Astronomie

Wie war die Zusammensetzung des ursprünglichen Asteroidengürtels?

Wie war die Zusammensetzung des ursprünglichen Asteroidengürtels?


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Einer Theorie zufolge war die Region zwischen Mars und Jupiter einst von mehreren Urplaneten mit einer Gesamtmasse von etwa der Erde bevölkert. Diese Planeten lieferten das Material, aus dem der ursprüngliche Asteroidengürtel bestand. Seitdem gingen 99,9 % dieses Materials verloren. Die derzeitige Zusammensetzung des Asteroidengürtels besteht zu etwa 10 % aus Metall und zu 90 % aus Silikat/Kohlenstoff. Könnten wir davon ausgehen, dass der ursprüngliche Asteroidengürtel dieselbe Zusammensetzung hatte? Oder zumindest eine sehr ähnliche Zusammensetzung?


Wir können ziemlich sicher sein, dass der Asteroidengürtel einst ein oder mehrere beträchtliche Planetesimale beherbergte, da es Beweise dafür gibt, dass er oder sie groß genug waren, damit die Schwerkraft und die innere Erwärmung die Schwermetalle (hauptsächlich Eisen und Nickel) ins Zentrum ziehen und ein metallischer Kern. Bodes Law ordnet an, dass es einen Planeten geben sollte, wo sich jetzt der Asteroidengürtel befindet, aber es scheint, dass dieser Planet bei seiner Entstehung durch einen Einschlag zerschmettert wurde und die Überreste zerstreut wurden. Einige erreichten die Erde, wodurch wir wissen, dass sich ihre Materialien in metallischen Kern und felsigen Mantel differenziert hatten. Es ist wahrscheinlich, dass einige der riesigen Asteroiden, die in der fernen Vergangenheit die Erde getroffen haben, Fragmente waren, die aus dem Asteroidengürtel geschleudert wurden und dass einige auch Mars und Venus trafen. Es könnte mehr Material im Asteroidengürtel geben, als wir denken, da einige Fragmente so klein und weit verstreut sind, dass sie in unseren Teleskopen nicht registriert werden. Ich denke, wir können davon ausgehen, dass die ursprünglichen Planetesimale eine ähnliche, wenn auch nicht identische Zusammensetzung hatten wie der heutige Asteroidengürtel.


Urzeitliche Asteroiden entdeckt

Das Southwest Research Institute (SwRI) war Teil eines internationalen Teams, das kürzlich eine relativ unbesiedelte Region des Hauptasteroidengürtels entdeckte, in der die wenigen vorhandenen Asteroiden wahrscheinlich unberührte Relikte aus der frühen Geschichte des Sonnensystems sind. Das Team verwendete eine neue Suchtechnik, die auch die älteste bekannte Asteroidenfamilie identifizierte, die sich über die gesamte innere Region des Asteroidenhauptgürtels erstreckt.

Der Hauptgürtel enthält eine große Anzahl von unregelmäßig geformten Asteroiden, auch Planetesimale genannt, die die Sonne zwischen Mars und Jupiter umkreisen. Während die verbesserte Teleskoptechnologie kleinere und weiter entfernte Asteroiden findet, haben Astronomen Ansammlungen ähnlich aussehender Körper identifiziert, die sich in analogen Umlaufbahnen versammeln. Diese familiären Objekte sind wahrscheinlich Fragmente katastrophaler Kollisionen zwischen größeren Asteroiden vor Äonen. Das Auffinden und Studieren von Asteroidenfamilien ermöglicht es Wissenschaftlern, die Geschichte der Hauptgürtel-Asteroiden besser zu verstehen.

"Indem wir alle Familien im Hauptgürtel identifizieren, können wir herausfinden, welche Asteroiden durch Kollisionen entstanden sind und welche möglicherweise zu den ursprünglichen Mitgliedern des Asteroidengürtels gehören", sagte SwRI-Astronom Dr. Kevin Walsh, Mitautor des Online Wissenschaft Papier mit den Ergebnissen. "Wir haben alle bekannten Familien und ihre Mitglieder identifiziert und eine riesige Leere im Hauptgürtel entdeckt, die nur von einer Handvoll Asteroiden bevölkert ist. Diese Relikte müssen Teil des ursprünglichen Asteroidengürtels sein. Das ist der wahre Preis, zu wissen, was der Hauptgürtel ist." sah aus wie kurz nach der Entstehung."

Die Identifizierung der ältesten Asteroidenfamilien, dieser Milliarden Jahre alt, ist eine Herausforderung, da sich im Laufe der Zeit eine Familie ausbreitet. Während sich Asteroiden im Orbit um die Sonne drehen, heizen sich ihre Oberflächen tagsüber auf und kühlen nachts ab. Dadurch entsteht Strahlung, die als eine Art Mini-Triebwerk fungieren kann, wodurch Asteroiden im Laufe der Zeit weit abdriften. Nach Milliarden von Jahren wäre es bis heute kaum möglich, Familienmitglieder zu identifizieren. Das Team verwendete eine neuartige Technik, um Asteroidendaten aus der inneren Region des Gürtels nach alten, verstreuten Familien zu durchsuchen. Sie suchten nach den "Rändern" der Familien, den am weitesten gewanderten Fragmenten.

„Jedes Familienmitglied driftet je nach Größe vom Mittelpunkt der Familie ab, wobei die kleinen Jungs schneller und weiter driften als die größeren“, sagte Teamleiter Marco Delbo, ein Astronom vom Observatorium der Cote d'Azur . in Nizza, Frankreich. "Wenn man nach Korrelationen von Größe und Entfernung sucht, kann man die Formen alter Familien erkennen."

"Die Familie, die wir identifiziert haben, hat keinen Namen, weil nicht klar ist, welcher Asteroid der Elternteil ist", sagte Walsh. „Diese Familie ist so alt, dass sie sich vor über 4 Milliarden Jahren gebildet zu haben scheint, bevor die Gasriesen im äußeren Sonnensystem in ihre jetzigen Umlaufbahnen eingezogen sind. Die Migration der Riesenplaneten hat den Asteroidengürtel erschüttert und viele Körper entfernt, möglicherweise einschließlich der Eltern dieser Familie."

Das Team plant, diese neue Technik auf den gesamten Asteroidengürtel anzuwenden, um mehr über die Geschichte des Sonnensystems zu erfahren, indem die ursprünglichen Asteroiden im Vergleich zu Kollisionsfragmenten identifiziert werden. Diese Forschung wurde vom französischen Nationalprogramm für Planetologie und der National Science Foundation unterstützt. Das resultierende Papier, "Identification of a primordial asteroid family rests the original planetesimal population", erscheint in der Online-Ausgabe vom 3. August 2017 von Wissenschaft.


Inhalt

In einer anonymen Fußnote zu seiner 1766 erschienenen Übersetzung von Charles Bonnets66 Betrachtung der Natur, [8] bemerkte der Astronom Johann Daniel Titius von Wittenberg [9] [10] ein offensichtliches Muster in der Anordnung der Planeten. Wenn man eine Zahlenfolge bei 0 begann, dann 3, 6, 12, 24, 48 usw. hinzufügte, jedes Mal verdoppelte und zu jeder Zahl vier addierte und durch 10 teilte, ergab dies eine bemerkenswert enge Annäherung an die Radien der Umlaufbahnen der bekannten Planeten in astronomischen Einheiten gemessen. Dieses Muster, das heute als Titius-Bode-Gesetz bekannt ist, sagte die großen Halbachsen der sechs damaligen Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter und Saturn) voraus, vorausgesetzt, man ließ eine "Lücke" zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. In seiner Fußnote erklärte Titius: "Aber hätte der Lord Architect diesen Raum leer lassen sollen? Ganz und gar nicht." [9] 1768 vermerkte der Astronom Johann Elert Bode die Verwandtschaft von Titius in seinem Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels (Englisch: Anleitung zur Kenntnis des Sternenhimmels) aber Titius erst in späteren Ausgaben gutgeschrieben. Es wurde als "Bodesches Gesetz" bekannt. [10] Als William Herschel 1781 Uranus entdeckte, stimmte die Umlaufbahn des Planeten fast perfekt mit dem Gesetz überein, was Astronomen zu dem Schluss brachte, dass es einen Planeten zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter geben musste.

1800 rekrutierte der Astronom Baron Franz Xaver von Zach 24 seiner Fellows in einen Verein, die Vereinigte Astronomische Gesellschaft, die er für ihre Treffen in Lilienthal, einer kleinen Stadt, informell "Lilienthal Society" [11] nannte in der Nähe von Bremen. Entschlossen, das Sonnensystem in Ordnung zu bringen, wurde die Gruppe als "Himmelspolizei" bekannt. Bemerkenswerte Mitglieder waren Herschel, der britische Astronom Royal, Nevil Maskelyne, Charles Messier und Heinrich Olbers. [12] Die Gesellschaft teilte jedem Astronomen eine 15°-Region des Tierkreises zu, um nach dem fehlenden Planeten zu suchen. [13]

Nur wenige Monate später bestätigte ein Nichtmitglied der Himmelspolizei ihre Erwartungen. Am 1. Januar 1801 fand Giuseppe Piazzi, Lehrstuhl für Astronomie an der Universität von Palermo, Sizilien, ein winziges sich bewegendes Objekt in einer Umlaufbahn mit genau dem Radius, der vom Titius-Bode-Gesetz vorhergesagt wurde. Er nannte es "Ceres", nach der römischen Göttin der Ernte und Schutzpatronin Siziliens. Piazzi hielt es zunächst für einen Kometen, aber das Fehlen eines Komas deutete darauf hin, dass es sich um einen Planeten handelte. [12] Fünfzehn Monate später entdeckte Olbers ein zweites Objekt in derselben Region, Pallas. Im Gegensatz zu den anderen bekannten Planeten blieben die Objekte auch bei den höchsten Teleskopvergrößerungen Lichtpunkte, anstatt sich in Scheiben aufzulösen. Abgesehen von ihrer schnellen Bewegung schienen sie von Sternen nicht zu unterscheiden. Dementsprechend schlug William Herschel 1802 vor, sie in eine separate Kategorie einzuordnen, die nach dem griechischen "Asteroiden" genannt wurde Asteroiden, was "sternförmig" bedeutet. [14] [15] Nach Abschluss einer Reihe von Beobachtungen von Ceres und Pallas kam er zu dem Schluss, [16]

Weder Planeten noch Kometen können diesen beiden Sternen mit einer angemessenen Sprache verliehen werden. Sie ähneln kleinen Sternen so sehr, dass sie kaum von ihnen zu unterscheiden sind. Daraus ergibt sich ihre asteroidale Erscheinung, wenn ich meinen Namen nehme und sie Asteroiden nenne, wobei ich mir jedoch die Freiheit vorbehalte, diesen Namen zu ändern, falls ein anderer, ausdrucksvollerer ihrer Natur auftreten sollte.

Trotz Herschels Prägung war es jahrzehntelang üblich, diese Objekte als Planeten zu bezeichnen. [8] Bis 1807 ergaben weitere Untersuchungen zwei neue Objekte in der Region: 3 Juno und 4 Vesta. [17] Die Verbrennung von Lilienthal in den napoleonischen Kriegen beendete diese erste Entdeckungsperiode [17] und erst 1845 entdeckten Astronomen ein weiteres Objekt (5 Astraea). Kurz darauf wurden immer schneller neue Objekte gefunden, und ihre Zählung zu den Planeten wurde immer mühsamer. Schließlich wurden sie von der Planetenliste gestrichen, wie zuerst Alexander von Humboldt in den frühen 1850er Jahren vorgeschlagen hatte, und Herschels Wahl der Nomenklatur "Asteroiden" wurde allmählich gebräuchlich. [8]

Die Entdeckung von Neptun im Jahr 1846 führte in den Augen der Wissenschaftler zur Diskreditierung des Titius-Bode-Gesetzes, da seine Umlaufbahn bei weitem nicht der vorhergesagten Position entsprach. Bis heute gibt es keine wissenschaftliche Erklärung für das Gesetz, und der Konsens der Astronomen betrachtet es als Zufall. [18]

Der Ausdruck "Asteroidengürtel" wurde in den frühen 1850er Jahren verwendet, obwohl es schwer zu sagen ist, wer den Begriff geprägt hat. Die erste englische Verwendung scheint in der 1850er Übersetzung (von E. C. Otté) von Alexander von Humboldts Kosmos: [19] "[. ] und das regelmäßige Erscheinen um den 13. November und 11. August von Sternschnuppen, die wahrscheinlich Teil eines Asteroidengürtels sind, der die Erdbahn schneidet und sich mit Planetengeschwindigkeit bewegt". Andere frühe Auftritte finden sich in Robert James Manns Ein Leitfaden zur Kenntnis der Himmel, [20] "Die Umlaufbahnen der Asteroiden liegen in einem breiten Raumgürtel, der sich zwischen den Extremen von [. ] erstreckt". Der amerikanische Astronom Benjamin Peirce scheint diese Terminologie übernommen zu haben und einer ihrer Förderer gewesen zu sein. [21] Bis Mitte 1868 waren einhundert Asteroiden geortet worden, und 1891 beschleunigte die Einführung der Astrofotografie durch Max Wolf die Entdeckungsrate noch weiter. [22] Bis 1921 wurden insgesamt 1.000 Asteroiden gefunden, [23] bis 1981 10.000, [24] und bis 2000 100.000. [25] Moderne Asteroidenvermessungssysteme verwenden heute automatisierte Mittel, um neue Kleinplaneten in immer größeren Mengen zu lokalisieren .


Unser Asteroidengürtel ist einzigartig – und deshalb kann Leben in der Galaxis selten sein

Unser Asteroidengürtel, der sich zwischen Jupiter und Mars befindet, wird traditionell als lästig empfunden. Hin und wieder löst sich einer dieser Felsen und steuert direkt auf die Erde zu, was oft zu einem katastrophalen Einschlag führt. Aber ironischerweise verdanken wir, wie eine neue Studie der University of Colorado nahelegt, vielleicht unsere Existenz diesen Brocken verdrängten Gesteins. Und laut den Forschern scheint unser Asteroidengürtel in dieser Hinsicht einzigartig zu sein – was möglicherweise zum Mangel an Leben in der Galaxie beiträgt.

Astronomen und Astrobiologen sehen in Asteroidengürteln zunehmend eine wichtige Komponente für die Zusammensetzung des Sonnensystems, die Planetenbildung und die Entstehung von Leben.

Trotz des astronomischen Chaos, das durch Einschlagsereignisse verursacht wurde, lieferten Asteroiden Wasser, organische Verbindungen und schwere Elemente auf die Erde – was allesamt entscheidend für die Entstehung von Leben ist. Sie waren wahrscheinlich auch für die Entstehung unseres Mondes (von dem wir wissen, dass er für die saisonale Stabilität entscheidend ist) und sogar für die Einführung des Lebens selbst (über Panspermie) verantwortlich. Darüber hinaus könnten Asteroiden aufgrund ihrer Fähigkeit, Massenaussterben zu verursachen, zu entscheidenden periodischen Phasen in der Evolution des komplexen Lebens beigetragen haben – dem Neustart des Lebens, so dass die Intelligenz eine Chance hatte, in Gang zu kommen (was der Biologe Stephen J. Gould als bezeichnete) „punktierte Gleichgewichtsphasen“).

Und laut den Forschern Rebecca Martin (University of Colorado) und Mario Livio (Space Telescope Science Institute in Baltimore, Maryland) hat nicht jedes Sonnensystem einen Asteroidengürtel wie unseres – und das bei weitem nicht. Tatsächlich haben nur 4% aller beobachteten Sonnensysteme einen Asteroidengürtel, der hinter der sogenannten "Schneelinie" liegt - einem himmlischen Demarkationspunkt, der das innere Sonnensystem von den kälteren Außenregionen trennt, in denen flüchtige Materialien wie Wassereis weit genug entfernt sind von der Sonne, um intakt zu bleiben.

Der Grund, warum unser Asteroidengürtel jenseits der Schneegrenze liegt, ist kein Geheimnis: Jupiter. Und wie viele Astronomen jetzt entdecken, haben die meisten Sonnensysteme einen riesigen Planeten, der sich weit innerhalb der Schneegrenze befindet – was die Seltenheit von Asteroidengürteln wie unserem erklären könnte.

Schon bald nach seiner Entstehung aus der ursprünglichen protoplanetaren Scheibe der Sonne hätte die enorme Gravitation des Gasriesen verhindert, dass nahegelegene Materialien in seiner Umlaufbahn zusammenwachsen und sich in einen Planeten verwandeln. Stattdessen verursachte Jupiter, dass diese Materialien kollidierten und auseinanderbrachen – wodurch fragmentierte Gesteine ​​​​erzeugt wurden, die sich in dem, was schließlich der Asteroidengürtel wurde, niederließen.

Aber nicht nur das, die Anwesenheit von Jupiter war aufgrund seiner Größe, Umlaufbahn und Entstehungszeit entscheidend für die Zusammensetzung des Asteroidengürtels selbst - einer Struktur, die Millionen von Gesteinen, Metallen und Eisstücken enthält. Seine Umlaufbahn ist so, dass er den Asteroidengürtel nur sanft stört. Dies ist wichtig, denn wenn es sich zu nahe oder sogar durch den Asteroidengürtel gewagt hätte, hätte es die Asteroiden zerstreut (keine Asteroiden, kein Leben auf Planeten in der bewohnbaren Zone – so widersprüchlich das klingen mag). In ähnlicher Weise wäre der Asteroidengürtel, wenn er zu weit wäre, massiv und dicht geblieben – was zu viel zu vielen Einschlagsereignissen geführt hätte (und damit die Evolution erschweren, wenn nicht unmöglich machen würde).

Und das Faszinierende an Martins und Livios Analyse ist ihre Vermutung, dass jedes Sonnensystem einen Asteroidengürtel an ungefähr derselben Stelle direkt hinter der Schneegrenze hat. Unterschiedlich ist jedoch, ob ein Sonnensystem einen Gasriesen hat, um seine Zusammensetzung zu formen. Die Wissenschaftler vermuten, dass unser Asteroidengürtel dank Jupiter 1% der Größe seiner ursprünglichen Masse hat - eine Art Goldlöckchen-Figur, die ein Schlüsselfaktor für das Entstehen und Gedeihen von Leben im Sonnensystem sein könnte.

Folglich schlagen die Forscher vor, dass Astrobiologen ihre Suche auf jene Sonnensysteme konzentrieren sollten, in denen sich ein riesiger Planet außerhalb der Schneegrenze befindet.

Sie können die gesamte Studie lesen unter Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society.


Masse des Asteroidenhauptgürtels

Es wurde geschätzt, dass die Gesamtmasse des Asteroidenhauptgürtels weniger als 1/1000 der Masse der Erde betragen kann. Wenn alle Asteroiden bis zur Größe von meter- oder yardgroßen Felsbrocken oder weniger miteinander kombiniert würden, würde das resultierende Objekt tatsächlich weniger als 1.300 bis 1.500 km (810 bis 930 Meilen) groß sein, was weniger als ein Drittel zu eins ist halben Durchmesser des Erdmondes. Der Main Asteroid Belt ist nur ein kleiner Überrest des Materials, das sich einst in der Region zwischen Mars und Jupiter befand, aber einst zwischen zwei und 10 Erdmassen an Material enthalten haben könnte . T-Tauri-artige Sonnenwinde von einer sehr jungen Sonne, Gravitationsstörungen von Jupiter, die sich in der Nähe entwickeln, und dynamische Wechselwirkungen mit anderen großen Planetesimalen und Protoplaneten während der ersten 100 Millionen Jahre und anhaltendes Kollisionsschleifen in den folgenden 4,5 Milliarden Jahren nach der Bildung der Planeten, störte die Bildung eines substanziellen Einzelplaneten und verursachte, dass der größte Teil der Masse an den Rest des Sonnensystems und den interstellaren Raum verloren ging.


Astronomen finden ersten kohlenstoffreichen Asteroiden im Kuipergürtel: 2004 EW95

Ein internationales Astronomenteam hat herausgefunden, dass ein kleines Kuipergürtel-Objekt namens 2004 EW95 ein kohlenstoffhaltiger (kohlenstoffreicher) Asteroid ist – der erste seiner Art, der im Kuipergürtel bestätigt wurde, einer weit entfernten Region mit eisigen Trümmern, die sich weit erstrecken jenseits der Neptunbahn.

Diese künstlerische Darstellung zeigt 2004 EW95, den ersten bestätigten kohlenstoffreichen Asteroiden im Kuipergürtel und ein Relikt des ursprünglichen Sonnensystems. 2004 EW95 bildete sich wahrscheinlich im Hauptasteroidengürtel und wurde Milliarden von Meilen von seinem Ursprung bis zu seiner jetzigen Heimat im Kuipergürtel geschleudert. Bildnachweis: M. Kornmesser / ESO.

Modelle der dynamischen Entwicklung des Sonnensystems sagen voraus, dass nach der Bildung von Gasriesenplaneten diese durch das System wüteten und kleine Gesteinskörper aus dem inneren System auf weit entfernte Umlaufbahnen in großen Entfernungen von der Sonne schleuderten.

Insbesondere legen diese Modelle nahe, dass der Kuiper-Gürtel einen kleinen Bruchteil von Gesteinskörpern aus dem inneren Sonnensystem enthalten sollte, wie zum Beispiel kohlenstoffhaltige Asteroiden.

Die besondere Natur des kohlenstoffhaltigen Asteroiden 2004 EW95 kam erstmals bei Routinebeobachtungen mit dem NASA/ESA-Weltraumteleskop Hubble des Astronomen Dr. Wesley Fraser von der Queen’s University in Belfast ans Licht.

Das Reflexionsspektrum des Asteroiden – das spezifische Wellenlängenmuster des von einem Objekt reflektierten Lichts – unterschied sich von dem ähnlicher kleiner Kuipergürtel-Objekte, die normalerweise uninteressante, funktionslose Spektren haben, die wenig Informationen über ihre Zusammensetzung preisgeben.

„Das Reflexionsspektrum von 2004 EW95 unterschied sich deutlich von den anderen beobachteten Objekten des äußeren Sonnensystems. Es sah so seltsam aus, dass wir es uns genauer ansehen sollten“, sagte Tom Secull, ein postgradualer Forschungsstudent an der Queen’s University Belfast.

Dr. Fraser, Seccull und ihre Kollegen beobachteten 2004 EW95 mit den Instrumenten X-Shooter und FORS2 am Very Large Telescope (VLT) der ESO.

Die Empfindlichkeit dieser Spektrographen ermöglichte es dem Team, detailliertere Messungen des vom Asteroiden reflektierten Lichtmusters zu erhalten und so auf seine Zusammensetzung zu schließen.

Trotz der beeindruckenden Lichtsammelkraft des VLT war 2004 EW95 jedoch immer noch schwer zu beobachten.

Obwohl das Objekt einen Durchmesser von 300 km hat, ist es derzeit kolossale 2,5 Milliarden Meilen (4 Milliarden km) von der Erde entfernt, was das Sammeln von Daten von seiner dunklen, kohlenstoffreichen Oberfläche zu einer anspruchsvollen wissenschaftlichen Herausforderung macht.

„Es ist, als würde man einen riesigen Kohleberg vor der pechschwarzen Leinwand des Nachthimmels beobachten“, sagte Teammitglied Dr. Thomas Puzia von der Pontificia Universidad Católica de Chile.

„Der EW95 von 2004 bewegt sich nicht nur, er ist auch sehr schwach. Wir mussten eine ziemlich fortschrittliche Datenverarbeitungstechnik verwenden, um so viel wie möglich aus den Daten herauszuholen“, sagte Seccull.

Zwei Merkmale der Spektren des Objekts waren besonders auffällig und entsprachen dem Vorhandensein von Eisenoxiden und Schichtsilikaten.

Das Vorhandensein dieser Materialien war noch nie zuvor in einem Kuipergürtel-Objekt bestätigt worden und sie legen stark nahe, dass sich 2004 EW95 im inneren Sonnensystem gebildet hat.

„Angesichts des heutigen Aufenthaltsorts von EW95 im Jahr 2004 in den eisigen äußeren Bereichen des Sonnensystems bedeutet dies, dass er in den frühen Tagen des Sonnensystems von einem wandernden Planeten in seine gegenwärtige Umlaufbahn geschleudert wurde“, sagte Seccull.

Ein Papier, das diese Entdeckung berichtet, wird in der Astrophysikalische Zeitschriftenbriefe (arXiv.org-Vordruck).

Tom Secull et al. 2018. 2004 EW95: Ein schichtsilikathaltiger kohlenstoffhaltiger Asteroid im Kuipergürtel. ApJL 855, L26 doi: 10.3847/2041-8213/aab3dc


Familien und Gruppen [ bearbeiten | Quelle bearbeiten]

Dieses Diagramm der Bahnneigung (ichp) versus Exzentrizität (ep) für die nummerierten Hauptgürtel-Asteroiden zeigt deutlich Klumpen, die Asteroidenfamilien darstellen.

Im Jahr 1918 bemerkte der japanische Astronom Kiyotsugu Hirayama, dass die Umlaufbahnen einiger Asteroiden ähnliche Parameter hatten und Familien oder Gruppen bildeten. ⏖]

Ungefähr ein Drittel der Asteroiden im Asteroidengürtel sind Mitglieder einer Asteroidenfamilie. Diese weisen ähnliche Bahnelemente auf, wie etwa die große Halbachse, Exzentrizität und Bahnneigung sowie ähnliche spektrale Merkmale, die alle auf einen gemeinsamen Ursprung beim Aufbrechen eines größeren Körpers hinweisen. Grafische Darstellungen dieser Elemente für Mitglieder des Asteroidengürtels zeigen Konzentrationen, die auf das Vorhandensein einer Asteroidenfamilie hinweisen. Es gibt etwa 20–30 Assoziationen, die mit ziemlicher Sicherheit Asteroidenfamilien sind. Es wurden zusätzliche Gruppierungen gefunden, die weniger sicher sind. Asteroidenfamilien können bestätigt werden, wenn die Mitglieder gemeinsame spektrale Merkmale aufweisen. ⏗] Kleinere Asteroidenverbände werden als Gruppen oder Cluster bezeichnet.

Einige der bekanntesten Familien im Asteroidengürtel (in der Reihenfolge zunehmender großer Halbachsen) sind die Familien Flora, Eunoma, Koronis, Eos und Themis. ⏃] Die Flora-Familie, eine der größten mit mehr als 800 bekannten Mitgliedern, könnte vor weniger als einer Milliarde Jahren aus einer Kollision entstanden sein. ⏘] Der größte Asteroid, der ein echtes Mitglied einer Familie ist (im Gegensatz zu einem Eindringling im Fall von Ceres mit der Gefion-Familie), ist 4 Vesta. Es wird angenommen, dass sich die Vesta-Familie als Ergebnis eines kraterbildenden Einschlags auf Vesta gebildet hat. Ebenso könnten die HED-Meteoriten infolge dieser Kollision auch von Vesta stammen. ⏙]

Innerhalb des Asteroidengürtels wurden drei markante Staubbänder gefunden. Diese haben ähnliche Bahnneigungen wie die Asteroidenfamilien Eos, Koronis und Themis und sind daher möglicherweise mit diesen Gruppierungen verbunden. ⏚]

Peripherie [ bearbeiten | Quelle bearbeiten]

Am inneren Rand des Gürtels (zwischen 1,78 und 2,0 AE, mit einer mittleren großen Halbachse von 1,9 AU) befindet sich die Familie der Kleinplaneten Hungaria. Sie sind nach dem Hauptmitglied 434 Hungaria benannt, die Gruppe enthält mindestens 52 benannte Asteroiden. Die Hungaria-Gruppe ist durch die 4:1 Kirkwood-Lücke vom Hauptkörper getrennt und ihre Umlaufbahnen haben eine hohe Neigung. Einige Mitglieder gehören zur Kategorie der Asteroiden, die den Mars durchqueren, und Gravitationsstörungen durch den Mars sind wahrscheinlich ein Faktor bei der Verringerung der Gesamtpopulation dieser Gruppe. ⏛]

Eine weitere Gruppe mit hoher Neigung im inneren Teil des Asteroidengürtels ist die Familie der Phocaea. Diese bestehen hauptsächlich aus Asteroiden vom S-Typ, während die benachbarte Hungaria-Familie einige E-Typen umfasst. ⏜] Die Phocaea-Familie umkreist die Sonne zwischen 2,25 und 2,5 AE.

Am äußeren Rand des Asteroidengürtels befindet sich die Cybele-Gruppe, die zwischen 3,3 und 3,5 AU umkreist. Diese haben eine 7:4 Orbitalresonanz mit Jupiter. Die Hilda-Familie umkreist zwischen 3,5 und 4,2  AU und hat relativ kreisförmige Umlaufbahnen und eine stabile 3:2-Umlaufresonanz mit Jupiter. Es gibt nur wenige Asteroiden jenseits von 4.2 AU, bis zur Umlaufbahn des Jupiter. Hier finden sich die beiden Familien der Trojanischen Asteroiden, die zumindest für Objekte größer als 1 km ungefähr so ​​zahlreich sind wie die Asteroiden des Asteroidengürtels. ⏝]

Neue Familien [ bearbeiten | Quelle bearbeiten]

In astronomischer Hinsicht haben sich in letzter Zeit einige Asteroidenfamilien gebildet. Der Karin-Cluster entstand offenbar vor etwa 5,7 Millionen Jahren durch eine Kollision mit einem Vorläufer-Asteroiden mit einem Radius von 33 km. ⏞] Die Veritas-Familie wurde vor etwa 8,3 Millionen Jahren gegründet. Beweise dafür sind interplanetaren Staub, der aus Meeressedimenten gewonnen wurde. ⏟]

In jüngerer Zeit scheint sich der Datura-Cluster vor etwa 450.000 Jahren durch eine Kollision mit einem Hauptgürtel-Asteroiden gebildet zu haben. Die Altersschätzung basiert auf der Wahrscheinlichkeit, dass die Mitglieder ihre aktuellen Umlaufbahnen haben, und nicht auf physischen Beweisen. Dieser Cluster könnte jedoch eine Quelle für etwas Zodiakal-Staubmaterial gewesen sein. ⏠] Andere neuere Clusterformationen, wie der Iannini-Cluster (zirka vor 1–5 Millionen Jahren) könnte zusätzliche Quellen für diesen Asteroidenstaub geliefert haben. ⏡]


Seltene metallische Asteroiden könnten geschmolzenes Eisen ausgebrochen haben

Dieses Diagramm zeigt ein theoretisches Phänomen namens Ferrovulkanismus, bei dem metallreiche Asteroiden geschmolzenes Eisen ausbrechen. Der Ferrovulkanismus könnte entstehen, wenn Taschen aus geschmolzener Legierung an die Oberfläche steigen, und könnte die Bildung von Meteoriten, sogenannten Pallasiten, erklären. Eine bevorstehende NASA-Weltraummission zum Asteroiden Psyche könnte es Wissenschaftlern ermöglichen, ihre Theorie zu bestätigen. (James Tuttle Keane (Caltech), Alexandria Johnson (Purdue University) Bild herunterladen

WEST LAFAYETTE, Ind. –  Der metallische Asteroid Psyche hat die Wissenschaftler verwirrt, weil er aufgrund seiner Eisen-Nickel-Zusammensetzung weniger dicht ist, als er sein sollte. Nun könnte eine neue Theorie die geringe Dichte und metallische Oberfläche von Psyche erklären.

Im Gegensatz zu den meisten Asteroiden scheint Psyche hauptsächlich aus Eisen und Nickel statt aus felsigem Schutt zu bestehen. Es wird angenommen, dass sich metallreiche Asteroiden gebildet haben, als primordiale Planetesimale kollidierten, einen Großteil des äußeren Materials abstreiften und die inneren metallischen Kerne hinterließen, die dann von außen nach innen abkühlten und erstarrten. Während dieses Abkühlungsprozesses entsteht eine Legierung aus Restschmelztaschen aus Eisen, Nickel und leichteren Elementen wie Schwefel, könnten durch flüssigkeitsgefüllte Risse, sogenannte Deiche, an die Oberfläche geflossen sein und eine oberste, felsige Schicht überziehen.

“Wir bezeichnen diese Prozesse zusammenfassend als ‘Ferrovulkanismus’”, sagte Brandon C. Johnson, außerordentlicher Professor für Erd-, Atmosphären- und Planetenwissenschaften an der Purdue University.

Die Theorie wird in einem Forschungspapier detailliert beschrieben, das am Montag (16. September) in der Zeitschrift Nature Astronomy erscheint. Das Papier wurde von Johnson Michael M. Sori, einem Associate Staff Scientist am Lunar and Planetary Laboratory der University of Arizona, und Alexander J. Evans, einem Assistenzprofessor für Erd-, Umwelt- und Planetenwissenschaften an der Brown University, gemeinsam verfasst.

Man nimmt an, dass Meteorite, die Pallasite genannt werden, eine Mischung aus Kern- und Mantelmaterial sind, möglicherweise durch Ferrovulkanismus miteinander vermischt. Die Taschen aus flüssigem Metall, gemischt mit Schwefel, sind weniger dicht als das umgebende feste Material, was einen “Überdruck” erzeugt, der möglicherweise die Ausbreitung von Gängen und das Auftreten von Ferrovulkanismus verursacht.

Die Forscher ermittelten, wie weit sich diese Deiche ausbreiten müssen, um Vulkanismus zu ermöglichen.

“Unsere Berechnungen legen nahe, dass ferrovulkanische Eruptionen für kleine, metallreiche Körper möglich sind, insbesondere für schwefelreiche Schmelzen und Körper mit Mänteln, die dünner als etwa 35 Kilometer sind, oder Körper, deren Mantel lokal durch große Einschlagskrater verdünnt wurde,“ 8221 Johnson sagte.

Eine bevorstehende NASA-Weltraummission nach Psyche wird Wissenschaftlern helfen, diese Theorie zu testen. Die ferrovulkanischen Eruptionen könnten die geringe Dichte von Psyche erklären, die trotz Radar und anderen wissenschaftlichen Beweisen für eine metallische Oberflächenzusammensetzung existiert. Psyche, der größte bekannte metallische Asteroid im Sonnensystem, befindet sich im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter. Seine Dichte wird auf nur etwa die Hälfte der eines Eisenmeteoriten geschätzt.

Die Forscher vermuten, dass der Asteroid aus zwei Schichten bestehen könnte, in denen ein Metallkern von einem Mantel aus felsigem Material geringerer Dichte umgeben ist.

“Ferrovulkanismus hat möglicherweise Kernmaterial an die Oberfläche transportiert, was die Radarerkennung von Metall verursacht hat,” Johnson.

Die Forschung ist im Gange, wobei zukünftige Arbeiten ausgefeiltere Modellierungen nutzen, um zu untersuchen, wie Ferrovulkanismus auftreten könnte, und möglicherweise die Evolution von Psyche zu untersuchen.

Kein Raumschiff hat noch einen metallischen Asteroiden besucht, und das Konzept des Ferrovulkanismus basiert auf mathematischen Modellen. Die NASA plant, die Raumsonde 2022 zu starten. Die Mission könnte es Wissenschaftlern ermöglichen, die Theorie zu bestätigen und Fragen zur Rolle metallischer Asteroiden bei der Entwicklung des Sonnensystems zu beantworten. 

Schriftsteller: Emil Venere  

Medienkontakt: Jim Bush, 754-494-2077, [email protected]   

Quelle: Brandon Johnson, [email protected] 

Hinweis an Journalisten:   Eine Kopie des Papiers ist erhältlich bei Steve Tally unter 765-494-9809,   [email protected]

Ferrovulkanismus auf Metallwelten und die Entstehung von Pallasiten       

Brandon C. Johnson 1 , Michael M. Sori 2 , Alexander J. Evans 3 2

  1 Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences, Purdue University, West Lafayette, IN, USA 2 Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona, Tucson, AZ, USA  3 Department of Earth, Environmental and Planetary Sciences, Brown University, Providence, RI, 7 USA   

 Während differenzierte Planetesimale abkühlen, können sich ihre Kerne von außen nach innen verfestigen, wie paläomagnetische Messungen und Abkühlungsratenschätzungen von Eisenmeteoriten belegen. Die Einzelheiten der Erstarrung von außen nach innen und das Schicksal der restlichen Kernschmelze sind kaum bekannt. Bei einem Kern, der hauptsächlich aus Eisen und Nickel besteht, das mit leichteren Bestandteilen wie Schwefel legiert ist, würde dieses nach innen gerichtete Kernwachstum wahrscheinlich durch das Wachstum von festen Eisen-Nickel-Dendriten erreicht werden4. Das Wachstum von Eisen-Nickel-Dendriten führt zu miteinander verbundenen Taschen von Restschmelze, die sich mit zunehmender Erstarrung von Eisen-Nickel fortschreitend mit Schwefel bis zu einer eutektischen Zusammensetzung von 31 Gew.-% Schwefel anreichern. Hier zeigen wir, dass Bereiche mit restlicher schwefelangereicherter Eisen-Nickel-Schmelze im Kern ausreichende Überdrücke erreichen, um sich über Gänge in den Mantel auszubreiten. So dringt Kernmaterial in den darüber liegenden Gesteinsmantel ein oder bricht möglicherweise sogar auf die Planetesimaloberfläche aus. Wir bezeichnen diese Prozesse zusammenfassend als Ferrovulkanismus. Unsere Berechnungen zeigen, dass ferrovulkanische Oberflächeneruptionen auf Körpern mit Mänteln von weniger als 50 km Dicke wahrscheinlicher sind. Wir zeigen, dass intrusiver Ferromagmatismus Pallasiten produzieren kann, eine rätselhafte Klasse von Meteoriten, die aus Olivinkristallen bestehen, die in einer Matrix aus Eisen-Nickel-Metall eingeschlossen sind. 160 zeigt Hinweise auf eine metallische Oberflächenbeschaffenheit.


Weiterführende Literatur

Denken Sie daran, wenn Sie eine Nachricht sehen, die Aufmerksamkeit verdienen könnte, lassen Sie es uns wissen! (Hinweis: Wenn die Geschichte von Associated Press, FOX News, MSNBC stammt, New York Times, oder einem anderen großen nationalen Medienunternehmen, werden wir höchstwahrscheinlich schon davon gehört haben.) Und vielen Dank an alle unsere Leser, die uns tolle Nachrichtentipps übermittelt haben. Wenn Sie nicht das Neueste erfahren haben Wissenswertes, Warum nicht nachsehen, was Sie verpasst haben?

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Der wichtigste Asteroidengürtel des Sonnensystems

Allgemein wird der Asteroidengürtel als die relativ dicht besiedelte Region etwa zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter definiert. Also known as the main-asteroid belt to differentiate between it and other known asteroid populations in the solar system, such as the near-Earth and Trojan asteroids, the area is populated by millions of oddly shaped objects often referred to as “minor planets”, or “proto-planets” in the case of the largest objects, Ceres, Vesta, Pallas, and Hygiea.

Roughly 50% of the total mass of the asteroid belt, which amounts to only 4% of that of the Moon, is accounted for by these four largest objects, with Ceres having a diameter of 950kms, and the other three Vesta, Pallas and Hygiea having diameters of less than 650kms each. The rest of the mass is taken up by bodies that get progressively smaller, with a significant percentage being no bigger than dust grains.

To put this in some sort of perspective, the area is so thinly populated that despite its vast extent several space craft had crossed it without even running into a dust particle, much less a rock several kms in diameter. However, collisions between larger objects are known to occur since many collisional families have been identified in which the members have identical chemical compositions and closely matching orbits.

Classification of asteroids is done by virtue of their spectra, and three main groups have emerged C-type objects, which are predominantly carbonaceous, S-type objects that are mainly composed of silicates, and M-type bodies that are rich in various metals.

History of the Asteroid Belt

Much of the history of the asteroid belt involves the now discredited Titius-Bode Law, which was a “law” that supposedly could predict the orbital positions of all the known planets. In short, it involved a numerical series starting at 0, and then the numbers 3,6,12,24, etc., doubling each time. To arrive at a solution however, the investigator had to add four to each element, and then divide it by ten, which with the aid of some more mathematical gymnastics, yielded a figure that proved to be remarkably close to the orbits of the then-known planets in Astronomical Units (AU).

However, this method only proved effective when the investigator allowed for the gap between Mars and Jupiter and in efforts to resolve this difficulty, the German astronomer, Baron Franz Xaver von Zach formed the “United Astronomical Society” in 1800. This informal gathering had some notable members however, and among them were Heinrich Olbers, Charles Messier, William Herschel, and even the then Astronomer Royal, Nevil Maskelyne.

The object of the Society was to look for a planet in the position the Titius-Bode Law said it must be, and to this end, each member of the group was assigned a 150 section of the sky as his own hunting ground. However, it fell to a non-member of the group, who had by then become known as the “Celestial Police”, to make the first discovery.

This person was the Chair of Astronomy at the prestigious University of Palermo, one Giuseppe Piazzi, who in 1881 found a tiny, fast moving object at exactly the position predicted by the Titius-Bode Law, an object he promptly named after the Roman harvest goddess, Ceres. Piazzi first concluded that the object was cometary in nature, but subsequent observations revealed a lack of a coma, which suggested that the object was rather a planet, or even a star.

Nevertheless, in March of 1882, Heinrich Olbers discovered a second body in the same area, and not to be outdone, he promptly named it Pallas. However, even under the highest magnifications neither Ceres or Pallas could be resolved into planetary discs like the other planets, and despite their rapid movement across the sky the two objects appeared to be stars, a circumstance that prompted William Herschel to propose a unique category for the two objects in 1882- “asteroids”, after the Greek word “asteroeides”, which means “ star-like”, or in some interpretations, “similar to stars”. Herschel was known as a meticulous observer, and once he had completed a long series of observations of the two bodies he wrote the following statement:

“Neither the appellation of planets, nor that of comets, can with any propriety of language be given to these two stars … They resemble small stars so much as hardly to be distinguished from them. From this, their asteroidal appearance, if I take my name, and call them Asteroids reserving for myself however the liberty of changing that name, if another, more expressive of their nature, should occur.”

It is not known who coined the phrase “asteroid belt”, but its first use in the English language occurs in the English translation by E.C. Otté, of Alexander von Humboldt’s seminal work, “Cosmos”. In translation, the following sentence appears: “[…] and the regular appearance, about the 13th of November and the 11th of August, of shooting stars, which probably form part of a belt of asteroids intersecting the Earth’s orbit and moving with planetary velocity”.

Other early references to “asteroid belt” appear in “A Guide to the Knowledge of the Heavens” by Robert James Mann in the following sentence: “The orbits of the asteroids are placed in a wide belt of space, extending between the extremes of […]”.

Nevertheless, by late 1886, a total of 100 asteroids were known, but by 1891 the introduction by Max Wolf of astrophotography had vastly increased the rate of discovery in 1921 there were more than 1,000 known asteroids, by 1981 this had increased to 10,000, and by the year 2000 more than 100,000 asteroids had been cataloged. Modern detection methods employ automated telescopes and CCD devices, which are finding and listing new discoveries at the rate of dozens every day.

Formation of the Asteroid Belt

The conventional view regarding the formation of the asteroid belt holds that the belt formed out of the same primordial material that formed the rest of the solar system. However, instead of forming into proto-planets the extreme tidal effects of both Mars and Jupiter prevented the accretion of matter into viable planets because of the high orbital velocities imparted to them by their combined gravitational effects. In effect, this meant that the resulting collisions between the forming proto-planets were too energetic to allow for accretion, which in turn meant that the proto-planets were broken up faster than they formed.

This resulted in the loss of around 99.9% of the collective mass of the asteroid belt within the first 100 million years or so of the solar system’s evolution, which is thought to be origin of the several thousand fragments that bombarded the inner solar system during the period known as the Great Bombardment that ended about 3 billion years ago.

However, the current state of the asteroid belt is by no means stable- whenever the orbits of asteroids around the Sun enter into a state of resonance with that of Jupiter their orbits are severely disrupted, and at those orbital distances asteroids are swept out of their usual orbits in large numbers to form Kirkwood-gaps, which are similar to those in the rings of Saturn, although these separations, or divisions, are not as pronounced. Below is a plot of the main Kirkwood-gaps in the main asteroid belt.

Composition of Asteroids

Comprising in excess of 75% of the total population, C-Type, or carbonaceous asteroids predominate in the outer reaches of the belt. Having a low reflective index, these objects are generally red in color, and have the same chemical make-up as the material that occurred in the early solar system. However, these objects do not have the lighter elements and volatiles present due to the effects of solar radiation.

S-Type, or asteroids that are rich in various silicates, mostly occur within a radius of 2.5 AU, and although they are known to contain varying amounts of metals and silicates they do not contain noteworthy amounts of carbonaceous material. This suggests that these objects have been modified, or altered from their primordial state, most likely through the action of extreme heat. Having relatively high reflective indices, this type of asteroid accounts for roughly 17% of the collective asteroid population.

M-Type, or metal rich asteroids that account for about 10% of the total population, are concentrated at a distance of roughly 2.7 AU and composed mainly of iron-nickel alloys. However, one notable exception to this rule, 22 Kaliope, does not seem to contain notable amounts of metal at all, which goes some way toward casting doubt on the widely held belief that M-Type asteroids are the result of collisions between large, differentiated bodies that broke apart as the result of colliding with each other. It thus seems likely that the M-type asteroids are a group that does not fit the pattern of either the C-, or S-Type asteroids.

The Missing Basalt Asteroids

Given the large diameters of some asteroids, such as Vesta for instance, it would be reasonable to assume that at least a significant percentage of asteroids would contain basalt or olivine as the result of having formed crusts and mantles. However, it turns out that instead of around 50% of all asteroids containing basalt or olivine as expected, there are hardly any, and some estimates put the percentage of “missing” basalt as high as 99%.

Up to 2001, it was thought that all of the basalt observed in the asteroid belt originated from Vesta, hence the designation” V-Type” asteroids, but the discovery of 1459 Magnya revealed a type of basalt that differed from that found on Vesta, which means that 1459 Magnya must have formed independently of Vesta and under different circumstances. To confuse matters further, two more basaltic asteroids, 7472 Kumakiri, and (10537) 1991 RY16, were discovered in the outer reaches of the belt that proved to contain basalt that could not have formed on Vesta. To date, these are the only two basaltic asteroids ever discovered in the outer belt, and the mystery of the missing basalt remains unresolved.