Near Earth Objekts und die Bedrohung der Erde

Ein beliebtes Thema von Spielfilmen ist der Einschlag eines Planetoiden auf der Erde. Das Gefahrenpotenzial ist bis heute noch nicht sicher geklärt. Man hat wahrscheinlich viele der größeren Brocken entdeckt, welche die Erdbahn kreuzen, aber noch lange nicht alle kleine. Unter „klein“ verstehen wir in diesem Zusammenhang alles, was kleiner als ein Kilometer ist, aber größer als etwa 30-100 m.

In diesem Artikel geht es nur um bestimmte Asteroiden, die, welche die Erdbahn kreuzen und damit potenziell irgendwann auf der Erde einschlagen könnten. Man bezeichnet sie auch als "Near Earth Objects", kurz "NEO". Bei der Einleitung noch einige Begriffserklärungen. Ein kleines Objekt, das die Sonne umkreist, aber nicht einen Planeten, nennt man Planetoid oder Asteroid, im Deutschen auch gerne Kleinplanet. Asteroid ist die ältere, aber durchaus noch gängige Bezeichnung. Sie kommt von „Aster“ also Stern. Ein Asteroid ist also ein „kleiner Stern“. Da dies nicht so recht treffend ist, benutzt die Fachwelt, also die Astronomen lieber den Ausdruck „Planetoid“ für „kleiner Planet“. Das ist recht treffend. Ein sehr kleiner Körper der in die Erdatmosphäre eintaucht und eine Sternschnuppe erzeugt wird dagegen Meteor genannt, da man früher darunter eine atmosphärische Erscheinung verstand (daher auch die Namensähnlichkeit zur Meteorologie, der Wissenschaft der Atmosphäre und des Wetters). Findet man einen Rest des Meteors auf der Erde, so spricht man von einem Meteoriten. Das gilt dann auch für große Körper, selbst wenn sie große Krater schlagen.

Die Bedrohung

Man teilt Asteroiden, welche die Bahn der Erde kreuzen und damit auf ihr einschlagen können, in verschiedene Klassen ein. Sie werden nach den gemeinsamen Eigenschaften der Umlaufbahnen zusammengefasst und nach dem ersten Objekt benannt, das diese Bahn hatte.

Die wichtigste Klasse (gemessen an der Zahl der Mitglieder) ist die der Aten Asteroiden. Diese Familie wächst sehr rasch. 1999 kannte man 90 Asteroiden, 2006 waren es schon 316. Ende 2010 stieg ihre Zahl auf 678. Die Aten-Asteroiden haben Bahnhalbachsen kleiner als 1 AE und Aphel-Distanzen größer als 0,9833 AE. Sie sind also Asteroiden, welche auf einer Bahn die Sonne umrunden, die im Mittel näher an die Sonne heranführt als die Erde, aber die Erdbahn zumindest noch im sonnennächsten Punkt kreuzt. (der sonnennächste Punkt der Erdbahn liegt bei 0,9833 AE und wird am 6.1. erreicht). Einige von Ihnen kreuzen auch die Venus- oder sogar die Merkurbahn.

Ein weiteres Risiko geht von den Apollo Asteroiden aus. Sie haben Bahnhalbachsen großer als 1 AE und Periheldistanzen kleiner als 1,017 AE. Sie sind also im Mittel weiter als die Erde von der Sonne entfernt, doch ihr sonnennächster Punkt ist noch kleiner als der sonnenfernste Punkt der Erde. Die Bahn dieser Asteroiden berührt ebenfalls die Erdbahn. Auch diese Gruppe gewann schnell immer mehr Mitglieder 199 waren es 415, 2006 schon 2182 und Ende 2011 waren es schon 4111.

Andere Gruppen sind die der Apollo-Asteroiden (sie befinden sich immer außerhalb der Erdbahn, aber innerhalb der Marsbahn) oder der Atira Asteroiden, die immer innerhalb der Erdbahn ihre Kreise ziehen. Sie können der Erde aber nicht in absehbarer Zeit gefährlich werden.

Insgesamt wurden am 2.3.2007 von allen Asteroiden 837 Objekte als potenziell gefährlich eingestuft. Im August 2012 waren es schon 1325. Dist ist zwar nur ein Bruchteil der zu diesem Zeitpunkt rund 587.000 bekannten Asteroiden, doch die Frage stellt sich: Haben sich die gefährlichen Asteroiden „vermehrt“?

Alle Asteroiden Die Ursache für den rapiden Anstieg liegt darin, dass es seit Ende der Neunziger Jahre spezialisierte Suchprogramme gibt. Vorher fand man Asteroiden zufälligerweise, bei Teleskopaufnahmen normaler Beobachtungen. Es gab zwar seit 1980 das Spacewatchprogramm, doch es nutzte zur Suche normale Teleskope und normale Kameras. 1996 kam Bewegung, als Gelder für das LINEAR-Projekt genehmigt wurden, mit dem Ziel möglichst viel des Himmels nach potenziell gefährlichen Objekten abzusuchen und ihre Bahn zu bestimmen. Seitdem gibt es mehrere Programme, die den Himmel systematisch abtasten. Dies geschieht mit automatisch gesteuerten Teleskope mit Weitwinkelkameras und großen CCD Arrays (Felder aus sehr vielen CCD-Chips für ein sehr großes Aufnahmegebiet) als Detektoren. Sie machen Aufnahmen des Himmels in regelmäßigen Abständen und Software vergleicht Aufnahmen und sucht nach sich bewegenden Objekten. LINEAR, das bekannteste Projekt, hat mit drei rund 1 m großen Spiegelteleskopen in 10 Jahren 211.849 Objekte, darunter 1622 Erdbahnkreuzer entdeckt. Das gilt übrigens auch für die "normalen" Asteroiden, die vor allem zwischen Mars und Jupiter ihre Kreise ziehen. Dieselben Suchprogramme haben hier die Zahl sogar noch stärker ansteigen lassen, denn Anfang 2004 waren nur 50.0000 Asteroiden im Hauptgürtel bekannt. Das vermittelt zumindest das Gefühl, dass die Suchprogramme schon die meisten erdnahen Asteroiden gefunden haben, denn ihre Zahl nimmt langsamer zu als die der Asteroiden. Das zeigen auch die beiden Abbildungen der NASA rechts: die obere Grafik zeigt die Zahl aller neu entdeckten Asteroiden durch die verschiedenen Suchprogramme an. Diese Zahl ist weiterhin ansteigend. Die untere Grafik, dagegen nur die neu entdeckten NEO und diese Zahl ist rückläufig. Es besteht also eine gute Chance, dass wir die meisten, wahrscheinlich abr nicht alle, in absehbarer Zeit entdeckt haben werden,

NEO Asteroiden Allerdings, das zeigten auch die Beobachtungen und späte Entdeckung einiger Erdbahnkreuzer sind diese Suchprogramme blind für Objekte, die von der Sonne kommend auf die Erde treffen, also zur Aten-Gruppe gehören. Sie sind dann in der Region des Himmels, die wir sehen, wenn wir zur Sonne schauen, doch dann ist es Tag und man kann keine astronomischen Beobachtungen machen. Es gab einige nahe Vorbeiflüge, die man erst entdeckte, nachdem sie die Erde passierten und dann am Nachthimmel erschienen.

Die NASA hat nach einem Kongressmandat die Aufgabe bis 2020 90% aller Objekte zu entdecken, die der Erde gefährlich werden können und größer als 140 m sind. Um diese Aufgabe zu erfüllen zu können und auch diese sonnennahen Objekte zu erfassen, wurde schon eine Raumsonde vorgeschlagen, die zwischen Erde und Venus ihre Kreise zieht und aus diesem Blickwinkel innerhalb von 7,5 Jahren die Objekte finden könnte.

Die Gefahr

Wir müssen zwischen den kurzzeitigen und langzeitigen Gefahren unterscheiden. Eine "kurzzeitige“ Gefahr geht von den obigen beiden Klassen, den Aten und Apollo Asteroiden aus. Sie kreuzen die Erdbahn und können daher mit der Erde kollidieren. Ihre Bahn ist für einige Hundert Jahre vorausberechenbar. Reden wir dagegen von "langfristigen" Gefahren, dann müssen wir auch berücksichtigen, dass über geologische Zeiträume die Bahnen von Apollo-Asteroiden oder Atira Asteroiden durch Vorbeiflüge an Venus oder Mars oder Störungen durch Jupiter über lange Zeiträume verändert werden. Ein naher Vorbeiflug kann die Bahn auf einmal so ändern, dass ein Objekt, dass vorher nicht die Erdbahn kreuzte, dies nun tut, aber auch viele Annäherungen auf mittlere Distanz beeinflussen die Bahn langsam, aber sicher.

Barringer Crater Das wir nicht sicher sein können, das zeigen die Einschlagkrater auf der Erde. Es gibt 178 bekannte Einschlagskrater sowie einige Impaktstrukturen, die noch größer sind, aber durch die Erosion schon abgetragen wurden. Immerhin sechs der sicher identifizierten sind 100 km oder noch größer und müssen daher von Asteroiden geschlagen worden sein, die größer sind als die größten heutigen Erdbahnkreuzer.

Dabei sind diese nur die Spitze des Eisbergs. Die Erosion trägt auf der Erde Krater ab, je kleiner desto schneller. Daneben gibt es auch bei den Kontinentalplatten tektonische Veränderungen, die Kater einebnen, zudecken oder verzerren können. Schlägt ein Krater im Meer auf, und dafür gibt es, da die Ozeane 70% der Oberfläche bedecken, eine sehr hohe Chance so finden wir ihn in der Regel nicht. Der Chicxulub Krater, der auch für das Aussterben der Dinosaurier mitverantwortlich gemacht wurde, liegt an der Grenze zum Festland von Yucatán. Obwohl er so noch auf dem Kontinentalsockel liegt, ist er nur auf Sonaraufnahmen erkennbar. Der Meeresboden weist keine Spur des Kraters auf, er wurde vollständig von Sedimenten zugedeckt. Auf der Erde findet man von den älteren Kratern nur noch die größten und bei vielen konnte man erst auf Satellitenaufnahmen ihre Natur entdecken. Zu stark sind auf der Erde Erosionsprozesse und geologische Veränderungen. Schaut man sich dagegen das Gesichts des Mondes an, so erkennt man wie heftig das Bombardement früher war. Allerdings nahm auch beim Mond die Aufschlaghäufigkeit vor 3,3 Milliarden Jahren stark ab, als Erde und Mond die meisten der die Erdbahn kreuzenden Objekte "aufgesammelt" hatten. Es sind aber noch einige übrig.

Einschläge in die Ozeane sind kurzlebig. Beständig sind nur (in Grenzen) die Spuren auf den Kontinentalplatten (auch die Platten können sich aufspalten, kollidieren und verformen). Der Meeresboden wird dagegen ständig neu gebildet und nach einiger Zeit unter die Platten gezogen. Der Nordatlantik entstand z.B. erst nach dem Ende der Kreidezeit. Noch vor 66 Millionen Jahren gab es eine Landebrücke zwischen Nordamerika, Grönland, Island und Europa. Das bedeutet der gesamte Boden dort, immerhin heute über 4000 km Breite ist weniger als 66 Millionen Jahre alt. Das durchschnittliche Alter der Meeresböden beträgt nur 200 Millionen Jahre. Darüber hinaus ist der Meeresboden noch nicht vollständig kartiert. Viele gefundene Impaktstrukturen fand man bei der Suche nach Erdölfeldern, also mehr zufällig.

Daraus kann man ableiten, dass die beobachteten Einschlagkrater nur ein Bruchteil der jemals eingeschlagenen Körper sind und es durchaus wahrscheinlich ist, dass es noch viele größere Körper gibt, die auf der Erde einschlagen können.

Die Folgen

Was passiert, wenn ein Körper auf der Erde einschlägt? Nun im Prinzip unabhängig von der Größe immer das gleiche, die Auswirkungen hängen aber von der Größe ab.

Impact #Objekte von bis zu 100 m Größe (Durchmesser) haben die Chance bei der Passage der Erdatmosphäre in kleinere Brocken auseinanderzubrechen, die dann weniger gefährlich sind oder verglühen. Ab welcher Größe dies geschieht, hängt von der Zusammensetzung des Objektes ab. Raumsonden haben festgestellt, dass manche Planetoiden eine geringe Dichte haben, d.h. im Inneren Hohlräume aufweisen. Phobos hat z.B. eine Dichte von 1,7. Irdische Gesteine der Erdkruste dagegen eine dichte von 2,2 bis 2,7 je nach Typ. Die niedrige Dichte von Phobos ist nur erklärbar wenn der Marsmond porös ist oder Hohlräume aufweist. Derartige Körper können leicht zerbrechen. Ein kompaktes Objekt mit 50 m Durchmesser hat dagegen eine wesentlich geringe Chance von der Atmosphäre wirksam abgebremst und erhitzt zu werden, sodass es desintegriert. Bei den seltenen Eisenmeteoriten können kleine Brocken ohne Probleme die Atmosphäre unbeschadet ihrer Größe durchqueren. Der Barringer Krater in den USA von mehr als 1 km Durchmesser wurde zum Beispiel von einem nur 30 bis 50 m großen Eisenmeteoriten verursacht.

Auch die Geschwindigkeit und der Eintrittswinkel (flach oder fast senkrecht) spielt eine Rolle.

Unterhalb von 5-10 m Größe können nur Eisenmeteoriten die Atmosphäre durchqueren, ohne in kleine Bruchstücke zu zerfallen, die dann entweder verbrennen oder viel weniger Schaden anrichten. Bei Meteoren aus Gestein liegt die Grenze bei 30 bis 40 m Größe. Lockere Körper wie Asteroiden mit Hohlkörpern oder Kometenkerne, die auch die Erde erreichen können und die aus Eis und Gestein bestehen, müssen mindestens 100 m groß sein. Das Tunguska-Ereignis, bei dem ein Körper nicht aufschlug, sondern in etwa 9 km Höhe zerfiel entwurzelte durch die Druckwelle in einem Radius von 60 km Bäume. Er hatte nur eine Sprengkraft von 10-15 MT, diese Energie kann je nach Geschwindigkeit schon ein 30-80 m großer Körper aufweisen.

Manicouagan Reservoir Die Geschwindigkeit ist eine wichtige Rolle beim Einschlag. Es gibt hier zwei Möglichkeiten. Die meisten NEO umkreisen die Sonne in der Bewegungsrichtung der Erde. Wenn dann ihre Umlaufbahn nicht zu exzentrisch ist, also das Perihel nicht näher als die Venus oder das Aphel nicht weiter als der Mars liegt, dann beträgt die Aufschlaggeschwindigkeit etwa 12 km/s. Sehr exzentrische Bahnen können zu höheren Annäherungsgeschwindigkeiten führen mit einem Maximum von etwa 15 km/s, wenn sie Bahnebene in etwa der Erde entspricht. Bei retrograden Planetoiden, die die Sonne entgegen der Bewegungsrichtung der Erde und der anderen Planeten umrunden, sind viel höhere Geschwindigkeiten möglich, da sie praktisch auf Gegenkurs sind. Verglichen mit alltäglichen Erfahrungen: Der Normalfall entspricht dem Aufprall eines Autos beim Überholen eines anderen Autos: Relevant ist nur die Geschwindigkeitsdifferenz zwischen beiden Fahrzeugen. Hat das eine Auto eine Geschwindigkeit von 120 km/h, das auffahrende eine von 130 km/h, so erfolgt der Aufprall mit 10 km/h. Dagegen entspricht ein Retrograder Körper dem Aufprall eines Autos von der Gegenfahrbahn. Das wären dann bei ebenfalls 130 km/h insgesamt 260 km/h. Allerdings sind solche retrograden Planetoiden sehr selten. Der Planetoid 2009 HC82, der die Erdbahn kreuzt, hält derzeit den Geschwindigkeitsrekord von 63 km/s. Das ist mehr als die doppelte Bahngeschwindigkeit der Erde (im Mittel 29,8 km/s)

Da die Aufschlagsenergie quadratisch von der Geschwindigkeit abhängt (nach E=½ mv²) bedeutet eine Geschwindigkeit von 63 km/s eine gegenüber 12 km/s rund 27,6-mal höhere Energie, oder wenn man es auf den Durchmesser bezieht, dann hat ein Planetoid mit 100 m Durchmesser und 63 km/s Geschwindigkeit die gleiche Energie wie einer von 300 m Durchmesser und 12 km/s Geschwindigkeit. Er wird also einen dreimal größeren Krater verursachen.

Wenn ein 100 m großer Körper auf der Erde einschlägt, hinterlässt er einen 1-2 km großen Krater. Der Kraterdurchmesser ist abhängig von der Energie, die wiederum von der Energie abhängt. Die Energie ist höher bei einer hohen Geschwindigkeit oder hohen Dichte. So entstand der Barringer Krater, einer der bekanntesten Krater durch einen nur 50 m großen Eisen-Nickel Asteroiden. Er ist nun aber nicht 500 m groß, sondern wegen der hohen Dichte des Asteroiden 1,186 km im Durchmesser. Für Gesteinsmeteoriten kann man grob damit rechnen, dass der erzeugte Krater zehn bis zwanzigmal größer ist, als der Körper, der ihn verursachte. Das Steinheimer Becken wurde z.B durch einen 100-150 m großen Planetoiden geschlagen, der mit 20 km/s aufschlug, einer relativ hohen Geschwindigkeit. Daher ist der Krater auch sehr groß: Er hat 3,8 km Durchmesser.

Sudbury Crater Der Auswurf betrifft ein viel größeres Gebiet, etwa einen Kreis von 20-40 km Durchmesser. In diesem Bereich schlagen Reste des Asteroiden auf, aber vor allem auch Material, das beim Ausbruch ausgeworfen wurde. Das ist viel mehr als der Meteorit selbst wiegt. Beim obigen Barringer Krater ist dieser bis zu 170 m tief. Der „Aushub“ beträgt mehr als das tausendfache Volumen des Meteoriten. Ein Teil bildet einen Wall um den Krater. Aber der Rest geht rund um den Krater nieder. Bei sehr großen Impakten kann das ausgeschüttete Material auch zum Teil lange in der Atmosphäre verbleiben. Sehr große Krater weisen auch einen Zentralberg auf. Dieser entsteht, wenn in der Mitte das beim Einschlag stark komprimierte Material durch den Druck auf den Erdmantel „zurückfedert“ und einen Berg bildet.

Hitze, Druckwelle und herabregnendes Material würden das meiste Leben in diesem Umkreis zerstören. Darüber hinaus gibt es seismische Wellen (Erdbeben) in der direkten Umgebung, bedingt durch die Explosion und Kompression des Untergrundes. Der Barringer Krater von „nur“ 1,2 km Durchmesser soll beim Einschlag je nach Schätzung eine Energie von 10-50 MT TNT-Äquivalenten freigesetzt haben.

Ein 100-m-Asteroid kann also eine Großstadt wie Berlin auslöschen. Die mittelbaren Folgen, in Form von Asche und Staub in der Atmosphäre, welcher später herunterregnet, uns Licht nimmt und damit die Landwirtschaft stark beeinträchtigt, betrifft ein noch größeres Gebiet. Die Folgen eines Einschlags eines 100-m-Asteroiden betreffen ein ganzes Land.

Beim Einschlag eines 1 km großen Körper passiert im wesentlich das Gleiche. Nur hat dieser die 1000-fache Masse und entsprechend mehr Energie. Der Krater ist nun größer und hat einen Durchmesser von etwa 10-15 km. Ein solches Ereignis verursachte zum Beispiel das Nördlinger Ries vor 15 Millionen Jahren. Hier ist der Krater 22 x 24 km groß. Der Körper der ihn verursachte wird auf 1,5 km Durchmesser geschätzt. Die Folgen sind entsprechend größer. Geschmolzenes Glas von dem Ereignis fand man noch in Frankreich und der Tschechei bis in 450 km Entfernung. So weit wurde also Material beim Einschlag geschleudert. Im wesentlichen sind die unmittelbaren Folgen nun in einem Bereich von 200-400 km das Auslöschen des Lebens und es wird so viel Material ausgetauscht, dass es Wochen und Monate dauert, bis es wieder aus der Atmosphäre verschwindet. Ein solches Ereignis verändert das Klima für längere Zeit auf einem ganzen Kontinent.

Gosses Bluff Northern Territory Australia Ein 10 km großer Brocken verursacht schon einen 100-km-Krater. Die Folgen eines solchen Ereignisses sind weltweit wahrzunehmen. Asche wird in solche Höhen befördert, dass sie sich weltweit verteilt. Sie reflektiert das Sonnenlicht und es kühlt sich das Klima weltweit ab. Je nachdem wo der Aufschlag können die Folgen noch gravierender sein. Der Chicxulub Einschlag fand auf Gestein statt, das Sulfate und Carbonate enthielt. Carbonate bilden Kohlendioxid, wenn sie verdampfen. Sulfate bilden bei der Freisetzung zuerst Schwefeldioxid und dann Schwefelsäure. Es kommt zu einer Beeinflussung des Klimas. Kohlendioxid kann einen Treibhauseffekt auslösen. Schwefelsäure dagegen denn noch viel unangenehmeren sauren Regen, der die Pflanzenwelt global zerstören kann, aber auch den pH-Wert des Wassers absenken kann (das tut auch die Kohlensäure, wenn auch in geringerem Maße). Schwefelsäureaerosole können aber auch in der Stratosphäre das Sonnenlicht reflektieren und so den gegenteiligen Effekt haben, nämlich einen nuklearen Winter, sprich eine globale Abkühlung. Dies kann auch durch den Gesteinsstaub verursacht werden, der jedoch nicht so langlebig ist. In kleinem Maße kennen wir dies von Vulkanausbrüchen, welche auch dieses Gas und Asche in die Stratosphäre befördern.

Bei einem Einschlag dieser Dimension sind die Folgen global. Iridium, ein in der Erdkruste seltenes Element, aber häufiger in Asteroiden nachzuweisen, fand sich in einer dicken schwarzen Schicht rund um den Globus noch Tausende von Kilometern vom Einschlagsort bei Mexiko entfernt. Die Trümmer des Himmelskörpers wurden in der Kreide-Tertiärgrenze, einer bis zu 20 cm dicken fossilfreien Schicht aus dunklem Material, überall auf der Erde nachgewiesen.

Neue Untersuchungen zeigen auch, dass ein solcher Einschlag noch weitergehende Folgen hat. Seismische Wellen (sprich Erdbeben) gibt es bei jedem Einschlag. Doch bei einem über 100 km großen Krater sind sie so stark, dass sie um den ganzen Erdball laufen können und sogar das Erdinnere durchqueren können. Die Folgen sind, dass alle Wellen an einem Antipol, 180° von der Einschlagsstelle entfernt wieder zusammenkommen und hier die Erdkruste massiv aufheizen. Es kommt zum Durchbruch eines Hotspots, eines heißen Gebiets des Erdmantels unter der Erdkruste. Die Folge ist, dass an dieser Stelle es zu starkem Vulkanismus kommt, bei dem nicht ein Vulkan, sondern eine ganze Region vulkanisch aktiv wird. Es kann an Land zu der Bildung von Hochländern aus der ausgeworfenen Asche kommen und unter dem Meeresboden zu der Bildung von neuen Vulkaninseln. Die dabei freigesetzte Asche und die Gase verstärken die Wirkung des Einschlags, auch sie verändern das Klima. Als 1883 der Vulkan Krakatau ausbrach, waren die Folgen global. Die Asche reflektierte das Sonnenlicht, in der ganzen Nordhalbkugel war über mehrere Jahre hinweg das Klima um 0,5 bis 0,8 Grad Celsius kühler. Dabei betrug die dabei freigesetzte Energie nur 200 MT TNT-Äquivalent. Das entspricht der Impaktenergie eines 200 m großen Asteroiden mit 12 km/s. Natürlich wird nur ein Teil der Energie in seismischen Wellen übergehen, doch bei einem 5-10 km großen Asteroiden, der einen 100-km-Krater schlagen kann, ist auch nur ein kleiner Teil ein Vielfaches dieser Energie.

Steinheimer Crater Heute wird vermutet, dass zumindest das die Aussterbeereignisse am Ende des Perms und der Kreide auf dem Einschlag von Asteroiden beruhten. Bei der Kreide wurden zwei Krater gefunden, der Chicxulub Krater ist der bekanntere. Ein Zweiter findet sich in Indien. Bei dem Ereignis am Ende des Perms, bei dem noch mehr Tierarten ausstarben, kennt man noch nicht den Krater, doch man weiß von dem induzierten Vulkanismus. Am Ende des Perms gab es die größte Sterbewelle in der Erdgeschichte. 75% der Landtiere und 95% der maritimen Organismen starben aus (am Ende der Kreide waren es nur 70%). Die Vulkane waren über 165.000 bis 600.000 Jahre aktiv und bildeten in Sibirien eine bis zu 3000 m dicke Lavaschicht.

Andere Aussterbewellen in der Erdgeschichte scheinen ebenfalls mit Einschlägen zusammenzuhängen, doch fehlen dafür noch die Beweise. Der Entdecker des Chicxulub Kraters, Walter Alvarez vertritt z.B. die Theorie, dass ein Begleiter der Sonne alle 26 bis 28 Millionen Jahre Körper ins innere Sonnensystem lenkt.

Für die Auswirkungen eines größeren Einschlags ist es, egal ob dieser im Meer oder auf dem Land erfolgt, nur gibt es beim Einschlag im Meer noch zusätzlich eine Flutwelle unvorstellbaren Ausmaßes. Meer ist für einen Himmelskörper, der mehrere Kilometer groß ist und sich mit über 10 km/s bewegt kein Hindernis, das Wasser wird schlicht und einfach zur Seite gedrängt und erzeugt eine Tsunamiwelle, die bis zu 100 m Höhe erreicht und anders als herkömmliche Tsunamis weit ins Land hineinfliest.

Das Risiko

Gott sei Dank sind solche Ereignisse recht selten. Ein Einschlag eines 10-km-Brockens selten vor. Unter den noch erhaltenen Kratern sind nur 6 von Asteroiden dieser Größe verursacht worden. Die Zahl ist so klein, dass man nur schätzen kann, wie oft ein Planetoid dieser Größe einschlägt. Berücksichtigt man die Erosion und den Einschlag im Meer, dann sollte ein Ereignis etwa alle 25-100 Millionen Jahre vorkommen, mit großen Abweichungen. Ein Einschlag eines etwa 1 km großen Körpers kommt alle paar Millionen Jahre vor.

Mit einem 100-m-Brocken muss man dagegen schon alle 100.000-500.000 Jahren rechnen. Geschätzt wird, dass bis zu 2000 Objekte mit einer Größe von 1 km Größe potenziell die Erde innerhalb einer Milliarde Jahre treffen könnten, das heißt ihre Bahnen dies erlauben. Dies ist eine Hochrechnung basierend auf den bisherigen Beobachtungen.

Nahe Vorbeiflüge, bei denen die Asteroiden nicht aufschlugen, wurden vermehrt erst bemerkt, als man begann systematisch nach den NEO zu suchen. Von 2004 bis Ende 2011 gab es insgesamt sieben registrierte Ereignisse, bei denen Asteroiden die Erde in einer Distanz passierten, die kleiner als die Entfernung zum Mond war. Die kürzeste Distanz betrug 6500 km, erreicht vom nur 6 m großen Objekt 2004 FU162. Viele der Körper wurden nur wenige Stunden bis Tage vorher entdeckt. Es gab also praktisch keine Vorwarnzeit. Von den bekannten Asteroiden hat der immerhin ein Kilometer große Asteroid 1950 DA hat eine Chance von 1:500 die Erde am 16.3.2880 zu treffen.

Asteroidenabwehr

Nachdem nun die Folgen klar sind, will ich mich mal mit der Abwehr beschäftigen. Schaue ich mir einen Film an, so ist das ganz einfach: Da schickt man eine Astronautengruppe hin, die bringt eine Wasserstoffbombe zur Explosion und das war's....

Ja Pustekuchen. Die Druckwelle, die auf der Erde so viel Zerstörung anrichtet, gibt es bei einem Planetoiden mangels Atmosphäre nicht. Die Hitze und freigesetzte Energie verdampft einen Teil des Asteroiden und sprengt Teile ab, die den Kurs leicht ändern können. Doch zerstören kann man ihn nur, wenn man ein tiefes Loch bohrt und dort die Bombe zündet. Doch selbst wenn man das geschafft hätte, was hat man damit gewonnen? Der Planetoid wäre in Stücke gesprengt. Die Bahnen sind nicht berechenbar und man hat danach vielleicht nur das Problem verschoben. Manche Autoren sehen in vielen kleinen Bruchstücken eine größere Gefahr. Sofern man aber weiß, dass der originale Asteroid die Erde garantiert trifft, bewirkt aber ein Zersprengen, dass die kleineren Bruchstücke insgesamt harmloser sind und es natürlich neben großen Brocken auch viele kleine Teile gibt, die spurlos verglühen.

Was gegen eine Nuklearexplosion spricht, ist auch, dass sie niemals vorher getestet wurde, schließlich gibt es den Vertrag über das Verbot von Atomwaffentests im Weltraum. Man weiß daher weder, ob es generell funktioniert, noch über die beste Methode (nahe Explosion, Explosion beim Aufschlag oder wenn überhaupt möglich Explosion im Inneren) noch die unmittelbare Wirkung. All das müsste man aber klären, bevor man es versucht. Diese Option wäre nur die letzte Möglichkeit, wenn z.B. ein Asteroid auf der Erde einschlagen wird, man ihn aber so spät entdeckt, dass man keine andere Wahl mehr hat.

Viel sinnvoller ist es die Bahn so zu verändern, dass er die Erde verfehlt. Der wichtigste Faktor dafür ist Zeit: Je früher man den NEO entdeckt, je mehr Zeit man hat, um sich zu wappnen, desto geringer ist der Aufwand, den man treiben muss. Die Vorgehensweise ist folgende: Wir wissen, dass der Erdbahnkreuzer an einem bestimmten Punkt die Erdbahn kreuzt, dummerweise ergeben Berechnungen, dass die Erde beim gleichen Punkt zur gleichen Zeit sein wird, er also mit der Erde zusammenstößt. Wir müssen nun nur noch dafür sorgen, dass der Asteroid etwas früher oder etwas später diesen Punkt passiert. Da die Erde die Sonne mit 29,8 km/s umrundet würde eine „Verfrühung“ oder „Verspätung“ von 12756 km (maximaler Erddurchmesser) / 29,8 km/s = etwa 430 s ausreichen, dass er bei der Erde dicht vorbeischwirrt. Da die Erde den Planetoiden anzieht und er auch nicht die Atmosphäre treffen soll, wird man eher dafür sorgen, dass er die Erde in etwas größerer Distanz passiert. Als Minimum sollen hier 15000 km angenommen werden, das lässt dann noch eine Bahnabweichung von 2000 km zu.

Was ich nun bei den Berechnungen mache ist eine extreme Vereinfachung. Wenn ich die Geschwindigkeit eines Planetoiden ändere, so ändere ich auch die Bahn. Das heißt, der sonnennächste und sonnenfernste Punkt verschieben sich es dreht sich die Bahn im Raum. Das erste führt zu einer neuen Umlaufszeit und damit auch andern Passagezeitpunkten der Erdbahn, das Zweite verschiebt den Passagepunkt. Diese Veränderungen kann man aber vernachlässigen, wenn es um kleine Änderungen geht, dann kann man linear rechnen, als bewege sich der Planetoid auf einer Geraden.

Zuerst einmal muss man ein paar Eckdaten festlegen:

Größe und Masse des Planetoiden: Annahme: Der Planetoid ist kugelförmig, 1 km Durchmesser mit einer Dichte von 1.9 (das entspricht leichtem Gestein, ohne größere Hohlräume). So hat er eine Masse von rund 1 Billion kg (1000 Milliarden kg).
Geschwindigkeit relativ zur Erde: 15 km/s (ein durchschnittlicher Wert).
Zeit, die wir zur Geschwindigkeitsänderung haben: 10 Jahre (je mehr desto besser, doch neigt die Menschheit auch bei Katastrophen (siehe Klimawandel) nicht in längeren Zeiträumen zu denken. Politiker denken prinzipiell nur in 4-5 Jahren Zeiträumen (allerhöchstens)
Ablenkung: um 15.000 km (Erddurchmesser 12756 km + etwas Luft nach oben/unten).

Frage 1: Welche Energie brauche ich, um den Planetoiden abzulenken?

Nun ich habe zwei Möglichkeiten. Zum einen kann die Geschwindigkeit des Planetoiden soweit abbremsen, dass die Erde auf ihrer Bahn weitergezogen ist. Die Erde bewegt sich im Durchschnitt mit 29.8 km/s. Man müsste also die Ankunftszeit um 15000/29.8 = 504 Sekunden verzögern.

Das Zweite ist den Planetoiden abzulenken, indem man ihn quer zur Bahn beschleunigt. Nach S= 1/2 a*t² bräuchte man für 15.000 km und 10 Jahre eine Beschleunigung von 3.02 x 10^-10 m/s. Lösung Nr.1 läuft im Prinzip auch auf eine Streckenberechnung heraus, allerdings ist die Strecke kleiner. Denn der Asteroid bewegt sich mit 15 km/s, die Erde aber mit nahezu 30 km/s. Für jeden Asteroiden, der eine Geschwindigkeit relativ zur Erde kleiner als 30 km/s hat, ist Lösung 1 günstiger. Man kommt dann mit 1.501 x 10^-10 m/s Dauerbeschleunigung aus.

Multipliziert man dies mit der Masse des Planetoiden von 1x10¹² kg so kommt man auf 151 N als Dauerbeschleunigung. Das ist recht wenig. Ein typischer Satellitenantrieb produziert 400 N Schub. Allerdings muss man ihn über 10 Jahre aufrechterhalten. Mit chemischen Treibstoffen bräuchte man dann ungeheure Mengen. Bei dem heute verwendeten Treibstoffen etwa 16 Millionen kg. Das ist also nicht praktikabel.

Elektrische Antriebe sind hier erheblich besser geeignet. Heute sind diese vor allem optimiert auf geringe Kosten, weshalb man sehr hohe Spannungen zum Beschleunigen vermeidet. Doch verfügbar sind Antriebe die Ausströmgeschwindigkeiten von 200 km/s durch Hintereinanderschalten von Beschleunigungsstrecken schaffen. Dadurch kann man die Treibstoffmenge drastisch reduzieren. Doch 240 t Treibstoff bräuchte man immer noch. Mehr noch: man bräuchte eine Energiequelle welche den Strom für den Antrieb liefert. Eine Berechnung ergibt einen Strombedarf von etwa 22 MW und das ist ein Problem. Solarzellen leisten heute etwa 200-250 W/m² beim Start, da die Leistung abnimmt im Laufe der Zeit und ein Planetoid auch von der Sonne weiter entfernt kann man in Durchschnitt nur mit 100 Watt verfügbarer Leistung pro m² rechnen. Bei einem Flächengewicht von 2 kg/m² (ein guter Wert für große Solarpanels) braucht man so eine Fläche von 220.000 m² und die Panels wiegen 440.000 kg. Dazu kommen noch die Triebwerke, Strukturen und die Tanks für den Treibstoff. Weiteren Treibstoff braucht man, um überhaupt den Planetoiden zu erreichen. So kommen sicherlich insgesamt 800 t zusammen.

800 t - das ist nicht viel. Die USA planen eine neue Mondrakete, die SLS mit einer Nutzlast von 76 bis 130 t. Sechs bis 10 Flüge dieser Rakete würden ausreichen. Selbst wenn man nur die derzeit verfügbaren Trägersysteme nimmt, dann stehen mit der Ariane 5, Proton, Delta IV Heavy drei Systeme zur Verfügung, die zusammen in 2-3 Jahren diese Nutzlast transportieren können. Dafür müssten sie nur anstatt Satelliten Module transportieren, die dann von einem niedrigen Erdorbit aus zu dem Asteroiden fliegen würden. Dort landen und ihn dann beschleunigen würden. Es muss nicht ein großer Antrieb sein. Viele kleine die man an verschiedenen Stellen der Oberfläche absetzt wären genauso geeignet. Allerdings muss der Betrieb genau geplant sein, denn jeder Himmelskörper rotiert um seine Achse. Berücksichtigt man dies nicht, so wirkt der Schub nicht in eine Richtung, sondern nach einer halben Umdrehung in die Gegenrichtung, man würde also das schon erreichte wieder aufheben,

800 t in einen niedrigen Erdorbit sind nur etwa doppelt, so viel wie die Raumstation ISS wiegt. Allerdings ist das äußerst knapp kalkuliert. In der Praxis wird man natürlich eine größere Sicherheitsdistanz haben wollen. Das Objekt (99942) Apophis wird am 13.4.2029 die Erde in 30.000 km Entfernung passieren. Er wiegt 7.9 x 10¹⁰ kg und hat einen Durchmesser von 250-390 m. Ein Einschlag würde eine Energie von 1480 MT TNT-Äquivalent freisetzen (das entspricht der Sprengkraft von 500 Interkontinentalraketen des US-Typs Minuteman II). Das ist also eine nicht zu vernachlässigbare Gefahr. Trotzdem reagiert man nicht drauf. 30.000 km Minimaldistanz bei der Passage reichen also aus. Das verdoppelt in etwa die Anforderungen (doppelte Distanz = doppelter Schub = doppelt so viel Treibstoff = doppelt so hoher Strombedarf). Man müsste dann 1600 t Material transportieren. Die Technologie existiert auch dafür. (Ein Kernreaktor wäre sicher bei diesem Bedarf im MW Bereich besser, doch bislang hat man keinen weltraumtauglichen Reaktor dieser Größe entwickelt. Russische Reaktoren, die schon bei Satelliten getestet wurden, liegen im kW Bereich und sind deutlich schwerer als Solarzellen).

Wir könnten uns heute also vor einem 1 km großen Brocken schützen. Gegen einen 10-km-Brocken, der 1000-mal mehr wiegt, ist dies nicht möglich. Denn dazu müsste man auch 1000-mal mehr Material transportieren. Das wären dann 800.000-1.600.000 t oder 8.000-16.000 Flüge einer 100 t Rakete. Zum Trost kennen wir aber auch nur ein Objekt dieser Größe. Umgekehrt sind die kleinen Körper, die viel kleiner sind mit relativ geringem Aufwand, der schon heute möglich wäre auf Basis existierender antriebe und Treibstoffen ablenkbar.

Noch eine zweite Möglichkeit wird oft erwähnt. Das Überziehen des Asteroiden mit einer reflektierenden Oberfläche. Die Grundidee dahinter ist, dass das Licht (nicht die freigesetzten Partikel) der Sonne einen Druck ausüben. Dieser ist jedoch sehr gering. Bei völliger Reflexion des Lichts (wie z.B. bei einem Spiegel) sind dies 9 N/km². Schon alleine darin sieht man, dass diese Möglichkeit bei dem 1-km-Asteroiden nicht in Frage kommt. Er hat eine der Sonne zugewandte Fläche von deutlich kleiner als 1 km² und selbst wenn es 1 km² wären, dann beträgt der Schub nur 9 N, wir brauchen aber 151 N. Diese Methode ist nur praktikabel, wenn man deutlich mehr Zeit zur Verfügung hat (in unserem Beispiel mindestens 20-mal so viel) oder der Körper deutlich kleiner als 50-60 m ist. Dann stellt er aber auch keine Gefahr mehr dar.

Was heute vor allem für kleine Körper favorisiert wird, ist der konventionelle Einschlag auf den Planetoiden. Nehmen wir eine Raumsonde von 1 t Gewicht, die mit 3 km/s von hinten auf den 1 km großen Asteroiden aufprallt. Sie überträgt dann eine Energie von 4500 MJ (1000 kg * (3000 m/s)² / 2). Bei der Masse von 1 Billion Kilogramm beschleunigt dies den Körper um 0,0045 m/s. Das ist wenig. Doch nach 1 Jahr ist der Planetoid so 141912 m vor seiner nominellen Position. Bei 15 km/s relativ zur Erde sind das fast 10 s. Nach 10 Jahren sind es 94,6 s und wenn man 54 Jahre vor dem Aufschlag, die Raumsonde kollidieren lässt, dann wird der Asteroid die Erde um obige 15.000 km verpassen.

Das zeigt sehr deutlich wie wichtig der Zeitfaktor ist. Wir können praktisch jeden Himmelskörper der die Erde treffen kann soweit ablenken, dass er die Erde in sicherer Distanz passiert. Wir müssen nur rechtzeitig genug reagieren. Bei obigem Körper haben wir 800 Jahre Zeit, also würde schon ein kleiner Körper ausreichen ihn weit genug von der Erde abzulenken.

Der Aufschlag ist optimierbar, indem wir eine möglichst hohe Aufschlaggeschwindigkeit erreichen. Das ist, da sie im Quadrat bei der Energieberechnung eingeht, wirksamer als eine sehr hohe Masse einzusetzen. Wenn der Asteroid zu dem Aten Typ gehört, dann liegt der sonnenfernste Punkt nahe der Erdbahn. Er ist dort also am langsamsten. Man muss dann die Raumsonde relativ zur Erde gar nicht stark beschleunigen, sondern kann sie einfach auf eine Umlaufbahn schicken, wo sie den Asteroiden an der Erdbahn trifft. Dazu muss sie nur Fluchtgeschwindigkeit erreichen. Alternativ kann man sie auch auf eine Umlaufbahn entsenden, deren Perihel auf der Erdbahn liegt und das Aphel in der Nähe des Mars. Das kostet beim Start von der Erde aus nur etwa 500 m/s, doch hat die Sonde dann im Perihel eine Relativgeschwindigkeit relativ zur Erde von 3.000 bis 4.000 m/s. Nimmt man den Asteroid Aten, den Namensgeber der Aten-Gruppe als Beispiel, so umrundet dieser die Sonne in 118,2 bis 171 Millionen km Entfernung. Relativ zur Erdbahn beträgt die Differenzgeschwindigkeit beim Kreuzen dieser nur rund 600 m/s. Eine Raumsonde, die dagegen von der Erde aus startete und einen sonnenfernsten Punkt in der Nähe des Mars (230 Millionen km hat), wird mit 3 km/s auf dem Planetoiden einschlagen.

Dasselbe wird man bei den Apollo-Asteroiden tun, nur wird man, da ihre Bahnen vor allem nach außen führen die Raumsonde dann ins innere Sonnensystem senden. Ist es bahntechnisch möglich, so kann man sogar die Venus, Erde oder Mars nutzen, um zusätzlich Geschwindigkeit aufzunehmen. Erde und Venus können je nach Bahngeometrie eine Raumsonde maximal um 3-4 km/s beschleunigen, Mars immerhin noch um etwa 1 km/s. So sind mit relativ geringem Aufwand Relativ Geschwindigkeiten von etwa 6 km/s erreichbar. Größere Trägerraketen wie die Ariane 5 können etwa 5 t auf diese Bahn bringen, sodass dies ausreichend wäre, bis zu 90 GJ auf den Körper zu übertragen. Damit könnte man den obigen Asteroiden noch umlenken, wenn man der Aufschlag drei Jahre vor dem möglichen Zusammenstoß erfolgt. Da die Mission aber geplant sein muss und die Sonde zuerst diese Bahn erreichen und dann durch Swing-Bys korrigieren muss, wird man dies mindestens 10, eher 15 Jahre vorher angehen. Da nur die übertragene Energie zählt, ist es, egal ob es sich um ein Projektil oder eine komplexe Sonde handelt. So könnte eine Muttersonde z.B. einen schweren, kompakten Körper auf Kollisionskurs bringen, selbst aber den Asteroiden verfehlen, aber den Einschlag und die Auswirkung beobachten.

Von der technischen Umsetzung her ist der „Schuss“ auf den NEO die heute am ehesten verwirklichbare Möglichkeit den Kurs zu beeinflussen.

Die oftmals von Laien vorgeschlagene Möglichkeit einen Asteroiden mit Lasern von der Erde aus zu beschießen ist dagegen nur auf den ersten Blick so gut. Vergleicht man die Energien über die wir hier reden (90 Gigajoule beim obigen Szenario als Maximalgrenze) so kann ein für die Fusionsforschung verfügbarer Laser diese mit rund 50.000 Pulsen à 1,85 MJ Energie aufbringen. Verteilt über einige Tage bis Wochen wäre dies technisch möglich. Doch wie beim Licht wirkt als Schub nur der Teil der Energie der dem Strahlungsdruck entspricht, und dieser ist klein. Bei der sonne fällt auf eine Fläche von 1 km² in Erdnähe eine Energie von 1,35 GJ, doch der Strahlungsdruck entspricht nur 9 N. Ein Laser wäre nur nützlich wenn es gelänge Material so freizusetzen, dass es gezielt mit einer hohen Geschwindigkeit den Asteroiden verlässt und damit einen Impuls überträgt. Doch dazu müsste man sehr viel über den Asteroiden wissen (Form, Rotationsrate, Bewegung um die Achsen) und sehr genau zielen können, was heute nicht möglich ist, zumindest nicht vom Erdboden aus. Denn die Erdatmosphäre weitet auch den Laserstrahl auf. Bei den Laserreflektorexperimenten auf dem Mond hat der Laserstrahl auf dem Mond schon einen Durchmesser von 7 km. Dabei ist der Mond uns nahe. Wenn wir von 4 oder gar 40 Millionen Kilometer reden, also der zehn bis hundertfachen Entfernung und damit die Distanz die ein NEO bei einer relativ nahen Passage oder im Durchschnitt von der Erde hat, dann sind es schon 70 oder 700 km. Verglichen mit dieser Fläche ist dann die Leistung die pro Quadratmeter ankommt weitaus geringer als die der Sonne.

Was bei allen Optionen offen ist, ist natürlich die Frage, ob die so geänderte Bahn dann nicht dazu führt, dass der Körper später sich der Erde nähert, die er sonst verpasst hätte.

Artikel verfasst am 14.11.2012

Bücher vom Autor über Raumsonden

Lang Zeit gab es von mir nur ein Buch über Raumsonden: die beiden Mars-Raumsonden des Jahres 2011, Phobos Grunt und dem Mars Science Laboratory. Während die russische Raumsonde mittlerweile auf dem Grund des Pazifiks ruht, hat für Curiosity die Mission erst bekommen. Das Buch informiert über die Projektgeschichte, den technischen Aufbau der Sonden und ihrer Experimente, die geplante Mission und Zielsetzungen. Die Mission von Curiosity ist bis nach der Landung (Sol 10) dokumentiert. Einsteiger profitieren von Kapiteln, welche die bisherige Marsforschung skizzieren, die Funktionsweise der Instrumente erklären aber auch die Frage erläutern wie wahrscheinlich Leben auf dem Mars ist.

2018 wurde dies durch zwei Lexika, im Stille der schon existierenden Bücher über Trägerraketen ergänzt. Jedes Raumsonden Programm wird auf durchschnittlich sechs bis acht Seiten vorgestellt, ergänzt durch eine Tabelle mit den wichtigsten zeitlichen und technischen Daten und Fotos der Raumsonde, bzw., Fotos die sie aufgenommen hat. Ich habe weil es in einen band nicht rein geht eine Trennung im Jahr 1990 gemacht. Alle Programme vorher gibt es in Band 1. Die folgenden ab 1990 gestarteten dann in Band 2. In Band 2 ist ein Raumsonden Programm meist eine Einzelsonde (Ausnahme MER). In Band 1 dagegen ein Vorhaben das damals zumeist aus Doppelstarts bestand, oft auch mehr wie z.B. neun Ranger oder sieben Surveyor. Beide Bänder sind etwa 400 Seiten stark. In Band 1 gibt es noch eine gemeinsame Einführung für beide Bände über Himmelsmechanik und Technik der Instrumente. Beide Bände haben einen Anhang mit Startlisten, Kosten von Raumsonden und Erfolgsstatistiken. Band 2 hatte Redaktionsschluss im Januar 2018 und enthält die für 2018 geplanten Missionen über die es genügend Daten gab.

Hier eine Beschreibung des Buchs auf meiner Website für die Bücher, wo es auch ein Probekapitel zum herunterladen gibt. Sie können das Buch direkt beim Verlag kaufen (versandlostenfrei). Dann erhalte ich als Autor eine etwas höhere Marge, aber auch über den normalen Buchhandel, Amazon (obige Links) und alle anderen Portale wie Bücher.de oder Libri.

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