2002 AA₂₉
Asteroid
2002 AA29
Eigenschaften des Orbits (Simulation)
Orbittyp Aten-Typ
Große Halbachse 1,000 AE
Exzentrizität 0,012
Perihel – Aphel 0,988 – 1,012 AE
Neigung der Bahnebene 10,739°
Siderische Umlaufzeit 1 a 0 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 29,784 km/s
Physikalische Eigenschaften
Durchmesser 50–110 m
Albedo 0,04–0,20
Rotationsperiode < 33 min
Absolute Helligkeit 24,08–25,23
Spektralklasse C- bis S-Typ
Geschichte
Entdecker LINEAR
Datum der Entdeckung 9. Januar 2002

2002 AA29 ist ein sehr kleiner erdnaher Asteroid, der am 9. Januar 2002 durch die automatische Himmelsüberwachung LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroid Research) entdeckt wurde. Der Durchmesser des Asteroiden beträgt nur zirka 50 bis 110 Meter. Er umkreist die Sonne auf einer der Erdbahn sehr ähnlichen, fast kreisförmigen Umlaufbahn. Sie verläuft zum größten Teil innerhalb der Erdumlaufbahn und kreuzt diese im sonnenfernsten Punkt des Asteroiden, dem Aphel. Er wird wegen dieser Umlaufbahn nach dem namensgebenden Asteroiden Aten als Aten-Typ klassifiziert. Eine weitere Besonderheit ist, dass seine mittlere Umlaufdauer um die Sonne exakt einem Siderischen Jahr entspricht. Das bedeutet, dass er in Wechselwirkung mit der Erde steht, da eine solche Umlaufbahn nur unter bestimmten Voraussetzungen stabil ist. Bislang sind erst wenige derartige in 1:1-Resonanz mit der Erde wechselwirkenden Asteroiden bekannt. Der erste war der 1986 entdeckte (3753) Cruithne. Asteroiden, die in 1:1-Resonanz mit einem Planeten stehen, werden auch koorbitale Objekte genannt, da sie der Bahn des Planeten folgen. Die bekanntesten koorbitalen Asteroiden sind die sogenannten Trojaner, welche sich in den Lagrangepunkten L4 und L5 des jeweiligen Planeten aufhalten. 2002 AA29 gehört jedoch nicht zu ihnen. Er befindet sich vielmehr auf einer sogenannten Hufeisenumlaufbahn entlang der Erdbahn.

Inhaltsverzeichnis

Umlaufbahn

Bahndaten

Wissenschaftler des Jet Propulsion Laboratory (JPL), der Athabasca University (Kanada), der Queen’s University in Kingston (Ontario, Kanada), der York University in Toronto und des Tuorlaobservatoriums der Universität von Turku in Finnland stellten schon kurz nach der Entdeckung durch LINEAR den ungewöhnlichen Orbit von 2002 AA29 fest, der durch Nachuntersuchungen am Canada-France-Hawaii Telescope auf Hawaii bestätigt wurde:

Umlaufbahnen von 2002 AA29 und der Erde um die Sonne in der senkrechten Sicht auf die Ekliptik; Bild: JPL
  • Seine Umlaufbahn befindet sich größtenteils innerhalb der Erdbahn. Die Bahnen der meisten Asteroiden befinden sich im sogenannten Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter oder noch weiter draußen außerhalb der Neptunbahn im sogenannten Kuipergürtel. Durch Bahnstörungen der großen Gasplaneten, hauptsächlich durch Jupiter, und durch den Jarkowski-Effekt (Bahnänderung durch asymmetrische Ein- und Abstrahlung von Infrarotstrahlung) werden Asteroiden ins innere Sonnensystem abgelenkt, wo ihre Bahnen dann durch weitere nahe Vorbeiflüge an den inneren Planeten weiter beeinflusst werden. 2002 AA29 ist wahrscheinlich ebenfalls aus dem äußeren Sonnensystem zur Erde hin gelangt. Es wird jedoch auch spekuliert, dass er sich schon immer auf einer erdnahen Bahn befand und er oder ein Vorläuferkörper somit in der Nähe der Erdbahn entstand. Eine Möglichkeit wäre in diesem Fall, dass er ein abgesprengtes Bruchstück des Zusammenstoßes eines mittleren Asteroiden mit der Erde oder dem Mond sein könnte.[1]
  • Seine mittlere Umlaufdauer beträgt ein Siderisches Jahr. Nachdem er ins innere Sonnensystem abgelenkt wurde – oder auf einer Bahn in der Nähe der Erdbahn entstand – muss der Asteroid auf eine mit der Erde korrespondierende Bahn geraten sein. Auf dieser Bahn wurde er immer wieder von der Erde derart abgelenkt, dass seine eigene Umlaufdauer sich der Umlaufdauer der Erde um die Sonne anglich. Auf seiner aktuellen Umlaufbahn wird er von der Erde also stets synchron zu ihrem eigenen Umlauf gehalten.
Umlaufbahnen von 2002 AA29 und der Erde um die Sonne seitlich betrachtet; Bild: JPL
  • Die Umlaufbahn des Asteroiden ist nahezu kreisförmig und hat mit 0,012 eine noch geringere Exzentrizität als die Erdbahn mit 0,0167. Die übrigen erdnahen Asteroiden haben im Durchschnitt eine wesentlich höhere Exzentrizität von 0,29. Auch alle übrigen vor 2002 bekannten Asteroiden in 1:1-Resonanz mit der Erde haben sehr stark elliptische Bahnen – die Exzentrizität von (3753) Cruithne beträgt beispielsweise 0,515. Die Bahn von 2002 AA29 war zum Zeitpunkt der Entdeckung einzigartig, weswegen man den Asteroiden oft auch als ersten echten koorbitalen Begleiter der Erde bezeichnet, da die Bahnen der übrigen davor entdeckten Asteroiden der Erdbahn nicht sehr ähnlich sind. Die sehr geringe Bahnexzentrizität von 2002 AA29 ist auch ein Indiz dafür, dass er sich schon immer auf einer erdnahem Umlaufbahn befunden haben muss, oder der Jarkowski-Effekt ihn vergleichsweise stark über Jahrmilliarden ins innere Sonnensystem spiralieren ließ, da durch Planeten abgelenkte Asteroiden in der Regel Bahnen mit großer Exzentrizität haben.
  • Die Bahnneigung gegen die Ekliptik (Bahnebene der Erde) von 2002 AA29 ist mit 10,739° moderat. Somit ist seine Bahn leicht gegen die der Erde verkippt, ansonsten würden beide Bahnen direkt aufeinander liegen.

Bahnform

Hufeisenumlaufbahn von 2002 AA29 entlang der Erdbahn im Verlauf von 95 Jahren vom mit der Bahnbewegung der Erde mitbewegten Bezugssystem betrachtet; Bild: JPL

Betrachtet man den mit der Erdbahn nahezu deckungsgleichen Orbit von 2002 AA29 vom mit der Erdbewegung um die Sonne mitbewegten Bezugssystem aus, beschreibt er im Lauf von 95 Jahren entlang des Erdorbit einen Bogen von fast 360°, den er in weiteren 95 Jahren wieder zurück schwingt. Die Form des Bogens erinnert an ein Hufeisen, daher der Name Hufeisenorbit für seine Umlaufbahn vom mit der Erde mitbewegten Bezugssystem aus gesehen. Bei der Bewegung entlang des Erdorbits windet er sich spiralförmig um diesen, wobei er für eine Spiraldrehung ein Jahr braucht. Diese Spiralbewegung im mit der Erde mitbewegten Bezugsystem kommt durch seine leicht von der Erdbahn abweichende Exzentrizität und Bahnneigung zustande, wobei der Unterschied in der Bahnneigung für den vertikalen und derjenige der Exzentrizität für den horizontalen Anteil der projizierten Spiralbewegung verantwortlich ist. Kommt er der Erde von vorn, also in Umlaufrichtung der Erde, nahe, so wird er durch deren Anziehungskraft in einen geringfügig schnelleren, etwas näher an der Sonne liegenden Orbit befördert. Er eilt der Erde auf ihrer Bahn nun voraus, bis er sie nach 95 Jahren einmal fast überrundet hat und sich ihr nun von hinten nähert. Jetzt gerät er erneut unter ihren Gravitationseinfluss und wird so auf eine langsamere Umlaufbahn etwas weiter weg von der Sonne gehoben. Dadurch kann er nun nicht mehr mit der Geschwindigkeit der Erde mithalten, bis diese ihn nach 95 Jahren wieder von vorn erreicht. Die Erde und 2002 AA29 verfolgen sich also immer abwechselnd, kommen sich jedoch nie zu nahe. Am 8. Januar 2003 näherte sich der Asteroid der Erde von vorn bis auf 5,9 Millionen Kilometer, was seine größte Annäherung für fast ein Jahrhundert sein wird. Seit diesem Zeitpunkt eilt er ihr nun voraus, bis er sie von hinten eingeholt haben wird. Aufgrund der subtilen Wechselwirkung mit der Erde muss man jedoch nicht befürchten, dass dieser Asteroid wie andere Erdbahnkreuzer mit der Erde zusammenstoßen könnte. Berechnungen zeigen, dass er in den nächsten Jahrtausenden der Erde niemals näher als 4,5 Millionen Kilometer nahekommen wird, was etwa dem Zwölffachen des Erde-Mond-Abstands entspricht.

Quasisatellitenumlaufbahn von 2002 AA29 im Jahr 2589 aus der Sicht senkrecht auf die Ekliptik. Die linke Seite zeigt die Bahnen von 2002 AA29 und der Erde aus dem ruhenden Bezugssystem, die rechte Seite ausschnittsvergrößert dieselbe Bahn von 2002 AA29 aus dem mit der Bahnbewegung der Erde mitbewegtem Bezugsystem betrachtet; Bild: JPL

Aufgrund seiner Bahnneigung von 10,739° gegen die Ekliptik wird 2002 AA29 jedoch nicht immer von der Erde auf seine Hufeisenumlaufbahn gezwungen, sondern kann manchmal quasi durchschlüpfen. Er ist dann für eine Weile in der Nähe der Erde gefangen, was das nächste Mal in ungefähr 600 Jahren, also um das Jahr 2600 passieren wird. Er wird sich dann innerhalb der kleinen Lücke der Erdbahn aufhalten, die er in seinem vorherigen Hufeisenorbit nicht erreichte, und sich nicht weiter als 0,2 Astronomische Einheiten (30 Millionen Kilometer) von der Erde entfernen. Dabei wird er – fast wie ein zweiter Mond – langsam um die Erde kreisen; für einen Umlauf braucht er allerdings ein Jahr. Nach 45 Jahren wechselt er schließlich wieder zurück in den Hufeisenorbit, um sich dann um das Jahr 3750 und nochmal um 6400 wieder für 45 Jahre in der Nähe der Erde aufzuhalten. In diesen Phasen, in denen er sich außerhalb seines Hufeisenorbits aufhält, schwingt er in dem schmalen Bereich entlang der Erdbahn, in dem er gefangen ist, innerhalb von 15 Jahren einmal vor und zurück. Da er nicht wie der Mond fest an die Erde gebunden ist, sondern hauptsächlich unter dem Gravitationseinfluss der Sonne steht, nennt man diese Körper Quasisatelliten. Dies ist in etwa analog zu zwei Autos, die nebeneinander mit gleicher Geschwindigkeit fahren und sich wechselseitig überholen, jedoch nicht fest aneinander gebunden sind. Bahnberechnungen zeigen, dass 2002 AA29 bereits ab etwa 520 n. Chr. für 45 Jahre in diesem Quasisatellitenorbit war, jedoch aufgrund seiner winzigen Größe zu lichtschwach und somit nicht sichtbar. Er wechselt somit annähernd zyklisch zwischen den beiden Orbitformen, hält sich aber immer für 45 Jahre im Quasisatellitenorbit auf. Außerhalb einer Zeitspanne von ca. 520–6500 n. Chr. werden die berechneten Bahnen chaotisch, also nicht berechenbar, weswegen man über Zeiträume die darüber hinausgehen keine exakten Angaben machen kann. [2] 2002 AA29 war der erste bekannte Himmelskörper, der zwischen Hufeisen- und Quasisatellitenorbit wechselt.

Beschaffenheit

Helligkeit und Größe

Über 2002 AA29 selbst ist relativ wenig bekannt. Er ist mit einer Größe von ungefähr 50 bis 110 Metern sehr klein, weswegen er von der Erde selbst mit großen Teleskopen nur als kleiner Punkt erscheint und nur mit hochempfindlichen CCD-Kameras beobachtet werden kann. Um den Zeitpunkt der größten Annäherung am 8. Januar 2003 hatte er im visuellen Bereich nur eine scheinbare Helligkeit von etwa 20,4 Größenordnungen. Über die Zusammensetzung von 2002 AA29 ist bislang nichts Konkretes bekannt. Aufgrund der Sonnennähe kann er aber nicht aus leichtflüchtigen Substanzen wie beispielsweise Wassereis bestehen, da diese schmelzen, verdunsten oder sublimieren würden, was man etwa bei Kometen an ihrem Schweif deutlich sichtbar beobachten kann. Vermutlich wird er wie die meisten Asteroiden eine dunkle kohlenstoffhaltige oder etwas hellere silikatreiche Oberfläche haben; im ersteren Fall läge die Albedo bei etwa 0,05, im letzteren etwas höher bei 0,15 bis 0,25. Aufgrund dieser Unsicherheit haben die Angaben für seinen Durchmesser eine relativ große Spanne. Eine zusätzliche Unsicherheit kommt dadurch zustande, dass bei Radar-Echomessungen mit dem Arecibo-Radioteleskop nur ein unerwartet schwaches Radarecho aufgefangen werden konnte, 2002 AA29 also entweder noch kleiner ist als vermutet oder Radiowellen nur schwach reflektiert. Im ersteren Fall muss er eine ungewöhnlich hohe Albedo haben[3]. Dies wäre ein weiteres Indiz für die Spekulation, dass er oder zumindest das Material, aus dem er besteht, anders als die meisten Asteroiden bereits auf einer erdnahen Umlaufbahn entstanden ist oder gar ein Bruchstück darstellt, das durch den Zusammenprall eines mittleren Asteroiden mit der Erde oder dem Mond abgesprengt wurde.[1]

Rotationsdauer

Mithilfe der Radar-Echomessungen am Arecibo-Radioteleskop konnte man die Rotationsperiode von 2002 AA29 bestimmen. Bei diesem Verfahren der Radarastronomie werden Radiowellen mit fester Wellenlänge von einem Radioteleskop gezielt zu einem Asteroiden ausgesandt. An diesem werden sie reflektiert, wobei aufgrund des Dopplereffekts der Teil der Oberfläche, der sich wegen der Rotation auf den Beobachter zu bewegt, die Wellenlänge der reflektierten Radiowellen verkürzt, während der andere Teil, der sich von dem Beobachter wegdreht, die Wellenlänge verlängert. Im Ergebnis wird die Wellenlänge der reflektierten Radiowellen „verschmiert“. Aus der Breite dieser Wellenlängenverschmierung und dem Durchmesser des Asteroiden kann man auf die Rotationsdauer schließen. Für 2002 AA29 erhielt man damit 33 Minuten als Obergrenze seiner Rotationsdauer, wahrscheinlich rotiert der Asteroid also noch schneller. Diese rasche Rotation lässt zusammen mit dem geringen Durchmesser und der somit geringen Masse einige interessante Schlüsse zu:

  • Der Asteroid rotiert so schnell, dass die Fliehkraft an seiner Oberfläche größer ist als seine Gravitationskraft. Er steht somit unter Zugspannung und kann somit nicht aus einem Haufen lose zusammenhängenden Schutts oder aus mehreren sich umkreisenden Bruchstücken bestehen – was man von einigen anderen Asteroiden vermutet beziehungsweise zum Beispiel beim Asteroiden Hermes auch nachgewiesen hat. Stattdessen muss der Körper aus einem einzelnen relativ festen Felsblock oder leicht zusammengebackenen Teilen bestehen. Allerdings ist seine Zugfestigkeit wahrscheinlich weitaus kleiner als die irdischen Gesteins und der Asteroid wohl auch recht porös.[3]
  • 2002 AA29 kann sich niemals aus einzelnen kleineren Stücken zusammengelagert haben, da diese aufgrund der raschen Rotation vorher auseinander getrieben wären. Er muss also ein abgesprengtes Bruchstück sein, das beim Zusammenstoß zweier Himmelskörper entstand.

Ausblick

Aufgrund seiner sehr erdähnlichen Bahn ist der Asteroid für Raumsonden relativ leicht erreichbar. 2002 AA29 wäre also ein geeignetes Studienobjekt zur genaueren Untersuchung des Aufbaus und der Zusammensetzung von Asteroiden und der zeitlichen Entwicklung ihrer Bahnen um die Sonne. Weitere derartige auf Hufeisenbahnen oder auf einer Umlaufbahn als Quasisatellit befindlichen koorbitalen Begleiter der Erde wurden in der Zwischenzeit bereits gefunden, wie zum Beispiel der Quasisatellit 2003 YN107. Des Weiteren vermutet man um die Lagrangepunkte L4 und L5 des Systems Erde-Sonne kleine trojanische Begleiter der Erde in der Größenordnung von 100 Metern Durchmesser.

Siehe auch

Literatur

  1. a b M. Connors, C. Veillet, R. Brasser, P. Wiegert, P. W. Chodas, S. Mikkola, K. Innanen: Horseshoe Asteroids and Quasi-satellites in Earth-like Orbits. in: 35th Lunar and Planetary Science Conference, 15.–19. März 2004. League City Texas 2004, 3., Abstract Nr. 1565 (Englisch, PDF).
  2. R. Brasser, K. A. Innanen, M. Connors, C. Veillet, P. Wiegert, Seppo Mikkola, P. W. Chodas: Transient co-orbital asteroids. in: Icarus. Elsevier, San Diego 171.2004, 9, p102–109. ISSN 0019-1035 (Englisch, online auf dem Icarus-Server: doi:10.1016/j.icarus.2004.04.019)
  3. a b Steven J. Ostro, Jon D. Giorgini, Lance A. M. Benner, Alice A. Hine, Michael C. Nolan, Jean-Luc Margot, Paul W. Chodas, Christian Veillet: Radar detection of Asteroid 2002 AA29. in: Icarus. Elsevier, San Diego 166.2003, 12, p271–275. ISSN 0019-1035 (Englisch, online auf dem Icarus-Server: doi:10.1016/j.icarus.2003.09.001)

4. M. Connors, P. Chodas, S. Mikkola, P. Wiegert, C. Veillet, K. Innanen: Discovery of an asteroid and quasi-satellite in an Earth-like horseshoe orbit. in: Meteoritics & Planetary Science. Allen Press, Lawrence Kan 37.2002, 10, 1435–1441. ISSN 1086-9379 (Englisch, PDF)

5. Tilmann Althaus: Ein zweiter Begleiter des Blauen Planeten. in: Sterne und Weltraum. Spektrum der Wiss., Heidelberg 42.2003, 2, S. 22–24. ISSN 0039-1263

Weblinks

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