im Score von Asteroiden mit größeren Massen zu geben 10×10¹⁸kg.^[97]

Die Zusammensetzung wird aus drei primären Quellen berechnet: AlbedoOberflächenspektrum und Dichte. Der letzte kann nur genau bestimmt werden, indem die Umlaufbahnen von Monden beobachtet werden, die der Asteroiden möglicherweise haben könnte. Bisher hat sich herausgestellt, dass jeder Asteroiden mit Monden ein Schutthaufen ist, ein lockeres Konglomerat aus Gestein und Metall, der nach Volumen halb leer ist. Die untersuchten Asteroiden sind bis zu 280 km Durchmesser und enthalten 121 Hermine (268 × 186 × 183 km) und 87 Sylvia (384 × 262 × 232 km). Nur wenige Asteroiden sind größer als 87 SylviaKeiner von ihnen hat Monde. Die Tatsache, dass solche großen Asteroiden wie Sylvia Schutthaufen sein können, vermutlich aufgrund störender Auswirkungen, haben wichtige Folgen für die Bildung des Sonnensystems: Computersimulationen von Kollisionen, die feste Körper betreffen Haufen verschmelzen eher. Dies bedeutet, dass sich die Kerne der Planeten relativ schnell gebildet haben könnten.^[98]

Wasser

Wissenschaftler nehmen an, dass ein Teil des ersten Wassers, das auf die Erde gebracht wurde Mond.^[99] Im Jahr 2009 die Anwesenheit von Wassereis wurde auf der Oberfläche von bestätigt 24 themis mit NASAs Infrarot -Teleskopeinrichtung. Die Oberfläche des Asteroiden erscheint vollständig mit Eis bedeckt. Wie diese Eisschicht ist SublimationEs kann durch ein Eisreservoir unter der Oberfläche aufgefüllt werden. Organische Verbindungen wurden ebenfalls auf der Oberfläche nachgewiesen.^{[100][101][99][102]} Das Vorhandensein von Eis auf 24 Themis macht die anfängliche Theorie plausibel.^[99]

Im Oktober 2013 wurde zum ersten Mal auf einem extrasolaren Körper auf einem Asteroiden nachgewiesen, der das umkreist weißer Zwerg GD 61.^[103] Am 22. Januar 2014, Europäische Weltraumagentur (ESA) Wissenschaftler berichteten über die Erkennung für die erste endgültige Zeit von von Wasserdampf an Ceres, das größte Objekt im Asteroidengürtel.^[104] Die Erkennung wurde durch die Verwendung des weitinfrarotische Fähigkeiten des Herschel -Weltraum -Observatorium.^[105] Der Befund ist unerwartet, weil Kometen, nicht Asteroiden, typischerweise "Sprossenjets und Federn" berücksichtigt werden. Einer der Wissenschaftler zufolge "werden die Linien immer mehr zwischen Kometen und Asteroiden verwischt."^[105]

Die Ergebnisse haben gezeigt Sonnenwinde Kann mit dem Sauerstoff in der oberen Schicht der Asteroiden reagieren und Wasser erzeugen. Es wurde geschätzt, dass "jedes Kubikmeter bestrahlter Gestein bis zu 20 Liter enthalten könnte"; Die Studie wurde unter Verwendung einer Atom-Sondentomographie durchgeführt, die Zahlen für den Itokawa S-Typ Asteroid sind angegeben.^[106][107]

ACFER 049, ein 1990 in Algerien entdeckter Meteorit, wurde 2019 als ultraporöser Lithologie (UPL) gezeigt: poröse Textur, die durch Entfernung von Eis gebildet werden könnte, die diese Poren füllten. .^[108]

Organische Verbindungen

Asteroiden enthalten Spuren von Aminosäuren und andere organische Verbindungen und einige spekulieren, dass Asteroid -Auswirkungen die frühe Erde mit den Chemikalien, die zur Initiierung des Lebens erforderlich sind, ausgesät haben oder sogar das Leben selbst auf die Erde gebracht haben können (ein Ereignis genannt ", das genannt wird.Panspermie").^[109][110] Im August 2011 basiert ein Bericht auf NASA Studien mit Meteoriten gefunden auf Erde, wurde veröffentlicht, was vorschlägt DNA und RNA Komponenten (Adenin, Guanine und die damit verbundenen organische Moleküle) kann auf Asteroiden gebildet worden sein und Kometen in Weltraum.^{[111][112][113]}

Im November 2019 berichteten die Wissenschaftler zum ersten Mal erkannt, Zuckermoleküle, einschließlich Ribose, in Meteoritenund darauf hindeuten, dass chemische Prozesse auf Asteroiden einige grundlegend wesentliche Bio-Kontrollierer erzeugen können, die wichtig sind Lebenund unterstützen den Begriff eines RNA -Welt vor einer DNA-basierten Ursprung des Lebens auf der Erde und möglicherweise auch der Begriff von Panspermie.^{[114][115][116]}

Einstufung

Asteroiden werden üblicherweise nach zwei Kriterien kategorisiert: die Eigenschaften ihrer Umlaufbahnen und Merkmale ihres Reflexionsvermögens Spektrum.

Orbitalklassifizierung

Viele Asteroiden wurden in Gruppen und Familien auf der Grundlage ihrer Orbitaleigenschaften platziert. Abgesehen von den breitesten Abteilungen ist es üblich, eine Gruppe von Asteroiden zu benennen, nachdem das erste Mitglied dieser Gruppe entdeckt wurde. Gruppen sind relativ lockere dynamische Assoziationen, während Familien enger sind und sich aus der katastrophalen Ausbreitung eines großen Eltern-Asteroiden in der Vergangenheit ergeben.^[117] Familien sind häufiger und leichter zu identifizieren im Hauptgürtel der Asteroiden, aber unter den wurden mehrere kleine Familien gemeldet Jupiter Trojaner.^[118] Hauptgürtelfamilien wurden zuerst von anerkannt von Kiyotsugu Hirayama 1918 und werden oft genannt Hirayama Familien zu seiner Ehre.

Etwa 30–35% der Körper im Asteroidengürtel gehören dynamischen Familien, wobei jeder in einer früheren Kollision zwischen Asteroiden einen gemeinsamen Ursprung aufweist. Eine Familie wurde auch mit dem Plutoid in Verbindung gebracht Zwergplanet Haumea.

Einige Asteroiden haben ungewöhnlich Hufeisenbahnen das sind co-orbital mit Erde oder ein anderer Planet. Beispiele sind 3753 Cruithne und 2002 AA29. Die erste Instanz dieser Art von Orbitalanordnung wurde zwischen entdeckt Saturn'S Monde Epimetheus und Janus. Manchmal werden diese Hufeisenobjekte vorübergehend Quasi-Satelliten Für einige Jahrzehnte oder ein paar hundert Jahre, bevor sie zu ihrem früheren Status zurückkehren. Sowohl die Erde als auch Venus sind bekanntermaßen Quasi-Satelliten.

Solche Objekte, wenn sie mit Erde oder Venus oder sogar hypothetisch verbunden sind Quecksilbersind eine besondere Klasse von Aten -Asteroiden. Solche Objekte könnten jedoch auch mit den äußeren Planeten verbunden sein.

Spektralklassifizierung

1975 ein Asteroid taxonomisch System basierend auf Farbe, Albedo, und Spektralform wurde entwickelt von Chapman, Morrisonund Zellner.^[119] Es wird angenommen, dass diese Eigenschaften der Zusammensetzung des Oberflächenmaterials des Asteroiden entsprechen. Das ursprüngliche Klassifizierungssystem hatte drei Kategorien: C-Type für dunkle kohlenstoffhaltige Objekte (75% der bekannten Asteroiden), S-Type Für steinige (silicaceous) Objekte (17% der bekannten Asteroiden) und u für diejenigen, die weder in C noch in C passen. Diese Klassifizierung wurde seitdem um viele andere Asteroidentypen erweitert. Die Anzahl der Typen wächst weiter, wenn mehr Asteroiden untersucht werden.

Die beiden am häufigsten verwendeten Taxonomien sind die THOLEN -Klassifizierung und Smass -Klassifizierung. Ersteres wurde 1984 von vorgeschlagen von David J. Tholenund basierte auf Daten, die aus einer achtfarbigen Asteroidenumfrage in den 1980er Jahren gesammelt wurden. Dies führte zu 14 Asteroidenkategorien.^[120] Im Jahr 2002 führte die kleine Asteroiden-Spektroskop-Untersuchung des Hauptgürtels zu einer modifizierten Version der THOLEN-Taxonomie mit 24 verschiedenen Typen. Beide Systeme haben drei breite Kategorien von C, S und X -Asteroiden, in denen X hauptsächlich aus metallischen Asteroiden besteht, wie die M-Typ. Es gibt auch mehrere kleinere Klassen.^[121]

Der Anteil der bekannten Asteroiden, die in die verschiedenen spektralen Typen fallen, spiegelt nicht unbedingt den Anteil aller Asteroiden wider, die von diesem Typ sind; Einige Typen sind leichter zu erkennen als andere, was die Summen voreinstreift.

Probleme

Ursprünglich basierten spektrale Bezeichnungen auf Schlussfolgerungen der Zusammensetzung eines Asteroiden.^[122] Die Korrespondenz zwischen Spektralklassen und Zusammensetzung ist jedoch nicht immer sehr gut, und es werden verschiedene Klassifikationen verwendet. Dies hat zu erheblicher Verwirrung geführt. Obwohl Asteroide unterschiedlicher spektraler Klassifizierungen wahrscheinlich aus verschiedenen Materialien bestehen, gibt es keine Zusicherungen, dass Asteroiden innerhalb derselben taxonomischen Klasse aus denselben (oder ähnlichen) Materialien bestehen.

Aktive Asteroiden

Aktive Asteroiden sind Objekte mit asoidähnlichen Umlaufbahnen, aber zeigen Komet-ähnliche visuelle Eigenschaften. Das heißt, sie zeigen Comae, Schwänze, oder andere visuelle Beweise für Massenverlust (wie ein Komet), aber ihre Umlaufbahn bleibt innerhalb JupiterOrbit (wie ein Asteroid).^[123][124] Diese Körper wurden ursprünglich bezeichnet Hauptgurtkomets (MBCS) im Jahr 2006 durch Astronomen David Jewitt und Henry Hsieh, aber dieser Name impliziert HauptgurtWährend die wachsende Bevölkerung aktiver Asteroiden zeigt, dass dies nicht immer der Fall ist.^{[123][125][126]}

Der erste aktive Asteroid entdeckt ist 7968 Elst -Pizarro. Es wurde 1979 (als Asteroid) entdeckt, aber dann wurde festgestellt Eric Elst und Guido Pizarro im Jahr 1996 und erhielt die Kometary Bezeichnung 133p/Elst-Pizarro.^[123][127] Ein anderes bemerkenswertes Objekt ist 311p/Panstarrs: Beobachtungen von der gemacht Hubble -Weltraumteleskop enthüllte, dass es sechs Kometen-ähnliche Schwänze hatte.^[128] Es wird vermutet, dass die Schwänze durch den Asteroiden infolge a vom Asteroiden ausgestrahlt werden Schutthaufen Asteroid drehen sich schnell genug, um Material davon zu entfernen.^[129]

Erkundung

Bis zum Zeitalter der Raumfahrt konnten Objekte im Asteroidengürtel nur mit großen Teleskopen beobachtet werden, deren Formen und Gelände ein Rätsel blieben. Die besten modernen bodengestützten Teleskope und die Erdorbiting Hubble -Weltraumteleskop Kann nur eine kleine Menge an Details auf den Oberflächen der größten Asteroiden lösen. Begrenzte Informationen über die Formen und Kompositionen von Asteroiden können aus ihrem abgeleitet werden Lichtkurven (Variation der Helligkeit während der Rotation) und deren spektrale Eigenschaften. Die Größen können geschätzt werden, indem die Längen der Stern Okkultationen festgelegt werden (wenn ein Asteroid direkt vor einem Stern verläuft). Radar Die Bildgebung kann gute Informationen über Asteroidenformen sowie Orbital- und Rotationsparameter liefern, insbesondere für Asteroiden in der Nähe von Erde. Spacecraft Flybys können viel mehr Daten liefern als alle Boden- oder Raumbeobachtungen. Probenertragsmissionen geben Einblicke in die Regolith-Zusammensetzung.

Bodenbasierte Beobachtungen

Da Asteroiden eher kleine und schwache Objekte sind, sind die Daten, die aus bodenbasierten Beobachtungen (GBO) erhalten werden können, begrenzt. Mit bodenbasierten optischen Teleskopen kann die visuelle Größe erhalten werden; Wenn es in die absolute Größe umgewandelt wird, ergibt sich eine grobe Schätzung der Größe des Asteroiden. Leichtkurve-Messungen können auch von GBO durchgeführt werden. Wenn es über einen langen Zeitraum gesammelt wird, ermöglicht es eine Schätzung der Rotationsperiode, der Polorientierung (manchmal) und einer groben Schätzung der Form des Asteroiden. Spektraldaten (sowohl Spektroskopie für sichtbares Licht als auch Nahinfrarot) liefern Informationen über die Zusammensetzung des Objekts, die zur Klassifizierung der beobachteten Asteroiden verwendet werden. Solche Beobachtungen sind begrenzt, da sie nur Informationen über die dünne Schicht auf der Oberfläche liefern (bis zu mehreren Mikrometern).^[130] Als Planetologe Patrick Michel schreibt:

Mittelgroße bis thermische Infrarotbeobachtungen sowie Polarimetriemessungen sind wahrscheinlich die einzigen Daten, die einen Hinweis auf tatsächliche physikalische Eigenschaften geben. Die Messung des Wärmeflusss eines Asteroiden bei einer einzelnen Wellenlänge ergibt eine Schätzung der Abmessungen des Objekts; Diese Messungen haben eine geringere Unsicherheit als Messungen des reflektierten Sonnenlichts im Spektralbereich für sichtbares Licht. Wenn die beiden Messungen kombiniert werden können, kann sowohl der effektive Durchmesser als auch die geometrische Albedo - letzteres ein Maß für die Helligkeit im Phasenwinkel null ist, dh wenn die Beleuchtung von direkt hinter dem Beobachter kommt - kann abgeleitet werden. Darüber hinaus geben thermische Messungen bei zwei oder mehr Wellenlängen sowie der Helligkeit im Bereich der sichtbaren Lichts Informationen zu den thermischen Eigenschaften. Die thermische Trägheit, die ein Maß dafür ist, wie schnell sich ein Material erhitzt oder abkühlt, ist der meisten beobachteten Asteroiden niedriger als der Referenzwert des Bare-Rock, aber größer als der des Mondregolithen. Diese Beobachtung zeigt das Vorhandensein einer isolierenden Schicht aus körnigem Material auf ihrer Oberfläche an. Darüber hinaus scheint es einen Trend zu geben, der möglicherweise mit der Gravitationsumgebung zusammenhängt, dass kleinere Objekte (mit niedrigerer Schwerkraft) eine kleine Regolithschicht haben, die aus groben Körnern besteht, während größere Objekte eine dickere Regolithschicht aufweisen, die aus Feinkörnern besteht. Die detaillierten Eigenschaften dieser Regolithschicht sind jedoch aus entfernten Beobachtungen schlecht bekannt. Darüber hinaus ist die Beziehung zwischen thermischer Trägheit und Oberflächenrauheit nicht einfach, so dass man die thermische Trägheit mit Vorsicht interpretieren muss.^[130]

Naherde Asteroiden, die in enger Nähe des Planeten kommen Radar; Es liefert Informationen über die Oberfläche des Asteroiden (z. B. kann das Vorhandensein von Kratern und Felsbrocken zeigen). Solche Beobachtungen wurden von der durchgeführt Arecibo Observatory in Puerto Rico (305 Meter Schüssel) und Goldstone Observatory in Kalifornien (70 Meter). Radarbeobachtungen können auch zur genauen Bestimmung der Orbital- und Rotationsdynamik beobachteter Objekte verwendet werden.^[130]

Weltraumbasierte Beobachtungen

Sowohl Raum- als auch bodengestützte Observatorien führten Asteroiden-Suchprogramme durch; Es wird erwartet, dass die raumbasierten Suchvorgänge mehr Objekte erkennen, da es keine Atmosphäre gibt, die sich einmischen und weil sie größere Teile des Himmels beobachten können. Neowise beobachtete mehr als 100.000 Asteroide des Hauptgürtels, Spitzer -Weltraumteleskop beobachtete mehr als 700 Naherde-Asteroiden. Diese Beobachtungen ermittelten grobe Größen der Mehrheit der beobachteten Objekte, lieferten jedoch nur begrenzte Details zu Oberflächeneigenschaften (z. B. Regolith -Tiefe und -zusammensetzung, Ruhewinkel, Zusammenhalt und Porosität).^[130]

Asteroiden wurden auch von der untersucht Hubble -Weltraumteleskop, wie die Verfolgung der kollidierenden Asteroiden im Hauptgürtel,^[131][132] Ausbruch eines Asteroiden,^[133] Beobachten Sie an aktiver Asteroid mit sechs kometenartigen Schwänzen,^[134] und Beobachtung von Asteroiden, die als Ziele dedizierter Missionen ausgewählt wurden.^[135][136]

Raumsondenmissionen

Entsprechend Patrick MichelAnwesend

Die innere Struktur von Asteroiden wird nur aus indirekten Beweisen abgeleitet: Schüttdichten, die durch Raumfahrzeuge gemessen wurden, die Umlaufbahnen natürlicher Satelliten bei Asteroidenbinärdateien und die Drift der Umlaufbahn eines Asteroiden aufgrund der Yarkovsky -thermischen Wirkung. Ein Raumschiff in der Nähe eines Asteroiden wird durch die Schwerkraft des Asteroiden genug gestört, um eine Schätzung der Asteroidenmasse zu ermöglichen. Das Volumen wird dann unter Verwendung eines Modells der Asteroidenform geschätzt. Masse und Volumen ermöglichen die Ableitung der Schüttdichte, deren Unsicherheit normalerweise durch die auf der Volumenschätzung gemachten Fehler dominiert wird. Die innere Porosität von Asteroiden kann abgeleitet werden, indem ihre Schüttdichte mit der ihrer angenommenen Meteoritenanaloga verglichen wird, dunkle Asteroiden scheinen poröser (> 40%) zu sein als helle. Die Art dieser Porosität ist unklar.^[130]

Engagierte Missionen

Der erste Asteroiden, der in der Nahaufnahme fotografiert wurde, war 951 Gaspra 1991, gefolgt von 1993 von von 243 Ida und sein Mond Daktylus, alle wurden von der abgebildet Galileo Sonde auf dem Weg zu Jupiter. Andere Asteroiden, die kurz von Raumfahrzeugen auf dem Weg zu anderen Zielen besucht wurden 9969 Braille (durch Deep Space 1 im Jahr 1999), 5535 Annefrank (durch Sternenstaub in 2002), 2867 Šteins und 21 Lutetia (bis zum Rosetta Sonde im Jahr 2008) und und 4179 Toutatis (Chinas Mondorbiter Chang'e 2, der 2012 innerhalb von 3,2 km (2 mi) flog).

Die erste engagierte Asteroidensonde war die NASAs In der Nähe des Schuhmachers, was fotografiert 253 Mathilde Im Jahr 1997, bevor sie in die Umlaufbahn eintraten 433 Erosschließlich landete es 2001 auf seiner Oberfläche. Es war das erste Raumschiff, das erfolgreich umkreist und auf einem Asteroiden landete.^[137] Von September bis November 2005 die Japaner Hayabusa Sonde studiert 25143 Itokawa im Detail und zurückgegebene Proben seiner Oberfläche zur Erde am 13. Juni 2010, der ersten Asteroiden-Probenrückzugsmission. In 2007, NASA startete die Dämmerung Raumschiff, das umkreist 4 Vesta für ein Jahr und beobachtete den Zwergplanet Ceres seit drei Jahren.

Hayabusa2, eine Sonde von gestartet von Jaxa 2014, umkreist seinen Ziel -Asteroiden 162173 Ryugu mehr als ein Jahr und nahm Proben, die im Jahr 2020 auf die Erde geliefert wurden. Das Raumschiff ist jetzt auf einer längeren Mission und wird voraussichtlich 2031 zu einem neuen Ziel ankommen.

Die NASA startete die Osiris-Rex Im Jahr 2016 eine Beispielmission für die Rückkehr nach Asteroiden 101955 Bennu. Im Jahr 2021 verließ die Sonde den Asteroiden mit einer Probe von ihrer Oberfläche. Die Probenabgabe an die Erde wird am 24. September 2023 erwartet.^[138] Das Raumschiff wird eine erweiterte Mission fortsetzen, die Osiris-Apex ausgewiesen ist, um im Jahr 2029 nahezu erdes Asteroiden-Apophis zu erkunden.

• Asteroid-Dedicated Space Probes
• 

  Hayabusa2

• 

  Dämmerung

• 

  Lucy

• 

  Psyche

Geplante Missionen

Derzeit sind mehrere asoidendedizierte Missionen von NASA, JAXA, ESA und CNSA geplant.

NASAs Lucy, ins Jahr 2021 eingeführt, würde acht Asteroiden besuchen, einen von der Hauptgürtel und sieben Jupiter Trojaner; Es ist die erste Mission der Trojaner. Die Hauptmission würde 2027 beginnen.^[139][140]

Im November 2021 startete die NASA deren Doppel -Asteroiden -Umleitungstest (DART), eine Mission, um die Technologie zur Verteidigung der Erde gegen potenzielle gefährliche Objekte zu testen. Dart wird absichtlich in die abstürzen Minor-Planet-Mond Dimorphos des doppelten Asteroiden Didymos im September 2022, um das zukünftige Potenzial eines Raumfahrzeugs zu bewerten, um einen Asteroiden aus einem Kollisionskurs mit Erde durch eine Übertragung von abzulenken Schwung.^[141] ESAs Hera, geplant für den Start im Jahr 2024, wird die Ergebnisse des Dart -Auswirkungens untersuchen. Es misst die Größe und Morphologie des Kraters und die durch den Aufprall übertragene Impuls, um die Effizienz der durch DART erzeugten Ablenkung zu bestimmen.

NASAs Psyche würde 2023 oder 2024 auf den Markt gebracht, um den großen metallischen Asteroiden zu untersuchen gleichnamig. Janus ist eine geplante Dual -Raum -Sonde, die als sekundäre Nutzlast auf dem gestartet wird Psyche Start.

Jaxa Schicksal+ ist eine Mission für einen Flyby von der Geminiden Meteor -Dusche Elternkörper 3200 Phaethonsowie verschiedene kleine Körper. Sein Start ist für 2024 geplant.^[142]

CNSAs Zhenghe ist auch um 2024 geplant.^[143] Es wird verwenden Solar Electric Antrieb um die zu erkunden Co-Orbital Naherde Asteroid 469219 Kamo'oalewa und die aktiver Asteroid 311p/Panstarrs. Das Raumschiff sammelt Proben des Regolithen von Kamo'oalewa.^[144]

Asteroidenabbau

Das Konzept des Asteroidenabbaus wurde in den 1970er Jahren vorgeschlagen. Matt Anderson definiert einen erfolgreichen Asteroidenabbau als "die Entwicklung eines Bergbauprogramms, das für seine Investoren finanziell selbsttragend und profitabel ist".^[145] Es wurde vermutet, dass Asteroiden als Materialquelle verwendet werden können, die auf der Erde selten oder erschöpft sein können.^[146] oder Materialien zum Bau Raumlebensräume. Materialien, die schwer und teuer von der Erde starten können, können eines Tages von Asteroiden abgebaut und für verwendet werden Weltraumherstellung und Konstruktion.^[147][148]

Wie Rohstoffserschöpfung auf der Erde wird realer, die Idee, wertvolle Elemente aus Asteroiden zu extrahieren und diese an zurückzugeben Erde für Gewinn oder nutzen raumbasierte Ressourcen zum Aufbau Solar-Power-Satelliten und Raumlebensräume,^[149][150] wird attraktiver. Hypothetisch könnte Wasser, das aus Eis verarbeitet wurde Treibmittel Depots.^[151][152]

Von dem astrobiologisch Perspektive, Asteroiden -Prospektion könnte wissenschaftliche Daten für die Suche nach außerirdischer Intelligenz liefern (Seti). Einige Astrophysiker haben vorgeschlagen, dass die Kennzeichen dieser Aktivitäten nach vor langer Zeit eingestellter Asteroidenabbau vor langer Zeit nach vorliegender Asteroidenkennzeichnung erkennbar sind.^{[153][154][155]}

Bergbau Ceres wird auch als Möglichkeit angesehen. Als größter Körper im Asteroidengürtel könnte Ceres der Hauptbasis- und Transportmittel für die zukünftige Asteroidenabbauinfrastruktur werden,^[156] Ermöglichen der transportierten Mineralressourcen Mars, das Mondund Erde. Aufgrund seiner kleinen Fluchtgeschwindigkeit in Kombination mit großen Mengen Wassereis könnte es auch als Quelle für Wasser, Kraftstoff und Sauerstoff für Schiffe dienen, die durch den Asteroidengürtel gehen.^[156] Der Transport von Mars oder Mond nach Ceres wäre noch energieeffizienter als der Transport von der Erde zum Mond.^[157]

Bedrohungen für die Erde

Es besteht ein zunehmendes Interesse daran, Asteroiden zu identifizieren, deren Umlaufbahnen kreuzen Erde'S, und das konnte, genügend Zeit, mit der Erde kollidieren. Die drei wichtigsten Gruppen von Naherde Asteroiden sind die Apollos, Amoren, und Atens.

Das Naherde Asteroid 433 Eros war erst 1898 entdeckt worden, und die 1930er Jahre brachten eine Flut ähnlicher Objekte. In der Reihenfolge der Entdeckung waren diese: 1221 Amor, 1862 Apollo, 2101 Adonis, und schlussendlich 69230 Hermes, die sich innerhalb von 0,005 näherteAU von Erde 1937 begannen die Astronomen, die Möglichkeiten der Auswirkungen der Erde zu verwirklichen.

Zwei Ereignisse in späteren Jahrzehnten erhöhten den Alarm: die zunehmende Akzeptanz des Alvarez -Hypothese dass ein Impact Event führte zum Kreidezeit -Aussterbenund die Beobachtung von 1994 von Comet Shoemaker-Levy 9 krachen in Jupiter. Das US -Militär hat auch die Informationen freigegeben, dass es seine Militärsatelliten, gebaut zu nukleare Explosionen erkennen, hatten Hunderte von oberen Atmosphärenauswirkungen durch Objekte im Durchmesser von einem bis zehn Metern nachgewiesen.

All diese Überlegungen haben dazu beigetragen, hocheffiziente Umfragen zu starten, die aus Ladungsgeräte bestehen (Geräte mit Ladung gekoppelt sind (CCD) Kameras und Computer, die direkt mit Teleskopen verbunden sind. Ab 2011^{[aktualisieren]}Es wurde geschätzt, dass 89% bis 96% der Naherde-Asteroiden mit einem Kilometer oder einem größeren Durchmesser entdeckt wurden.^[54] Eine Liste von Teams, die solche Systeme verwenden, umfasst:^[158][159]

• Lincoln nahede-Asteroidenforschung (LINEAR)
• Naherde Asteroidenverfolgung (SAUBER)
• Spacewatch
• Lowell Observatory Naherde-Objekt-Suche (Loneos)
• Catalina Sky Survey (CSS)
• Pan-Starrs
• Neowise
• Asteroiden terrestrisch impact Last Alert System (ATLAS)
• Campo Imperatore Nahe-Earth-Objektumfrage (Cineos)
• Japanische SpaceGuard Association
• ASIAGO-DLR Asteroid-Umfrage (ADAS)

Zum 29. Oktober 2018^{[aktualisieren]}Das lineare System allein hatte 147.132 Asteroiden entdeckt.^[160] Unter den Umfragen wurden 19.266 nahe Erde-Asteroiden entdeckt^[161] Einschließlich 900 mehr als 1 km im Durchmesser.^[162]

Im April 2018 die B612 Foundation "Es ist zu 100 Prozent sicher, dass wir [von einem verheerenden Asteroiden] getroffen werden, aber wir sind uns nicht zu 100 Prozent sicher, wann."^[163] Im Juni 2018 die USA Nationaler Wissenschafts- und Technologierat warnte, dass Amerika auf ein Asteroiden -Impact -Ereignis nicht vorbereitet ist und die entwickelt und veröffentlicht hat "Nationaler Strategieplan für die Vorbereitung von Objektvorbereitungen" besser vorbereiten.^{[164][165][166]} Nach Expertenaussagen in der Kongress der Vereinigten Staaten im Jahr 2013, NASA würde mindestens fünf Jahre Vorbereitung erfordern, bevor ein Asteroiden abfangen könnte.^[167]

Die Vereinten Nationen erklärten den 30. Juni als international Asteroid -Tag die Öffentlichkeit über Asteroiden aufklären. Das Datum des Internationalen Asteroidentages erinnert an den Jahrestag der Tunguska -Asteroiden -Auswirkung auf Sibirienam 30. Juni 1908.^[168][169]

Chicxulub Impact

Der Chicxulub -Krater ist ein Impact Crater unter dem begraben Yucatan Halbinsel in Mexiko. Das Zentrum befindet sich vor der Küste in der Nähe der Gemeinden von Chicxulub Puerto und Chicxulub Pueblodanach wird der Krater benannt. Es wurde gebildet, als ein großer Asteroid mit einem Durchmesser von etwa 10 Kilometern die Erde traf. Der Krater wird auf einen Durchmesser von 180 Kilometern und 20 Kilometern und 20 Kilometer (12 Meilen) in der Tiefe geschätzt. es ist Eine der größten bestätigten Aufprallstrukturen auf der Erdeund der einzige, dessen Spitzenring ist intakt und direkt für die wissenschaftliche Forschung zugänglich.

In den späten 1970er Jahren Geologe Walter Alvarez und sein Vater, nobelpreisträgerischer Wissenschaftler Luis Walter Alvarez, geben ihre Theorie vor, dass die Kreidezeit -Aussterben wurde durch ein Impact -Ereignis verursacht.^[170] Der Hauptnachweis für einen solchen Einfluss war in einer dünnen Tonschicht in der vorhanden K -Pg -Grenze in Gubbio, Italien. Die Alvarezes und Kollegen berichteten, dass es eine enthielt ungewöhnlich hohe Iridiumkonzentration, ein chemisches Element, das auf der Erde selten ist, aber in Asteroiden üblich ist.^[171][172] Die Iridiumspiegel in dieser Schicht lagen bis zu 160 -mal über dem Hintergrundniveau.^[173] Es wurde vermutet, dass das Iridium in die Atmosphäre ausgebreitet wurde, als der Impactor unter anderem durch den Aufprall auf der Erdoberfläche verdampft und sich über die Erdoberfläche niedergelassen wurde, wodurch die Schicht von Iridium angereichert war.^[174] Zu dieser Zeit war der Konsens nicht darüber festgelegt, was das Aussterben der Kreidezeiten und das Aussterben und die Grenzschicht mit Theorien einschließlich eines nahezu in der Nähe verursachte Supernova, Klimawandel, oder ein Geomagnetische Umkehrung.^{[173]: 1095} Die Hypothese der Alvarezes-Wirkung wurde von vielen Paläontologen abgelehnt, die glaubten, dass das Fehlen von Fossilien in der Nähe der K-PG-Grenze-das "Drei-Meter-Problem"-ein allmählicheres Absterben der fossilen Arten vorgenommen wurde.^[170][175]

Es besteht ein breiter Konsens darüber, dass der Chicxulub Impactor ein Asteroiden mit a war Carbonaceous Chondrit Komposition eher als ein Komet.^[176] Der Impactor hatte einen Durchmesser von 10 Kilometern (6,2 Meilen)^[176]- Liegen genug, dass es, wenn es auf Meereshöhe festgelegt wäre, größer als größer als Mount Everest.^{[175]: 9}

Asteroidenablenkungsstrategien

Verschiedene Techniken zur Vermeidung von Kollisionen haben unterschiedliche Kompromisse in Bezug auf Metriken wie Gesamtleistung, Kosten, Ausfallrisiken, Betrieb und Technologiebereitschaft.^[178] Es gibt verschiedene Methoden, um den Verlauf eines Asteroiden/Kometen zu ändern.^[179] Diese können durch verschiedene Arten von Attributen differenziert werden, wie z.Abfangen,^[180][181] Rendezvous oder abgelegene Station).

Strategien fallen in zwei Grundsätze: Fragmentierung und Verzögerung.^[179][182] Die Fragmentierung konzentriert sich darauf, den Impactor harmlos zu machen, indem er ihn fragmentiert und die Fragmente so streuert, dass sie die Erde vermissen oder klein genug sind, um in der Atmosphäre zu verbrennen. Verzögerung nutzt die Tatsache, dass sowohl die Erde als auch der Impactor im Orbit sind. Ein Aufprall tritt auf, wenn beide gleichzeitig den gleichen Punkt im Raum erreichen, oder korrekter, wenn ein Punkt auf der Erdoberfläche den Impactor -Umlaufbahn überschneidet, wenn der Impactor eintrifft. Seit der Erde hat einen Durchmesser von ungefähr 12.750 km und bewegt sich bei ca. 30 km pro Sekunde in seiner Umlaufbahn wandert es in etwa 425 Sekunden oder etwas mehr als sieben Minuten einen Abstand von einem Planetendurchmesser. Verzögerung oder Förderung der Ankunft des Impactors nach Zeiten dieser Größenordnung, abhängig von der genauen Geometrie des Aufpralls, lassen sie die Erde verpassen.^[183]

"Projekt Icarus"War eines der ersten Projekte, die 1967 als Notfallplan für Kollision mit dem Notfallplan entworfen wurden 1566 ICARUS. Der Plan stützte sich auf das Neue Saturn v Rocket, die erst nach Abschluss des Berichts seinen ersten Flug machte. Sechs Saturn V -Raketen würden verwendet, die jeweils in variablen Intervallen von Monaten bis Stunden vor dem Aufprall eingeführt wurden. Jede Rakete sollte mit einem einzigen 100-Megaton ausgestattet sein Nuklearer Sprengkopf sowie eine modifizierte Apollo Service Modul und ungeschärft Apollo -Befehlsmodul zur Anleitung zum Ziel. Die Sprengköpfe würden 30 Meter von der Oberfläche entfernt und den Asteroiden ablenken oder teilweise zerstören. Abhängig von den nachfolgenden Auswirkungen auf den Kurs oder die Zerstörung des Asteroiden würden spätere Missionen nach Bedarf geändert oder abgebrochen. Der Start der sechsten Rakete "Last-Ditch" würde 18 Stunden vor dem Aufprall betragen.^[184]

Fiktion

Asteroiden und der Asteroidengürtel sind ein Grundnahrungsmittel von Science -Fiction -Geschichten. Asteroiden spielen in der Science -Fiction mehrere potenzielle Rollen: Da sich Menschen an Orte besiedeln könnten, können Ressourcen für das Extrahieren von Mineralien, Gefahren durch Raumfahrzeuge, die zwischen zwei anderen Punkten reisen durch mögliche Auswirkungen.

Siehe auch

• Liste der engen Ansätze von Asteroiden zur Erde
• Liste außergewöhnlicher Asteroiden
• Verlorener kleiner Planet
• Bedeutungen von kleinen Planetennamen

Anmerkungen

Verweise

Weitere Lektüre

• Michel, Patrick; Demeo, Francesca E.; Bottke, William F., eds. (2015). Asteroiden IV. Houston: Mond- und Planeteninstitut. ISBN 978-0-8165-3218-6.
• Bottke, William F.; Cellino, Alberto; Paolicchi, Paolo; Binzel, Richard P., eds. (2002). Asteroiden III. Tucson: Universität von Arizona Press. ISBN 978-0-8165-4651-0. Abgerufen 30. März 2022.
• Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley, eds. (1989). Asteroiden II. Tucson: Universität von Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1123-5.
• Cunningham, Clifford J. (2001). Der erste Asteroiden Ceres, 1801-2001. Surfside, Fla.: Star Lab Press. ISBN 978-0-9708162-1-4.
• Peebles, Curtis (2000). Asteroiden: eine Geschichte. Washington, DC: Smithsonian Institution Press. ISBN 978-1-56098-389-7.
• Barnes-Svarney, Patricia L. (2003). Asteroid: Erdzerstörer oder neue Grenze?. Cambridge, Mass.: Grundlegende Bücher. ISBN 978-0-7382-0885-5.
• Kowal, Charles T. (1996). Asteroiden: ihre Natur und Nutzung (2. Aufl.). Chichester, England: J. Wiley. ISBN 978-0-471-96039-3.

Externe Links

• "Alphabetische Liste kleiner Planetennamen". Minor Planet Center. Internationale astronomische Union.
• "Asteroiden Artikel in der Planetenwissenschaftsforschung Entdeckungen". Planetenwissenschaft. Universität von Hawaii.
• "JPL Asteroid Watch Site". Jet Propulsion Laboratory.
• "NASA Asteroid und Comet Watch Site".
• Vergleiche der Asteroidengröße (Video; 2:40) an Youtube