Þetta er frábær grein sem vert er að lesa.

smástirni

frá Wikipedia, ókeypis alfræðiorðabókinni
Fara í siglingar Fara í leit

Sem smástirni (úr forngrísku ἀστεροειδής asteroeidḗs, þýska 'stjörnu-eins "), [1] [2] Minniháttar reikistjörnurnar eða planetoids eru litlar stjarnfræðilegur stofnanir sem fara í orbits Kepler um sólina og eru stærri en meteoroids ( millímetrar til metrum ), en minni en dvergreikistjarna (um þúsund kílómetrar) eru.

Hugtakið smástirni er oft notað sem samheiti yfir minniháttar plánetu , en vísar aðallega til hluta innan brautar Neptúnusar og er ekki hugtak sem IAU skilgreinir. [3] Handan brautar Neptúnusar eru slíkir líkamar einnig kallaðir trans- neptúnískir hlutir (TNO). Samkvæmt nýlegri skilgreiningu nær hugtakið minniháttar reikistjarna til „klassísku“ smástirnanna og TNO.

Hingað til eru 1.101.888 smástirni þekktar í sólkerfinu (frá og með 11. júlí 2021), [4] og nokkrum þúsund nýjum uppgötvunum hefur verið bætt við í hverjum mánuði [5] og líklegt er að raunverulegur fjöldi nemi milljónum. Öfugt við dvergreikistjörnurnar hafa smástirni samkvæmt skilgreiningu of lágan massa til að koma í vatnsstöðugleiki og fá á sig um það bil hringlaga lögun og eru því yfirleitt óreglulega lagaðir líkamar. Mjög fáir eru meira en nokkur hundruð kílómetrar í þvermál.

Stór smástirni í smástirnabeltinu eru hlutirnir (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe , (7) Iris , (10) Hygiea og (15) Eunomia .

Smástirni (243) Ida með tunglinu Dactyl , ljósmynduð úr Galileo rannsaka
Smástirni (433) Eros , ljósmynduð úr NEAR skósmiðarannsókninni

Tilnefningar

Hugtakið smástirni vísar til stærð hlutanna. Smástirni þýðir bókstaflega „stjörnulík“. Nær allir eru svo litlir að í sjónaukanum líta þeir út eins og ljóspunktur frá stjörnu . Pláneturnar birtast aftur á móti sem litlir diskar með ákveðnu staðbundnu magni.

Hugtakið minniháttar reikistjarna eða smástirni kemur frá því að hlutirnir í himninum hreyfast eins og reikistjörnur miðað við stjörnurnar. Smástirni eru ekki reikistjörnur og teljast ekki til dvergpláneta , því sökum smæðar er þyngdaraflið of veikt til að móta þær um það bil í kúlu. Ásamt halastjörnum og loftsteinum tilheyra smástirni flokki lítilla líkama . Veðurfar eru minni en smástirni, en það eru engin skýr mörk á milli þeirra og smástirni, hvorki að stærð né samsetningu.

Dvergplánetur

Frá 26. allsherjarþingi Alþjóða stjörnufræðasambandsins (IAU) og skilgreiningu þess 24. ágúst 2006, tilheyra stóru, kringlóttu hlutirnir, sem hafa lögun í vatnsstöðugleikajafnvægi , ekki lengur stranglega smástirni heldur dvergpláneturnar .

(1) Ceres (975 km þvermál) er stærsti hluturinn í smástirnabeltinu og er eini hluturinn sem hefur verið talinn meðal dvergplánetanna. (2) Pallas og (4) Vesta eru stórir hlutir í smástirnabeltinu, en hvorugur er hringlaga og því ekki dvergplánetur samkvæmt skilgreiningu.

Í Kuiperbeltinu eru til viðbótar við Plútó (2390 km í þvermál), sem áður var flokkað sem reikistjarna og í dag sem dvergreikistjarna, aðrar dvergreikistjörnur: (136199) Eris (2326 km), (136472) Makemake ( 1430 × 1502 km), (136108) Haumea (sporöskjulaga, um það bil 1920 × 1540 × 990 km), (50.000) Quaoar (1110 km) og (90482) Orcus (917 km).

Hluturinn (90377) Sedna , um 995 km að stærð, sem uppgötvaðist yfir Kuiperbeltið í lok árs 2003 ætti einnig að flokka sem dvergplánetu.

Saga smástirnaleitar

Grunaður um minniháttar plánetu og „himnalögregluna“

Strax árið 1760 þróaði þýski fræðimaðurinn Johann Daniel Titius einfalda stærðfræðilega formúlu ( Titius-Bode röð ) þar sem sólarvegalengdir reikistjarnanna samsvara einfaldri tölulegri röð. Samkvæmt þessari röð ætti hins vegar að vera önnur pláneta milli Mars og Júpíters í 2,8 AU fjarlægð frá sólinni. Bein veiði hófst á þessari greinilega enn ófundnu plánetu undir lok 18. aldar. Fyrir samræmda leit var Sky Police stofnað árið 1800 sem fyrsta alþjóðlega rannsóknarverkefnið. Skipuleggjandi var Baron Franz Xaver von Zach , sem þá starfaði við Gotha stjörnustöðina . Stjörnuhimninum hefur verið skipt í 24 geira sem stjarnfræðingar um alla Evrópu hafa leitað markvisst að. Nafnið „ Phaeton “ hafði þegar verið frátekið plánetunni.

Leitin bar engan árangur þar sem fyrsta minniháttar reikistjarnan (Ceres) fannst fyrir tilviljun í byrjun árs 1801. Hins vegar sannaði Sky -lögreglan sig fljótlega á nokkra vegu: með endurreisn minniháttar plánetunnar sem hafði horfið úr augsýn, með bættum samskiptum um uppgötvanir himneskra og með árangursríkri leit að öðrum minniháttar plánetum á árunum 1802 til 1807.

Uppgötvun fyrstu minniháttar reikistjarnanna

Giuseppe Piazzi

Á gamlárskvöld 1801 uppgötvaði stjörnufræðingurinn og guðfræðingurinn Giuseppe Piazzi dauflega lýsandi himneskan líkama sem ekki var sýndur á neinu stjörnukorti þegar hann var að kanna stjörnumerkið Nautið í sjónauka stjörnustöðvarinnar í Palermo ( Sikiley ). Piazzi hafði heyrt um rannsóknarverkefni Zach og fylgst með hlutnum næstu nætur, grunaður um að hann hefði fundið plánetuna sem hann var að leita að. Hann sendi niðurstöður athugunar sinnar til Zach og kallaði það upphaflega nýja halastjörnu . Hins vegar veiktist Piazzi og gat ekki haldið áfram athugunum sínum. Mikill tími leið áður en athuganir hans voru birtar. Himneskur líkami hafði á meðan fært sig lengra í átt að sólinni og fannst ekki aftur í fyrstu.

Hins vegar hafði stærðfræðingurinn Gauss þróað tölulega aðferð sem gerði það kleift að ákvarða brautir reikistjarna eða halastjarna með því að nota aðeins nokkrar stöður með aðferð minnstu ferninga . Eftir að Gauss hafði lesið rit Piazzi reiknaði hann út braut himintunglsins og sendi niðurstöðuna til Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers uppgötvaði síðan hlutinn aftur 31. desember 1801 sem að lokum fékk nafnið Ceres . Árið 1802 uppgötvaði Olbers annan himneskan líkama sem hann nefndi Pallas . Juno fannst 1803 og Vesta 1807.

Hins vegar liðu 38 ár áður en fimmti smástirni, Astraea, fannst árið 1845. Ekki var enn vísað til smástirnanna sem þá voru uppgötvaðar - þær voru á þeim tíma talin fullgildar plánetur. Svo gerðist að reikistjarnan Neptúnus var ekki talin sú áttunda heldur sem þrettánda reikistjarnan þegar hún uppgötvaðist árið 1846. Frá 1847 fylgdu hins vegar svo fljótt frekari uppgötvanir að fljótlega var ákveðið að taka upp nýjan hlutaflokk himintungla fyrir hina fjölmörgu en öll frekar litla himneska líkama sem fara á braut um sólina milli Mars og Júpíters: smástirnin , svonefndu kallast litlar plánetur . Stórum plánetum fækkaði þannig í átta. Árið 1890 höfðu alls fundist yfir 300 smástirni.

Ljósmyndaleitaraðferðir, ratsjármælingar

Eftir 1890, notkun ljósmyndunar í stjörnufræði skilaði verulegum framförum. Smástirnin, sem fram að því höfðu fundist vandlega með því að bera saman sjónauka með himnakortum, komu nú í ljós með ljósmerkjum á ljósmyndaplötunum. Vegna meiri ljósnæmis ljósmyndaflæðanna í samanburði við mannsaugað , ásamt langri lýsingartíma við mælingar á sjónaukanum, var hægt að greina afar daufa hluti, ef svo má segja í skjótum hreyfingum. Með notkun nýrrar tækni jókst fjöldi smástirna sem uppgötvuðust hratt.

Öld síðar, um 1990, kallaði stafræn ljósmyndun á frekara stökk í þróuninni í formi CCD myndavélartækni, sem eykst enn frekar með möguleikum tölvutækrar mats á rafrænum upptökum. Síðan þá hefur smástirni sem finnast á hverju ári margfaldast aftur.

Þegar sporbraut smástirnis hefur verið ákvörðuð er hægt að ákvarða stærð himnesks líkama með því að kanna birtu hans og endurspeglun, albedóið . Í þessu skyni eru mælingar framkvæmdar með tíðni sýnilegs ljóss sem og á innrauða bilinu . Hins vegar tengist þessi aðferð óvissuþáttum þar sem yfirborð smástirnanna hefur mismunandi efnafræðilega uppbyggingu og endurspeglar ljósið í mismiklum mæli.

Nákvæmari niðurstöður er hægt að fá með ratsjármælingum . Útvarp sjónauka er hægt að nota í þessum tilgangi, sem þegar breytt sem sendandi, senda út öflugur útvarpsbylgjur í átt smástirni. Með því að mæla flutningstíma bylgjanna sem smástirni endurspegla er hægt að ákvarða nákvæma fjarlægð þeirra. Frekara mat á útvarpsbylgjunum veitir upplýsingar um lögun og stærð. Til dæmis veitti athugun smástirnanna (4769) Castalia og (4179) Toutatis raunverulegar „ratsjármyndir“.

Sjálfvirkar kannanir

Síðan á tíunda áratugnum hefur ný og þróaðri tækni, auk áframhaldandi endurbóta á árangri skynjara og rafrænnar gagnavinnslu, gert fjölda sjálfvirkra leitarforrita með mismunandi markmiðum kleift. Þessar kannanir hafa leikið stórt hlutverk í nýrri uppgötvun smástirna.

Fjöldi leitarforrita beinist að smástirni nálægt jörðinni t.d. B. LONEOS , LINEAR , NEAT , NeoWise , Spacewatch , Catalina Sky Survey og Pan-STARRS . Þeir spila stórt hlutverk í því að ný smástirni finnast næstum á hverjum degi en fjöldi þeirra var kominn yfir 900.000 um miðjan júlí 2020.

Á næstunni mun þekktum smástirnum fjölga verulega aftur þar sem fyrirhugaðar eru kannanir með auknu næmi á næstu árum, til dæmis Gaia og LSST . Samkvæmt líkanareikningum er búist við því að Gaia geimrannsóknin ein og sér muni uppgötva allt að milljón áður óþekkt smástirni.

Geimrannsóknir

Mynd af smástirni könnuð með geimrannsóknum

Hægt væri að skoða fjölda smástirna með því að nota geimrannsóknir :

Fleiri verkefni eru fyrirhuguð, þar á meðal:

tilnefningu

Nöfn smástirnanna eru samsett af forskeyti og nafni. Talan sem notuð er til að gefa til kynna í hvaða röð himneskur líkami fannst. Í dag er það eingöngu tölulegt talningarform, þar sem það er aðeins gefið þegar sporbraut smástirnisins hefur verið tryggt og hægt er að finna hlutinn aftur hvenær sem er; þetta getur vissulega aðeins átt sér stað árum eftir fyrstu athugunina. Af þeim 1.101.888 smástirni sem vitað er til þessa hafa 567.132 númer (frá og með 11. júlí 2021). [4]

Uppgötvunarmaðurinn hefur rétt til að leggja til nafn innan tíu ára frá númerun. Hins vegar verður þetta að vera staðfest af nefnd IAU, þar sem það eru leiðbeiningar um nöfn stjarnfræðilegra hluta . Í samræmi við það eru fjölmargir smástirni til með tölum en án nafna, sérstaklega á efstu tíu þúsundunum.

Nýjar uppgötvanir sem ekki var enn hægt að reikna slóð fyrir með nægilegri nákvæmni eru merktar með uppgötvunarárinu og blöndu af bókstöfum, til dæmis 2003 UB 313 . Bréfasamsetningin samanstendur af fyrsta bókstafnum í hálfan mánuðinn (byrjar með A og heldur áfram til Y án I) og samfelldan bókstaf (A til Ö án I). Ef fleiri en 25 minniháttar plánetur uppgötvast á einum helmingi mánaðarins - sem er reglan í dag - byrjar bókstafssamsetningin frá upphafi og síðan fjölgar í röð um eina fyrir hverja keyrslu.

Fyrsta smástirnið fannst árið 1801 af Giuseppe Piazzi við stjörnustöðina í Palermo á Sikiley . Piazzi skírði himneskan líkama með nafninu „Ceres Ferdinandea“. Rómverska gyðjan Ceres er verndardýrlingur eyjarinnar Sikiley. Með öðru nafni vildi Piazzi heiðra Ferdinand IV konung, höfðingja Ítalíu og Sikiley. Þetta mislíkaði alþjóðlega rannsóknarsamfélagið og seinna nafninu var sleppt. Opinber nafn smástirnisins er því (1) Ceres .

Í frekari uppgötvunum var nafnaskránni haldið til haga og smástirnin voru kennd við rómverskar og grískar gyðjur ; þetta voru (2) Pallas , (3) Juno , (4) Vesta , (5) Astraea , (6) Hebe o.s.frv .

Eftir því sem fleiri og fleiri smástirni uppgötvuðust, stjörnufræðingar kláruðust til forna guða. Til dæmis voru smástirni kennd við eiginkonur uppgötvenda, til heiðurs sögulegum eða opinberum persónum, borgum og ævintýrapersónum. Dæmi eru smástirni (21) Lutetia , (216) Cleopatra , (719) Albert , (1773) Rumpelstilz , (5535) Annefrank , (17744) Jodiefoster .

Auk nafna úr grísk-rómverskri goðafræði eru nöfn guða frá öðrum menningarheimum einnig notuð, sérstaklega fyrir nýuppgötvaðar, stærri hluti eins og (20000) Varuna , (50000) Quaoar og (90377) Sedna .

Smástirni tungl hafa ekki fasta númerið auk nafns þeirra og eru ekki talin smástirni eða lítil stofnanir , eins og þeir snúast ekki sólina á eigin spýtur.

Tilkoma

Í fyrstu, stjörnufræðingar ráð fyrir að smástirni voru afleiðing af Cosmic stórslys þar sem reikistjarna milli Mars og Júpíters brotnaði í sundur og vinstri brota á sporbraut sinni. Það kom hins vegar í ljós að heildarmassi smástirnanna sem eru í aðalbeltinu er mun minni en tungls jarðar . Áætlun um heildarmassa minniháttar reikistjarnanna er á bilinu 0,1 til 0,01 prósent af massa jarðar (tunglið er um 1,23 prósent af massa jarðar). Því er gert ráð fyrir að smástirnin tákni afgangsstofn reikistjarna frá myndunarstigi sólkerfisins . Þyngdarafl Júpíters, en massi hans jókst hraðast, kom í veg fyrir myndun stærri plánetu úr smástirniefninu. Plánetusimarnir trufluðust á brautum þeirra, rekust ítrekað harkalega á hvert annað og brotnuðu. Sumum var vísað í sporbrautir sem settu þær á árekstrarás við reikistjörnurnar. Áhrifagígarnir á plánetutunglið og innri reikistjörnurnar bera enn vitni um þetta. Stærstu smástirni fór mjög mikið hituð eftir myndun þeirra (aðallega vegna þess að geislavirk rotnun á áli samsæta 26 Al og ef til vill einnig járn samsæta 60 Fe) og bræddu inni. Þungir þættir eins og nikkel og járn settust að innan vegna þyngdaraflsins, léttari efnasamböndin, svo sem silíköt , voru eftir á ytri svæðum. Þetta leiddi til myndunar aðgreindra líkama með málmkjarna og silíkathúð. Sumir aðgreindu smástirnanna brotnuðu í frekari árekstrum og brot falla í aðdráttarafl jarðar sem loftsteinar .

Flokkunarkerfi smástirna

Kolefniskondrít

Litrófsskoðun smástirnanna sýndi að yfirborð þeirra er efnafræðilega samsett á annan hátt. Skipting í mismunandi litrófs- eða flokkunarstefnuflokka var framkvæmd á hliðstæðan hátt.

Flokkunarkerfi samkvæmt Tholen

Árið 1984 birti David J. Tholen flokkunarkerfi með 14 flokkum fyrir flokkun smástirna út frá litrófseiginleikum þeirra, sem aftur er dregið saman í 3 hópa (C, S og X):

Flokkunarkerfinu var bætt við af Tholen árið 1989: [7]

U viðbót gefur til kynna óvenjulegt litróf; langt frá miðju þyrpingarinnar
: Viðbót sýnir „hávær“ gögn
:: Viðbót gefur til kynna mjög „hávær“ gögn
--- Sýnir gögn sem eru of „hávær“ til að flokkun sé möguleg (í grundvallaratriðum væru allir flokkar mögulegir)
I Misvísandi gögn

Eftir Tholen er hægt að úthluta allt að fjórum bókstöfum, til dæmis „SCTU“.

Smástirni með slíkri viðbót er til dæmis (2340) Hathor , sem væri flokkað í litrófsflokkinn „CSU“ samkvæmt Tholen (samkvæmt SMASSII sem Sq). Til dæmis er bókstafurinn „I“ færður í JPL Small-Body Database fyrir smástirnið (515) Athalia , samkvæmt SMASSII er smástirnið flokkað sem „Cb“.

samsetning

Áður fyrr gerðu vísindamenn ráð fyrir því að smástirnin væru einsteinar grjót, þ.e. Lítill þéttleiki nokkurra smástirna auk mikillar gígbylgju bendir hins vegar til þess að margir smástirni eru lauslega uppbyggð og líkjast meira en rústum haugum en lausum „hrúgum“ sem aðeins eru haldnar saman af þyngdaraflinu . Lauslega uppbyggðir líkamar geta tekið á sig kraftana sem verða við árekstur án þess að eyðileggjast. Þéttir líkamar rifjast hins vegar í sundur af höggbylgjunum við stærri höggatburði. Að auki hafa stóru smástirnin aðeins lágan snúningshraða. Hröð snúningur um sinn ás myndi annars leiða til þess að miðflóttaöflin rífa líkamann í sundur (sjá einnig: YORP áhrif ) . Í dag er gert ráð fyrir að meirihluti smástirnanna sem eru yfir 200 metrar að stærð séu slíkar geimhrúgur af rusli.

Akreinar

Ólíkt plánetunum hafa mörg smástirni ekki nærri hringlaga brautir. Burtséð frá flestum helstu belti smástirni og Cubewanos í Kuiper beltinu , hafa þeir yfirleitt mjög sérvitringur orbits, flugvélar sem eru í mörgum tilfellum mjög hneigðist í átt að Vetrarbrautir . Tiltölulega mikil sérvitring þeirra gerir þá að járnbrautarsiglingum ; þetta eru hlutir sem fara um sporbraut eins eða fleiri reikistjarna á braut sinni. Þyngdarafl Júpíters tryggir þó að smástirni, með fáum undantekningum, hreyfist aðeins innan eða utan brautar sinnar.

Á grundvelli brauta sinna eru smástirni einnig úthlutað til nokkurra smástirnafjölskyldna , sem einkennast af svipuðum gildum helstu hálfása, sérvitringa og halla á braut þeirra. Smástirni fjölskyldunnar eru væntanlega ættuð frá sama uppruna. Árið 2015 taldi David Nesvorný upp fimm helstu fjölskyldur. Um 45% allra smástirna í aðalbeltinu er hægt að úthluta til slíkrar fjölskyldu út frá gefnum forsendum. [8.]

Smástirni innan brautar Mars

Nokkrir mismunandi hópar smástirna hreyfast innan brautar Mars sem allir samanstanda af örfáum undantekningum af hlutum sem eru innan við fimm kílómetrar að stærð (en að mestu leyti mun minni). Sumir af þessum hlutum eru Mercury og Venus cruisers, nokkrir sem hreyfast aðeins innan brautar jarðar, sumir geta einnig farið yfir þá. Aðrir hreyfa sig hins vegar aðeins utan brautar jarðar.

Ekki er enn búið að sanna tilvist smástirnahópsins sem kallast eldfjöll . Þessir smástirni eru sagðir hreyfast á brautum nærri sólinni innan Merkúríusar .

Smástirni nálægt jörðinni

Tegundir nærri jarðarbrautir

Smástirni sem hafa brautir nálægt braut jarðar eru kölluð smástirni nálægt jörðinni , einnig NEA (smástirni nálægt jörðu). Üblicherweise wird als Abgrenzungskriterium ein Perihel kleiner als 1,3 AE verwendet. Wegen einer theoretischen Kollisionsgefahr mit der Erde wird seit einigen Jahren systematisch nach ihnen gesucht. Bekannte Suchprogramme sind zum Beispiel Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), der Catalina Sky Survey , Pan-STARRS , 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 Kilometern Durchmesser der Asteroid (1036) Ganymed . Alle Asteroiden des Amor-Typs haben 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 : Dies 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 ist der 1932 von K. Reinmuth 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 (1866) Sisyphus .
    • Aten-Typ: Dies sind 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
Länge der Bahnhalbachsen der Asteroiden zwischen Mars und Jupiter gegen ihre Bahnneigung (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 Prozent der bekannten Asteroiden bewegen sich zwischen den 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 .

Asteroiden des Hauptgürtels

Die meisten der Objekte, deren Bahnhalbachsen zwischen der Mars- und Jupiterbahn liegen, sind Teil des Asteroiden-Hauptgürtels. Sie weisen eine Bahnneigung unter 20° und Exzentrizitäten unter 0,25 auf. Die meisten sind durch Kollisionen größerer Asteroiden in dieser Zone entstanden und bilden daher Gruppen mit ähnlicher chemischer Zusammensetzung. Ihre Umlaufbahnen werden durch die sogenannten Kirkwoodlücken begrenzt, die durch Bahnresonanzen zu Jupiter entstehen. 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 9:2-Resonanz zu Jupiter. Sie besitzen mit einer mittleren Exzentrizität von 0,08 fast kreisrunde Bahnen, allerdings sind diese sehr stark gegen die Ekliptik geneigt (17° bis 27°). Der Namensgeber für die Hungaria-Gruppe ist der Asteroid (434) Hungaria.
  • 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. Hierdurch werden die Exzentrizitäten dieser Objekte beständig erhöht, 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 Bahnneigungen unter 25°.
  • Hilda-Gruppe (nach (153) Hilda benannt): 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 0,3 und eine Inklination kleiner als 20°.

Asteroiden außerhalb der Jupiterbahn

  • Zentauren: Zwischen den Planeten Jupiter und Neptun 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.

  • 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 acht Kilometer groß und ähneln Kometenkernen, besitzen jedoch weder Halo noch Schweif.

Transneptunische Objekte, Kuipergürtel-Objekte

Bahnen der transneptunischen Objekte. (blau: Cubewanos, grün: resonante KBOs, schwarz: SDOs)

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). 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 größte bekannte 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 sowie der Namensgeber der Gruppe (15760) QB 1 .
  • gestreute KBOs : Himmelskörper dieser Gruppe besitzen sehr exzentrische Orbits, deren Aphel in über 25000 AE Entfernung liegen kann, während das Perihel meist bei 35 AE liegt. Teil dieser Gruppe ist der massereichste bekannte Zwergplanet (136199) Eris .

Asteroiden, die sich auf Planetenbahnen bewegen

Asteroiden, die sich in den Lagrange-Punkten der Planeten befinden, werden „ Trojaner “ genannt. Zuerst wurden diese Begleiter bei Jupiter entdeckt. Sie bewegen sich auf der Jupiterbahn vor beziehungsweise hinter dem Planeten. Jupitertrojaner sind beispielsweise (588) Achilles und (1172) Äneas . 1990 wurde der erste Marstrojaner entdeckt und (5261) Eureka genannt. In der Folgezeit wurden weitere Marstrojaner entdeckt. Auch Neptun besitzt Trojaner und 2011 wurde mit 2011 QF 99 der erste Uranustrojaner entdeckt.

Manche Asteroiden bewegen sich auf einer Hufeisenumlaufbahn auf einer Planetenbahn, wie zum Beispiel der Asteroid 2002 AA 29 in der Nähe der Erde.

Interstellarer Asteroid

Im Oktober 2017 wurde mit 1I/ʻOumuamua der erste interstellar reisende Asteroid entdeckt. Er ist länglich geformt, rund 400 Meter lang und näherte sich etwa im rechten Winkel der Bahnebene der Planeten. Nachdem seine Bahn durch die Gravitation der Sonne um etwa 90° abgelenkt wurde, flog er auf seinem neuen Kurs in Richtung des Sternbildes Pegasus in ca. 24 Millionen Kilometern Entfernung am 14. Oktober 2017 an der Erde vorbei.

Einzelobjekte

Im Sonnensystem bewegen sich einige Asteroiden, die Charakteristika aufweisen, die sie mit keinem anderen Objekt teilen. Dazu zählen unter anderem (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. Inzwischen wurden allerdings mindestens fünf weitere Objekte mit ähnlichen Bahncharakteristika wie Sedna entdeckt; sie bilden die neue Gruppe der Sednoiden .

Einige Charakteristika wie ihre Form lassen sich aus ihrer Lichtkurve berechnen. [9]

Orientierung der Bahnrotation

Planeten, Asteroiden und Kometen kreisen typisch alle in derselben Richtung um die Sonne.

2014 wurde ein erster Asteroid entdeckt, 2015 nummeriert und 2019 benannt, nämlich (514107) Kaʻepaokaʻawela , der in die entgegengesetzte Richtung umläuft; und zwar in der Ko-Orbit-Region des Planeten Jupiter. 2018 wurde analysiert, dass (514107) Kaʻepaokaʻawela schon vor der Bildung der Planeten von außerhalb des Sonnensystems eingefangen worden sein muss.

Heute ist bekannt, dass etwa 100 weitere Asteroiden „falsch herum“ um die Sonne laufen. [10] [11]

Einschlagwahrscheinlichkeit und -wirkung

Asteroiden, die mit wesentlich größeren Himmelskörpern wie Planeten kollidieren, erzeugen Einschlagkrater . Die Größe des Einschlagkraters und die damit verbundene Energiefreisetzung ( Explosion ) wird maßgeblich durch die Geschwindigkeit, Größe, Masse und Zusammensetzung des Asteroiden bestimmt.

Die Flugbahnen der Asteroiden im Sonnensystem sind nicht genau genug bekannt, um auf längere Zeit berechnen zu können, ob und wann genau ein Asteroid auf der Erde (oder auf einem anderen Planeten) einschlagen wird. Durch Annäherung an andere Himmelskörper unterliegen die Bahnen der Asteroiden ständig kleineren Veränderungen. Deswegen wird auf Basis der bekannten Bahndaten und -unsicherheiten lediglich das Risiko von Einschlägen errechnet. Es verändert sich bei neuen, genaueren Beobachtungen fortlaufend.

Mit der Turiner Skala und der Palermo-Skala gibt es zwei gebräuchliche Methoden zur Bewertung des Einschlagrisikos von Asteroiden auf der Erde und der damit verbundenen Energiefreisetzung und Zerstörungskraft:

  • 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 (→ Global Killer ). Von dieser Skala wird eher in den Medien Gebrauch gemacht, da sie einfacher zu verstehen ist als die Palermo-Skala.
  • Die Palermo-Skala wiederum findet in der Astronomie häufigere Anwendung, da sie physikalisch aussagekräftiger ist. Sie setzt die Einschlagwahrscheinlichkeit 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=10 0 ), 1 entspricht zehnfachem Risiko (10=10 1 ), 2 dem 100-fachen Risiko (100=10 2 ) und so weiter.

Die Europäische Weltraumorganisation (ESA) publiziert öffentlich eine fortlaufend aktualisierte Risikoliste, in der Asteroiden und deren Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde aufgeführt sind. [12]

Nahe Begegnungen mit erdnahen Asteroiden

Radaraufnahme des Asteroiden (29075) 1950 DA
  • Am 18. März 2004 passierte um 23:08 Uhr MEZ der Asteroid 2004 FH , ein Gesteinsbrocken mit etwa 30 Metern Durchmesser, die Erde über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von nur 43.000 Kilometern.
  • Der nur etwa sechs Meter große Asteroid 2004 FU 162 näherte sich der Erde am 31. März 2004 auf 6.535 Kilometer.
  • Die zweitgrößte Annäherung erfolgte am 19. Dezember 2004 durch 2004 YD 5 (5 m Durchmesser) in einer Entfernung von 35.000 km. Aufgrund der geringen Größe von nur wenigen Metern würde er, ebenso wie 2004 FU 162 , wahrscheinlich zu den Meteoroiden gezählt werden.
  • Am 29. Januar 2008 passierte um 09:33 Uhr MEZ der Asteroid 2007 TU 24 (250 m Durchmesser) im Abstand von 538.000 Kilometern die Erde.
  • Am 9. Oktober 2008 passierte der rund einen Meter große Asteroid 2008 TS 26 in nur 6150 Kilometern Entfernung die Erde. Nur ein anderer derzeit bekannter Asteroid ist der Erde näher gekommen. [13]
  • Am 2. März und am 18. März 2009 um 13:17 Uhr MEZ passierten die Asteroiden 2009 DD 45 (21–47 m Durchmesser) bzw. 2009 FH (13–29 m) die Erde in einer Entfernung von nur 70.000 bzw. 80.000 km. Die beiden Asteroiden wurden erst einen Tag zuvor entdeckt.
  • Erst 15 Stunden vor seiner dichtesten Annäherung an der Erde entdeckten Astronomen einen sieben Meter großen Asteroiden. Der Gesteinsbrocken streifte am 6. November 2009 in einer Entfernung von 2 Erdradien an der Erde vorbei. Er wurde vom Catalina Sky Survey aufgespürt. Damit erreichte der Asteroid mit der Bezeichnung 2009 VA die drittgrößte Annäherung aller bisher bekannten und katalogisierten Asteroiden, die nicht auf die Erde einschlugen. [13]
  • Am 13. Januar 2010 passierte um 13:46 Uhr MEZ der Asteroid 2010 AL 30 (10–15 m Durchmesser) im Abstand von 130.000 Kilometern die Erde. Er wurde am 10. Januar 2010 von Wissenschaftlern desMIT entdeckt.
  • Am 8. September 2010 passierten zwei Asteroiden die Erde: um 11:51 Uhr MEZ der Asteroid 2010 RX 30 (10–62 m Durchmesser) im Abstand von 250.000 Kilometern und um 23:12 Uhr MEZ der Asteroid 2010 RF 12 (7–16 m Durchmesser) im Abstand von 80.000 Kilometern. Beide wurden am 5. September 2010 entdeckt. [14]
  • Am 9. November 2011 passierte der 400 m große Asteroid (308635) 2005 YU 55 in 324.600 km Entfernung – also innerhalb der Mondbahn – die Erde. [15]
  • Am 27. Januar 2012 passierte der 11 m große Asteroid 2012 BX 34 in einer Entfernung von weniger als 60.000 km die Erde. [16] [17]
  • Am 15. Februar 2013 passierte der ca. 45 m große Asteroid (367943) Duende in einer Entfernung von knapp 28.000 km die Erde, also noch unterhalb der Umlaufbahn der geostationären Satelliten. [18]
  • Am 29. August 2016 passierte der Asteroid 2016 QA 2 mit etwa 34 m Durchmesser die Erde in einer Entfernung von ca. 84.000 km. Der Asteroid wurde erst wenige Stunden vorher entdeckt. [19]
  • Am 26. Juli 2019 passierte der Asteroid 2019 OK mit etwa 100 m Durchmesser die Erde in einer Entfernung von ca. 65.000 km. Der Asteroid wurde erst 12 Stunden vorher vom SONEAR-Observatorium in Brasilien entdeckt. [20]
  • Am 16. August 2020 passierte der Asteroid 2020 QG die Erde über dem Indischen Ozean in nur 3000 km Höhe. Das ist zu diesem Zeitpunkt der allernächste je beobachtete Vorbeiflug. Mit seinen ca. 3–6 m Durchmesser wäre er bei größerer Annäherung wahrscheinlich in der Atmosphäre verglüht. [21]
Zukunft
  • Am 13. April 2029 wird der 270 m große Asteroid (99942) Apophis die Erde passieren. Nach bisherigen Berechnungen wird nur etwa der dreifache Erddurchmesser (etwa 30.000 Kilometer) zwischen der Erde und dem Asteroiden liegen. Solch ein Ereignis kommt laut Angaben der Universität von Michigan nur alle 1300 Jahre vor. Die Wahrscheinlichkeit einer Kollision der Erde mit Apophis ist mit 0,023 Prozent aus derzeitiger Sicht (Stand 11. Juli 2019) recht unwahrscheinlich. [12]
  • Der Asteroid (29075) 1950 DA (2 km Durchmesser) [12] [22] wird der Erde am 16. März 2880 sehr nahe kommen, wobei die Möglichkeit einer Kollision besteht. Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt bei 0,33 Prozent. [23]
  • Die höchste Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde wird derzeit (Stand 17. Juli 2019) dem Asteroiden 2010 RF 12 (8 m Durchmesser) zugewiesen. Er wird die Erde am 5. September 2095 mit einer Wahrscheinlichkeit von 6,25 Prozent treffen. [12]

Beispiele für Einschläge auf der Erde

Eine Auflistung irdischer Krater findet sich in der Liste der Einschlagkrater der Erde sowie als Auswahl unter Große und bekannte Einschlagkrater .

Mutmaßliche Kollisionen zwischen Asteroiden

Die Wissenschaft benennt mehrere mögliche Kollisionen zwischen Asteroiden untereinander:

  • vor 470 Millionen Jahren (Ekaterina Korochantseva, 2007) [24]
  • vor 5,8 Millionen Jahren (David Nesvorny, 2002) [25]
  • P/2010 A2 , 2009
  • (596) Scheila , 2010 (Dennis Bodewits, 2011) [26]

Internationaler Tag der Asteroiden

2001 etablierte das Committee on the Peaceful Uses of Outer Space (COPUOS) der UNO das Action Team on Near-Earth Objects (Action Team 14). Empfohlen wurde 2013 die Errichtung eines international asteroid warning network (IAWN) und einer space mission planning advisory group (SMPAG). Das Action Team 14 hat sein Mandat erfüllt und wurde 2015 aufgelöst. Am 30. Juni 2015 wurde der erste Asteroid Day ausgerufen. [27] [28]

Siehe auch

Literatur

  • Kometen und Asteroiden. (= Sterne und Weltraum. Special Nr. 2003/2). Spektrum der Wissenschaft Verlag, Heidelberg 2003, ISBN 3-936278-36-9 .
  • William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, Richard P. Binzel (Hrsg.): Asteroids III. (= Space Science Series ). Univ. of Arizona Press, 2002, ISBN 0-8165-2281-2 . (englisch)
  • Gottfried Gerstbach: Die Asteroiden – Dramatik und Schutt im Planetensystem. In: Sternenbote . Jahrgang 45/12, Wien 2002, S. 223–234, ( online , PDF, abgerufen am 29. Oktober 2011)
  • Thorsten Dambeck: Vagabunden im Sonnensystem. In: Bild der Wissenschaft . März 2008, S. 56–61, ISSN 0006-2375
  • John S. Lewis: Mining the sky-untold riches from the asteroids, comets, and planets. Addison-Wesley, Mass. 1997, ISBN 0-201-32819-4 .
  • Thomas K. Henning: Astromineralogy. Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-44323-1 .
  • Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4 .

Weblinks

Commons : Asteroiden – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary: Asteroid – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Videos

Einzelnachweise

  1. Wilhelm Pape: Handwörterbuch der griechischen Sprache. 3. Auflage. 6. Abdruck. Braunschweig 1914, S. 375.(zeno.org)
  2. S. Clifford, J. Cunningham: Discovery of the origin of the word asteroid and the related terms asteroidal, planetoid, planetkin, planetule, and cometoid. In: Studia Etymologica Cracoviensia. Band 20, 2015, S. 47–62.
  3. Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4 , S. xiii, Preface, (books.google.at)
  4. a b NASA/JPL/SSD: How Many Solar System Bodies
  5. Minor Planet Center Archive Statistics
  6. Günther Glatzel: Hayabusa mit Asteroidenstaub bei raumfahrer.net, 18. Nov. 2010.
  7. David J. Tholen:Taxonomic Classifications of Asteroids , 20. März 1988.
  8. Jan Hattenbach: Auch Asteroiden gehören zu Familien. In: Sterne und Weltraum. Dezember 2018, S. 22. (Abstrakt)
  9. Josef Durech ua: Shape models of asteroids based on lightcurve observations with BlueEye600 robotic observatory. 2017, arXiv : 1707.03637v1
  10. Das Ding aus einer anderen Welt. orf.at, 16. Juli 2018. science.orf.at , abgerufen am 16. Juli 2018
  11. An interstellar origin for Jupiter's retrograde co-orbital asteroid. MNRASL, academic.oup.com, academic.oup.com , 21. Mai 2018, abgerufen am 16. Juli 2018
  12. a b c d Risk Page. Europäische Weltraumorganisation , abgerufen am 17. Juli 2019 (englisch, Liste von Asteroiden und deren Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde).
  13. a b An der Erde vorbeigeflitzt bei astronomie-heute.de, 18. Nov. 2010.
  14. NASA: Two Small Asteroids to Pass Close by Earth on September 8, 2010
  15. Asteroid Yu55 auf SPON
  16. Asteroid in Bus-Größe rast knapp an Erde vorbei diepresse.com
  17. 2012 BX34 jpl.nasa.gov, abgerufen am 29. Januar 2012.
  18. Asteroid kommt Erde näher als Satelliten , SPON vom 7. März 2012.
  19. News.de-Redaktion: 2016 QA2 raste auf Welt zu: Beinahe-Katastrophe: Asteroid zu spät entdeckt! (Nicht mehr online verfügbar.) Archiviert vom Original am 31. August 2016 ; abgerufen am 1. September 2016 .
  20. Nadja Podbregar: Wie übersieht man einen Asteroiden? Abgerufen am 6. August 2019 .
  21. NASA: Tiny Asteroid Buzzes by Earth – the Closest Flyby on Record. NASA, 16. August 2020, abgerufen am 19. August 2020 .
  22. JPL Small-Body Database Browser: 29075 (1950 DA). Jet Propulsion Laboratory , abgerufen am 17. Juli 2019 (englisch).
  23. 29075 (1950) DA , CNEOS, NASA, abgerufen am 12. Juli 2021
  24. Mega-Kollision vor 470 Millionen Jahren Universität Heidelberg astronews.com 19. Januar 2007.
  25. Kollision vor nur 5,8 Millionen Jahren Rainer Kayser astronews.com 13. Juni 2002.
  26. Die Trümmer einer Asteroidenkollision Stefan Deiters astronews.com 2. Mai 2011.
  27. Action Team 14 on Near-Earth Objects: mission completed unis.unvienna.org, abgerufen am 17. Februar 2017.
  28. Tag der Asteroiden, Was man gegen Einschläge tun könnte. ORF.at, 30. Juni 2015.