Jarkovsky-Effekt: Bahn und Rotation von Asteroiden

Sonnenenergie und Asteroiden

Was ist der Jarkovsky-Effekt?

Die Sonnenenergie beeinflusst Asteroiden maßgeblich durch zwei verwandte thermische Effekte: den Jarkovsky-Effekt, der ihre Bahn verändert, und den YORP-Effekt, der auf ihre Rotation wirkt. Der Jarkovsky-Effekt ist eine nichtgravitative Kraft, die darauf beruht, dass ein Asteroid Sonnenlicht absorbiert und es anschließend als Wärme wieder abstrahlt.

Nicht das absorbierte oder reflektierte Licht erzeugt den dauerhaften Effekt, sondern die wieder abgestrahlte Wärmestrahlung. Der Effekt setzt daher eine Oberfläche mit von null verschiedener thermischer Trägheit voraus, also eine, die Wärme speichern kann, bevor sie sie wieder abgibt.

Ein winziger, aber kumulativer Schub

Die Kraft ist verschwindend gering: höchstens etwa 0,1 N bei einem erdnahen Asteroiden von 500 m, also eine Beschleunigung in der Größenordnung von 10^-12 m/s². Dennoch summiert sie sich bei jedem Umlauf und kann einen solchen Asteroiden innerhalb eines Jahrzehnts um mehrere Dutzend Kilometer versetzen.

Mechanismus des thermischen Schubs

Wenn ein Asteroid der Sonne ausgesetzt ist, absorbiert seine Oberfläche Sonnenenergie. Da sich der Boden erst mit einiger Verzögerung erwärmt, ist die heißeste Region die des „Nachmittags“ und nicht die der Sonne zugewandte. Beim Rotieren strahlt der Asteroid seine Infrarotstrahlung daher asymmetrisch ab, was einen schwachen Rückstoß ausübt. Dieser Schub verändert die Bahn des Asteroiden sehr langsam.

Tages- und Jahreszeitenkomponente

Zwei Komponenten addieren sich. Die tägliche Komponente, die mit der Rotation des Asteroiden zusammenhängt, hängt vom Kosinus der Neigung seiner Achse (Obliquität) ab: Ein Asteroid mit rechtläufiger (prograder) Rotation entfernt sich langsam von der Sonne, einer mit rückläufiger Rotation nähert sich ihr. Die jahreszeitliche Komponente, die mit dem Umlauf um die Sonne zusammenhängt, neigt dagegen immer dazu, den Asteroiden anzunähern, ist aber im Allgemeinen schwächer. Eine Obliquität nahe 90° schwächt den täglichen Effekt stark ab.

Einfluss von Größe und Zusammensetzung

Der Effekt hängt von der Größe, der Form, der Rotation und der Zusammensetzung des Asteroiden ab. Die Drift der großen Halbachse verhält sich etwa umgekehrt proportional zum Radius: Je kleiner der Körper, desto schneller driftet er. Der Effekt betrifft Körper mit weniger als 30 bis 40 km Durchmesser und wird darüber hinaus vernachlässigbar. Er ist bei mittlerer thermischer Trägheit am größten; eine Oberfläche mit sehr geringer oder sehr hoher Trägheit (zum Beispiel feiner Regolith oder nackter Fels) verringert ihn.

Bei Asteroiden von einigen hundert Metern bis zu einigen Kilometern führt er innerhalb weniger Jahrzehnte zu messbaren Bahnänderungen und über Millionen von Jahren zu erheblichen Verschiebungen. Er kann sie der Sonne annähern oder von ihr entfernen und so ihre Bahn und ihre Bahnstabilität verändern. Bei sehr kleinen Fragmenten verteilt sich die Wärme im gesamten Volumen des Körpers, und der Effekt verschwindet schließlich.

Geschichte einer vergessenen Idee: von Jarkovsky zu YORP

Eine Broschüre von 1901

Der Effekt trägt den Namen von Iwan Ossipowitsch Jarkowski, einem russischen Bauingenieur aus einer Familie polnischer Herkunft. In einer im Selbstverlag erschienenen Broschüre von 1901 bemerkt er, dass die Erwärmung eines rechtläufig rotierenden Planeten eine transversale Beschleunigung seiner Bewegung hervorrufen müsse. Damit glaubte er, den vermuteten Widerstand des Äthers auszugleichen, einer damals verbreiteten Hypothese. Dieser Zusammenhang war falsch, und Jarkovsky konnte die Größe des Effekts nur sehr grob abschätzen, doch seine Idee war in der Welt.

Öpik, Radsijewski, Paddack und O'Keefe

Vor allem Ernst Öpik machte diese Arbeiten 1951 in der westlichen Literatur bekannt, als die ursprüngliche Broschüre verschollen war. Zur gleichen Zeit veröffentlichten Wladimir Radsijewski und seine Mitarbeiter in Russland verwandte Ideen. Radsijewski war der Erste, der die Wirkung eines Lichtschubs auf die Rotation eines Körpers betrachtete, allerdings unter der Annahme von Albedoschwankungen auf dessen Oberfläche. Stephen Paddack und John O'Keefe erkannten dann, dass die unregelmäßige Form und die Wärmestrahlung die Rotation am wirksamsten verändern. Der YORP-Effekt (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack) war geboren, etwas mehr als ein halbes Jahrhundert nach Jarkovsky.

Die Wiederbelebung der 1990er Jahre

In der zweiten Hälfte der 1990er Jahre stellten David Rubincam und Paolo Farinella, die thermische Störungen der Bewegung künstlicher Satelliten wie LAGEOS untersuchten, die Verbindung zu den kleinen Körpern des Sonnensystems her. Es folgte eine Fülle von Arbeiten zur Dynamik kleiner Asteroiden und Meteoroiden. Der niederländische Amateurastronom George Beekman fand zudem in russischen Archiven die als verschollen geltende Broschüre Jarkovskys (Beekman, 2006).

Den Jarkovsky-Effekt messen: von Golevka bis Bennu

Eine Drift, die über Jahrzehnte aufgespürt werden muss

Den Effekt nachzuweisen setzt voraus, die Position eines Asteroiden genauer vorherzusagen, als die erwartete Drift beträgt. Für einen erdnahen Asteroiden von einem halben Kilometer braucht man mindestens drei Radarmesskampagnen im Abstand von etwa zehn Jahren oder mehrere Jahrzehnte optischer Beobachtungen. Die Beobachtung liefert nicht direkt die Änderung der großen Halbachse: Sie zeigt eine Verschiebung der Position entlang der Bahn, die mit dem Quadrat der verstrichenen Zeit wächst.

Golevka, der erste direkte Nachweis (2003)

Der Asteroid (6489) Golevka mit etwa 0,5 km Durchmesser lieferte den ersten eindeutigen Nachweis. Radar-Entfernungsmessungen in Arecibo bei seinen Annäherungen 1991, 1995 und 2003 zeigten eine nichtgravitative Beschleunigung, die den im Jahr 2000 veröffentlichten Vorhersagen entsprach, mit einer Abweichung von etwa fünfzehn Kilometern gegenüber einer rein gravitativen Bahn. Die Messung erlaubte auch, die Dichte von Golevka abzuschätzen, etwa 2,7 g/cm³ (Chesley et al., 2003).

Einen Asteroiden anhand seiner Drift wiegen

Die Drift hängt von Masse, Größe, Rotation und den thermischen Eigenschaften der Oberfläche ab. Durch ihre Messung kann man daher auf die Dichte eines Asteroiden zurückschließen, sofern die übrigen Parameter bekannt sind. Genau das geschah bei Bennu vor der Ankunft der Sonde OSIRIS-REx: Aus einer Drift von 284 ± 1,5 m/Jahr wurde die Dichte auf 1260 ± 70 kg/m³ geschätzt, also eine Makroporosität von etwa 40 %, ein Zeichen für einen Schutthaufen (Rubble Pile) (Chesley et al., 2014).

Bennu, die genaueste Messung

Die Verfolgung der Sonde OSIRIS-REx um Bennu von Januar 2019 bis Oktober 2020 erlaubte es, den Abstand Erde-Bennu auf wenige Meter genau zu messen. Die erhaltene Jarkovsky-Drift beträgt −284,6 ± 0,2 m/Jahr bei einem Signal-Rausch-Verhältnis von etwa 1400 (Farnocchia et al., 2021). Das negative Vorzeichen zeigt, dass sich Bennu langsam der Sonne nähert, was einer rückläufigen Rotation entspricht. Der Effekt ist mit dem Gewicht einiger Weintrauben vergleichbar, genügt aber, um die Bahn innerhalb weniger Jahrhunderte spürbar zu verändern.

Ein Überschuss an rückläufig rotierenden Asteroiden

Von den 36 im Jahr 2014 erfassten gültigen Nachweisen zeigen 28 eine negative Drift, also etwa 78 % rückläufig rotierende Asteroiden. Dieses Ungleichgewicht erklärt sich durch den Transport der Asteroiden aus dem Hauptgürtel in den erdnahen Raum: Die säkulare Resonanz ν₆ am inneren Rand des Gürtels wird nur von Asteroiden erreicht, deren große Halbachse abnimmt, also von rückläufig rotierenden, während die 3:1-Resonanz mit Jupiter in beiden Richtungen erreicht werden kann.

Nachweise in allen Größenordnungen

Die Liste der Nachweise umfasst eine große Spanne von Größen. Zum Zeitpunkt der Übersicht von 2015 war das kleinste betroffene Objekt 2009 BD mit etwa 4 m, während (2100) Ra-Shalom und (4179) Toutatis mit 2 bis 3 km zu den größten zählten.

Der Jarkovsky-Effekt bei Apophis

Eine schwache, aber stetige Kraft

Der Jarkovsky-Effekt übt eine sehr schwache, aber stetige Kraft auf den Asteroiden Apophis aus, der etwa 340 m Durchmesser hat (± 50 m). Dank der Beobachtungen von 2004 bis 2021 wird die Drift seiner großen Halbachse heute mit −199 ± 1 m/Jahr gemessen (Farnocchia et al., 2024). Diese nichtgravitative Kraft, obwohl kurzfristig unsichtbar, bewirkt mit der Zeit erhebliche Bahnverschiebungen.

Folgen für die Bahn von Apophis

Eine Drift von 199 m/Jahr entspricht etwa 200 km pro Jahrtausend bei der großen Halbachse, eine Verschiebung, die sich entlang der Bahn aufsummiert. Nach der Entdeckung von Apophis im Jahr 2004 wurde ein Einschlag 2029 für möglich gehalten (1 Chance zu 37, also 2,7 %), bevor er ausgeschlossen wurde. Der Jarkovsky-Effekt blieb danach eine wesentliche Unsicherheitsquelle bei der Modellierung seiner Bahn, da der Vorbeiflug 2029 jeden Fehler verstärkt, was die Möglichkeit späterer Einschläge offenließ, insbesondere 2036 und 2068.

Genauigkeit der Einschlagsvorhersagen

Die optischen Beobachtungen Ende 2020 und die neuen Radarmessungen im März 2021 (Goldstone und Green Bank) verringerten die Unsicherheit der Position von Apophis im Jahr 2029 von mehreren hundert auf wenige Kilometer. Jedes Einschlagsrisiko wurde damit für mindestens ein Jahrhundert ausgeschlossen, und Apophis wurde am 29. März 2021 von den Risikolisten gestrichen, darunter der der ESA. Seine Bahn ist nun für das kommende Jahrhundert vollständig deterministisch.

Der Vorbeiflug am 13. April 2029

Am Freitag, dem 13. April 2029, wird Apophis in etwa 38.000 km Entfernung vom Erdmittelpunkt, also in etwa 31.600 km Höhe, an der Erde vorbeistreifen, unterhalb der Bahn der geostationären Satelliten. Er wird in weiten Teilen Europas und Afrikas mit bloßem Auge sichtbar sein. Diese Begegnung ist ein natürliches Experiment: Die Anziehung der Erde kann die Rotation von Apophis und damit auch seinen Jarkovsky-Effekt verändern.

Die amerikanische Sonde OSIRIS-APEX, die etwa einen Monat nach dem Vorbeiflug eintreffen wird, soll diese mögliche Änderung messen, mit einer Empfindlichkeit in der Größenordnung von 4 % in der aktuellen Missionskonfiguration. Die europäische Mission Ramses, deren Start zwischen dem 20. April und dem 15. Mai 2028 geplant ist, wird den Asteroiden vor dem Vorbeiflug erreichen und ihn bis August 2029 begleiten.

Hinweis:
Die Termine der Missionen Ramses und OSIRIS-APEX sind die im Frühjahr 2026 angekündigten und können sich ändern.

Jarkovsky und Planetenverteidigung: von Bennu bis 2024 YR4

Bennu und die Berechnung des Einschlagsrisikos

Bei einigen Asteroiden mit extrem gut bekannter Bahn ist der Jarkovsky-Effekt ein wesentlicher Bestandteil der Risikoberechnung. Bei Bennu verbesserte die mit OSIRIS-REx durchgeführte Messung die Kenntnis der Umstände der nahen Begegnung von 2135, die seine Bahn stark stören wird, um den Faktor 20. Die kumulierte Einschlagswahrscheinlichkeit bis 2300 beträgt 5,7×10^-4 (1 Chance zu 1750), und das wahrscheinlichste Szenario betrifft den September 2182 mit 1 Chance zu 2700 (Farnocchia et al., 2021).

2024 YR4: wenn der Jarkovsky-Effekt vernachlässigbar wird

Der Asteroid 2024 YR4 mit etwa 60 m Durchmesser, Ende 2024 entdeckt, war mit einer Einschlagswahrscheinlichkeit von 4,3 % auf dem Mond am 22. Dezember 2032 in Verbindung gebracht worden. Die Beobachtungen des James-Webb-Weltraumteleskops vom 18. und 26. Februar 2026 verlängerten den Beobachtungsbogen um acht Monate. Sie legen den Vorbeiflug auf 22.900 ± 800 km vom Mondmittelpunkt fest, was jeden Mondeinschlag ausschließt. Auch jeder Einschlag auf der Erde ist für die nächsten 100 Jahre ausgeschlossen (de Wit et al., 2026).

Bei einem so kleinen Objekt hätte der Jarkovsky-Effekt die Vorhersage erschweren können. Die Daten zeigen jedoch kein Driftsignal, und die erwartete Streuung erhöht die Unsicherheit der Position von 2032 nur um etwa 5 %, ein vernachlässigbarer Effekt.

Warum kleine Asteroiden eine neue Herausforderung darstellen

Die kommenden großen Himmelsdurchmusterungen werden die Entdeckungen von Asteroiden von einigen Dutzend Metern vervielfachen. Diese zahlreicheren Objekte werden schnell zu lichtschwach für bodengebundene Teleskope. Ihre Bahn bleibt dann länger unsicher, und der Jarkovsky-Effekt, der bei kleinen Körpern stärker ist, wird bei der Bewertung ihres Risikos sorgfältig berücksichtigt werden müssen.

Warum verändert die Sonneneinstrahlung die Rotation eines Asteroiden?

Der YORP-Effekt, eine Erweiterung des Jarkovsky-Effekts

Der YORP-Effekt (Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack) ist das Gegenstück des Jarkovsky-Effekts für die Rotation: Sonneneinstrahlung und thermische Wiederabstrahlung verändern die Rotation und die Achsausrichtung eines Asteroiden. Sein erster direkter Nachweis stammt aus dem Jahr 2007 an (54509) 2000 PH5, umbenannt in (54509) YORP, dessen Rotation sich mit 2,0×10^-4 Grad pro Tag zum Quadrat beschleunigte (Lowry et al., 2007). Dieser Asteroid von etwa hundert Metern Größe dreht sich in rund zwölf Minuten um sich selbst.

Thermische Asymmetrie und Drehmoment

Unregelmäßigkeiten in der Form des Asteroiden (Krater, Vorsprünge usw.) führen zu einer Asymmetrie bei der Wiederabstrahlung der Wärme. Bei einem Körper von sehr regelmäßiger Form, etwa einem Rotationsellipsoid, verschwindet der Effekt. Andernfalls erzeugt diese Asymmetrie ein Drehmoment, das die Rotation des Asteroiden beschleunigt oder bremst und die Neigung seiner Achse zu Extremwerten hin entwickelt.

Empfindlichkeit kleiner Asteroiden

Der YORP-Effekt verhält sich umgekehrt proportional zum Quadrat des Radius: Er nimmt mit abnehmender Größe sehr schnell zu. Kleine Asteroiden sind daher viel empfindlicher, bis dahin, dass ihre Rotationsachse kippt oder ihre Rotation bis zur Spaltung beschleunigt wird. Dieser Effekt spielt eine Schlüsselrolle für die langfristige Entwicklung erdnaher Asteroiden (NEA). In den bis 2014 nachgewiesenen Fällen beschleunigten alle betroffenen Asteroiden ihre Rotation.

Weitere mit der Sonnenenergie verbundene Effekte

Sublimation flüchtiger Materialien

Manche Asteroiden, die Eis oder flüchtige Materialien enthalten, können unter der Sonnenwärme Gase freisetzen. Diese Sublimation kann Jets erzeugen, die ihre Bahn oder ihre Rotation verändern, nach einem Mechanismus, der dem der Kometen ähnelt. Das Phänomen bleibt selten und betrifft nur eine kleine Minderheit von Körpern.

Thermische Verwitterung

Die durch die Sonneneinstrahlung bedingten Erwärmungs- und Abkühlungszyklen verursachen thermische Risse in den Oberflächengesteinen. Das Team von Marco Delbo (Observatoire de la Côte d'Azur) zeigte 2014, dass diese thermische Ermüdung Gesteine von mehr als einigen Zentimetern schneller zerbricht als Mikrometeoroideneinschläge. Sie ist somit der wichtigste Prozess zur Erzeugung des Regoliths kleiner Asteroiden (Delbo et al., 2014).

Astrophysikalische Folgen

Veränderung der Asteroidenpopulationen

Der Jarkovsky-Effekt schiebt Asteroiden langsam in Gravitationsresonanzen, insbesondere in die säkulare Resonanz ν₆ und die 3:1-Resonanz mit Jupiter. Von dort können sie ausgeworfen oder auf Bahnen gebracht werden, die die der terrestrischen Planeten kreuzen, und werden so zu erdnahen Asteroiden.

Verteilung und Datierung von Asteroidenfamilien

Asteroidenfamilien entstehen durch Kollisionen. Danach verteilt der Jarkovsky-Effekt ihre Mitglieder beiderseits der ursprünglichen Position, wobei die kleinen Körper am weitesten driften. Die Form dieser Verteilung erlaubt es, die Familien zu datieren: Die Koronis-Familie zum Beispiel wäre in der Größenordnung von 2,5 bis 3 Milliarden Jahre alt.

Doppelasteroiden und Asteroidenpaare

Der YORP-Effekt begünstigt die Spaltung schnell rotierender Asteroiden, was zur Entstehung von Doppelasteroiden und Asteroidenpaaren beiträgt. In einem Doppelsystem verändert eine BYORP genannte Variante anschließend die gegenseitige Bahn der beiden Körper.

Der Ursprung der Meteoriten

Öpik glaubte, der Jarkovsky-Effekt bringe Meteoriten direkt vom Hauptgürtel zur Erde, doch dieser Transport ist zu langsam. Das heutige Modell kombiniert beide Mechanismen: Der Jarkovsky-Effekt schiebt die Fragmente zu den Resonanzen, die sie dann auf Bahnen schicken, die die der Erde kreuzen.

Einschlagsrisiken für die Erde

Diese Effekte sind entscheidend, um die Bahn erdnaher Asteroiden vorherzusagen. Werden diese Kräfte ignoriert, kann das zu Fehlern in den Vorhersagemodellen führen und die Bewertung der Einschlagsrisiken verfälschen, wie die Fälle Bennu und Apophis gezeigt haben.

Größenordnungen der Effekte

Jarkovsky-Effekt

Die Kraft liegt höchstens in der Größenordnung von 0,1 N bei einem Asteroiden von 500 m, also bei einer Beschleunigung von etwa 10^-12 m/s². Sie führt bei einem erdnahen Asteroiden von einigen hundert Metern zu einer Drift der großen Halbachse von einigen zehn bis einigen hundert Metern pro Jahr: −284,6 m/Jahr bei Bennu (etwa 490 m) und −199 m/Jahr bei Apophis (etwa 340 m). Über eine Million Jahre entspricht eine solche Drift mehreren hunderttausend Kilometern.

Hinweis:
In Veröffentlichungen wird die Drift oft in 10^-4 AE/Mio. Jahre angegeben. Diese Einheit entspricht etwa 15 m/Jahr.

YORP-Effekt

Die Änderungen der Rotationsperiode werden in Millisekunden pro Jahr gezählt: von 1,25 ms/Jahr bei (54509) YORP bis 45 ms/Jahr bei Itokawa. Das entspricht Änderungen der Rotationsgeschwindigkeit von etwa 10^-10 rad/s pro Jahr (Itokawa) bis 10^-8 rad/s pro Jahr ((54509) YORP), die sich jedoch über Millionen von Jahren zu bedeutenden Effekten aufsummieren.

Was man sich merken sollte

Die wichtige Rolle der Sonnenenergie

Die Sonnenenergie spielt eine wichtige Rolle bei der dynamischen Entwicklung der Asteroiden. Der Jarkovsky- und der YORP-Effekt beeinflussen ihre Bahnen, ihre Rotation und sogar ihre Struktur. Seit 2003 direkt gemessen, sind sie heute in die Bahnberechnungen der am besten beobachteten Asteroiden eingeflossen.

Bedeutung für Entwicklung und Risiken

Diese Mechanismen sind entscheidend, um die Entwicklung der Asteroiden im Sonnensystem, den Ursprung erdnaher Asteroiden und der Meteoriten zu verstehen und die Einschlagsrisiken für die Erde zu bewerten. Der Vorbeiflug von Apophis 2029, beobachtet von den Sonden Ramses und OSIRIS-APEX, wird einen einzigartigen Test bieten, um diese Modelle zu verfeinern.