Die Asteroiden gefunden im weiten Raum zwischen Mars und Jupiter, einer Region des Sonnensystems, die als Asteroidengürtel bezeichnet wird. Asteroiden sind zu klein, um ohne Teleskop gesehen zu werden; der erste von ihnen wurde erst zu Beginn des neunzehnten Jahrhunderts entdeckt.

Entdeckung und Umlaufbahnen der Asteroiden

In den späten 1700er Jahren suchten viele Astronomen nach einem zusätzlichen Planeten, von dem sie dachten, dass er in der Lücke zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter existieren sollte. Der sizilianische Astronom Giovanni Piazzi glaubte, diesen fehlenden Planeten 1801 gefunden zu haben, als er den ersten Asteroiden (oder wie er später „Kleinplanet“ genannt wurde) entdeckte, der 2, 8 AE von der Sonne entfernt kreiste. Seiner Entdeckung, die er Ceres nannte, folgte schnell die Entdeckung von drei anderen kleinen Planeten in ähnlichen Umlaufbahnen.

Klar, es gab keinen einzigen fehlenden Planeten zwischen Mars und Jupiter, sondern eine ganze Gruppe von Objekten, jedes viel kleiner als unser Mond. (Eine analoge Entdeckungsgeschichte hat sich im äußeren Sonnensystem in Zeitlupe abgespielt. Pluto wurde 1930 jenseits von Neptun entdeckt und ursprünglich Planet genannt, aber Anfang des einundzwanzigsten Jahrhunderts wurden mehrere ähnliche Objekte gefunden. Wir nennen sie jetzt alle Zwergplaneten.)

Bis 1890 waren mehr als 300 dieser Kleinplaneten oder Asteroiden von scharfäugigen Beobachtern entdeckt worden. In diesem Jahr führte Max Wolf in Heidelberg die astronomische Fotografie in die Suche nach Asteroiden ein und beschleunigte die Entdeckung dieser dunklen Objekte erheblich. Jahrhundert verwenden Suchende computergesteuerte elektronische Kameras, ein weiterer Technologiesprung. Mehr als eine halbe Million Asteroiden haben jetzt genau bestimmte Umlaufbahnen.

Asteroiden erhalten eine Nummer (entsprechend der Reihenfolge ihrer Entdeckung) und manchmal auch einen Namen. Ursprünglich wurden die Namen von Asteroiden von Göttinnen in der griechischen und römischen Mythologie gewählt. Nachdem sie diese und andere weibliche Namen erschöpft hatten (später auch die von Ehepartnern, Freunden, Blumen, Städten und anderen), wandten sich die Astronomen den Namen von Kollegen (und anderen Persönlichkeiten) zu, die sie ehren wollten. Zum Beispiel werden die Asteroiden 2410, 4859 und 68448 nach den drei ursprünglichen Autoren dieses Lehrbuchs Morrison, Fraknoi und Sidneywolff genannt.

Der größte Asteroid ist Ceres (nummeriert 1) mit einem Durchmesser von knapp 1000 Kilometern. Wie wir gesehen haben, galt Ceres bei seiner Entdeckung als Planet, wurde aber später als Asteroid bezeichnet (der erste von vielen.) Jetzt wurde er erneut neu klassifiziert und gilt wie Pluto als einer der Zwergplaneten (siehe Kapitel über Monde, Ringe und Pluto). Wir finden es jedoch immer noch praktisch, Ceres als den größten der Asteroiden zu diskutieren. Zwei weitere Asteroiden, Pallas und Vesta, haben Durchmesser von etwa 500 Kilometern, und etwa 15 weitere sind größer als 250 Kilometer (siehe Tabelle 1). Die Anzahl der Asteroiden nimmt mit abnehmender Größe rapide zu; es gibt ungefähr 100 mal mehr Objekte mit einem Durchmesser von 10 Kilometern als 100 Kilometer. Bis 2016 wurden fast eine Million Asteroiden von Astronomen entdeckt.

Die Asteroiden kreisen alle um die Sonne in die gleiche Richtung wie die Planeten, und die meisten ihrer Umlaufbahnen liegen in der Nähe der Ebene, in der die Erde und andere Planeten kreisen. Die meisten Asteroiden befinden sich im Asteroidengürtel, der Region zwischen Mars und Jupiter, in der sich alle Asteroiden mit Umlaufzeiten zwischen 3, 3 und 6 Jahren befinden (Abbildung 1). Obwohl sich mehr als 75% der bekannten Asteroiden im Gürtel befinden, sind sie nicht eng beieinander (wie sie manchmal in Science-Fiction-Filmen dargestellt werden). Das Volumen des Gürtels ist tatsächlich sehr groß und der typische Abstand zwischen Objekten (bis zu 1 Kilometer groß) beträgt mehrere Millionen Kilometer. (Dies war ein Glück für Raumschiffe wie Galileo, Cassini, Rosetta und New Horizons, die ohne Kollision durch den Asteroidengürtel reisen mussten.)

Abbildung 1: Asteroiden im Sonnensystem. Dieses computergenerierte Diagramm zeigt die Positionen der im Jahr 2006 bekannten Asteroiden. Wenn die Asteroidengrößen maßstabsgetreu gezeichnet würden, wäre keiner der Punkte, die einen Asteroiden darstellen, sichtbar. Hier sind die Asteroidenpunkte zu groß und vermitteln einen falschen Eindruck davon, wie überfüllt der Asteroidengürtel aussehen würde, wenn Sie darin wären. Beachten Sie, dass es neben denen im Asteroidengürtel auch Asteroiden im inneren Sonnensystem und einige entlang der Jupiterbahn (wie die Trojaner- und Griechen-Gruppen) gibt, die von der Schwerkraft des Riesenplaneten gesteuert werden.

Dennoch gab es in der langen Geschichte unseres Sonnensystems eine gute Anzahl von Kollisionen zwischen den Asteroiden selbst. Im Jahr 1918 stellte der japanische Astronom Kiyotsugu Hirayama fest, dass einige Asteroiden in Familien fallen, Gruppen mit ähnlichen Orbitaleigenschaften. Er stellte die Hypothese auf, dass jede Familie aus dem Auseinanderbrechen eines größeren Körpers oder wahrscheinlicher aus der Kollision zweier Asteroiden resultieren könnte. Geringfügige Unterschiede in den Geschwindigkeiten, mit denen die verschiedenen Fragmente die Kollisionsszene verließen, erklären die geringe Streuung der Umlaufbahnen, die jetzt für die verschiedenen Asteroiden in einer bestimmten Familie beobachtet wird. Es gibt mehrere Dutzend solcher Familien, und Beobachtungen haben gezeigt, dass einzelne Mitglieder der meisten Familien ähnliche Zusammensetzungen haben, wie wir es erwarten würden, wenn sie Fragmente eines gemeinsamen Elternteils wären.

Zusammensetzung und Klassifizierung

Asteroiden sind so unterschiedlich wie schwarz und weiß. Die meisten sind sehr dunkel, mit einem Reflexionsvermögen von nur 3 bis 4%, wie ein Kohleklumpen. Eine andere große Gruppe hat jedoch eine typische Reflektivität von 15%. Um mehr über diese Unterschiede und ihre Beziehung zur chemischen Zusammensetzung zu erfahren, untersuchen Astronomen das Spektrum des von Asteroiden reflektierten Lichts, um Hinweise auf ihre Zusammensetzung zu erhalten.Die dunklen Asteroiden werden aus Spektralstudien als primitive Körper (solche, die sich seit Beginn des Sonnensystems chemisch wenig verändert haben) aus Silikaten, gemischt mit dunklen, organischen Kohlenstoffverbindungen, entlarvt. Diese sind als C-Typ-Asteroiden („C“ für kohlenstoffhaltig) bekannt. Zwei der größten Asteroiden, Ceres und Pallas, sind primitiv, wie fast alle Asteroiden im äußeren Teil des Gürtels.

Die zweitgrößte Gruppe sind die Asteroiden vom S-Typ, wobei „S“ für eine steinige oder silikatische Zusammensetzung steht. Hier fehlen die dunklen Kohlenstoffverbindungen, was zu einer höheren Reflektivität und klareren spektralen Signaturen von Silikatmineralien führt. Die Asteroiden vom S-Typ sind auch chemisch primitiv, aber ihre unterschiedliche Zusammensetzung weist darauf hin, dass sie wahrscheinlich an einem anderen Ort im Sonnensystem gebildet wurden als die Asteroiden vom C-Typ.Asteroiden einer dritten Klasse, die viel weniger zahlreich sind als die der ersten beiden, bestehen hauptsächlich aus Metall und werden als Asteroiden vom M-Typ („M“ für metallisch) bezeichnet. Spektroskopisch ist die Identifizierung von Metall schwierig, aber zumindest für den größten Asteroiden vom Typ M, Psyche, wurde diese Identifizierung durch Radar bestätigt. Da ein Metallasteroid wie ein Flugzeug oder Schiff ein viel besserer Radarreflektor ist als ein steiniges Objekt, erscheint Psyche hell, wenn wir einen Radarstrahl darauf richten.

Wie sind solche Metallasteroiden entstanden? Wir vermuten, dass jedes von einem Mutterkörper stammte, der groß genug war, damit sich sein geschmolzenes Inneres absetzen oder differenzieren konnte, und die schwereren Metalle sanken in die Mitte. Als dieser Mutterkörper bei einer späteren Kollision zerbrach, waren die Fragmente aus dem Kern reich an Metallen. Selbst ein 1 Kilometer langer Asteroid vom Typ M enthält genug Metall, um die Welt auf absehbare Zeit mit Eisen und vielen anderen Industriemetallen zu versorgen, wenn wir eines sicher zur Erde bringen könnten.

Zusätzlich zu den Asteroiden vom Typ M zeigen einige andere Asteroiden Anzeichen einer frühen Erwärmung und Differenzierung. Diese haben basaltische Oberflächen wie die vulkanischen Ebenen des Mondes und des Mars; Der große Asteroid Vesta (gleich besprochen) gehört zu dieser letzten Kategorie.

Die verschiedenen Klassen von Asteroiden befinden sich in unterschiedlichen Entfernungen von der Sonne (Abbildung 2). Indem wir verfolgen, wie sich die Asteroidenzusammensetzungen mit der Entfernung von der Sonne ändern, können wir einige der Eigenschaften des Sonnennebels rekonstruieren, aus dem sie ursprünglich entstanden sind.

beschriftet Abbildung 2: Wo verschiedene Arten von Asteroiden gefunden werden. Asteroiden unterschiedlicher Zusammensetzung sind in unterschiedlichen Abständen von der Sonne verteilt. Der S-Typ und der C-Typ sind beide primitiv; Der M-Typ besteht aus Kernen differenzierter Elternkörper.

Vesta: Ein differenzierter Asteroid

Abbildung 3: Stück Vesta. Dieser Meteorit (Gestein, das aus dem Weltraum gefallen ist) wurde als vulkanisches Fragment aus der Kruste des Asteroiden Vesta identifiziert. (credit: Modifikation der Arbeit von R. Kempton (New England Meteoritical Services))

Vesta ist einer der interessantesten Asteroiden. Es umkreist die Sonne mit einer Semi-Major-Achse von 2,4 AE im inneren Teil des Asteroidengürtels. Seine relativ hohe Reflektivität von fast 30% macht es zum hellsten Asteroiden, so hell, dass es tatsächlich mit bloßem Auge sichtbar ist, wenn Sie genau wissen, wo Sie suchen müssen. Sein wahrer Anspruch auf Ruhm ist jedoch, dass seine Oberfläche mit Basalt bedeckt ist, was darauf hindeutet, dass Vesta ein differenziertes Objekt ist, das trotz seiner geringen Größe (etwa 500 Kilometer Durchmesser) einst vulkanisch aktiv gewesen sein muss.

Meteoriten von Vestas Oberfläche (Abbildung 3), die durch Vergleich ihrer Spektren mit denen von Vesta selbst identifiziert wurden, sind auf der Erde gelandet und stehen für direkte Untersuchungen im Labor zur Verfügung. Wir wissen also viel über diesen Asteroiden. Das Alter der Lavaströme, aus denen diese Meteoriten stammen, wurde bei 4,4 bis 4 gemessen.5 Milliarden Jahre, sehr bald nach der Entstehung des Sonnensystems. Dieses Alter stimmt mit dem überein, was wir für Vulkane auf Vesta erwarten könnten; Welcher Prozess auch immer ein so kleines Objekt erhitzte, war wahrscheinlich intensiv und kurzlebig. Im Jahr 2016 fiel in der Türkei ein Meteorit, der mit einem bestimmten Lavastrom identifiziert werden konnte, wie die Raumsonde Dawn im Orbit zeigte.

Asteroiden aus nächster Nähe

Auf dem Weg zu ihrer Begegnung mit Jupiter im Jahr 1995 sollte die Raumsonde Galileo in die Nähe von zwei Asteroiden vom Typ S des Hauptgürtels namens Gaspra und Ida fliegen. Die Galileo-Kamera zeigte sowohl so lang als auch sehr unregelmäßig (ähnlich einer zerschlagenen Kartoffel), wie es sich für Fragmente einer katastrophalen Kollision gehört (Abbildung 4).

Abbildung 4: Mathilde, Gaspra und Ida. Die ersten drei Asteroiden fotografiert von Raumsonde Vorbeiflüge, im gleichen Maßstab gedruckt. Gaspra und Ida sind vom S-Typ und wurden von der Galileo-Raumsonde untersucht; Mathilde ist vom C-Typ und war ein Vorbeiflugziel für die NEAR-Shoemaker-Raumsonde. (credit: modification of work by NEAR Project, Galileo Project, NASA)

Die detaillierten Bilder ermöglichten es uns, die Krater auf Gaspra und Ida zu zählen und abzuschätzen, wie lange ihre Oberflächen Kollisionen ausgesetzt waren. Die Galileo-Wissenschaftler kamen zu dem Schluss, dass diese Asteroiden nur etwa 200 Millionen Jahre alt sind (dh die Kollisionen, die sie bildeten, fanden vor etwa 200 Millionen Jahren statt). Berechnungen legen nahe, dass ein Asteroid von der Größe von Gaspra oder Ida irgendwann in den nächsten Milliarden Jahren eine weitere katastrophale Kollision erwarten kann, zu welcher Zeit er gestört wird, um eine weitere Generation noch kleinerer Fragmente zu bilden.

Die größte Überraschung des Galileo-Vorbeiflugs von Ida war die Entdeckung eines Mondes (der damals Dactyl hieß) im Orbit um den Asteroiden (Abbildung 5). Obwohl nur 1.5 Kilometer im Durchmesser, kleiner als viele College—Campus, Dactyl bietet Wissenschaftlern etwas sonst außerhalb ihrer Reichweite – eine Messung der Masse und Dichte von Ida mit Keplers Gesetzen. Die Entfernung des Mondes von etwa 100 Kilometern und seine Umlaufzeit von etwa 24 Stunden weisen darauf hin, dass Ida eine Dichte von etwa 2, 5 g / cm3 aufweist, was der Dichte primitiver Gesteine entspricht. In der Folge haben sowohl große Teleskope für sichtbares Licht als auch ein leistungsstarkes Planetenradar viele andere Asteroidenmonde entdeckt, so dass wir jetzt wertvolle Daten über Asteroidenmassen und -dichten sammeln können.

Abbildung 5: Ida und Dactyl. Der Asteroid Ida und sein winziger Mond Dactyl (der kleine Körper rechts davon) wurden 1993 von der Galileo-Raumsonde fotografiert. Unregelmäßig geformte Ida ist 56 Kilometer in seiner längsten Dimension, während Dactyl etwa 1,5 Kilometer breit ist. Die Farben wurden in diesem Bild intensiviert; Für das Auge sehen alle Asteroiden grundsätzlich grau aus. (credit: modification of work by NASA/ JPL)

Übrigens sind Phobos und Deimos, die beiden kleinen Monde des Mars, wahrscheinlich eingefangene Asteroiden (Abbildung 6). Sie wurden zuerst 1977 von den Viking-Orbitern und später von Mars Global Surveyor aus nächster Nähe untersucht. Beide sind unregelmäßig, etwas länglich und stark geformt und ähneln anderen kleineren Asteroiden. Ihre größten Abmessungen betragen etwa 26 Kilometer bzw. 16 Kilometer. Die kleinen äußeren Monde von Jupiter und Saturn wurden wahrscheinlich auch von vorbeiziehenden Asteroiden eingefangen, vielleicht früh in der Geschichte des Sonnensystems.

Abbildung 6: Monde des Mars. Die beiden kleinen Monde des Mars, (a) Phobos und (b) Deimos, wurden 1877 vom amerikanischen Astronomen Asaph Hall entdeckt. Ihre Oberflächenmaterialien ähneln vielen Asteroiden im äußeren Asteroidengürtel, was Astronomen zu der Annahme veranlasst, dass die beiden Monde eingefangene Asteroiden sein könnten. (credit a: Modifikation der Arbeit der NASA; credit b: Modifikation der Arbeit der NASA / JPL-Caltech / University of Arizona)

Ab den 1990er Jahren haben Raumfahrzeuge mehrere weitere Asteroiden genau unter die Lupe genommen. Das Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) Raumschiff ging in die Umlaufbahn um den S-Typ Asteroiden Eros und wurde ein temporärer Mond dieses Asteroiden. Auf dem Weg nach Eros wurde das NEAR-Raumschiff nach dem Planetengeologen Eugene Shoemaker umbenannt, einem Pionier in unserem Verständnis von Kratern und Einschlägen.Ein Jahr lang umkreiste die Raumsonde NEAR-Shoemaker den kleinen Asteroiden in verschiedenen Höhen, maß seine Oberflächen- und Innenzusammensetzung und kartierte Eros von allen Seiten (Abbildung 7). Die Daten zeigten, dass Eros aus einigen der chemisch primitivsten Materialien im Sonnensystem besteht. Mehrere andere Asteroiden wurden als lose gebundene Trümmer enthüllt, aber nicht Eros. Seine gleichmäßige Dichte (ungefähr die gleiche wie die der Erdkruste) und ausgedehnte globale Rillen und Grate zeigen, dass es sich um ein gebrochenes, aber festes Gestein handelt.

Abbildung 7: Blick auf den Nordpol von Eros. Diese Ansicht wurde aus sechs Bildern des Asteroiden aus einer Höhe von 200 Kilometern erstellt. Der große Krater an der Spitze wurde Psyche genannt (nach dem Mädchen, das in der klassischen Mythologie Eros ‚Liebhaber war) und ist etwa 5,3 Kilometer breit. Direkt darunter ist ein sattelförmiger Bereich zu erkennen. Krater in vielen verschiedenen Größen sind sichtbar. (credit: modification of work by NASA / JHUPL)

Eros hat viel loses Oberflächenmaterial, das in Richtung niedrigerer Höhen heruntergerutscht zu sein scheint. An einigen Stellen ist die oberflächliche Trümmerschicht 100 Meter tief. Die Oberseite des losen Bodens ist mit verstreuten, halb vergrabenen Felsbrocken übersät. Es gibt so viele dieser Felsbrocken, dass sie zahlreicher sind als die Krater. Natürlich, mit der Schwerkraft so niedrig auf dieser kleinen Welt, würde ein besuchender Astronaut lose Felsbrocken finden, die ziemlich langsam auf sie zurollen, und könnte leicht hoch genug springen, um nicht von einem getroffen zu werden. Obwohl das FAST Schuhmacher-Raumschiff nicht als Lander konstruiert war, durfte es am Ende seiner Orbitalmission im Jahr 2000 sanft an die Oberfläche fallen, wo es seine chemische Analyse für eine weitere Woche fortsetzte.

Im Jahr 2003 besuchte die japanische Hayabusa-1-Mission nicht nur einen kleinen Asteroiden, sondern brachte auch Proben zurück, um sie in Laboratorien auf der Erde zu untersuchen. Der Ziel-S-Typ-Asteroid Itokawa (in Abbildung 8 dargestellt) ist viel kleiner als Eros und nur etwa 500 Meter lang. Dieser Asteroid ist länglich und scheint das Ergebnis der Kollision zweier separater Asteroiden vor langer Zeit zu sein. Es gibt fast keine Einschlagskrater, aber eine Fülle von Felsbrocken (wie ein Trümmerhaufen) auf der Oberfläche.

Abbildung 8: Asteroid Itokawa. Die Oberfläche des Asteroiden Itokawa scheint keine Krater zu haben. Astronomen haben die Hypothese aufgestellt, dass seine Oberfläche aus Felsen und Eisbrocken besteht, die durch eine geringe Schwerkraft zusammengehalten werden, und sein Inneres ist wahrscheinlich auch ein ähnlicher Trümmerhaufen. (credit: JAXA)

Das Hayabusa-Raumschiff sollte nicht landen, sondern die Oberfläche gerade lange genug berühren, um eine kleine Probe zu sammeln. Dieses knifflige Manöver scheiterte beim ersten Versuch, Das Raumschiff kippte kurz auf die Seite. Schließlich gelang es den Controllern, einige Körner Oberflächenmaterial aufzunehmen und in die Rückführkapsel zu überführen.

Abbildung 9: Hayabusa Rückkehr. Dieses dramatische Bild zeigt, wie die Hayabusa-Sonde beim Wiedereintritt zerbricht. Die Rückkehrkapsel, die sich vom Hauptraumschiff trennte und mit dem Fallschirm an die Oberfläche flog, leuchtet unten rechts. (credit: modification of work by NASA Ames / Jesse Carpenter / Greg Merkes)

Der Wiedereintritt 2010 in die Erdatmosphäre über Australien war spektakulär (Abbildung 9), mit einem feurigen Zerfall des Raumfahrzeugs, während eine kleine Rückkehrkapsel erfolgreich an die Oberfläche sprang. Monate sorgfältiger Extraktion und Untersuchung von mehr als tausend winzigen Staubpartikeln bestätigten, dass die Oberfläche von Itokawa eine Zusammensetzung hatte, die einer bekannten Klasse primitiver Meteoriten ähnelte. Wir schätzen, dass die Staubkörner, die Hayabusa aufnahm, seit etwa 8 Millionen Jahren auf der Oberfläche des Asteroiden freigelegt waren.

Die ehrgeizigste Asteroiden-Weltraummission (Dawn genannt) hat die beiden größten Hauptgürtel-Asteroiden Ceres und Vesta besucht, die jeweils etwa ein Jahr lang umkreisen (Abbildung 10). Ihre großen Größen (Durchmesser von etwa 1000 bzw. 500 Kilometern) machen sie für den Vergleich mit den Planeten und großen Monden geeignet. Beide erwiesen sich als stark kraterartig, was bedeutet, dass ihre Oberflächen alt sind. Auf Vesta haben wir nun tatsächlich die großen Einschlagskrater lokalisiert, die die basaltischen Meteoriten ausgeworfen haben, die zuvor als von diesem Asteroiden stammend identifiziert wurden. Diese Krater sind so groß, dass sie mehrere Schichten von Vestas Krustenmaterial aufnehmen.

Abbildung 10: Vesta und Ceres. Die NASA-Raumsonde Dawn machte diese Bilder der großen Asteroiden (a) Vesta und (b) Ceres. (a) Beachten Sie, dass Vesta nicht rund ist, wie Ceres (der als Zwergplanet gilt). Ein Berg doppelt so hoch wie Mt. Der Everest auf der Erde ist ganz unten im Vesta-Bild sichtbar. (b) Das Bild von Ceres hat seine Farben übertrieben, um Unterschiede in der Zusammensetzung hervorzuheben. Sie können ein weißes Merkmal im Occator-Krater in der Nähe der Bildmitte sehen. (gutschrift a, b: modifikation der Arbeit von NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS/DLR/IDA)

Ceres hatte keine vergleichbare Geschichte von Rieseneinschlägen, daher ist seine Oberfläche mit Kratern bedeckt, die eher denen aus dem Mondhochland ähneln. Die große Überraschung bei Ceres ist das Vorhandensein sehr heller weißer Flecken, die hauptsächlich mit den zentralen Gipfeln großer Krater in Verbindung gebracht werden (Abbildung 11). Das helle Mineral ist eine Art Salz, das entweder bei der Bildung dieser Krater entsteht oder anschließend aus dem Inneren freigesetzt wird.

Abbildung 11: Weiße Flecken in einem größeren Krater auf Ceres. Diese hellen Merkmale scheinen Salzablagerungen in einem Ceres-Krater namens Occator zu sein, der 92 Kilometer breit ist. (credit: modification of work by NASA / JPL-Caltech / UCLA/ MPS/DLR/IDA)

Glossar

Asteroid: Asteroidengürtel: Die Region des Sonnensystems zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter, in der sich die meisten Asteroiden befinden; Der Hauptgürtel, in dem die Umlaufbahnen im Allgemeinen am stabilsten sind, erstreckt sich von 2,2 bis 3,3 AE von der Sonne