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Sonnensystem: Kleinplaneten in Grossaufnahme

Erstmals liefern Raumsonden gestochen scharfe Nahaufnahmen von Asteroiden. Diese bizarren Welten – die oft eher Geröllhaufen gleichen als kompakten Felsbrocken – geben Aufschluss über die Entstehung des Sonnensystems.


Als Kinder der Raumfahrt-Ära spielten wir manchmal das Schwerkraftspiel. "Stellt euch vor, ihr seid auf dem Mond!", rief einer, und sofort ahmten wir alle die weiten, langsamen Schritte nach, die wir im Fernsehen beobachtet hatten. "Stellt euch vor, ihr seid auf dem Jupiter!", sagte ein anderer, und wir krochen mühsam auf Händen und Knien. Aber keiner rief jemals: "Stellt euch vor, ihr seid auf einem Asteroiden!" Wer konnte sich denn schon unter Asteroid oder Planetoid etwas vorstellen, bevor in Katastrophenfilmen wie "Deep Impact" und "Armageddon" Kleinplaneten auf die Erde zu rasten? Selbst heute, als erwachsener Asteroidenforscher, wüsste ich immer noch nicht, wie ich auf die Aufforderung reagieren sollte.

Obwohl wir noch keinen der größten Asteroiden aus nächster Nähe gesehen haben, ähneln sie vermutlich einer verbeulten Schrumpfversion des Erdmondes. Wegen der geringeren Schwerkraft würde ein Raumfahrer dort einfach längere Schritte machen. Aber bei Durchmessern unterhalb einiger Dutzend Kilometer ist die Gravitation so schwach, dass sie den Kleinplaneten nicht einmal in annähernd runde Form zu bringen vermag. Die kleinsten Welten verblüffen durch ihren Gestaltreichtum: Sie ähneln Reptilköpfen, Bohnen, Backenzähnen, Erdnüssen oder Totenschädeln.

Wegen dieser Unregelmäßigkeit ist die lokale Schwerkraft oft nicht zum Massenmittelpunkt gerichtet; zusammen mit den durch Rotation erzeugten Zentrifugalkräften können absurde Effekte entstehen. Unten ist nicht immer unten. Man kann einen Berg quasi hinauffallen, sich durch einen hohen Sprung auf Nimmerwiedersehen ins All katapultieren oder in eine chaotische Umlaufbahn geraten, die einen erst nach Tagen majestätisch langsam an einem unvorhersehbaren Ort absetzt. Ein nach vorn geworfener Kieselstein trifft einen vielleicht am Hinterkopf. Ein sanfter Hopser nach oben endet vielleicht 100 Meter weiter links oder verlagert sogar das Gefüge des Asteroiden unter den Füßen. Selbst die kleinste Bewegung wirbelt rundum Staub auf und erzeugt für Tage oder Wochen eine Hülle aus Schwebeteilchen.

Diese Aspekte der Asteroidenphysik sind nicht mehr bloß theoretische Kuriositäten oder ein Spiel für Kinder. Seit die Mission Near (Near Earth Asteroid Rendezvous) erstmals eine Raumsonde in eine Umlaufbahn um einen Kleinplaneten brachte, wächst das Wissen um diese erstaunlichen Objekte enorm. Doch trotz sorgfältiger Beobachtung und der gelegentlichen Annäherung von Asteroiden an die Erde wissen wir über diese Körper – und ihre nächsten Verwandten, die Kometen – weniger, als wir zu Beginn der Weltraumerkundung über den Mond wussten. Kleinplaneten zeichnen sich durch ein feines Zusammenspiel schwacher Kräfte aus, deren keine sich einfach vernachlässigen oder problemlos im irdischen Labor simulieren lässt. Sind Planetoiden im Innern fest, oder sind sie nur eine lose Anhäufung von Gesteinskrümeln? Aus welchen Mineralien bestehen sie? Wie überstehen sie Kollisionen mit anderen Kleinkörpern? Würde ihre seltsame Oberfläche einen Astronauten oder ein Landefahrzeug aushalten?

Halbfertige Planeten


Zu meiner Studienzeit Ende der achtziger Jahre kannte man Asteroiden nur als Lichtpunkte, die zu Tausenden um die Sonne kreisen – größtenteils in einem Gürtel zwischen Mars und Jupiter. Einige von ihnen näherten sich, wie die Astronomen wussten, gelegentlich der Erdbahn, und ganz weit draußen gab es noch die Kometen. Aus periodischen Farb- und Helligkeitsschwankungen war zu schließen, dass Kleinplaneten unregelmäßige Objekte von der Größe eines Hauses bis zu der eines ganzen Landes sind, mit Rotationsperioden zwischen einigen Stunden und mehreren Tagen. Die feineren Details blieben mehr oder weniger der wissenschaftlichen Fantasie überlassen.

Die Asteroiden, die sich näher bei Mars und Erde aufhalten, zeigen in der Regel das Spektrum eisenhaltigen Gesteins. Hingegen sind die dem Jupiter näheren Kleinplaneten meist dunkel und rötlich; dies deutet auf eine urtümliche Zusammensetzung hin, die sich nur wenig von der des primordialen Nebels unterscheidet, aus dem vor 4,56 Milliarden Jahren die Planeten hervorzugehen begannen (siehe rechtes Diagramm auf Seite 32).

Dieser Zeitpunkt lässt sich sehr präzise durch die Analyse von Blei-Isotopen – Endprodukten des radioaktiven Zerfalls von Uran – in den ältesten Körnchen der urtümlichsten Meteoriten bestimmen. Tatsächlich stehen die Meteoriten schon seit langem im Verdacht, von Asteroiden abzustammen. Die Spektren bestimmter Meteoriten stimmen dabei fast genau mit den Spektren gewisser Asteroidentypen überein. Somit halten wir auf der Erde schon seit langem Bruchstücke von Kleinplaneten in Händen.

Viele Astronomen meinten, Fernrohrbeobachtung plus Meteoritenanalyse könne die Erforschung der Asteroiden durch Raumsonden ersetzen. Obgleich mehr Rätsel blieben als erwartet, gelang den Forschern doch eine vorläufige Skizze der Geschichte unseres Sonnensystems. Damit aus dem primordialen Staub- und Gasnebel Planeten entstehen konnten, muss es ein Anfangsstadium gegeben haben, in dem die ersten winzigen Körnchen zu so genannten Planetesimalen zusammenklumpten – den Bausteinen der Planeten. Aber in der Zone jenseits des Mars hemmten Gravitationsresonanzen mit dem massereichen Jupiter den Akkretionsprozess und verhinderten Körperdurchmesser von mehr als 1000 Kilometern; aus solchen Überbleibseln wurden die heutigen Asteroiden.

Die größten dieser Möchtegern-Planeten sammelten dennoch genug innere Wärme, um sich zu differenzieren: Die dichteren Metalle schmolzen, sickerten nach innen und vereinigten sich möglicherweise zu Kernen, während die leichteren steinigen Rückstände in den äußeren Schichten blieben. Eruptive Prozesse veränderten die Gesteinstypen zusätzlich, und manchmal traten regelrechte Vulkane auf. Obwohl kein Kleinplanet genügend wuchs, um eine Atmosphäre festzuhalten, zeigen die in einigen Meteoriten gefundenen hydrierten Mineralien an, dass oft flüssiges Wasser vorhanden war.

Die Begegnungen der Planetesimalen wurden immer heftiger, weil Jupiter die Lage und Exzentrizität ihrer Umlaufbahnen durcheinander brachte. Statt weiter zu wachsen, wurden die Möchtegern-Planeten durch Kollisionen abgeschlagen oder ganz zertrümmert. Ihre Bruchstücke umkreisten die Sonne oft weiterhin in Familien mit gemeinsamen Bahneigenschaften und verwandten Spektren. Viele Asteroiden und Meteoriten sind steinige oder metallreiche Trümmerstücke dieser differenzierten Protoplaneten. Andere Kleinplaneten – und die meisten Kometen – sind primitivere Körper, die sich aus verschiedenen Gründen niemals differenziert haben; sie sind Relikte aus der Urzeit, bevor es Planeten gab.

Wenn Asteroiden auf die Erde stürzen


Die ersten zu Beginn des neunzehnten Jahrhunderts entdeckten Kleinplaneten bekamen klingende Namen aus der griechischen Mythologie. Aber als die Zahl in die Hunderte und Tausende wuchs, half man sich erst mit den Namen der Entdecker, dann ihrer Frauen, Wohltäter, Kollegen und Hunde. Nur für wenige Astronomen stellten die Asteroiden ernsthafte Forschungsobjekte dar. Das Interesse ist in den letzten Jahren jedoch sprunghaft gestiegen. Das Verdienst gebührt unter anderem dem Chef der US-Luft- und Raumfahrtbehörde Nasa, Daniel S. Goldin, und den Dinosauriern.

Goldins Motto "Schneller, besser, billiger" nützte der Asteroidenforschung, denn der Besuch bei einem unserer winzigen Nachbarn ist schneller und billiger als eine Mission zu einem ausgewachsenen Planeten. Außerdem begann das Schreckgespenst einer todbringenden Katastrophe das öffentliche Bewusstsein zu beschäftigen. Die Entdeckung des Chicxulub-Kraters auf der mittelamerikanischen Halbinsel Yukatan stützte die Hypothese, der Einschlag eines Asteroiden oder Kometen vor 65 Millionen Jahren habe mehr als die Hälfte der Spezies auf der Erde ausgelöscht (siehe "Die Kreide-Tertiär-Wende: ein Meteoriteneinschlag?" von Walter Alvarez und Frank Asaro, Spektrum der Wissenschaft 12/1990, S. 52, und "Kometen und Planetoiden – Risiko für die Erde?" von Tom Gehrels, 11/1996, S. 92).

Die nächste Katastrophe kommt bestimmt – aber wann? Bevor nicht alle größeren erdnahen Asteroiden katalogisiert sind – womit wir gerade erst begonnen haben –, sind Prognosen Glückssache. Die Bedrohung durch Kometen wird sich überhaupt nie präzise quantifizieren lassen, denn diese kosmischen Vagabunden besuchen das innere Sonnensystem äußerst selten.

Ein Vergleich mit einem Pokerspiel mag das Risiko verdeutlichen: Die Wahrscheinlichkeit einer globalen Katastrophe pro Jahr ist nicht größer als die, einen Royal Flush auf die Hand zu bekommen; hingegen ist das jährliche Sterberisiko auf Grund anderer Ursachen etwa so groß wie die Chance eines Drillings. Keiner von uns läuft auch nur im entferntesten Gefahr, bei einem Asteroideneinschlag zu sterben, aber sogar Wissenschaftler erliegen der Faszination einer möglichen Apokalypse und charakterisieren Asteroiden allzu oft durch die potenzielle Sprengkraft in Megatonnen statt durch den Durchmesser. In unserem Beruf stehen wir vor einem ähnlichen Dilemma wie Künstler im Show-Business: Wir möchten, dass unsere Tätigkeit aus edlen Motiven geschätzt wird – aber Schlagzeilen bringen Geld.

Von diesem etwas ungesunden Interesse getrieben treten wir in das goldene Zeitalter der Kometen- und Asteroidenforschung ein. Mehr als ein Dutzend Kleinplaneten wurden fotografiert (siehe den Kasten auf Seite 34/35), und jedes neue Mitglied der Menagerie löst Entzücken, aber auch Verwirrung aus. Sie sind, vorsichtig ausgedrückt, anders als erwartet. Früher stellte man sich kleine Asteroiden als harte Felsbrocken vor, denn jegliches von Einschlägen erzeugte lose Oberflächenmaterial – Regolith genannt – sollte der geringen Schwerkraft entkommen. Ansammlungen kleiner Körper galten als unmöglich, denn schon die kleinste Relativbewegung würde sie trennen.

Nichts als Schutt


Doch Beobachtungen und Modelle zeigen das Gegenteil. Die meisten kilometergroßen Asteroiden sind offenbar Verbände aus kleineren Stücken. Bilder mit hoher Auflösung zeigen reichlich Regolith – trotz der geringen Schwerkraft. Fast immer gibt es einen oder mehrere außerordentlich große Krater, von denen manche sogar größer sind als der mittlere Radius des gesamten Körpers. Solch kolossale Einschläge würden auf einem monolithischen Objekt nicht nur einen Krater erzeugen, sondern es in Stücke schlagen. Auch die verfügbaren Dichtemessungen sprechen für Fragmentierung: Die Werte sind unwahrscheinlich gering und zeigen somit, dass diese Körper von Hohlräumen unbekannter Größe durchzogen sind.

Kurz, Asteroiden von mehr als einem Kilometer Durchmesser mögen zwar aussehen wie Klumpen aus hartem Fels, sie sind aber höchstwahrscheinlich zusammengesetzte Gebilde – oder gar Haufen von losem Schutt, der so gründlich fragmentiert wurde, dass kein kompakter Gesteinsuntergrund mehr übrig ist. Die Schutthaufen-Hypothese stellten Don Davis und Clark Chapman – damals am Planetary Science Institute in Tucson (Arizona) tätig – schon vor zwei Jahrzehnten auf; allerdings nahmen sie nicht an, dass ihre Vermutung auch für so kleine Durchmesser zuträfe.

Kurz nachdem die Near-Sonde auf ihrem Weg zum Kleinplaneten Eros vor drei Jahren den Asteroiden Mathilde passiert hatte, erkannte der Planetenforscher Eugene M. Shoemaker – dessen Namen Near nun trägt –, dass die riesigen Krater auf diesem Asteroiden und seine sehr geringe Dichte nur zusammen Sinn ergeben: Ein poröses Gebilde vermag einem heftigen Schlag viel besser zu widerstehen als ein kompakter Festkörper. Es kann die Energie des Einschlags teils absorbieren und gleichmäßig verteilen; die gegenüberliegende Seite wird kaum erschüttert. Ein passender Vergleich wäre eine Gewehrkugel, die einen Sandsack trifft anstelle einer Kristallvase.

Was ist mit der zerklüfteten Form der meisten Asteroiden? Man sollte meinen, dass eine dramatische Topographie Festigkeit voraussetzt. Aber der erste Eindruck kann täuschen. Auf keinem Asteroiden- oder Kometenfoto gibt es einen Abhang, dessen Neigung – relativ zur örtlich meist ziemlich "verrückten" Gravitationsrichtung – den typischen Schüttwinkel von rund 45 Grad übertrifft, bei dem loser Schutt abrutscht. In den steilsten Gegenden sehen wir tatsächlich Schuttlawinen. Mit anderen Worten, Kleinkörper können aus Brocken oder sogar Sand zusammengesetzt sein und trotzdem ihre Form behalten. Dünen haben schließlich einen ausgeprägten Grat und sind gewiss nicht monolithisch. Schnelle Rotation könnte einem Schutthaufen ein längliches und klumpiges Aussehen verleihen.

Direkte Unterstützung bekam die Schutthaufen-Hypothese im Jahre 1992, als Komet Shoemaker-Levy 9 dem Jupiter zu nahe kam und in zwei Dutzend Stücke zerrissen wurde. Zwei Jahre später kollidierte diese kosmische Perlenkette mit dem Riesenplaneten (siehe "Wie Shoemaker-Levy 9 auf Jupiter einschlug" von David H. Levy, Eugene M. Shoemaker und Carolyn S. Shoemaker, Spektrum der Wissenschaft 10/1995, S. 62). Nach einem von mir mit Willy Benz von der Universität Bern entwickelten Modell konnte der Komet nur deshalb in dieser Weise auseinander brechen, weil er aus Hunderten loser Körner bestand. Als der Komet durch Jupiters Gezeitenkräfte gedehnt wurde, bildeten die Körner durch die Schwerkraft Klumpen – wie Tropfen eines dünnen Wasserstrahls. Aus diesem Auseinanderbrechen schlossen wir, dass Kometen wahrscheinlich körnig strukturiert sind und zwei Drittel der Dichte von Wassereis haben. Was für Kometen gilt, trifft wohl auch auf Asteroiden zu.

Ein Wirrwarr von Kräften


Doch die Schutthaufen-Hypothese birgt theoretische Probleme. Die Materialfestigkeit eines Asteroiden ist fast null, und die Schwerkraft ist so gering, dass man versucht ist, sie ebenfalls zu vernachlässigen. Was bleibt dann noch übrig? Tatsächlich lässt sich weder die Festigkeit noch die Schwerkraft ignorieren. So schwach die Gravitation auch sein mag, sie hält den Schutthaufen zusammen. Wie jeder weiß, der schon einmal eine Sandburg gebaut hat, kann sogar loser Schutt zusammenhaften. Oft ignorierte Details der Bewegung spielen auf einmal eine Rolle: Gleitreibung, chemische Bindung, Dämpfung der kinetischen Energie, elektrostatische Anziehung und so weiter. Geladene Teilchen aus dem Sonnenwind können den Staub an der Oberfläche sogar zum Schweben veranlassen. Wir beginnen erst, die subtile Wechselwirkung dieser winzigen Kräfte auszuloten.

Welche Kraft letztlich überwiegt, sollte von der Größe des Asteroiden abhängen. Ein Anzeichen ist die beobachtete Statistik der Rotationsgeschwindigkeiten. Manche Zusammenstöße verursachen schnellere Drehung, andere bremsen sie. Wären die Asteroiden monolithische Felsen, die zufällige Zusammenstöße erleiden, so sollte die Verteilung ihrer Rotationsraten eine statistische Glockenkurve mit einem Schwanz aus sehr schnellen Drehungen bilden. Wenn hingegen fast alle Asteroiden Schutthaufen sind, muss dieser Schwanz fehlen, denn jeder Haufen, der schneller rotiert als einmal in zwei oder drei Stunden, würde – je nach seiner mittleren Dichte – zerrissen. Alan Harris vom Jet Propulsion Laboratory in Pasadena (Kalifornien) und Petr Pravec von der Akademie der Wissenschaften der Tschechischen Republik in Prag haben festgestellt, dass alle beobachteten Asteroiden außer fünf einer strikten Obergrenze der Rotation gehorchen (siehe Diagramm auf Seite 32). Sämtliche Ausnahmen haben weniger als 150 Meter Durchmesser; für alle Asteroiden, die größer sind als 200 Meter, findet sich ein scharfer Grenzwert.

Die offensichtliche Schlussfolgerung, dass Asteroiden mit mehr als 200 Meter Durchmesser vielfach zusammengesetzte Strukturen oder Schutthaufen sind, stimmt mit neuesten Computersimulationen von Kollisionen überein. Eine Kollision kann einen großen Asteroiden zertrümmern, aber die Bruchstücke werden sich gewöhnlich langsamer bewegen als mit ihrer relativen Fluchtgeschwindigkeit; sie beträgt als Faustregel pro Kilometer Radius etwa ein Kilometer pro Sekunde. Nach einigen Stunden wird die Schwerkraft dann alle Stücke außer den schnellsten wieder zu einem Schutthaufen vereinen (siehe Bildfolge auf Seite 36/37). Da Asteroiden relativ häufig kollidieren, haben die meisten großen dieses Schicksal bereits erlitten. Hingegen müssten die meisten kleinen Asteroiden aus einem Stück sein, denn die Einschlagtrümmer entkommen ihrem schwachen Gravitationsfeld für immer.

Qualitativ betrachtet zeigt ein "kleiner" Asteroid eine sehr unregelmäßige Topographie, und seine Einschlagskrater haben das ausgeworfene Material nicht zurückbehalten. Er gleicht einem beschädigten Bunker in einem Kriegsfilm. Ein "großer" Asteroid ist eine Ansammlung von kleineren Stücken, die durch Gravitation und zufällige Zusammen-stöße in eine rundliche oder – falls er rotiert – in eine längliche Form gebracht werden. Seine Krater haben aufgeworfene Ränder und abgelagerten Auswurf, und seine Oberfläche ist mit Regolith bedeckt.

Aber diese Unterscheidung nach der Größe ist nicht eindeutig. Der Asteroid Mathilde kann je nachdem als "klein" gelten, denn er trägt um die riesigen Krater keine sichtbaren Ränder oder Auswurfsmaterial, oder als "groß", weil er annähernd kugelförmig ist. Der winzige Dactyl wiederum müsste wegen seiner Rundform und gut ausgebildeter Krater als "groß" gelten. Die Zweideutigkeit zeigt an, dass die Modelle jedoch noch vorläufig sind.

Wenn wir bedenken, dass die Geophysiker noch immer herauszufinden suchen, wie sich Sand auf der Erde verhält und wie sich ein Erdrutsch bewegt, so müssen wir bei dem Versuch, zusammengesetzte Asteroiden zu verstehen, bescheiden sein. Immerhin gibt es zwei Ansätze, die eine Grundfrage zu klären beginnen: Wie reagieren Kleinplaneten auf Zusammenstöße?

Simulierte Kollisionen


Derek Richardson von der Universität von Washington simuliert Asteroiden als Haufen separater Kugeln. Wie ein kosmisches Billard auf einem gekrümmten Tisch – wobei die Krümmung die Schwerkraft darstellt – können diese Kugeln einander treffen, abprallen und durch Reibung und andere Formen des Energieverlusts langsamer werden. Bei ausreichender Stoßenergie zerstreuen sie sich, doch in der Regel vereinigen sie sich wenigstens teilweise wieder. Richardsons Modell ist besonders brauchbar für die sanften Akkretionsbegegnungen im frühen Sonnensystem, bevor die Relativgeschwindigkeiten unter dem Einfluss des neu entstandenen Jupiters zunahmen. Für Planetesimale erweist es sich als überraschend schwierig, selbst während der sanftesten Kollisionen Masse anzusammeln.

Viel komplizierter sind die – eher für die letzten 4 Milliarden Jahre typischen – Zusammenstöße mit hoher Geschwindigkeit, denn dabei kommen die Details der Materialeigenschaften ins Spiel: Festigkeit, Sprödigkeit, Phasenübergänge sowie das Entstehen und Ausbreiten von Stoßwellen. Benz und ich haben dafür neue Rechentechniken entwickelt. Statt den Zielasteroiden in einzelne Kugeln zu unterteilen, behandeln wir ihn als kontinuierlichen Körper, wenn auch mit Schichten, Rissen oder Hohlräumen.

In einer Simulation lassen wir ein 6000 Tonnen schweres Projektil mit 5 Kilometer pro Sekunde auf den Milliarden Tonnen schweren Kleinplaneten Castalia treffen. Die dabei frei werdende Energie mit einem Äquivalent von 17 Kilotonnen konventionellen Sprengstoffs entspricht der Hiroshima-Bombe und reicht aus, um Castalia zu zertrümmern. Wir simulieren Castalia als zweiteiliges Objekt, das von der Schwerkraft zusammen gehalten wird. In Millisekunden werden das Projektil und ebenso viel Masse von Castalia verdampft, und eine mächtige Druckwelle entsteht. Weil die Stoßwelle sich nicht durch Vakuum fortpflanzen kann, wird sie von den Oberflächen reflektiert – insbesondere von der Bruchzone zwischen den beiden Teilen des Asteroiden. Infolgedessen bleibt das weiter entfernte Teilstück unbeschädigt. Die nähere Hälfte zerbricht in Dutzende große Fragmente, die Stunden brauchen, sich zu zerstreuen; die größten finden schließlich wieder zusammen. Dieses Resultat hängt sehr stark von den Anfangsbedingungen sowie den – größtenteils unbekannten – Materialeigenschaften ab. Zum Beispiel sind Asteroiden, die schon vor dem Stoß Schutthaufen waren, nur schwer zu sprengen.

Rendezvous mit Eros


Wir können auch umgekehrt vorgehen und die Gesteinseigenschaften eines Asteroiden erschließen, indem wir verschiedene mutmaßliche Anfangsbedingungen ausprobieren und die Simulationen mit den Beobachtungen vergleichen. Beispielsweise habe ich mit Peter Thomas von der Cornell-Universität den größten Krater auf Mathilde so genau wie möglich nachgebildet: seine Größe und Form (recht einfach), das Fehlen von Bruchrillen oder von Schäden an bereits existierenden Kratern (etwas schwerer) und den Mangel an abgelagertem Auswurfsmaterial (sehr schwer).

Wenn wir annehmen, Mathilde sei ursprünglich fest und aus einem Stück gewesen, kann unser Modell zwar den Krater reproduzieren, sagt aber auch vorher, dass der Asteroid – entgegen den Beobachtungen – in Dutzende von Stücken zerbrechen muss. Nehmen wir hingegen wie Shoemaker an, Mathilde sei anfangs ein Schutthaufen gewesen, dann passt unser Einschlagmodell bestens zu den Beobachtungen. Kevin Housen vom Boeing Shock Physics Lab meint ebenfalls, dass Mathilde ein Schutthaufen sei, betrachtet aber die Krater nicht als Auswurfsfolgen, sondern als Verdichtungsgruben – ähnlich wie Einbuchtungen in einem Bohnensack.

Für das Gelingen künftiger Missionen wird es entscheidend sein, die Struktur der Kleinplaneten zu verstehen. Ein Schutthaufen wird anders reagieren als ein Stück Fels, wenn wir versuchen, Materialproben zu sammeln und zur Erde zu schaffen oder – in fernerer Zukunft – auf Asteroiden Teleskope zu bauen, Bohrungen durchzuführen oder einen Unheil bringenden Asteroiden von seiner Bahn Richtung Erde abzulenken. Auch die unregelmäßige Schwerkraft ist ein Problem; die Umlaufbahnen von Raumschiffen um Kometen und Asteroiden können chaotisch sein, sodass es schwer fallen wird, einen Aufprall auf die Oberfläche zu vermeiden oder auch nur Kameras und Instrumente auszurichten. Near sammelt deshalb seine Daten größtenteils in hundert oder mehr Kilometer Abstand von Eros. In dieser Entfernung übt die unregelmäßige, schnell rotierende Kartoffel fast die gleiche Schwerkraft aus wie eine Kugel. Die Abweichung von einer normalen, elliptischen Umlaufbahn wird den Near-Wissenschaftlern ermöglichen, die Dichteverteilung innerhalb von Eros zu bestimmen. Während die Sonde den Kleinplaneten auf Grund seiner geringen Schwerkraft mit dem gemächlichen Tempo eines Radfahrers umkreist, sendet sie eine Flut von Informationen zur Erde. Vor allem gilt es, den Zusammenhang zwischen Asteroiden und Meteoriten zu klären. Kameras kartografieren den Körper auf wenige Meter genau, Spektrometer analysieren die Zusammensetzung des Gesteins, und ein Magnetometer sucht nach einem lokalen Magnetfeld und dessen Wechselwirkung mit dem Feld der Sonne. Künftige Missionen werden Asteroiden und Kometen noch detaillierter untersuchen – mittels Landefahrzeugen, Eindringsonden und zurückgebrachten Proben.

Diese Forschungen werden eine Lücke im astronomischen Kenntnisstand schließen. Wir verstehen die Kleinplaneten, in denen Schwerkraft und Festigkeit manchmal gleich starke Kontrahenten sind, einfach noch zu wenig. Wir wissen nur, dass diese rätselhaften Gebilde, weder Felsbrocken noch Planeten, einen riskanten Balanceakt vollführen: Sie sind gerade groß genug, ihre Teile zusammenzuhalten, aber zu klein, um die exotische Form abzurunden.

Literaturhinweise


Asteroid Fragmentation and Evolution of Asteroids. Von Eileen Ryan und William Bottke in: Annual Reviews of Earth and Planetary Science, Bd. 28, S. 367–389 (2000).

Meteorites and Their Parent Planets. Von Harry McSween. Cambridge University Press, 1999.

Disruption of Kilometre-Sized Asteroids by Energetic Collisions. Von Erik Asphaugh et al. in: Nature, Bd. 393, S. 437–440 (1998).

Hazards Due to Comets and Asteroids. Von Tom Gehrels (Hg.). University of Arizona Press, 1994.

Aus: Spektrum der Wissenschaft 8 / 2000, Seite 30
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
8 / 2000

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 8 / 2000

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