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Der Kuiper-Gürtel

Jenseits der äußeren Planeten Neptun und Pluto geht das Sonnensystem durchaus noch nicht in interstellare Leere über. In den letzten Jahren hat man dort mehr als 30 kleine Objekte entdeckt, die offenbar zu einem gigantischen Ring aus Eis und Staub gehören – urtümliches Material aus der Frühphase der Planetenentstehung.

Nach der Entdeckung des Pluto im Jahre 1930 fragten sich viele Astronomen, ob in den Fernen des interplanetaren Raumes noch ein weiterer Sonnentrabant verborgen sei. Als freilich Jahrzehnte ohne weiteren Fund verstrichen, meinten die meisten Forscher sich damit abfinden zu müssen, daß unser Sonnensystem aus nur neun Planeten bestehe.

Doch das änderte sich, als wir 1992 einen kleinen Himmelskörper von nur wenigen hundert Kilometern Durchmesser nachwiesen, der jenseits aller bekannten Planeten um die Sonne kreist. Seitdem haben wir fast drei Dutzend solcher Objekte identifiziert; vermutlich bilden sie zusammen mit unzähligen anderen den Kuiper-Gürtel – ein ringförmiges Gebiet, das nach dem niederländisch-amerikanischen Astronomen Gerard Peter Kuiper (1905 bis 1973) benannt ist. Er war schon 1951 überzeugt gewesen, daß in dieser Distanz viele kleine Himmelskörper über die Ebene des Sonnensystems verstreut sind (Bild 1).

Das schloß Kuiper aus dem Verhalten bestimmter Kometen; solche selbst gegenüber Monden sehr kleinen Konglomerate aus Eis und Gestein nähern sich, aus den Außenbezirken des Sonnensystems kommend, periodisch den inneren Planeten. Dort ist die Sonnenstrahlung intensiv genug, Gas und Staub von ihrer Oberfläche zu lösen; durch das reflektierte Licht erscheinen Halo (Koma) und Schweif manchmal am Nachthimmel so eindrucksvoll, daß die "Haarsterne" (von griechisch kome für Haar) einst die Menschen als vermeintliche Unglücksboten in Angst und Schrecken versetzten.

Die Astronomen wissen seit längerem, daß solche aktiven Materiebrocken ihre spektakulären Auftritte im inneren Sonnensystem nicht oft wiederholen können. Ein Objekt wie der Halleysche Komet, der alle 76 Jahre wiederkehrt, verliert in Sonnennähe jeweils ein Zehntausendstel seiner Masse; demnach übersteht er nur zehntausend Umläufe, für die er insgesamt eine halbe Million Jahre braucht (Spektrum der Wissenschaft, Oktober 1987, Seite 40). Doch da die Kometen schon bei der Bildung des Sonnensystems vor 4,5 Milliarden Jahren entstanden sind, müßten eigentlich ihre flüchtigen Bestandteile längst aufgebraucht sein und nur noch inaktive Gesteinskerne oder diffuse Staubströme ihre Bahn ziehen. Warum gibt es dann überhaupt so viele Kometen, die – wie zuletzt Hyakutake Ende März 1996 – in klaren Nächten sogar dem bloßen Auge auffallen?

Die gegenwärtig aktiven Kometen haben offenbar die meiste Zeit in einer Art kosmischem Kühlschrank gelegen – und zwar in der sogenannten Oortschen Wolke, deren Existenz der niederländische Astronom Jan H. Oort (1900 bis 1992) erstmals 1950 vermutete. Wie er annahm, hat dieses kugelschalenförmige Reservoir kalter Materie einen Durchmesser von etwa 100000 Astronomischen Einheiten (AE; eine AE entspricht dem mittleren Abstand zwischen Erde und Sonne, rund 150 Millionen Kilometern) und enthält etwa eine Billion Eis- und Gesteinskörper. Oort zufolge stört die Schwerkraft zufällig vorbeiziehender Sterne – der gegenwärtig nächste, Proxima Centauri, ist nur gut 265000 AE entfernt – die stabile Umlaufbahn einiger Objekte in der Wolke derart, daß sie sich allmählich der Sonne nähern.


Kurzperiodische Kometen

Oorts Hypothese erklärt zwar Größe und Orientierung der Umlaufbahnen sogenannter langperiodischer Kometen, die mehr als 200 Jahre für einen Sonnenumlauf benötigen und aus beliebiger Richtung in den Bereich der Planetenbahnen eintreten – wie man es von Objekten erwarten würde, die einem kugelschalenförmigen Raumbereich wie der Oortschen Wolke entstammen. Doch gibt es außerdem kurzperiodische Kometen, deren engere Umlaufbahnen nur wenig gegen die Ekliptik (die Ebene der Erdbahn) geneigt sind.

Die meisten Astronomen glaubten zunächst, die kurzperiodischen Kometen hätten ursprünglich (wie die langperiodischen) riesige und beliebig orientierte Umlaufbahnen beschrieben, wären aber durch die Anziehung der Planeten – insbesondere des Jupiter – in die gegenwärtigen Bahnen abgelenkt worden. Aber manche Wissenschaftler waren anderer Meinung: Schon 1949 schrieb der irische Privatforscher Kenneth Essex Edgeworth, es könne im äußeren Sonnensystem einen flachen Kometenring geben. Unabhängig davon diskutierte Kuiper 1951 das gleiche Modell ausführlich in einem grundlegenden Artikel – nur ein Jahr, nachdem Oort seine viel weiter entfernte Wolke postuliert hatte.

Kuiper meinte, die Scheibe des Sonnensystems könne mit Neptun und Pluto, die sich den Rang des sonnenfernsten Planeten streitig machen, nicht abrupt zu Ende sein. Nach seiner Vorstellung sollte jenseits der beiden ein Gürtel aus Materie existieren, die von der Planetenentstehung übrig geblieben sei. Die Dichte in diesem Außenbereich wäre zwar für die Bildung großer Planeten zu gering; aber kleinere Objekte, etwa Planetoiden, könnten dort durchaus existieren. Wegen der großen Entfernung von der Sonne hätten auch diese verstreuten Reste urtümlichen Materials tiefe Oberflächentemperaturen und bestünden somit wahrscheinlich – ähnlich wie Kometenkerne – aus Eis und gefrorenen Gasen (Bild 2).

Bis in die siebziger Jahre wurde Kuipers Hypothese wenig beachtet; doch dann untersuchte Paul C. Joss vom Massachusetts Institute of Technology (MIT) in Cambridge, ob die Anziehung des Jupiter tatsächlich ausreiche, langperiodische Kometen gleichsam gravitativ an einen kurzen Zügel zu nehmen. Wie er fand, ist die Wahrscheinlichkeit solcher Prozesse viel zu gering, um die große Anzahl kurzperiodischer Kometen zu erklären. Allerdings konnten andere Forscher dieses Resultat nicht bestätigen, und die Oortsche Wolke galt weiterhin als die einzige Kometenquelle.

Doch Joss hatte erste Zweifel geweckt, und schließlich begannen andere Astronomen, die vorherrschende Meinung zu hinterfragen. Zum Beispiel ergaben 1980 Berechnungen von Julio A. Fernández am Max-Planck-Institut für Aeronomie in Katlenburg-Lindau, daß die kurzperiodischen Kometen sehr wohl aus Kuipers hypothetischer Quelle jenseits des Neptun stammen könnten. Im Jahre 1988 untersuchten Martin J. Duncan von der Universität Toronto (Kanada) sowie Thomas Quinn und Scott D. Tremaine vom Kanadischen Institut für Theoretische Astrophysik mittels Computersimulationen, ob die riesigen Gasplaneten Kometen einzufangen vermögen. Wie Joss stellten auch sie fest, daß ein solcher Mechanismus ziemlich schlecht funktionieren würde; überdies ergab sich, daß die wenigen auf diese Weise aus der Oortschen Wolke herausgezogenen Kometen einen kugelförmigen Schwarm bilden sollten, statt – wie es sich für kurzperiodische Kometen gehört – auf Bahnebenen nahe der Ekliptik um die Sonne zu laufen.

Duncan, Quinn und Tremaine zufolge mußten darum die kurzperiodischen Kometen aus einem flachen, nur wenig gegen die Ekliptik geneigten Ring im äußeren Sonnensystem stammen. Doch ihre Kuiper-Gürtel-Hypothese war anfechtbar: Um die Berechnungen zu beschleunigen, hatten sie die Massen der äußeren Planeten auf das Vierzigfache erhöht. Manche fragten sich, ob dieser Rechentrick nicht das Resultat verfälscht hatte.

Intensive Suche

Schon vor dieser Simulation aber hatten wir 1987 begonnen, das äußere Sonnensystem per Teleskop nach kleinen Objekten zu durchmustern, die sich vielleicht durch schwach reflektiertes Sonnenlicht bemerkbar machten. Zunächst versuchten wir es mit photographischen Aufnahmen, entschieden uns aber dann bald für einen elektronischen Halbleiterdetektor, ein CCD (für englisch charge-coupled device; siehe Spektrum der Wissenschaft, September 1987, Seite 20, und Dezember 1989, Seite 34).

Für die Durchmusterung benutzten wir zumeist das 2,20-Meter-Teleskop der Universität von Hawaii auf dem Mauna Kea. Mit CCDs nahmen wir jeweils viermal hintereinander fünfzehn Minuten lang eine bestimmte Himmelsregion auf. Dann ließen wir die vier Bilder von einem Computer in rascher Folge darstellen. Bei diesem sogenannten Blinken verrät sich ein Objekt, das sich ein wenig gegen den Sternenhintergrund bewegt, als Mitglied unseres Sonnensystems.

Fünf Jahre blieb unsere Suche trotz immer besserer Technik erfolglos. Am 30. August 1992 machten wir gerade die dritte Aufnahme einer Vierer-Serie und ließen unterdessen die ersten beiden Bilder per Computer blinken. Dabei bemerkten wir, daß sich die Position eines lichtschwachen Objekts ein wenig zu verändern schien. Als wir die ersten beiden Bilder mit dem dritten verglichen, erkannten wir, daß etwas Außergewöhnliches registriert worden war: Das Objekt wanderte so langsam über den Himmel, als befände es sich noch außerhalb der Pluto-Bahn. Zwar konnte es sich im Prinzip auch um einen erdnahen Planetoiden handeln, der parallel zur Erde umlief und darum eine geringe scheinbare Bewegung aufwies; doch weitere Messungen schlossen das aus.

In den beiden folgenden Nächten beobachteten wir den seltsamen Himmelskörper weiter und maßen Position, Helligkeit und Farbe mit hoher Genauigkeit. Mit diesen Daten berechnete Brian G. Marsden, Direktor des Central Bureau of Astronomical Telegrams der International Astronomical Union am Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge (Massachusetts), daß das von uns entdeckte Objekt die Sonne tatsächlich in der enormen Entfernung von 40 AE umkreist. Aufgrund des Entdeckungsdatums bekam es den Namen 1992 QB1 (Bild 4).

Wie wir beobachteten, reflektiert der kleine Himmelskörper vorwiegend rote Farbanteile des Sonnenlichts. Dieses auffallende Merkmal wies sonst nur ein einziges Objekt im Sonnensystem auf: ein eigentümlicher Planetoid oder Komet namens 5145 Pholus, dessen rote Farbe man sich mit dunklem, kohlenstoffreichem Oberflächenmaterial erklärt hatte. Diese Ähnlichkeit steigerte noch unsere Wißbegier: War unser Planetoid etwa reich an organischen Komponenten? Und wie groß war er? Aus den ersten Messungen schlossen wir auf einen Durchmesser zwischen 200 und 250 Kilometern – rund das Fünfzehnfache des Kerns des Halleyschen Kometen.

Einige Astronomen bezweifelten anfangs, daß die Entdeckung von QB1 wirklich auf die Existenz eines ganzen Materierings schließen lasse. Doch im März 1993 wiesen wir ein zweites Objekt mit gleichem Bahnradius auf der gegenüberliegenden Seite des Sonnensystems nach. Seither haben auch mehrere andere Forschergruppen intensiv in dieser Distanz gesucht – bislang sind insgesamt 32 Mitglieder des Kuiper-Gürtels identifiziert worden.

Diese Objekte haben vieles gemeinsam: Alle kreisen außerhalb der Neptun-Bahn; somit scheint diese den Innenrand des Gürtels zu definieren. Alle bewegen sich auf Umlaufbahnen, die nur wenig gegen die Ekliptik geneigt sind; das spricht für die Existenz eines flachen Kometengürtels. Jedes Objekt ist millionenfach lichtschwächer als ein mit bloßem Auge sichtbarer Himmelskörper. Mit Durchmessern zwischen 100 und 400 Kilometern sind die 32 Körper viel kleiner als Pluto und sein Mond Charon (mit knapp 2300 beziehungsweise fast 1200 Kilometern Durchmesser).

Schon diese kleine Stichprobe reicht aus, die Existenz des Kuiper-Gürtels zweifelsfrei zu beweisen. Er muß sogar zahlreiche Objekte enthalten – nach unserer Schätzung mindestens 35000 mit mehr als 100 Kilometern Durchmesser (Bild 3). Somit ist seine Gesamtmasse hunderte Male größer als die des Planetoidengürtels zwischen Mars und Jupiter.

Ein Tiefkühlfach für Kometen

Aber wie stabil ist ein solcher Gürtel überhaupt? Matthew J. Holman und Jack L. Wisdom zeigten am MIT in Computersimulationen, daß die Gravitation der planetaren Gasriesen (Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun) Kometen, die in ihrer Nähe um die Sonne kreisen, binnen 100000 Jahren aus der Bahn wirft und in die fernsten Bereiche des Sonnensystems schleudert; hingegen vermögen transneptunische Kometen diesem Schicksal großenteils zu entgehen und noch nach 4,5 Milliarden Jahren im Gürtel zu bleiben. So konnten Kuiper-Objekte mit Bahnradien von mehr als 40 AE wahrscheinlich seit der Entstehung des Sonnensystems stabile Orbits beschreiben.

Demnach scheint ein massereicher Ring in dieser Entfernung am ehesten das Reservoir kurzperiodischer Kometen zu sein. Auch weiß man unterdessen, wie diesem Speicher Materie entzogen wird: Computersimulationen zufolge erodiert die Anziehung des Neptun nach und nach die Innenkante des Gürtels (den Bereich mit weniger als 40 AE Sonnenabstand) und befördert Objekte aus dieser Zone ins innere Sonnensystem. Die meisten verdampfen allmählich als Kometen. Einige finden durch Kollision mit einem Planeten oder dem Zentralgestirn ein plötzliches Ende – wie der Komet Shoemaker-Levy 9, dessen Fragmente im Juli 1994 auf Jupiter stürzten (Spektrum der Wissenschaft, Oktober 1995, Seite 62). Andere wiederum geraten, indem sie eine enge Schleife um einen Planeten ziehen, in eine Art Gravitationsschleuder und entschwinden in die Tiefen des interstellaren Raums.

Wenn der Kuiper-Gürtel die Quelle der kurzperiodischen Kometen ist, müßten eigentlich einige gerade jetzt von dorther unterwegs sein. In Frage kommen die Zentauren, zu denen der erwähnte extrem rote Planetoid 5145 Pholus gehört. Sie beschreiben weite Umlaufbahnen, welche die der Planeten kreuzen und äußerst instabil sind. Diese Objekte können sich höchstens einige Millionen Jahre zwischen den Riesenplaneten halten; dann werden sie durch deren Schwerkraft entweder aus dem Sonnensystem geschleudert oder in engere Bahnen gezwungen.

Weil sich die Zentauren nur relativ kurze Zeit auf ihren chaotischen Bahnen halten, können sie nicht dort entstanden sein, wo sie gegenwärtig sind – aber eben deshalb läßt sich auch nicht mit Sicherheit feststellen, woher sie stammen. Doch der nächstliegende und wahrscheinlichste Herkunftsort ist der Kuiper-Gürtel. Die Zentauren könnten somit quasi Übergangskometen sein: einstige Kuiper-Objekte, die zu einem kurzen und spektakulären Auftritt im inneren Sonnensystem unterwegs sind.

Das stärkste Indiz dafür liefert der 1977 entdeckte Zentaur namens 2060 Chiron. Er galt zunächst nur als ungewöhnlicher Planetoid; doch mittlerweile weiß man, daß er ein aktiver Komet mit schwacher, aber dauerhafter Koma ist (Bild 5).


Pluto, Charon und Triton – ein seltsames Trio

Manche Astronomen fragen sich, ob der Kuiper-Gürtel bloß ein Reservoir für Kometen sei. Bewegen sich Pluto, sein Mond Charon und der Neptun-Mond Triton nur zufällig in seiner Nähe? Alle drei haben viel gemeinsam und unterscheiden sich drastisch von ihren Nachbarn.

Beispielsweise ist die Dichte von Pluto und Triton viel größer als die der Gasplaneten im äußeren Sonnensystem. Auch die Bahnbewegung der beiden ist höchst ungewöhnlich: Triton umläuft Neptun sozusagen verkehrt, daß heißt entgegengesetzt zu allen Planeten und den meisten Monden; die Umlaufbahn von Pluto ist stark gegen die Ekliptik geneigt und so exzentrisch, daß sie die Neptun-Bahn kreuzt. Ein Zusammenstoß der beiden äußersten Planeten wird allerdings durch eine spezielle Beziehung ihrer Bahnen verhindert, die sogenannte 3:2-Resonanz der mittleren Bewegung; das heißt, Pluto (Umlaufperiode 247,7 Jahre) kreist in der Zeit, die Neptun (Umlaufperiode 165,49 Jahre) für drei Umläufe braucht, genau zweimal um die Sonne.

Des Rätsels Lösung mag sein, daß Pluto, Charon und Triton die Überreste einer einst viel größeren Gruppe ähnlicher Objekte sind; diese Hypothese hat S. Alan Stern vom Southwest Research Institute in Boulder (Colorado) 1991 aufgestellt. Die drei könnten von Neptun beeinflußt worden sein: Er fing Triton ein und zwang Pluto – vielleicht zusammen mit Charon – in dessen gegenwärtige Bahnresonanz.

Interessanterweise scheinen solche Resonanzen die Position vieler Kuiper-Objekte zu beeinflussen. Fast jedes zweite der neuentdeckten Objekte weist dieselbe 3:2-Resonanz der mittleren Bewegung auf wie Pluto und vermag daher vielleicht ebenso ungestört Milliarden Jahre lang eine stabile Bahn zu beschreiben; denn die Resonanz verhindert, daß Neptun sich dem kleineren Objekt zu sehr nähert und seine Bahn deformiert. Wir haben solche Kuiper-Objekte darum Plutinos (kleine Plutos) getauft und schätzen, daß es davon einige Tausend mit mehr als 100 Kilometern Durchmesser gibt (Bild 6).

Die kürzliche Entdeckung der Kuiper-Objekte hat das Bild des äußeren Sonnensystems radikal verändert. Pluto erscheint nur noch insofern außergewöhnlich, als er das größte Objekt des Kuiper-Gürtels ist. Man kann sogar fragen, ob Pluto überhaupt die Bezeichnung Planet verdiente oder nicht selber bloß ein Plutino sei. Paradoxerweise hätte dann die anfängliche Suche nach einem zehnten großen Begleiter unseres Zentralgestirns in gewissem Sinne die Zahl der Planeten auf acht reduziert – und gewiß birgt das Sonnensystem noch weitere Überraschungen.

Literaturhinweise

- The Origin of Short Period Comets. Von Martin Duncan, Thomas Quinn und Scott Tremaine in: Astrophysical Journal, Band 328, Seiten L69 bis L73; 15, Mai 1988.

– The Kuiper Belt Objects. Von J.X. Luu in: Asteroids, Comets, Meteors 1993. Herausgegeben von A. Milani, M. Di Martino und A. Cellino. Kluwer Academic Publishers, 1993.

– The Solar System beyond Neptune. Von D.C. Jewitt und J.X. Luu in: Astronomical Journal, Band 109, Heft 4, Seiten 1867 bis 1876, April 1995.

– The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System beyond Neptune. Von Renu Malhotra in: Astronomical Journal, Band 110, Seiten 420 bis 429, Juli 1995.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 7 / 1996, Seite 56
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
7 / 1996

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 7 / 1996

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