Ordnung und Chaos im Sonnensystem

Präsentation zum Thema: "Ordnung und Chaos im Sonnensystem"—  Präsentation transkript:

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2 Ordnung und Chaos im Sonnensystem
Im Jahr 2008 feiert der Club zu Bremen sein 225-jähriges Bestehen, denn die „Gesellschaft Museum“ wurde 1783 gegründet. Ich will mit diesem Vortrag an ein Thema anknüpfen, dass in jener Zeit sehr lebendig war – nach Herschels Entdeckung des Uranus – und das einer der vielleicht häufigsten Redner vor der Gesellschaft, Wilhelm Olbers, durch seine eigenen Arbeiten sehr befruchtet hat: die Frage nach der Natur und der Entstehung des Sonnensystems. Heute ist das wieder ein hochaktuelles Thema, denn es sind in den letzten 13 Jahren sehr viele extrasolare Planetensysteme gefunden worden (das erste bei 51 Pegasi). Am 10. April 2008 waren es 235 Planetensysteme mit 287 Planeten. Peter H. Richter Vortrag im Club zu Bremen 16. April 2008 Peter H. Richter

3 Sun Venus Mars Saturn - Kronos Jupiter - Zeus Mercury Uranus Neptun
Pluto This movie shows the daily course of the sky (24 hours) starting shortly before midnight, Feb. 28, 1930. It should be stopped by a click (not onto the movie window, but outside) when Jupiter and Saturn have reached the same vertical coordinate (not long after the start). Then the next mouseclicks will enter the names of the planets, one by one, so that they can be identified by their position and color. When clicking for Uranus, the next two (Neptun and Pluto) will follow automatically, and then the sky resumes its motion. Sun in Aquarius, together with Venus. Mercury and Mars close together in Capricorn. Jupiter in Taurus, Saturn in Sagittarius, almost opposite of each other in the sky. Saturn a morning star, Jupiter an evening star. (The background color of the VB-pictures is &H ) Neptun

4 We let the days fly by, and leave the stars fixed in their position of the afternoon of Siegfried Großmann‘s birthday: Aries in the South, Libra in the North. Klicken linke Maus auf Movie: anhalten; weiter mit gleichzeitig linke und rechte Maus Mercury and Venus perform their dance as morning and evening stars while Mars moves somewhat unpredictably. Jupiter needs a full year to inspect, one by one, the 12 houses of his zodiac. His father Saturn takes a slower pace … Notice how irregular the course of the planets appears to be (although it is strictly quasiperiodic; all planets are represented by the osculating ellipses of the epoch 2000 which is certainly good enough on the scales used here; the deviations at any given time should be well below 1 degree). There are instances where the planets crowd together (in 1941, for example, around the time when Jupiter overtakes Saturn – an event that takes place every 20 years). (Kommentar zur Animationsreihenfolge. Ich verstehe nicht, warum man die Einstellungen so machen muss, wie hier geschehen, aber anders funktioniert es nicht wie gewünscht. Folgendes ist unter „Benutzerdefinierte Animation“ eingestellt: 1. Form 2: The first epoc: … (Einfliegen Verblassen) Nach Vorheriger, Geschwindigkeit Mittel 2. Film-Aktion Wiedergabe New_Grossmann … Mit Vorheriger; bei „Effektoptionen - Wiedergabe Film“ steht unter Effekt: Wiedergabe starten von letzter Position, Anhalten bei Klicken, und unter Anzeigedauer: Mit Vorheriger ohne Verzögerung, Trigger ausgeschaltet. 3. (Trigger: Grossmann … ) 4. Beim Klicken Film-Aktion Pause, und unter Effektoptionen Pause Film Anzeigedauer: Trigger Effekt starten beim Klicken auf Grossmann… )

5 Keplers Ordnung Astronomia Nova 1609 Mysterium Cosmographicum 1597
Johannes Kepler Es war eine der gigantischen Leistungen, die das Zeitalter der modernen Wissenschaft einleiteten: Keplers Versuch, in dem Getaumel der Planeten den „göttlichen Bauplan“ zu identifizieren. Als junger Mathematiklehrer in Graz entwickelte er das schwärmerische Bild vom Mysterium Cosmographicum … dann als Assistent und bald Nachfolger Tychos als Kaiserlicher Astronom die ersten beiden Gesetze der Planetenbewegung und schließlich nach langem Ringen über den Sinn der Exzentrizitäten fand er das dritte Gesetz. Wir schauen uns die Bewegungen im kopernikanischen Bild an und staunen, wie man das aus der Beobachtung der Planeten jemals hat schließen können. Mysterium Cosmographicum 1597 Harmonices Mundi 1619 Planetenbahnen Peter H. Richter

6 Titius-Bode und W. Herschel
Johann D. Titius 1766 Johann E. Bode 1768 Planet n Ti-Bo exakt Merkur − 0.4 0.39 Venus 0.7 0.72 Erde 1 1.0 1.00 Mars 2 1.6 1.52 ??? 3 2.8 2.77 Jupiter 4 5.2 5.20 Saturn 5 10.0 9.54 a = ∙ 2n Wilhelm Herschel Uranus 1781 Newton hatte es geschafft, durch Vereinigung der Ideen von Galilei und Kepler schließlich in einem Wurf seine drei Grundgesetze der Mechanik und daraus mit Hilfe des Gravitationsgesetzes alle drei Kepler-Gesetze analytisch herzuleiten. Für ihn gab es keinen besonderen Plan im Aufbau des Planetensystems, sondern der Schöpfer hatte in seiner Willkür die Anfangsbedingungen frei setzen können. Dennoch gab es eine auffällige Regelmäßigkeit im Aufbau des Planetensystems. Das fanden etwa gleichzeitig Johann David Titius und Johann Elert Bode: die Titius-Bode-Regel, nach der die großen Halbachsen der Planeten Merkur bis Saturn einem einfachen Gesetz folgen. Es gab nur eine Lücke bei n=3. Nachdem Wilhelm Herschel 1781 den Uranus entdeckt hatte, der gut in die Reihe (mit n=6) passte, wuchs die Überzeugung, dass zwischen Mars und Jupiter ein weiterer Planet liegen müsse. Dem wollte man gezielt nachgehen und gründete im September 1800 in Lilienthal dazu die Astronomische Vereinigung. Von der Vielzahl von Teleskopen, die Herschel baute und benutzte, sind besonders zu erwähnen: Den Planeten Uranus entdeckte Herschel mit einem Spiegelteleskop von 6 Zoll (etwa 15 cm) Durchmesser und 7 Fuß (etwa 210 cm) Brennweite. Für seinen Nebel-Katalog benutzte er hauptsächlich ein Gerät mit einem 18,7-Zoll (47,5 cm) Spiegel und 20 Fuß (6,1 m) Brennweite (ab 1783). Wilhelm Herschels Teleskope Sein größtes Teleskop (s. Abb.) wurde 1789 unter seiner Anleitung gebaut und hatte einen Spiegeldurchmesser von 48 Zoll (122 cm) und eine Länge von 40 Fuß (12 m). Es wurde erst zwei Generationen später von Lord Rosses „Leviathan“ übertroffen. Das 40-Fuß-Teleskop wurde 1839 durch einen Sturm zerstört. Herschel baute ausschließlich Newton-Teleskope. Ihre Spiegel waren aus einer Metall-Legierung gegossen und mussten häufig nachpoliert werden, da sie leicht anliefen. Auch seine Schwester Caroline Herschel und sein Sohn John Herschel waren bedeutende Astronomen. Uranus 6 19.6 19.2 Peter H. Richter

7 Wilhelm Olbers und Hieronymus Schröter
H. Wilhelm M. Olbers Hieronymus Schroeter Harding Bessel Warum gerade in Lilienthal? Hier hatte die Astronomie zur damaligen Zeit eine zentrale Stätte, dank Schröter und Olbers. Schröter war mit Herschel gut bekannt … (Geschichte der Tagung von 1800 kurz erzählt) Die Himmelspolizey sollte also nun den Planeten finden, indem 24 europäischen Astronomen je 15 Grad entlang der Ekliptik zugewiesen wurden. Aber dann kam Piazzi in Palermo, einer der 24, der Himmelspolizey zuvor, indem er in der Neujahrsnacht 1800/01 einen neuen Planeten entdeckte. Heinrich Wilhelm Olbers aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie Wechseln zu: Navigation, Suche Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers (* 11. Oktober 1758 in Arbergen bei Bremen; † 2. März 1840 in ebenda) war ein deutscher Arzt und Astronom. Er entwickelte Methoden zur Bahnbestimmung von Himmelskörpern, entdeckte die Kleinplaneten Pallas und Vesta sowie sechs Kometen und formulierte das Olberssche Paradoxon. Inhaltsverzeichnis [Verbergen] 1 Leben 2 Astronomie 3 Spätere Jahre 4 Auszeichnungen und Benennungen 5 Literatur 6 Weblinks Leben [Bearbeiten] Olbers kam als das achte von sechzehn Kindern des in Arbergen wirkenden Pastors Johann Georg Olbers zur Welt wurde der Vater an den Bremer Dom berufen und die Familie zog in die damals Freie Reichsstadt Bremen. Olbers besuchte dort das Pädagogium, das Athenäum und ab 1771 das „Gymnasium Illustre“. Im Jahr 1777 nahm er an der Universität Göttingen das Studium der Medizin auf. Bereits als Schüler interessierte er sich für die Astronomie. Als Zehnjähriger hatte er fasziniert den Großen Kometen von 1769 beobachtet. Als Student hörte er zusätzlich astronomische Vorlesungen. Im Jahr 1779, während eines medizinischen Praktikums, erdachte er eine Methode zur Bahnbestimmung eines Kometen, den er während der Patientenbetreuung durch ein Fenster beobachtete. Ein Jahr später schloss er das Studium mit einer Dissertation über das menschliche Auge ab. Wieder ein Jahr später, mittlerweile 1781, eröffnete er in der Bremer Sandstraße eine Arztpraxis. Er heiratete 1785 Dorothea Elisabeth Köhne. Sie starb schon im darauf folgenden Jahr bei der Geburt der Tochter Doris. Jahre später heiratete er Anna Adelheit Lürssen, mit der er einen Sohn (der spätere Bremer Senator George Heinrich Olbers (1790 bis 1861) hatte. Astronomie [Bearbeiten] Seine freie Zeit widmete Olbers fast ganz der Astronomie. Da er mit nur vier Stunden Schlaf auskam, konnte er ausgiebige Himmelsbeobachtungen durchführen. Er wertete darüber hinaus alle Aufzeichnungen von auffälligen Kometen aus, die seit 1531 erschienen waren. Im Jahre 1797 veröffentlichte er die Schrift "Abhandlung über die leichteste und bequemste Methode, die Bahn eines Cometen zu berechnen". Das Werk wurde jeweils 1847 und 1864 noch einmal aufgelegt. Die darin beschriebene Methode kann auch heute noch ohne weiteres angewendet werden. Im Jahr 1800 wurde in Lilienthal bei Bremen auf Anregung von Franz Xaver von Zach die Astronomische Gesellschaft gegründet. Erster Präsident wurde Johann Hieronymus Schröter. Die von Schröter gegründete Sternwarte Lilienthal war seinerzeit das am besten ausgerüstete Observatorium der Welt. Weitere Gründungsmitglieder waren Olbers, Ferdinand Adolf von Ende, Johann Gildemeister und Karl Ludwig Harding. Darüber hinaus wurden achtzehn weitere führende europäische Astronomen zu Mitgliedern berufen. Ziel der Gesellschaft war die Auffindung noch unbekannter Himmelskörper unseres Sonnensystems, insbesondere eines vermuteten Planeten zwischen Mars und Jupiter. Hierzu wurde der Himmel in 24 Abschnitte unterteilt und in der Nähe der Ekliptik intensiv durchmustert. Am 1. Januar 1801 entdeckte Giuseppe Piazzi von Palermo aus den ersten Kleinplaneten, der später (1) Ceres genannt wurde. Am 28. März 1802 entdeckte Olbers (2) Pallas, fast auf den Tag genau fünf Jahre später, am 29. März 1807 (4) Vesta. Der Asteroid (3) Juno war am 1. September 1804 von Harding entdeckt worden. Späteres Bildnis von Olbers Spätere Jahre [Bearbeiten] Olbers lernte 1806 den jungen Friedrich Wilhelm Bessel kennen. Er erkannte dessen mathematisches und astronomisches Talent und empfahl ihn Schröter. Bessel arbeitete vier Jahre an der Lilienthaler Sternwarte und ging anschließend als Professor für Astronomie an die Universität Königsberg. Infolge der napoleonischen Kriege geriet Norddeutschland Anfang des 19. Jahrhunderts unter französische Herrschaft. Olbers wurde 1811 zum Mitglied des "Corps législatif", der gesetzgebenden Versammlung in Paris, ernannt. In der Folgezeit reiste Olbers dreimal nach Paris, um das Département der Wesermündungen zu vertreten. Dort machte er die persönliche Bekanntschaft von Napoléon Bonaparte. Nachdem die französische Herrschaft beendet war, nahm Olbers 1814 seine astronomischen Tätigkeiten wieder auf. In den folgenden Jahren entdeckte er sechs Kometen, darunter den kurzperiodischen 13P/Olbers, der im Jahre 2024 wiederkehren wird. Olbers Tochter starb 1818 und zwei Jahre später seine zweite Ehefrau. Diese Verluste trafen ihn schwer und er zog sich von seinem Berufsleben als Arzt zurück. Er formulierte 1826 das nach ihm benannte Olberssche Paradoxon. Er zeigte darin den Widerspruch auf, dass es nachts dunkel wird, obwohl bei Annahme eines unendlichen, transparenten Weltraumes mit homogen verteilten Sternen an jeder Stelle des Himmels ein Stern stehen müsste. Der Himmel müsste somit auch nachts so hell wie die Sonne sein. Olbers starb 1840 im Alter von 82 Jahren an den Folgen einer schweren Erkrankung in seiner Heimatstadt Bremen. Auszeichnungen und Benennungen [Bearbeiten] Für seine Leistungen hatte Olbers zahlreiche Auszeichnungen erhalten, u.a. den dänischen Danebrog-Orden, das Ritterkreuz des Guelphen-Orden vom Königshaus Hannover und das preußische Ritterkreuz des Roten-Adler-Ordens. Im Jahr 1830, anlässlich seiner 50-jährigen Doktorwürde, beschloss der Bremer Senat die Aufstellung einer Büste im dortigen Rathaus. Im Jahr 1920 wurde in Bremen die "Olbers-Gesellschaft e.V." mit dem Ziel gegründet, die Astronomie in der Öffentlichkeit zu verbreiten. Die Gesellschaft betreibt heute auf dem Gelände der Hochschule Bremen das Olbers-Planetarium und die Walter-Stein-Sternwarte. Zu Olbers' Gedenken wurden ein Mondkrater und der Asteroid (1002) Olbersia nach ihm benannt. Das frühere Schulzentrum Drebberstraße im Bremer Ortsteil Hemelingen, der an Arbergen grenzt, trägt seit dem Schuljahr 2007/08 den Namen Wilhelm-Olbers-Schule. In den Wallanlagen von Bremen steht ein Denkmal zu Ehren des Astronomen. Das Olbers-Denkmal in Bremen Wegen der Bedeutung der Sternwarte Lilienthal für Carl Friedrich Gauß und die Landesvermessung war auf dem letzten 10 DM-Schein eine Landkarte von Norddeutschland mit Lilienthal und Bremen als Vermessungspunkte abgebildet. Der Fundamentalpunkt für Bremen war die Kirchturmspitze der im Krieg zerstörten Ansgarikirche, heute Hanse Carrée. Die Spitze war wegen ihrer Form gut von den anderen Kirchturmspitzen zu unterscheiden und als geodätisches Hochziel ideal. An der Ecke Obernstraße-Ansgariplatz ist eine Hinweistafel in den Boden eingelassen, die auf den Punkt deutet, der sich ca. 10 Meter entfernt im Gebäude befindet. Literatur [Bearbeiten] Günther: Olbers, Heinrich Wilhelm Mathias. In: Allgemeine Deutsche Biographie (ADB). Bd. 24, Leipzig 1887, S. 236–238. Gerd Biegel, Günther Oestmann, Karin Reich (Hg.): Neue Welten. Wilhelm Olbers und die Naturwissenschaft um Braunschweig 2001 (= Disquisitiones Historiae Scientiarum. Braunschweiger Beiträge zur Wissenschaftsgeschichte, 1). ISBN Johann Hieronymus Schröter Johann Hieronymus Schroeter (* 30. August 1745 in Erfurt, † 29. August 1816 in Lilienthal bei Bremen) war Jurist, hoher Beamter und einer der bekanntesten Astronomen seiner Zeit. Er führte genaueste Beobachtungen der Planeten durch, fertigte sehr detaillierte Mondkarten an und baute große Spiegelteleskope. Die von ihm errichtete Sternwarte Lilienthal war mit den größten Teleskopen Europas ausgestattet und jener Ort, an dem Bessels Wirken für die Astronomie begann. 1 Vom Juristen zum Astronomen 2 Privatsternwarte, Riesenteleskop und „Himmelspolizey“ 3 Weitergabe der Sternwarte und F.W. Bessel 4 Wissenschaftliches Werk 5 Zur Arbeitsweise Schroeters Vom Juristen zum Astronomen [Bearbeiten] Schroeter wurde als Sohn eines Rechtsanwalts geboren. Der Vater starb, als Schroeter neun Jahre alt war. Nach Abschluss seiner Schulausbildung begann er 1762 an der Universität Erfurt das Studium der Theologie. Daneben interessierte er sich für Musik und die Astronomie. Im Turm der Schottenkirche war eine behelfsmäßige Sternwarte mit einem Fernrohr eingerichtet worden. Hier führte er mit Freunden Himmelsbeobachtungen durch. Im März 1764 wechselte Schroeter an die Universität Göttingen, um Rechtswissenschaften zu studieren. Er hörte auch Physik und Astronomie bei Abraham Gotthelf Kästner, der sein Gönner wurde, und besuchte regelmäßig die Göttinger Sternwarte schloss er das Studium der Rechtswissenschaften ab und begann eine Laufbahn als Beamter - zunächst in Polle an der Unterweser, dann in Herzberg im Harz. 1777 wurde er als Sekretär der „Königlichen Kammer“ nach Hannover versetzt. Durch sein Interesse an der Musik lernte er die Familie des Hautboisten und Mechanikers Isaak Herschel kennen. Dessen zweiter Sohn, Wilhelm Herschel, war als Musiker nach England gegangen und betätigte sich dort mittlerweile als Astronom mit selbst gebauten Fernrohren. Durch die Berichte von Herschels Geschwistern inspiriert, wandte sich Schroeter abermals der Astronomie zu. Er lieh sich zuerst ein einfaches Fernrohr von einem Optiker aus. Nach Beratung und Vermittlung von Dietrich Herschel erwarb er 1779 ein doppellinsiges (farbreines) terrestrisches Fernrohr, einen Achromaten von John Dollond mit 2¼ Zoll Öffnung und 3 Fuß Brennweite (ca. 5½ : 91 cm) mit 5 Wechselokularen (22- bis 130-fach). Er begann mit der Beobachtung der Sonne, des Mondes und der Planeten. Wilhelm Herschels Entdeckung des Uranus im Jahre 1781 veranlasste Schroeter, systematische und intensivere Himmelsbeobachtungen durchzuführen. Im Mai 1782 wurde Schroeter in das abgeschiedenen Moordorf Lilienthal bei Bremen versetzt, wo er eine Stelle als Oberamtmannes antrat. Diese Tätigkeit ließ ihm genügend Zeit, sich der Astronomie zu widmen. Im Garten des Amtshauses richtete er zunächst eine einfache Sternwarte ein baute er ein leistungsfähiges Spiegelteleskop mit 12 cm Öffnung und 122 cm Brennweite. Den Spiegel und acht Okulare hatte ihm Wilhelm Herschel aus England geschickt. Die Ergebnisse der damit gemachten Beobachtungen von Mond und Venus veröffentlichte Schroeter in Fachpublikationen. Privatsternwarte, Riesenteleskop und „Himmelspolizey“ [Bearbeiten] Nach intensivem Briefaustausch mit Herschel erhielt Schroeter 1786 weitere Bauteile, mit denen er ein Spiegelteleskop mit 16,5 cm Öffnung und 2,14 Brennweite baute. Im Garten ließ er ein zweistöckiges Observatorium errichten. Er verfasste Arbeitspäne zur systematischen Untersuchung von Sonne, Mond, Venus, Mars Jupiter Saturn, ebenso wie von Veränderlichen, Doppelsternen und nebligen Objekten. 1788 errichtete Schroeter im Garten einen zweiten Beobachtungsstandort, den er „Urania-Tempel“ taufte. Bei seinen Beobachtungen kam ihm seine ausgezeichnete Sehschärfe zugute. Er war daher besonders kritisch gegenüber seinen selbst hergestellten Teleskopen und verbesserte ihre Leistungen immer weiter. 1792 machte er die Bekanntschaft von Professor Johann Gottlieb Friedrich Schrader von der Universität Kiel. In der Folgezeit optimierten die beiden, zusammen mit Schroeters Gärtner Harm Gefken, die Verfahren zur Herstellung von Teleskopspiegeln, die damals noch aus Metall bestanden. Zur Erhöhung des Reflexionsvermögens dampften sie eine Schicht von Arsen auf die herkömmliche Kupfer-Zinn-Legierung auf. Nach entsprechender Justierung entstanden so Teleskope mit sehr guten Abbildungsleistungen, z.B. eines mit 24 cm Öffnung. 1794 stellte er ein „Riesenteleskop“ fertig, dass über 50,8 cm Öffnung und 8,25 m Brennweite verfügte. Es wurde vor allem zur Beobachtung der Nachtseite des Mondes, der Registrierung von Nebeln und Sternhaufen und der Planeten bei Tageslicht eingesetzt. Durch das Teleskop gelangte Schroeter Berühmtheit und er erhielt Besuch von Astronomen, hohen Staatsbeamten und Militärs. Mit Franz Xaver von Zach und Heinrich Wilhelm Olbers gründete er 1800 in Lilienthal die Astronomische Gesellschaft, um die Verbreitung von Wissen und Entdeckungsdaten zu fördern. Erster Präsident der Gesellschaft wurde Schroeter. Er und Zach organisierten die sog. „ Himmelspolizey“ für eine gezielte Suche nach einem vermuteten Planeten zwischen Mars- und Jupiterbahn (siehe Titius-Bode-Reihe). Die Bereiche um die Ekliptik wurden verschiedenen Sternwarten zugeordnet und die Suche gestartet, doch entdeckte zufällig Piazzi in Palermo den ersten Kleinplaneten. Hingegen wurden in den Folgejahren die Asteroiden Nr.2 bis 4 in Bremen und Lilienthal entdeckt. Weitergabe der Sternwarte und F.W. Bessel [Bearbeiten] Ab 1799 reichte Schroeters Gehalt als Oberamtmann nicht mehr für die Unterhaltung der Sternwarte und die Kosten seiner Veröffentlichungen aus. Er verkaufte daher die gesamte Ausrüstung an den englisch-hannoverschen König George III., wobei die Geräte in Lilienthal verblieben. Schroeter erhielt dafür 1200 englische Guineen (nach heutigem Wert etwa Euro), eine Rente von 300 Talern und 200 Taler zur Unterhaltung eines „Sternwarte-Inspektors“. Nach Schroeters Tod sollten die Geräte an die Universität Göttingen gehen. Inspektor wurde Karl Ludwig Harding, der seit 1796 Schroeters Sohn Johann Friedrich unterrichtete. Harding entdeckte 1804 von Lilienthal aus den dritten Asteroiden Juno; 1805 ging er an die Universität Göttingen. Von 1806 bis 1809 arbeitete Friedrich Wilhelm Bessel auf Empfehlung Olbers' als Assistent in Lilienthal wurde er an die Universität Königsberg berufen, wo er in den nächsten Jahrzehnten seine bahnbrechenden Arbeiten durchführte. Schroeters ehemaliger Gärtner Harm Gefken nutzte seine erworbenen Kenntnisse und gründete in Lilienthal eine optische Werkstatt zur Herstellung von Spiegelteleskopen, wobei er auch Schroeter belieferte. Gefken verstarb allerdings 1811 im Alter von 55 Jahren. Wahrscheinlich hatte er sich im Laufe der Zeit zunehmend mit den Arsendämpfen vergiftet, mit denen er die Spiegel verbesserte. Infolge der napoleonischen Kriege kam Lilienthal 1810 unter französische Verwaltung und Schroeter wurde zwangspensioniert. Seine Bezüge wurden nicht mehr gezahlt, die Gelder aus England waren seit 1806 ausgeblieben. Am 21. April 1813 führten französische Truppen eine Strafexpedition durch und brannten die Ortschaft Lilienthal nieder. Schroeters Amtshaus mit seinen Aufzeichnungen verbrannten. Die Sternwarte blieb zwar verschont, wurde jedoch geplündert. Im November 1813 wurde Schroeter wieder in sein Amt eingesetzt. Da sich aber sein Gesundheitszustand verschlechterte, ließ er vertragsgemäß alle Instrumente, die vor 1799 gekauft worden waren, nach Göttingen transportieren. 1816 verstarb Schroeter im Alter von 70 Jahren in Lilienthal. Er wurde an der Westseite der dortigen Klosterkirche beigesetzt. Nach seinem Tod verfiel die Sternwarte. Die letzten Reste wurden 1850 abgerissen. Zu Schroeters Gedenken wurden ein Krater und das Schrötertal auf dem Mond, ein Krater auf dem Mars sowie der Asteroid (3707) Schröter benannt. In Lilienthal wird heute eine Heimatstube unterhalten, in der ein Modell der Sternwarte besichtigt werden kann - siehe Heimatmuseum Lilienthal. Wissenschaftliches Werk [Bearbeiten] Titelseite von Selenetopographische Fragmente Mondkarten in Selenetopographische Fragmente 1791 veröffentlichte Schröter auf eigene Kosten den ersten Teil seines umfangreichen Werkes über den Mond, die Selenotopographischen Fragmente. Es enthielt 43 Tafeln mit Abbildungen der Mondoberfläche, die in unzähligen Beobachtungsnächten entstanden waren. Bei seinen Zeichnungen hatte sich Schroeter an einer Mondkarte von Tobias Mayer orientiert, der den Mond erstmals in Längen- und Breitengrade eingeteilt hatte. 1796 veröffentlichte Schroeter ein Werk über die Venus, die Aphroditographischen Fragmente. Er hatte festgestellt, dass zwischen der geometrisch berechneten Phase der Venus und der tatsächlich beobachteten Phase systematische Unterschiede bestehen. Zunächst meinte Schroeter, dass diese Unregelmäßigkeiten, wie beim Erdmond, auf Oberflächendetails, z. B. Gebirgszüge, zurückgehen. In einer 1803 veröffentlichten Arbeit über die Venusphase zum Zeitpunkt der Dichotomie (Halbvenus) folgerte er dann allerdings korrekt, dass es sich um Dämmerungseffekte in der Venusatmosphäre handelt. Daher wird diese Erscheinung heute allgemein nach der von Patrick Moore eingeführten Bezeichnung „Schroeter-Effekt““ genannt. Der Effekt kann bereits mit kleinen Teleskop leicht als „Venushörner“ beobachtet werden. 1800 erschienen die Hermographischen Fragmente über den Planeten Merkur, 1802 der zweite Teil des Mondwerkes. 1802 stellte Schroeter fest, dass die nächstgelegenen Fixsterne so weit entfernt wären, dass ihre Parallaxe kleiner als 0,75 Bogensekunden sein müsse. Dies wurde bei späteren Untersuchungen bestätigt: sein früherer Assistent Bessel konnte erst 1838 die erste Sternparallaxe (61 Cyg) mit 0,3" messen, und jene von Alfa Centauri beträgt 0,74". Schröters 1803 erstellte Areographischen Beiträge zur genaueren Kenntnis des Planeten Mars blieben zunächst unveröffentlicht. Erst 1881 veranlasste die Universität Leiden, im Besitz der Aufzeichnungen, ihren Druck. Das Werk sorgte in Fachkreisen für Aufregung. Schroeter hatte darin bereits das Phänomen der Marskanäle beschrieben, sie aber als optische Täuschungen angesehen. Peter H. Richter

8 Neue Planeten September 1800: Astronomische Gesellschaft – „Himmelspolizey“ 1. Januar 1801: Giuseppe Piazzi entdeckt Ceres 1801: Carl Friedrich Gauß berechnet ihre Bahn 1. Januar 1802: Wilhelm Olbers findet Ceres wieder 28. März 1802: Olbers entdeckt Pallas 1. September 1804: Carl Ludwig Harding entdeckt Juno 29. März 1807: Olbers entdeckt Vesta – von Gauß so benannt bis 1845 keine weiteren Kleinplaneten heute: über Asteroiden katalogisiert – „Bremen“ 6320 Ceres Pallas Asteroid aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie Wechseln zu: Navigation, Suche Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig. Weitere Bedeutungen werden unter Asteroid (Begriffsklärung) aufgeführt. Asteroid (243) Ida mit Mond Dactyl NEAR-Aufnahme des Asteroiden (433) Eros Als Asteroiden bezeichnet man kleine planetenähnliche Objekte, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen. In der Terminologie der Astronomen wird ein Asteroid häufig synonym als Kleinplanet oder Planetoid (planetenähnliches Objekt) bezeichnet, da Asteroid sinngemäß eigentlich für „sternähnliches Objekt“ steht (von griechisch ἀστήρ, astēr „Stern“ und der Endung -eides „ähnlich“), was jedoch nichts mit den tatsächlichen physikalischen Eigenschaften dieser Himmelskörper zu tun hat. Asteroiden sind lediglich so klein, dass sie in den meisten Teleskopen – anders als die großen Planeten – wie Sterne nur punktförmig erscheinen und nicht als Scheibe, daher die Bezeichnung „sternähnlich“. Bislang sind etwa Asteroiden bekannt, wobei die tatsächliche Anzahl wohl in die Millionen gehen dürfte. Nur die wenigsten haben allerdings mehr als 100 km Durchmesser. Bis 2002 war (1) Ceres der größte bekannte Planetoid. Diesen Rang musste sie inzwischen abgeben, am 24. August 2006 wurde Ceres per Definition aus der Klasse der Asteroiden herausgenommen und ist nun ein Zwergplanet. Im Kuipergürtel wurden Objekte wie (50000) Quaoar mit 1250 km Durchmesser, (90482) Orcus mit einem Durchmesser von 1600–1800 km und (136199) Eris mit 2500–3200 km Durchmesser gefunden. Jenseits des Kuipergürtels wurde Ende 2003 der etwa 1700 km große Asteroid (90377) Sedna entdeckt. Weitere große Asteroiden sind (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, (5) Astraea, (6) Hebe, (7) Iris, (10) Hygeia und (15) Eunomia. Inhaltsverzeichnis [Verbergen] 1 Die Geschichte der Asteroidenforschung 2 Die Benennung von Asteroiden 3 Die Entstehung von Asteroiden 4 Die Zusammensetzung von Asteroiden 5 Die Bahnen der Asteroiden 5.1 Asteroiden innerhalb der Marsbahn 5.1.1 Erdnahe Asteroiden 5.2 Asteroiden zwischen Mars und Jupiter 5.2.1 Asteroiden des Hauptgürtels 5.2.2 Asteroiden außerhalb des Hauptgürtels 5.3 Asteroiden außerhalb der Jupiterbahn 5.3.1 Transneptunische oder Kuipergürtel-Objekte 5.4 Asteroiden, die sich auf Planetenbahnen bewegen 5.5 Einzelobjekte 6 Einschlagswahrscheinlichkeit und -wirkung 6.1 Enge Begegnungen mit erdnahen Asteroiden 6.2 Beispiele für Einschläge auf der Erde 7 Siehe auch 8 Literatur 9 Weblinks 9.1 Videos Die Geschichte der Asteroidenforschung Bereits im Jahre 1760 entwickelte der deutsche Gelehrte Johann Daniel Titius eine einfache mathematische Formel (Titius-Bode-Reihe), nach der die Abstände der Planeten zueinander ins Verhältnis gesetzt werden. Die Reihe enthält jedoch eine Lücke, da zwischen Mars und Jupiter, im Abstand von 2,8 AE (Astronomische Einheit), ein Planet fehlt. Ende des 18. Jahrhunderts setzte eine regelrechte Jagd auf den unentdeckten Planeten ein. Das erste internationale Forschungsvorhaben wurde ins Leben gerufen, organisiert von Baron Franz Xaver von Zach, der seinerzeit an der Sternwarte Gotha tätig war. Der Himmel wurde in 24 Sektoren eingeteilt, die von Astronomen in ganz Europa systematisch abgesucht wurden. Für den Planeten hatte man bereits den Namen „Phaeton“ reservieren lassen. Fündig wurde man allerdings nicht. Giuseppe Piazzi In der Neujahrsnacht des Jahres 1801 entdeckte der Astronom und Theologe Giuseppe Piazzi im Teleskop der Sternwarte von Palermo (Sizilien) bei der Durchmusterung des Sternbildes Stier einen schwachen Stern, der in keiner Sternkarte verzeichnet war. Piazzi hatte von dem Forschungsvorhaben gehört und beobachtete den Stern in den folgenden Nächten, da er vermutete, den gesuchten Planeten gefunden zu haben. Er sandte seine Beobachtungsergebnisse an Zach, wobei er das Objekt zunächst als neuen Kometen bezeichnete. Piazzi erkrankte jedoch und konnte seine Beobachtungen nicht fortsetzen. Bis zur Veröffentlichung seiner Beobachtungen verging viel Zeit. Der Himmelskörper war inzwischen weiter in Richtung Sonne gewandert und konnte zunächst nicht wieder gefunden werden. Der Mathematiker Gauß hatte allerdings ein numerisches Verfahren entwickelt (unter Anwendung der Methode der kleinsten Quadrate), die es erlaubte, die Bahnen von Planeten oder Kometen anhand nur weniger Positionen zu bestimmen. Nachdem Gauss die Veröffentlichungen Piazzis gelesen hatte, berechnete er die Bahn des Himmelskörpers und sandte das Ergebnis nach Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers entdeckte das Objekt daraufhin am 31. Dezember 1801 wieder, das schließlich den Namen Ceres erhielt. Im Jahre 1802 entdeckte Olbers einen weiteren Himmelskörper, den er Pallas nannte wurde Juno, 1807 Vesta entdeckt. Bis zur Entdeckung des fünften Asteroiden, Astraea im Jahre 1845, vergingen allerdings 38 Jahre. Dennoch wurden die bis dahin entdeckten Asteroiden damals noch nicht als solche bezeichnet - sie galten damals als vollwertige Planeten. So kam es, dass der Planet Neptun bei seiner Entdeckung im Jahre 1846 nicht als achter, sondern als dreizehnter Planet gezählt wurde. Ab dem Jahr 1847 folgten allerdings so rasch weitere Entdeckungen, dass man bald beschloss für die zahlreichen, aber allesamt doch recht kleinen Himmelskörper, die die Sonne zwischen Mars und Jupiter umkreisen, eine neue Objektklasse von Himmelskörpern einzuführen: die Asteroiden, die so genannten kleinen Planeten. Die Zahl der großen Planeten sank somit auf acht. Bis zum Jahr 1890 wurden insgesamt über 300 Asteroiden entdeckt. Nach 1890 brachte die Einführung der Fotografie in die Astronomie wesentliche Fortschritte. Die Asteroiden, die bis dahin mühsam durch den Vergleich von Teleskopbeobachtungen mit Himmelskarten gefunden wurden, verrieten sich nun durch Lichtspuren auf den fotografischen Platten. Durch die im Vergleich zum menschlichen Auge höhere Lichtempfindlichkeit der fotografischen Emulsionen konnten äußerst lichtschwache Objekte nachgewiesen werden. Durch den Einsatz der neuen Technik stieg die Zahl der entdeckten Asteroiden rasch an. Die Einführung der CCD-Kameratechnik um 1990 und die Möglichkeiten der computerunterstützten Auswertung der elektronischen Aufnahmen bedeutete einen weiteren wesentlichen Fortschritt. Seither hat sich die Zahl jährlich aufgefundener Asteroiden nochmals vervielfacht, woran Suchprogramme wie LINEAR erheblichen Anteil haben. Bislang sind etwa Asteroiden katalogisiert worden. Ist die Bahn eines Asteroiden bestimmt worden, kann die Größe des Himmelskörpers aus der Untersuchung seiner Helligkeit und des Rückstrahlvermögens, der Albedo, ermittelt werden. Dazu werden Messungen im optisch sichtbaren Licht sowie im Infrarotbereich durchgeführt. Diese Methode ist mit Unsicherheiten verbunden, da die Oberflächen der Asteroiden chemisch unterschiedlich aufgebaut sind und das Licht unterschiedlich stark reflektieren. Genauere Ergebnisse können mittels Radarbeobachtungen erzielt werden. Dazu können Radioteleskope verwendet werden, die, als Sender umfunktioniert, starke Radiowellen in Richtung der Asteroiden aussenden. Durch die Messung der Laufzeit der von den Asteroiden reflektierten Wellen kann deren exakte Entfernung bestimmt werden. Die weitere Auswertung der Radiowellen liefert Daten zu Form und Größe. Regelrechte „Radarbilder“ lieferte beispielsweise die Beobachtung der Asteroiden (4769) Castalia und (4179) Toutatis. Eine Reihe von Asteroiden konnte mittels Raumsonden näher untersucht werden: Die Raumsonde Galileo flog auf ihrem Weg zum Planeten Jupiter im Jahre 1991 am Asteroiden (951) Gaspra und 1993 an (243) Ida vorbei. Die Sonde NEAR-Shoemaker flog 1997 an dem Asteroiden (253) Mathilde vorbei und landete 2001 auf (433) Eros. Die Sonde Deep Space 1 passierte 1999 den Asteroiden (9969) Braille im Abstand von nur 28 km. Die Sonde Stardust zog 2002 in 3.300 km Entfernung am Asteroiden (5535) Annefrank vorbei. Die japanische Sonde Hayabusa erreichte 2005 den Asteroiden (25143) Itokawa und soll von dort Gesteinsproben zur Erde transferieren. Die Benennung von Asteroiden Hauptartikel: Benennung von Asteroiden und Kometen Die Namen der Asteroiden setzen sich aus einer vorangestellten Nummer und einem Namen zusammen. Die Nummer gab früher die Reihenfolge der Entdeckung des Himmelskörpers an. Heute ist sie eine rein numerische Zählform, da sie erst vergeben wird, wenn die Bahn des Asteroiden gesichert ist (das Objekt ist jederzeit wieder auffindbar). Das kann durchaus auch erst Jahre nach der Erstbeobachtung erfolgen. Der Entdecker hat innerhalb von 10 Jahren nach der Nummerierung das Vorschlagsrecht für die Vergabe eines Namens. Dieser muss aber durch eine Kommission der Internationalen Astronomischen Union bestätigt werden, da es Richtlinien für die Namen astronomischer Objekte gibt. Dementsprechend existieren zahlreiche Asteroiden zwar mit Nummer, aber ohne Namen, vor allem in den oberen Zehntausendern. Neuentdeckungen, für die noch keine Bahn mit ausreichender Genauigkeit berechnet werden konnte, werden mit dem Entdeckungsjahr und einer Buchstabenkombination, beispielsweise 2003 UB313, gekennzeichnet. Die Buchstabenkombination setzt sich aus dem ersten Buchstaben für die Monatshälfte (beginnend mit A und fortlaufend bis Y ohne I) und einem fortlaufenden Buchstaben (A bis Z ohne I) zusammen. Wenn mehr als 25 Kleinplaneten in einer Monatshälfte entdeckt werden – was heute die Regel ist – beginnt die Buchstabenkombination von vorne, gefolgt von jeweils einer je Lauf um eins erhöhten laufenden Nummer. Der erste Asteroid wurde 1801 von Giuseppe Piazzi an der Sternwarte Palermo auf Sizilien entdeckt. Piazzi taufte den Himmelskörper auf den Namen Ceres Ferdinandea. Die römische Göttin Ceres ist Schutzpatronin der Insel Sizilien. Mit dem zweiten Namen wollte Piazzi König Ferdinand IV., den Herrscher über Italien und Sizilien ehren. Dies missfiel der internationalen Forschergemeinschaft und man ließ ihn weg. Die offizielle Bezeichnung des Asteroiden lautet demnach (1) Ceres. Bei den weiteren Entdeckungen wurde die Nomenklatur beibehalten und die Asteroiden wurden nach römischen und griechischen Göttinnen benannt; dies waren (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, (5) Astraea, (6) Hebe, usw. Als immer mehr Asteroiden entdeckt wurden, gingen den Astronomen die antiken Gottheiten aus. So wurden Asteroiden unter anderem nach den Ehefrauen der Entdecker, zu Ehren historischer Persönlichkeiten oder Persönlichkeiten des öffentlichen Lebens, Städten und Märchenfiguren benannt. Beispiele hierfür sind die Asteroiden (21) Lutetia, (216) Kleopatra, (719) Albert, (1773) Rumpelstilz, (5535) Annefrank, (17744) Jodiefoster. Neben Namen aus der griechisch-römischen Mythologie kommen auch Namen von Gottheiten aus anderen Kulturkreisen zur Anwendung, insbesondere für neu entdeckte, größere Objekte, wie (20000) Varuna, (50000) Quaoar und (90377) Sedna. Monde von Asteroiden erhalten zu ihrem Namen keine permanente Nummer und gelten nicht als Asteroiden bzw. Kleinkörper, da sie nicht selbstständig die Sonne umlaufen. Die Entstehung von Asteroiden Zunächst gingen die Astronomen davon aus, dass die Asteroiden das Ergebnis einer kosmischen Katastrophe seien, bei der ein Planet zwischen Mars und Jupiter auseinanderbrach und Bruchstücke auf seiner Bahn hinterließ. Es zeigte sich jedoch, dass die Gesamtmasse der im Hauptgürtel vorhandenen Asteroiden sehr viel geringer ist als die des Erdmondes. Daher nimmt man heute an, dass die Asteroiden eine Restpopulation von Planetesimalen aus der Entstehungsphase des Sonnensystems darstellen. Die Gravitation von Jupiter, dessen Masse am schnellsten zunahm, verhinderte die Bildung eines größeren Planeten aus dem Asteroidenmaterial. Die Planetesimale wurden auf ihren Bahnen gestört, kollidierten immer wieder heftig miteinander und zerbrachen. Ein Teil wurde auf Bahnen abgelenkt, die sie auf Kollisionskurs mit den Planeten brachten. Hiervon zeugen noch die Impaktkrater auf den Planetenmonden und den inneren Planeten. Die größten Asteroiden wurden nach ihrer Entstehung stark erwärmt (hauptsächlich durch den radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotops 26Al und möglicherweise auch des Eisenisotops 60Fe) und im Innern aufgeschmolzen. Schwere Elemente, wie Nickel und Eisen, setzten sich infolge der Schwerkraftwirkung im Inneren ab, die leichteren Verbindungen, wie die Silikate, verblieben in den Außenbereichen. Dies führte zur Bildung von differenzierten Körpern mit metallischem Kern und silikatischem Mantel. Ein Teil der differenzierten Asteroiden zerbrach bei weiteren Kollisionen, wobei Bruchstücke, die in den Anziehungsbereich der Erde geraten, als Meteoriten niedergehen. Die Zusammensetzung von Asteroiden Die spektroskopische Untersuchung der Asteroiden zeigte, dass deren Oberflächen chemisch unterschiedlich zusammengesetzt sind. Analog erfolgte eine Einteilung in verschiedene spektrale beziehungsweise taxonomische Klassen: Kohliger Chondrit C-Asteroiden: Dies ist mit einem Anteil von 75 % der häufigste Asteroidentyp. C-Asteroiden weisen eine kohlen- oder kohlenstoffartige (das C steht für Kohlenstoff), dunkle Oberfläche mit einer Albedo um 0,05 auf. Es wird vermutet, dass die C-Asteroiden aus dem gleichen Material bestehen, wie die kohligen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten. Die C-Asteroiden bewegen sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels. S-Asteroiden: Der mit einem Anteil von 17 % zweithäufigste Typ (das S steht für Silikat) kommt hauptsächlich im inneren Bereich des Hauptgürtels vor. S-Asteroiden besitzen eine hellere Oberfläche mit einer Albedo von 0,15 bis 0,25. Von ihrer Zusammensetzung her ähneln sie den gewöhnlichen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, die überwiegend aus Silikaten zusammengesetzt sind. M-Asteroiden: Der überwiegende Rest der Asteroiden wird diesem Typ zugerechnet. Bei den M-Meteoriten (das M steht für metallisch) dürfte es sich um die metallreichen Kerne differenzierter Asteroiden handeln, die bei der Kollision mit anderen Himmelskörpern zertrümmert wurden. Sie besitzen eine ähnliche Albedo wie die S-Asteroiden. Ihre Zusammensetzung dürfte der von Nickel-Eisenmeteoriten gleichen. E-Asteroiden: Die Oberflächen dieses seltenen Typs von Asteroiden bestehen aus dem Mineral Enstatit. Chemisch dürften sie den Enstatit-Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, ähneln. E-Asteroiden besitzen eine hohe Albedo von 0,4 und mehr. V-Asteroiden: Dieser seltene Typ von Asteroiden (das V steht für Vesta) ist ähnlich zusammengesetzt, wie die S-Asteroiden. Der einzige Unterschied ist der erhöhte Anteil an Pyroxen-Mineralen. Es wird angenommen, dass alle V-Asteroiden aus dem silikatischen Mantel von Vesta stammen und bei der Kollision mit einem anderen großen Asteroiden abgesprengt wurden. Darauf weist ein gewaltiger Impaktkrater auf Vesta hin. Die auf der Erde gefundenen HED-Achondrite, eine seltene Gruppe von Steinmeteoriten, könnten ebenfalls von Vesta stammen, da sie eine ähnliche chemische Zusammensetzung aufweisen. G-Asteroiden: Können als Untergruppe der C-Klasse angesehen werden, da sie ein ähnliches Spektrum aufweisen, jedoch im UV-Bereich unterschiedliche Absorptionslinien aufweisen. B-Asteroiden: Ähnlich zusammengesetzt, wie die C- und G-Klasse. Abweichungen im UV-Bereich. F-Asteroiden: Ebenfalls eine Untergruppe der C-Klasse, jedoch mit Unterschieden im UV-Bereich. Außerdem fehlen Absorptionslinien im Wellenlängenbereich des Wassers. P-Asteroiden: Asteroiden dieses Typs besitzen eine sehr geringe Albedo und ein Spektrum im rötlichen Bereich. Sie sind wahrscheinlich aus Silikaten mit Kohlenstoffanteilen zusammengesetzt. P-Asteroiden halten sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels auf. D-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich zusammengesetzt, wie die P-Asteroiden, mit einer geringen Albedo und einem rötlichen Spektrum. R-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich aufgebaut, wie die V-Asteroiden. Das Spektrum weist auf hohe Anteile an Olivinen und Pyroxenen hin. A-Asteroiden: Das Spektrum der A-Asteroiden zeigt deutliche Olivinbande und weist auf einen völlig differenzierten Mantelbereich hin. A-Asteroiden halten sich im inneren Bereich des Hauptgürtels auf. T-Asteroiden: Dieser Asteroidentyp gehört ebenfalls zum inneren Bereich des Hauptgürtels. Er weist ein dunkles rötliches Spektrum auf, unterscheidet sich jedoch von den P- und R-Asteroiden. X-Asteroiden: Asteroiden mit rötlichen Spektren, die nicht genauer in die Klassen E, M oder P eingeordnet werden können, weil die dafür notwendigen Albedo-Bestimmungen nicht vorliegen. In der Vergangenheit ging man davon aus, dass die Asteroiden monolithische Felsbrocken, also kompakte Gebilde, sind. Die geringen Dichten etlicher Asteroiden sowie das Vorhandensein von riesigen Impaktkratern deuten jedoch darauf hin, dass viele Asteroiden locker aufgebaut sind und eher als rubble piles anzusehen sind, d. h. als lose „Schutthaufen“, die nur durch die Gravitation zusammengehalten werden. Locker aufgebaute Körper können die bei Kollisionen auftretenden Kräfte absorbieren ohne zerstört zu werden. Kompakte Körper werden dagegen bei größeren Impaktereignissen durch die Stoßwellen auseinander gerissen. Darüber hinaus weisen die großen Asteroiden nur geringe Rotationsgeschwindigkeiten auf. Eine schnelle Rotation um die eigene Achse würde sonst dazu führen, dass die auftretenden Fliehkräfte die Körper auseinander reißen (siehe auch: Yorp-Effekt). Man geht heute davon aus, dass der überwiegende Teil der über 200 Meter großen Asteroiden derartige kosmische Schutthaufen sind. Die Bahnen der Asteroiden Anders als die Planeten besitzen viele Asteroiden keine annähernd kreisrunden Umlaufbahnen. Sie haben, abgesehen von den meisten Hauptgürtelasteroiden und den Cubewanos im Kuipergürtel, meist sehr exzentrische Orbits, deren Ebenen in vielen Fällen stark gegen die Ekliptik geneigt sind. Ihre relativ hohen Exzentrizitäten machen sie zu Bahnkreuzern, Objekten die während ihres Umlaufs die Bahnen eines oder mehrerer Planeten passieren. Die Schwerkraft des Jupiter sorgt allerdings dafür, dass sich Asteroiden, bis auf wenige Ausnahmen, nur jeweils innerhalb oder außerhalb seiner Umlaufbahn bewegen. Asteroiden innerhalb der Marsbahn Innerhalb der Marsbahn bewegen sich einige unterschiedliche Asteroidengruppen, die alle bis auf wenige Ausnahmen aus Objekten von unter 5 km Größe (überwiegend jedoch deutlich kleiner) bestehen. Einige dieser Objekte sind Merkur- und Venusbahnkreuzer, von denen sich mehrere nur innerhalb der Erdbahn bewegen, manche können sie aber auch kreuzen. Wiederum andere bewegen sich hingegen auch nur außerhalb der Erdbahn. Vulkanoiden: Die Existenz dieser Gruppe von Asteroiden konnte bislang nicht nachgewiesen werden. Diese Asteroiden sollen sich auf sonnennahen Bahnen innerhalb der von Merkur bewegen. Erdnahe Asteroiden Hauptartikel: Erdnahe Asteroiden Die meisten Asteroiden, deren Bahnen teilweise innerhalb der des Mars verlaufen, werden als erdnahe Asteroiden bezeichnet, nach denen, wegen einer theoretischen Kollisionsgefahr mit der Erde. seit einigen Jahren systematisch gesucht wird. Das erfolgreichste Suchprogramm ist Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR). Weitere Suchprogramme sind NEAT und LONEOS. Amor-Typ: Die Objekte dieses Asteroidentyps kreuzen die Marsbahn in Richtung Erde. Allerdings kreuzen sie nicht die Erdbahn. Ein Vertreter ist der 1898 entdeckte (433) Eros, der sich der Erdbahn bis 0,15 AE nähert. Nahe Vorbeigänge von Eros an der Erde dienten in den Jahren 1900 und 1931 zur genauen Vermessung des Sonnensystems. Der Namensgeber der Gruppe, der 1932 entdeckte (1221) Amor, besitzt eine typische Bahn von 1,08 bis 2,76 AE. Der größte Vertreter dieser Gruppe ist mit 38 km Durchmesser der Asteroid 1036 Ganymed. Asteroiden des Amor-Typs haben alle ihr Perihel in relativer Erdnähe, ihr Aphel kann jedoch sowohl innerhalb der Marsbahn als auch weit außerhalb der Jupiterbahn liegen. Apohele-Typ: Diese Objekte gehören zu einer Untergruppe des Aten-Typs, deren Aphel innerhalb der Erdbahn liegt und diese somit nicht kreuzen (Aten-Asteroiden haben ihr Aphel typischerweise außerhalb der Erdbahn). Erdbahnkreuzer sind Objekte, deren Umlaufbahn die der Erde kreuzt, was die Wahrscheinlichkeit einer Kollision beinhaltet. Apollo-Typ: Asteroiden dieses Typs haben eine Bahnhalbachse mit einer Ausdehnung von mehr als einer AE, wobei einige ihrer Mitglieder sehr exzentrische Umlaufbahnen besitzen, die die Erdbahn kreuzen können. Einige können im Perihel-Durchgang sogar ins Innere der Venus-Umlaufbahn gelangen. Namensgeber der Gruppe der 1932 von K. Reimuth entdeckte (1862) Apollo mit einer Bahn von 0,65 bis 2,29 AE. Der 1937 entdeckte (69230) Hermes zog in nur 1½ facher Monddistanz an der Erde vorbei, und galt danach als verschollen, bis er im Jahr 2003 schließlich wiedergefunden wurde. Der größte Apollo-Asteroid ist Sisyphus Aten-Typ: Erdnahe Asteroiden, deren Bahnhalbachse typischerweise eine Länge von weniger als einer AE besitzt. Jedoch liegt ihr Aphel in allen Fällen außerhalb der Erdbahn. Daher können Aten-Asteroiden mit exzentrischen Bahnen die Erdbahn von innen her kreuzen. Benannt wurde die Gruppe nach dem 1976 entdeckten (2062) Aten. Weitere Vertreter der Gruppe sind (99942) Apophis, (2340) Hathor und (3753) Cruithne. Arjuna-Asteroiden: Objekte dieser Gruppe besitzen eine erdähnliche Umlaufbahn. Dieser Gruppe gehören meist Asteroiden der Apollo-, Amor- oder Aten-Gruppe an. Asteroiden zwischen Mars und Jupiter Der Asteroidengürtel Diagramm in dem die Länge der Bahnhalbachsen der Asteroiden zwischen Mars und Jupiter gegen ihre Bahnneigung abgetragen wird (rot: Hauptgürtelobjekte, blau: sonstige Asteroidengruppen). Deutlich zu erkennen: die Kirkwoodlücken, die Hildas bei 4 AE und die Trojaner bei etwa 5,2 AE. Etwa 90 % der bekannten Asteroiden bewegen sich innerhalb der Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Sie füllen damit die Lücke in der Titius-Bode-Reihe. Die größten Objekte sind hier (1) Ceres, (2) Pallas, (4) Vesta und (10) Hygiea. Dabei hat Ceres den Status eines Zwergplaneten, bei anderen wird diese Einordnung noch untersucht. Asteroiden des Hauptgürtels Hauptartikel: Asteroidengürtel Die überwiegende Mehrzahl der Objekte deren Bahnhalbachsen zwischen der Mars- und Jupiterbahn liegen sind Teil des Asteroiden-Hauptgürtels. Ihnen gemeinsam ist eine Bahnneigung unter 20° und Exzentrizitäten unter 0,25. Die meisten entstanden durch Kollisionen größerer Asteroiden in dieser Zone und bilden daher Gruppen mit ähnlicher chemischer Zusammensetzung. Ihre Umlaufbahnen werden durch die sogenannten Kirkwoodlücken, die durch Bahnresonanzen zu Jupiter gebildet werden, begrenzt. Dadurch lässt sich der Hauptgürtel in drei Zonen einteilen: Innerer Hauptgürtel: Diese Zone wird durch die 4:1 und 3:1 Resonanz begrenzt, liegt zwischen etwa 2,06 und 2,5 AE und enthält meist silikatreiche Asteroiden der V- und S-Klasse. Mittlerer Hauptgürtel: Objekte in dieser Gruppe besitzen Bahnhalbachsen zwischen 2,5 und 2,8 AE. Dort dominieren Asteroiden des C-Typs. Auch der Zwergplanet Ceres bewegt sich in dieser Zone, die zwischen der 3:1-Resonanz (Hestia-Lücke) und der 5:2-Resonanz liegt. Äußerer Hauptgürtel: Dieses Gebiet wird nach außen hin von der Hecubalücke (2:1 Resonanz) bei etwa 3,3 AE begrenzt. In diesem Bereich treten häufig Objekte der D- und P-Klasse auf. Asteroiden außerhalb des Hauptgürtels Außerhalb des Asteroidengürtels liegen vereinzelt kleinere Asteroidengruppen, deren Umlaufbahnen meist in Resonanz zur Jupiterbahn stehen und dadurch stabilisiert werden. Außerdem existieren weitere Gruppen, die ähnliche Längen der Bahnhalbachsen aufweisen wie die Hauptgürtelasteroiden, jedoch deutlich stärker geneigte Bahnen (teilweise über 25°) oder andere ungewöhnliche Bahnelemente aufweisen: Hungaria-Gruppe: Diese Gruppe besitzt Bahnhalbachsen von 1,7 bis 2 AE und steht in 2:9-Resonanz zu Mars. Sie besitzen mit einer mittleren Exzentrizität von 0,08 fast kreisrunde Bahnen, allerdings sind diese sehr stark gegen die Ekliptik geneigt (17° bis 27°). Phocaea-Gruppe: Objekte mit einem mittleren Bahnradius zwischen 2,25 und 2,5 AE, Exzentrizitäten von mehr als 0,1, und Inklinationen zwischen 18° und 32°. Alinda-Typ: Diese Gruppe bewegt sich in 3:1-Resonanz zu Jupiter und in 1:4-Resonanz zur Erde mit Bahnhalbachsen um 2,5 AE. Die Bahnen dieser Objekte werden durch die Resonanz zu Jupiter, die dieses Gebiet von Asteroiden freiräumt (dort befindet sich die Hestia-Lücke), gestört. Wodurch die Exzentrizitäten dieser Objekte beständig erhöht werden, bis die Resonanz bei einer Annäherung an einen der inneren Planeten aufgelöst wird. Einige Alinda-Asteroiden haben ihr Perihel nahe oder innerhalb der Erdbahn. Ein Vertreter dieser Gruppe ist der Asteroid 4179 Toutatis. Pallas-Familie: Eine Gruppe von Asteroiden der B-Klasse mit Bahnhalbachsen von 2,7 bis 2,8 AE und relativ hohen Bahnneigungen von über 30°. Die Familie besteht aus Fragmenten, die bei Zusammenstößen aus Pallas herausgeschleudert wurden. Cybele-Gruppe: Objekte dieser Gruppe bewegen sich jenseits der Hecuba-Lücke außerhalb des Hauptgürtels bei Entfernungen zwischen 3,27 und 3,7 AE und gruppieren sich um die 7:4-Resonanz zu Jupiter. Sie haben Exzentrizitäten von weniger als 0,3 und Bahneigungen unter 25°. Hilda-Gruppe:Die Hildas bewegen sich in einer Bahnresonanz von 3:2 mit dem Planeten Jupiter. Ihnen gemeinsam ist ein mittlerer Sonnenabstand zwischen 3,7 und 4,2 AE, eine Bahnexzentrizität kleiner als 0,03 und eine Inklination kleiner als 20°. Asteroiden außerhalb der Jupiterbahn Damocloiden: Eine Gruppe von Objekten, die nach dem Asteroiden 5335 Damocles benannt wurde. Sie haben ihr Aphel meist jenseits der Uranusbahn, aber ein Perihel im inneren Sonnensystem. Ihre kometenähnlichen Bahnen sind sehr exzentrisch und stark gegen die Ekliptik geneigt. Ihr Umlauf ist in manchen Fällen rückläufig. Die bekannten Objekte sind um die 8 km groß und ähneln Kometenkernen, besitzen jedoch weder Halo noch Schweif. Zentauren: Zwischen den Planeten Saturn und Uranus bewegt sich eine als Zentauren bezeichnete Gruppe von Asteroiden auf exzentrischen Bahnen. Der erste entdeckte Vertreter war (2060) Chiron. Die Zentauren stammen vermutlich aus dem Kuipergürtel und sind durch gravitative Störungen auf instabile Bahnen abgelenkt worden. Transneptunische oder Kuipergürtel-Objekte Bahnen der transneptunischen Objekte. (blau:Cubewanos, grün:resonante KBOs, schwarz: gestreute KBOs) Hauptartikel: Transneptunisches Objekt, Kuipergürtel Im äußeren Sonnensystem, jenseits der Neptunbahn, bewegen sich die transneptunischen Objekte, von denen die meisten als Teil des Kuipergürtels betrachtet werden (Kuiper belt objects; KBO), weshalb die Begriffe Transneptunisches Objekt und Kuipergürtel meist synonym verwendet werden. Dort wurden die bislang größten Asteroiden oder Planetoiden entdeckt. Die Objekte dieser Zone lassen sich anhand ihrer Bahneigenschaften in drei Gruppen einteilen: Resonante KBOs: Die Bahnen dieser Objekte stehen in Resonanz zu Neptun. Die bekanntesten Vertreter sind die Plutinos zu denen der Zwergplanet (134340) Pluto und auch (90482) Orcus gehören. Cubewanos: Diese Objekte bewegen sich in nahezu kreisrunden Bahnen mit Neigungen unter 30° in einer Entfernung zwischen 42 und 50 AE um die Sonne. Bekannte Vertreter sind (20000) Varuna und (50000) Quaoar. gestreute KBOs: Himmelkörper dieser Gruppe besitzen sehr exzentrische Orbits deren Aphel in bis zu 1000 AE Entfernung liegen kann, während das Perihel meist bei 35 AE liegt. Teil dieser Gruppe ist der größte bekannte Zwergplanet (136199) Eris. Asteroiden, die sich auf Planetenbahnen bewegen Hauptartikel: Trojaner (Astronomie) Asteroiden, die sich in den Lagrange-Punkten der Planeten befinden, nennt man Trojaner. Zuerst entdeckte man diese Begleiter bei Jupiter. Sie bewegen sich auf der Jupiterbahn vor beziehungsweise hinter dem Planeten. Jupitertrojaner sind beispielsweise (588) Achilles und (1172) Aeneas wurde der erste Marstrojaner entdeckt und (5261) Eureka genannt. In der Folgezeit wurden vier weitere Marstrojaner entdeckt. Auch Neptun besitzt Trojaner. Manche Asteroiden bewegen sich auf einer Hufeisenumlaufbahn auf einer Planetenbahn, wie z. B. der Asteroid 2002 AA29 in der Nähe der Erde. Siehe auch: Arjuna-Asteroid Einzelobjekte Im Sonnensystem bewegen sich einige Asteroiden, welche Charakteristika aufweisen, die sie mit keinem anderen Objekt teilen. Dazu zählen u. a. (944) Hidalgo, der sich auf einer stark exzentrischen, kometenähnlichen Umlaufbahn zwischen Saturn und dem Hauptgürtel bewegt, und (279) Thule, der sich als einziger Vertreter einer potenziellen Gruppe von Asteroiden in 4:3-Resonanz zu Jupiter bei 4,3 AE um die Sonne bewegt. Ein weiteres Objekt ist (90377) Sedna, ein relativ großer Asteroid der weit außerhalb des Kuipergürtels eine exzentrische Umlaufbahn besitzt die ihn bis zu 900 AE von der Sonne entfernt. Einschlagswahrscheinlichkeit und -wirkung Asteroiden, die mit wesentlich größeren Himmelskörpern wie Planeten kollidieren, erzeugen Einschlagkrater. Größe der Einschlagkrater und die damit verbundene Energiefreisetzung (Explosion) von Zusammenstößen werden maßgeblich durch Geschwindigkeit, Größe, Masse und Zusammensetzung der Asteroiden bestimmt. Es gibt 2 gebräuchliche Methoden zur Bewertung des Einschlagrisikos von Asteroiden auf der Erde und der damit verbundenen Energiefreisetzung bzw. Zerstörungskraft: die Turiner Skala und die Palermo-Skala. Die Turiner Skala ist anschaulich und einfach gehalten. Sie ist in ganzzahlige Stufen von 0 bis 10 eingeteilt, wobei "0" keine Gefahr bedeutet und Stufe "10" einem sicheren Einschlag mit großer globaler Zerstörungswirkung entspricht. Von dieser Skala wird eher in den Medien Gebrauch gemacht, da sie einfacher zu verstehen ist als die Palermo-Skala. Letztere wiederum findet in der Astronomie häufigere Anwendung, da sie physikalisch aussagekräftiger ist. Sie setzt die Einschlagswahrscheinlichkeit mit dem Hintergrundrisiko durch Objekte vergleichbarer Größe in Verbindung. Die Palermo-Skala ist logarithmisch aufgebaut: Ein Wert von 0 auf der Palermo-Skala entspricht dem einfachen Hintergrundrisiko (1=100), 1 entspricht 10-fachem Risiko (10=101), 2 dem 100-fachen Risiko (100=102) usw. Enge Begegnungen mit erdnahen Asteroiden Radaraufnahme des Asteroiden 1950 DA Am 18. März 2004 passierte um 23:08 Uhr MEZ der Asteroid 2004 FH, ein Gesteinsbrocken mit etwa 30 m Durchmesser, die Erde über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von nur  km. Der nur etwa sechs Meter große Asteroid 2004 FU162 näherte sich der Erde am 31. März 2004 auf 6.500 km. Kein anderer derzeit bekannter Kleinplanet ist der Erde näher gekommen. Am 29. Januar 2008 passierte um 09:33 Uhr MEZ der Asteroid 2007 TU24 im Abstand von  km die Erde. Am 13. April 2029 wird der Asteroid (99942) Apophis die Erde passieren: Nur etwa der dreifache Erddurchmesser werde zwischen der Erde und dem Asteroiden liegen. Solch ein Ereignis kommt laut Angaben der Universität in Michigan nur alle 1300 Jahre vor. Der Asteroid (29075) 1950 DA wird der Erde am 16. März 2880 sehr nahe kommen, auch die Möglichkeit einer Kollision mit der Erde besteht. Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt allerdings bei nur 0,33 %. Beispiele für Einschläge auf der Erde Eine Auflistung irdischer Krater findet sich in der Liste der Einschlagkrater der Erde sowie als Auswahl im Artikel Einschlagkrater im Absatz Große und bekannte Einschlagkrater. Siehe auch Hirayama-Familie Erdnaher Asteroid Bahnkreuzer Kleinkörper (Astronomie) Listen: Liste der Asteroiden Liste bemerkenswerter Asteroiden Alphabetische Liste der Asteroiden Literatur Kometen und Asteroiden. Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg 2003 (Sterne und Weltraum Special Nr.2003/2) ISBN William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, Richard P. Binzel (Herausgeber): Asteroids III. Univ. of Arizona Press 2002 (Space Science Series) ISBN (engl.) Vaas, Rüdiger: Der Tod kam aus dem All. Meteoritenenschläge, Erdbahnkreuzer und der Untergang der Dinosaurier, Franckh-Kosmos, Stuttgart 1995, ISBN Sternenbote: Jahrgang 45/12, Seite 223–234: Die Asteroiden – Dramatik und Schutt im Planetensystem: Gottfried Gerstbach: Artikel im PDF-Format erhältlich: Thorsten Dambeck: Vagabunden im Sonnensystem. Bild der Wissenschaft, März 2008, Seite , ISSN Weblinks Planetenbahnen 433 Eros 951 Gaspra weiter Peter H. Richter

9 Entdeckung der Ceres Olbers Juli 1801: „So hätte also Piazzi unserer aufsprossenden Sozietät die Ehre der Entdeckung eines neuen Planeten geraubt? Denn gewiss würde doch diese ihn gefunden haben, wenn sie erst nach unserem Plan ganz in Thätigkeit gekommen wäre, da ihr nicht leicht ein beweglicher Stern 8. Größe hätte entgehen können.“ Olbers am 6. Januar 1802 nach Wiederauffindung am : „Die gefundenen Stellen der Ceres kommen ziemlich gut mit der ersten Ellipse des Dr. Gauss überein.“ Olbers am 15. Januar 1802: „Immer ist es bewundernswürdig, wie genau die elliptischen Elemente des Dr. Gauss zutreffen … Dies gereicht sowohl den Berechnungen des Dr. Gauss, als auch den Beobachtungen des Herrn Piazzi zur größten Ehre. Gauss ( ) hatte bei dieser Gelegenheit die Methode der kleinsten Quadrate entwickelt (Fehlerrechnung!) und so eine optimale Ellipse bestimmt, was sonst niemand konnte. Olbers u.a. hatten nur feststellen können, dass Kreisbahnen und Parabelbahnen an Piazzis Beobachtungen nicht gut angepasst werden konnten. Aus diesem Erfolg entwickelte sich zwischen Olbers und Gauss eine lebenslange Freundschaft. zurück Peter H. Richter

10 Entdeckung der Pallas Olbers 30. März 1802: „Ich eile, Ihnen eine wichtige astronomische Entdeckung mitzutheilen. Seit dem 28. März beobachte ich in dem nördlichen Flügel der Jungfrau außer der Ceres noch einen beweglichen Stern, der Ceres in allem ähnlich, von einem Fixstern 7. Größe in meinem Dollond durchaus nicht zu unterscheiden, rückläufig wie sie, nur stärker in nördlicher Deklination zunehmend. Olbers 1. Juni 1802: „Noch müssen wir nur beobachten und die Bahn bestimmen … Dann werden wir vielleicht … ausmachen können, ob Ceres und Pallas immer so getrennt in friedlicher Nachbarschaft ihre jetzige Bahnen durchlaufen haben, oder ob beide nur Trümmer, nur Stücke eines ehemaligen größeren Planeten sind, den irgend eine große Katastrophe zersprengte. . zurück Peter H. Richter

11 Verteilung der Asteroiden
Kirkwood-Lücken 4:1,3:1,5:2,7:3,2:1 Hilda-Gruppe 3:2 Verteilung der Asteroiden zwischen 4:1-Resonanz (linke Flanke) und 2:1-Resonanz (rechte Flanke). Dazwischen die Gaps 3:1, 5:2 und 7:3. In diesem Bereich werden offenbar nicht resonante Bahnen bevorzugt. In anderen gibt es elliptische Bahnen: Trojaner 1:1, Hilda 3:2 Hildas Resonanz: wenn Jupiter 1 Periode hinter sich hat, liegt die ehemals gegenüber gelegene Hilde jetzt zwar bei Jupiter, allerdings im Perihel, d.h. sie macht einen so großen Bogen um ihn wie möglich. Hilda family From Wikipedia, the free encyclopedia   (Redirected from Hilda asteroid) Jump to: navigation, search This article may require cleanup to meet Wikipedia's quality standards. Please improve this article if you can. (November 2007) the asteroids of the inner solar system. The Hilda family is coloured brown The Hilda family of asteroids consists of asteroids with a semi-major axis between 3.7 AU and 4.2 AU, an eccentricity greater than 0.07, and an inclination less than 20°. They do not form a true asteroid family, in the sense that they do not descend from a common parent object. Instead, this is a dynamical family of bodies, made up of asteroids which are in a 2:3 orbital resonance with Jupiter. Hildas move in their elliptical orbits so that their aphelia put them opposite Jupiter, or 60 degrees ahead of or behind Jupiter at the L4 and L5 Lagrangian points. Over three successive orbits each Hilda asteroid passes through all of these three points in sequence. The namesake is 153 Hilda, discovered by Johann Palisa in 1875. [edit] Dynamics The asteroids of the Hilda group (Hildas) are in 3:2 mean motion resonance with Jupiter. That is, their orbital periods are 2/3 that of Jupiter. They move along the orbits with a semimajor axis near 4.0 AU and moderate values of eccentricity (up to 0.3) and inclination (up to 20°). Unlike the Trojan asteroids they may have any difference in longitude with Jupiter, nevertheless avoiding dangerous approaches to the planet. The Hildas taken together constitute a dynamic triangular figure with slightly convex sides and trimmed apexes in the triangular libration points of Jupiter - the "Hildas Triangle" (see The "asteroidal stream" within the sides of the triangle is about 1 AU wide, and in the apexes this value is 20-40 % greater. Figure 1 shows the positions of the Hildas (black) against a background of all known asteroids (gray) up to Jupiter's orbit at January 1, 2005. Fig. 1. The Hildas Triangle against a background of all known asteroids up to Jupiter's orbit. Fig. 2. The positions of the Hildas against a background of their orbits. Each of the Hilda objects moves along its own elliptic orbit. However, at any moment the Hildas together constitute this triangular configuration, and all the orbits together form a quite predictable ring. Figure 2 illustrates this with the Hildas positions (black) against a background of their orbits (gray). For the majority of these asteroids their position in orbit may be arbitrary except for the external parts of the apexes (the objects near aphelion) and the middles of the sides (the objects near perihelion). The Hildas Triangle has proven to be dynamically stable for a long time span. The typical Hilda object has a retrograde perihelion motion. On average the velocity of perihelion motion is greater as the orbital eccentricity is lesser, while the nodes move more slowly. All typical objects in aphelion would seemingly approach closely to Jupiter, which should be disstabilising for them. But the adjustment of orbital elements over time helps to avoid this, and conjunctions with Jupiter occur only near the perihelion of Hilda asteroids. Moreover the apsidal line oscillates near the line of conjunction with different amplitude and a period of 2.5 to 3.0 centuries. In addition to the fact that the Hildas triangle revolves in connection to Jupiter the quasi-periodical waves of the stream density of asteroids in every point are noticed, as if the triangle "breathes". At any time the density of objects in the triangle's apexes is more than twice the density within the sides. The Hildas rest at their aphelia in the apexes for an average of years whereas they move along the sides more quickly for 2.5 to 3.0 years. The orbital periods of these asteroids are approximately 7.9 years, or 2/3 that of Jupiter. Although the triangle is nearly equilateral some asymmetry exists. Due to the eccentricity of Jupiter's orbit the side L4-L5 slightly differs from the two other sides. When Jupiter is in aphelion the mean velocity of the objects moving along this side is somewhat smaller than that of the objects related to the other sides. When Jupiter is in perihelion the picture is reverse. Fig. 3. The Hildas and the Trojans visible in ecliptic plane At the apexes of the triangle corresponding to the points L4 and L5 of Jupiter's orbit the Hildas approach the Trojans. At the mid-sides of the triangle they are close to the asteroids of the external part of the Main Belt. The velocity dispersion of Hildas is more evident than that of Trojans in the regions where they intersect. It should also be noted that the dispersion of Trojans in inclination is twice that of the Hildas. Due to this as much as one quarter of the Trojans cannot intersect with the Hildas, and at all times a great deal of other Trojans are located outside Jupiter's orbit. Therefore the regions of intersection are limited. This is illustrated by Figure 3 that along with Jupiter in the foreground shows the Hildas (black) and the Trojans (gray) along the ecliptic plane with the longitude near 190 degrees at January 1, One can see the spherical form of the Trojan swarms. When moving along each side of the triangle the Hildas travel slower than the Trojans but encounter a more dense neighborhood of asteroids of the outer Main Belt. But here the velocity dispersion is much smaller. [edit] Research The observed peculiarities in the Hildas' motion are based on data for a few hundred objects known to date and generate still more questions. Further observations are needed to expand on the list of Hildas. Such observations are most favorable when the Earth is near conjunction with the mid-sides of the Hildas Triangle. These moments occur each 4 and 1/3 months. In these circumstances the brilliance of objects of similar size could run up to 2.5 magnitudes as compared to the apexes. The Hildas explore regions of the Solar system from approximately 2 AU up to Jupiter's orbit. This entails a variety of physical conditions and the neighborhood of various groups of asteroids. On further observation some theories on the Hildas may have to be revised. Peter H. Richter

12 Dreikörper-Dynamik: Ordnung und Chaos
Die Stabilität der Asteroidenbahnen erkennt man am besten in einem Bezugssystem, in dem Sonne und Jupiter ruhen Dort sehen Keplerellipsen allerdings gewöhnungsbedürftig aus Bezugssysteme Dreikörper-Dynamik Dafür reicht es aus, nur die rechtläufigen Apsiden-Durchgänge der Bahnen zu notieren: man überblickt dann viele Bahnen gleichzeitig Ordnung und Chaos liegen hier eng ineinander verwoben Peter H. Richter

13 Stabile und instabile Bahnen
3:1 3:2 5:3 2:1 5:2 E = m = 0.001 mu = ist das Massenverhältnis des realen Jupiter zur Sonne. Die Werte des Potentials bei den Librationspunkten sind V1 = V2 = V3 = V4 = V5 = Der Wert ist also so gewählt, dass der Sattel L1 überwunden werden kann, nicht aber die Sättel L2 oder gar L3 In diesem Bild wird oben das Wechselspiel von stabilen und instabilen Resonanzen (periodischen Orbits) illustriert – rechts in einzelnen Orbits, links in einem Gesamtbild nach Poincaré. Im Poincaré-Schnittbild werden stabile Orbits schwarz gezeichnet, chaotische weiß. Bei den einzelnen Orbits ist das dummerweise gerade andersherum. Unten wird der Bereich um Jupiter gezeigt,wobei es bei dieser Energie wenig stabile Bereiche gibt. Dazu gehört der eigenartige Orbit, der Jupiter im Perijovium sehr nahe kommt und im Apojovium fast den Rand des erlaubten Bereichs erreicht (wo er manchmal rechtläufig und manchmal rückläufig ist). Stabil ist noch der zweite Orbit, mit zwei Inseln auf der Hauptachse. Der dritte Orbit ist instabil, wird aber bei kleinerem mu stabil und kommt im Fall der Erde statt Jupiters der Mondbahn sehr nahe (Hills Orbit). Die unteren drei Bilder zeigen hetero- bzw. homokline Orbits des instabilen Orbits um L1. Peter H. Richter

14 Gemeinsame Entfaltung von Ordnung und Chaos
Wachsendes E (und wachsendes m) verstärken Chaos und Ordnung Chaos bedeutet: Stoß mit Jupiter oder Ejektion, jedenfalls Putzen Ordnung bedeutet: Nähe zu einer stabilen Resonanz oder kontrolliert „irrationales“ Verhalten Keplers harmonische Welt erscheint nun als Resultat einer Evolution Vergleich zweier Energien, wobei rechts (höhere Energie) die Tendenz zum Chaos größer geworden ist – aber auch die Hauptresonanzen. Beide zusammen schlucken offenbar die „kleinen Resonanzen“ und die „schwach irrationalen“ Orbits. Am Ende ergibt sich ein recht klares Bild. Dies gilt auch, wenn man das Massenverhältnis erhöht. Darum suggiert diese Studie ein Szenario, das in gewissen Stadien der Planetenentstehung sicher eine Rolle spielte: die großen Brocken wachsen (auf Kosten der kleinen, die sie schlucken), und heraus kommt ein System, bei dem die Planeten in Resonanz sind und der Raum dazwischen relativ leer. Das sind dann Keplers Harmonien. Im Fall der Asteroiden scheint es so zu sein, dass die dort vorhandene Materie (noch) keine Gelegenheit zur Kondensation als eigener Planet fand. Mittlerweile reicht auch die Masse dafür nicht mehr aus. Statt dessen gibt es eine gewisse Gefahr, dass aufgrund der Störungen durch Jupiter und Mars Staub aus der Gegend herausgeschleudert wird und womöglich sogar die Erde trifft. Die Wahrscheinlichkeit dafür ist extrem niedrig. Darüber hat um 1810 unser Olbers vor der Gesellschaft Museum vorgetragen und hat beruhigt: nur alle vier Millionen Jahre oder seltener wird sich ein katastrophales Ereignis dieser Art erwarten lassen. Peter H. Richter

15 Ordnung und Chaos im Sonnensystem
Olbers: ein Arzt und Astronom, der mit seinen Arbeiten Vieles bewegt hat, auf den wir Bremer stolz sein dürfen – und ganz besonders darf es die Gesellschaft Museum, der er viele seiner Gedanken mitgeteilt hat. Herzlichen Dank für die Einladung in den Club zu Bremen Peter H. Richter

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17 Trojanerstabilität bei zunehmendem m
Die Folge der mu-Werte ist, von oben links nach unten rechts: Obere Reihe: innere 1:4-Resonanz, no twist, 1:3-Resonanz, normaler Wert Untere Reihe: 1:2-Resonanz, normaler Wert, Ende der linearen Stabilität, oberhalb der Instabilität (Insel existiert weiter, aber außerhalb des Gipfelpunkts) Peter H. Richter

18 Poincaré-Schnittbilder
erlauben das Studium der Abhängigkeit von Jupiters Masse und der Energie zeigen, welches Schicksal chaotische Bahnen früher oder später erleiden: Absturz oder Auswurf Peter H. Richter

19 Chaos schafft Ordnung: Keplers Harmonien?
Peter H. Richter