Zentaur (Asteroid)

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Umlaufbahnen bekannter Zentauren
farbliche Erscheinung von Zentauren

Ein Zentaur, benannt nach den Kentauren der griechischen Mythologie, ist ein Mitglied einer Klasse von Asteroiden, die sich zwischen den Umlaufbahnen von Jupiter und Neptun um die Sonne bewegen (siehe auch Liste der Asteroiden – Zentauren).

Bekannte Zentauren[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bei einigen Zentauren, zum Beispiel (5145) Pholus, wurde gefrorenes Wasser auf der Oberfläche entdeckt, bei anderen wie (2060) Chiron konnte bisher kein Wassereis nachgewiesen werden. Wahrscheinlich sind die Zentauren „erloschene“ Kometen, deren ursprünglich vorhandene flüchtige Bestandteile, wie etwa Wassereis oder Methan, inzwischen mehr oder weniger sublimiert sind. Jedoch werden zum Beispiel die Zentauren (2060) Chiron[1] und (60558) Echeclus[2] , da um sie ein Halo entdeckt wurde, auch als Kometen klassifiziert.

Die drei zuerst entdeckten Zentauren sind[3]

Größter bekannter und bestätigter Zentaur ist[4]

Bemerkung: der verloren gegangene Zentaur 1995 SN55 könnte größer sein und hat einen geschätzten Durchmesser von fast 300 km. Auch der noch nicht bestätigte Zentaur 2014 NW65 könnte größer als Chariklo sein.

Im Jahre 1998 enthüllte eine Spektralanalyse des Hubble Space Teleskops einen Einschlagkrater auf der Oberfläche des Zentauren (8405) Asbolus, der weniger als 10 Millionen Jahre alt ist.[5]

Um die beiden größten bestätigten Zentauren (10199) Chariklo und (2060) Chiron wurden feine Ringsysteme entdeckt.[6][7]

Der Doppelzentaur (65489) Ceto und sein Mond Phorcys bilden ein enges Doppelplanetoiden-System mit zwei Komponenten vergleichbarer Größe. Kombinierte Beobachtungen mit dem Infrarot Spitzer-Weltraumteleskop und dem Hubble Space Teleskop ermöglichten die Bestimmung des Durchmessers von Ceto auf geschätzte 174 (+16/-18) km und des Durchmessers von Phorcys auf geschätzte 132 (+6/-14) km, unter der Annahme gleicher Rückstrahlvermögen beider Komponenten.[8]

Mike Browns Website betreffend möglicher Zwergplaneten enthält auch die Zentauren (10199) Chariklo, (2060) Chiron und (65489) Ceto.[9]

Interessante Zentauren sind auch die beiden immerhin rund 100 km großen retrograden Zentauren (342842) 2008 YB3 und (468861) 2013 LU28.[10]

Hochgeneigte und retrograde Zentauren[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Planetoiden mit ungewöhnlichen Bahneigenschaften können viel über die Entstehung unseres Sonnensystems aussagen. Während die überwältigende Mehrheit aller Planetoiden ebenso wie die kurzperiodischen Kometen Bahnen haben, deren Bahnneigung eine Vorzugsrichtung in der Planetenebene aufweisen, so gibt es einen sehr kleinen Prozentsatz Planetoiden, die eine sehr stark geneigte Umlaufbahn aufweisen. Bei Bahnneigungen über 60 Grad bis ins Senkrechte bei 90 Grad spricht man von „hochgeneigten“ Umlaufbahnen und bei Bahnneigungen über 90 Grad von „retrograden“ Umlaufbahnen, also rückläufigen Umlaufbahnen.

Etwa ein Sechstel aller retrograden Planetoiden sind Mitglieder des Kuipergürtels, und zwar ausnahmslos Zentauren. Der erste, der von ihnen entdeckt wurde[11], trägt den inoffiziellen Namen „Drac“; das ist eine Abkürzung für Dracula. Seine Umlaufbahn ist zwar noch nicht bestätigt, doch sind seine Bahndaten mittlerweile so gut bekannt, dass in Bälde damit zu rechnen ist, dass er bestätigt wird und eine offizielle Nummer erhalten wird. Sein wissenschaftlicher Name lautet 2008 KV42. Sein Perihel (das ist sein sonnennächster Punkt) liegt geringfügig außerhalb der Uranusbahn und seine Bahn führt ihn bis zum doppelten Neptunabstand hinaus. Er dürfte geringfügig größer als der größte „jupiternahe“ Zentaur Asbolus sein, dessen Perihel etwas näher am Jupiter als am Saturn liegt.

Auch die vorgenannten Besucher aus der Oort’schen Wolke[10] mit den offiziellen Nummern (342842) und (468861) sowie der noch unbestätigte Zentaur 2011 MM4 gehören zu dieser Gruppe, alle drei haben ebenfalls retrograde Umlaufbahnen. Auch die Bahndaten von 2011 MM4 sind mittlerweile so gut bekannt, dass in Bälde damit zu rechnen ist, dass er bestätigt und eine offizielle Nummer erhalten wird.

Von der Größe her, unter der vereinfachenden Annahme, dass alle Zentauren dasselbe Rückstrahlvermögen haben, gehören sie zu den Top 10 aller Planetoiden unseres Sonnensystems mit mindestens hochgeneigten Bahnneigungen über 60 Grad, und von den bestätigten liegen sie sogar auf den Plätzen 3 und 4. Die beiden Planetoiden auf den Plätzen 1 und 2 sind uranusnahe Zentauren, d.h. sie haben ihre Perihelia geringfügig außerhalb der Uranusbahn. Das ist der retrograde Zentaur (471325) mit dem inoffiziellen Namen „Niku“[12] sowie der zwar nicht retrograde, aber immerhin sehr hochgeneigte namenlose Zentaur (127546), dessen Umlaufbahn fast um 78 Grad geneigt ist und der bis zur Entdeckung des Drac der Kuipergürtel-Planetoid unseres Sonnensystems mit der höchstbekannten Bahnneigung war[11].

Der größte bekannte retrograde Zentaur ist der unbestätigte und möglicherweise wieder verloren gegangene Zentaur 2010 TH192; sein Perihel liegt geringfügig innerhalb der Uranusbahn und seine Bahn reicht fast ein Fünftel weiter als die Neptunbahn hinaus. Er dürfte in etwa so groß wie der Doppelzentaur Ceto sein.

Es sei noch erwähnt, dass alle Kuipergürtel-Planetoiden nicht nur mit retrograden Umlaufbahnen, sondern schon mit hochgeneigten Umlaufbahnen Zentauren sind. Das bedeutet, dass man bis heute keine Kuipergürtel-Planetoiden mit hochgeneigten oder retrograden Umlaufbahnen kennt, die Plutinos sind oder sonnennächste Punkte jenseits der Neptunbahn haben.

Der Bereich der Zentauren im Einfluss der großen Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die sonnenfernsten Punkte der vorgestellten Zentauren sind ganz unterschiedlich weit entfernt: die Okyrhoe gelangt bis zur Saturnbahn hinaus und bis fast zur Uranusbahn hinaus gelangen die drei größten bestätigten Zentauren Chariklo, Chiron und Bienor, der jupiternahe Zentaur Echeclus sowie der noch namenlose jupiternahe Zentaur (342842), von dem man annimmt, dass er aus der Oort’schen Wolke zu uns abgelenkt wurde. Bis zur Neptunbahn hinaus gelangen der zweitentdeckte Zentaur Pholus sowie der größte jupiternahe Zentaur Asbolus.

Der Doppel-Zentaur Ceto gelangt viel weiter hinaus, fast doppelt so weit wie der Zwergplanet Eris in seinem sonnenfernsten Punkt. Sogar über dreimal weiter hinaus als die Eris gelangt der noch namenlose jupiterferne Zentaur (468861) aus der Oort’schen Wolke.

Somit sind die Zentauren im Gegensatz zur Ceres und der Planetoiden des Hauptgürtels, die vor allem von der Schwerkraft des Riesenplaneten Jupiter beeinflusst werden, sowie der Zwergplaneten und Planetoiden des Kuipergürtels, die vor allem von der Schwerkraft des mittelgroßen Gasplaneten Neptun beeinflusst werden, je nach ihrer Umlaufbahn dem Schwerkraft-Einfluss mehrerer massereicher Planeten ausgesetzt.

Zur Bestimmung dieses Schwerkraft-Einflusses hat man Computersimulationen der Umlaufbahnen künstlicher Zentauren in 24 verschiedenen Bereichen zwischen den Riesenplaneten[13] und darüber hinaus durchgeführt sowie etwas genauer auch für ausgewählte Zentauren in 5 typischen Bereichen[14], unter denen sich auch Chiron befindet. Zudem wurde auch eine solche Simulation für den größten bestätigten Zentauren Chariklo und ihre Ringe durchgeführt[15]. Dabei konnte man untersuchen, wie diese Planetoiden im Verlaufe der Zeit von den großen Planeten abgelenkt wurden und sie dabei ihren Aufenthaltsbereich in astronomisch kurzen Zeiträumen zwischen einigen hunderttausend Jahren bis hin zu etwa 20 Millionen Jahren verändern. Auch wenn die meisten von ihnen dabei in die Außenbereiche unseres Sonnensystems abgelenkt werden und dann nicht mehr zu den Zentauren gezählt werden, sondern zu den hochelliptischen Planetoiden des Kuipergürtels, so wird ein kleiner Prozentsatz in die Nähe des Jupiters abgelenkt und bildet dort die wichtige Gruppe der Kometen der Jupiterfamilie, von denen man früher nicht wusste, wie diese Himmelskörper unseres Sonnensystems dorthin gelangt sind.

Die beiden jupiternahen Zentauren Echeclus und Okyrhoe werden ebenfalls dieser Gruppe der Kometen der Jupiterfamilie zugezählt. Einige wenige Zentauren werden im Verlaufe der Zeit sogar zu sogenannten „Marsbahn-Kreuzern“ oder gar „Erdbahn-Kreuzern“, wenn sie genügend nahe am Mars oder an der Erde vorüberfliegen, und werden dann zu einem schönen Kometen, den man am Nachthimmel mit seinem hellen Schweif bewundern kann. Ein ganz bekanntes Beispiel ist der Hale-Bopp’sche Komet, den man sehr schön im Jahre 1997 bewundern konnte; er ist von der Größe her vergleichbar mit der Okyrhoe, etwas kleiner als Echeclus.

Einige ganz wenige Zentauren stürzen im Verlaufe der Zeit sogar auf einen der Riesenplaneten ab, wie das im Jahre 1994 mit dem Kometen Shoemaker-Levy 9 passiert ist, was man von der Erde aus im Fernrohr beobachten konnte. Zuerst wurde der Komet, der einen Durchmesser von ungefähr 5 km gehabt haben dürfte, so abgelenkt, dass er am Jupiter im Abstand von nur 40000 km vorbeiflog, das ist weniger als ein Drittel des Durchmessers vom Jupiter. Dabei wurde er von den Gezeitenkräften des Riesenplaneten in 21 Stücke zwischen wenigen hundert Metern und ungefähr 2 km Durchmesser zerrissen, die dann wie auf einer Perlenschnur aufgereiht noch zwei Jahre lang um den Jupiter kreisten, ehe sie im Verlaufe einer Woche auf den Jupiter abgestürzt sind.

Allerdings wird der Absturz eines größeren Zentauren wie der Okyrhoe, eines größeren Kometen vergleichbar mit dem Hale-Bopp’schen Kometen oder gar der Echeclus, der katastrophale Auswirkungen hätte, nicht zu erwarten sein - realistischerweise kann ein solcher Einschlag frühestens in 10000 Millionen Jahren passieren, und das sind 10 Milliarden Jahre. Das aber ist doppelt so lange als es unser Sonnensystem in der uns bekannten Form noch geben wird, ein Zeitpunkt, zu dem sich unsere Sonne schon lange zu einem Roten Riesen aufgeblasen gehabt haben wird und inzwischen längst zu einem Weißen Zwerg zusammengefallen sein wird.

Wenn ein Zentaur auf eine Bahn abgelenkt wird, in der er zu einem der großen Planeten ein ganzzahliges Umlaufverhältnis aufweist, so wird seine Bahn deutlich stabiler und er kann viel länger in seiner Bahn verweilen, weil er bei einer kleinen Ablenkung seiner Bahn wieder auf die ursprüngliche stabile Bahn zurückgelangen kann.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  • Bauer, James M.; Grav, Tommy; Blauvelt, Erin; Mainzer, Amy: Centaurs and Scattered Disk Objects in the Thermal Infrared: Analysis of WISE/NEOWISE Observations. In: The Astronomical Journal. Nr. 773/1, 2013, arxiv:1306.1862.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Zentauren – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Luu, Jane X.; Jewitt, David; Trujillo, C. A.: Water Ice on 2060 Chiron and its Implications for Centaurs and Kuiper Belt Objects In: The Astrophysical Journal. Nr. 531/2, 2000, S. L151–L154, arxiv:astro-ph/0002094.
  2. Wierzchos, K.; Womack, M.; Sarid, G.: Carbon Monoxide in the Distantly Active Centaur (60558) 174P/Echeclus at 6 au In: The Astronomical Journal. Nr. 153/5, 2017, S. 8 ff., arxiv:1703.07660.
  3. Minor Planet Center: List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects. (minorplanetcenter.net).
  4. Wm. Robert Johnston: TNO/Centaur diameters and albedos In: Johnston’s Archive. Archived from the original on 22 October 2008. 2008.
  5. Hubblesite.: Centaur's Bright Surface Spot Could be Crater of Fresh Ice. In: Hubblesite (STScI-2000-31). 2004 (hubblesite.org).
  6. Braga-Ribas, F.; Sicardy, B.; Ortiz, J. L.; Snodgrass, C.; Roques, F.; Vieira-Martins, R.; Camargo, J. I. B.; Assafin, M.; Duffard, R.; Jehin, E.; Pollock, J.; Leiva, R.; Emilio, M.; Machado, D. I.; Colazo, C.; Lellouch, E.; Skottfelt, J.; Gillon, M.; Ligier, N.; Maquet, L.; Benedetti-Rossi, G.; Gomes, A. R.; Kervella, P.; Monteiro, H.; Sfair, R.; Moutamid, M. E.; Tancredi, G.; Spagnotto, J.; Maury, A.; et al..: A ring system detected around the Centaur (10199) Chariklo. In: Nature. Nr. 508/7494, 2014, S. 72 ff., arxiv:1409.7259.
  7. Ortiz, J.L.; Duffard, R.; Pinilla-Alonso, N.; Alvarez-Candal, A.; Santos-Sanz, P.; Morales, N.; Fernández-Valenzuela, E.; Licandro, J.; Campo Bagatin, A.; Thirouin, A.: Possible ring material around centaur (2060) Chiron. In: Astronomy & Astrophysics. Nr. 576, 2015, S. A18., arxiv:1501.05911.
  8. Grundy, W.M.; Stansberry, J.A.; Noll K.S.; Stephens, D.C.; et al.: The orbit, mass, size, albedo, and density of (65489) Ceto/Phorcys: A tidally-evolved binary Centaur. In: Icarus. Nr. 191, 2007, S. 286 ff., arxiv:0704.1523.
  9. Brown, Michael E.: How many dwarf planets are there in the outer solar system? In: California Institute of Technology. (caltech.edu).
  10. a b C. de la Fuente Marcos, R. de la Fuente Marcos.: Large retrograde Centaurs: visitors from the Oort cloud?. In: Astrophysics and Space Science. Nr. 352/2, 2014, S. 409–419., arxiv:1406.1450.
  11. a b Canada France Ecliptic Plane Survey: Discovery of the retrograde trans-neptunian object 2008 KV42. In: cfeps.net. 2008 (cfeps.net).
  12. Chen, Ying-Tung; Lin, Hsing Wen; Holman, Matthew J; Payne, Matthew J; et al.: Discovery of A New Retrograde Trans-Neptunian Object: Hint of A Common Orbital Plane for Low Semi-Major Axis, High Inclination TNOs and Centaurs. In: The Astrophysical Journal. 827: L24, 2016, arxiv:1608.01808 [astro-ph].
  13. J. Horner, N.W. Evans, M. E. Bailey: Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354, Nr. 3, 2004, S. 798–810. arxiv:astro-ph/0407400. bibcode:2004MNRAS.354..798H. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x.
  14. J. Horner, N.W. Evans, M. E. Bailey: Simulations of the Population of Centaurs II: Individual Objects. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 355, Nr. 2, 2004, S. 321–329. arxiv:astro-ph/0408576. bibcode:2004MNRAS.355..321H. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08342.x.
  15. R.A.N. Araujo, R. Sfair, O.C. Winter: The rings of Chariklo under close encounters with the giant planets. In: Astrophysical Journal. 824, Nr. 2, 2016, S. 824–830. arxiv:1604.07323 [astro-ph]. doi:10.3847/0004-637X/824/2/80.