text: Als Asteroiden (von ), Kleinplaneten oder Planetoiden werden astronomische Kleinkörper bezeichnet, die sich auf keplerschen Umlaufbahnen um die Sonne bewegen und größer als Meteoroiden (Millimeter bis Meter), aber kleiner als Zwergplaneten (ca. tausend Kilometer) sind. Der Begriff Asteroid wird oft als Synonym von Kleinplanet verwendet, bezieht sich aber hauptsächlich auf Objekte innerhalb der Neptunbahn und ist kein von der IAU definierter Begriff. Jenseits der Neptunbahn werden solche Körper auch transneptunische Objekte (TNO) genannt. Nach neuerer Definition fasst der Begriff Kleinplanet die „klassischen“ Asteroiden und die TNO zusammen. Bislang sind über 1,316 Millionen Asteroiden im Sonnensystem bekannt (Stand: 13. Oktober 2023), wobei jeden Monat mehrere Tausend neue Entdeckungen hinzukommen und die tatsächliche Anzahl wohl in mehrere Millionen gehen dürfte. Asteroiden haben im Gegensatz zu den Zwergplaneten definitionsgemäß eine zu geringe Masse, um in ein hydrostatisches Gleichgewicht zu kommen und eine annähernd runde Form anzunehmen, und sind daher generell unregelmäßig geformte Körper. Nur die wenigsten haben mehr als einige hundert Kilometer Durchmesser. Große Asteroiden im Asteroidengürtel sind die Objekte (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, (5) Astraea, (6) Hebe, (7) Iris, (10) Hygiea und (15) Eunomia. Bezeichnungen Die Bezeichnung Asteroid bezieht sich auf die Größe der Objekte. Asteroid bedeutet wörtlich „sternartig“. Fast alle sind so klein, dass sie im Teleskop wie der Lichtpunkt eines Sterns erscheinen. Die Planeten erscheinen hingegen als kleine Scheibe mit einer gewissen räumlichen Ausdehnung. Die Bezeichnung Kleinplanet oder Planetoid rührt daher, dass sich die Objekte am Firmament wie Planeten relativ zu den Sternen bewegen. Asteroiden sind keine Planeten und gelten auch nicht als Zwergplaneten, denn aufgrund ihrer geringen Größe ist die Gravitation zu schwach, um sie annähernd zu einer Kugel zu formen. Gemeinsam mit Kometen und Meteoroiden gehören Asteroiden zur Klasse der Kleinkörper. Meteoroiden sind kleiner als Asteroiden, aber zwischen ihnen und Asteroiden gibt es weder von der Größe noch von der Zusammensetzung her eine eindeutige Grenze. Zwergplaneten Seit der 26. Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union (IAU) und ihrer Definition vom 24. August 2006 zählen die großen runden Objekte, deren Gestalt sich im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, strenggenommen nicht mehr zu den Asteroiden, sondern zu den Zwergplaneten. (1) Ceres (975 km Durchmesser) ist das größte Objekt im Asteroidengürtel und wird als einziges Objekt zu den Zwergplaneten gezählt. (2) Pallas und (4) Vesta sind große Objekte im Asteroidengürtel, beide sind aber nicht rund und somit per Definition keine Zwergplaneten. Im Kuipergürtel gibt es neben dem – früher als Planet und heute als Zwergplanet eingestuften – Pluto (2390 km Durchmesser) weitere Zwergplaneten: (136199) Eris (2326 km), (136472) Makemake (1430 × 1502 km), (136108) Haumea (elliptisch, etwa 1920 × 1540 × 990 km), (50000) Quaoar (1110 km) und (90482) Orcus (917 km). Das Ende 2003 jenseits des Kuipergürtels entdeckte etwa 995 km große Objekt (90377) Sedna dürfte ebenfalls als Zwergplanet einzustufen sein. Die Geschichte der Asteroidenforschung Vermuteter Kleinplanet und die „Himmelspolizey“ Bereits im Jahr 1760 entwickelte der deutsche Gelehrte Johann Daniel Titius eine einfache mathematische Formel (Titius-Bode-Reihe), nach der die Sonnenabstände der Planeten einer einfachen numerischen Folge entsprechen. Nach dieser Folge müsste es allerdings zwischen Mars und Jupiter einen weiteren Planeten im Sonnenabstand von 2,8 AE geben. Auf diesen offenbar noch unentdeckten Planeten setzte gegen Ende des 18. Jahrhunderts eine regelrechte Jagd ein. Für eine koordinierte Suche wurde 1800, als erstes internationales Forschungsvorhaben, die Himmelspolizey gegründet. Organisator war Baron Franz Xaver von Zach, der seinerzeit an der Sternwarte Gotha tätig war. Der Sternhimmel wurde in 24 Sektoren eingeteilt, die von Astronomen in ganz Europa systematisch abgesucht wurden. Für den Planeten hatte man bereits den Namen „Phaeton“ reservieren lassen. Die Suche blieb insofern erfolglos, als der erste Kleinplanet (Ceres) zu Jahresbeginn 1801 durch Zufall entdeckt wurde. Allerdings bewährte sich die Himmelspolizey bald in mehrfacher Hinsicht: mit der Wiederauffindung des aus den Augen verlorenen Kleinplaneten, mit verbesserter Kommunikation über Himmelsentdeckungen und mit der erfolgreichen Suche nach weiteren Kleinplaneten zwischen 1802 und 1807. Die Entdeckung der ersten Kleinplaneten In der Neujahrsnacht des Jahres 1801 entdeckte der Astronom und Theologe Giuseppe Piazzi im Teleskop der Sternwarte von Palermo (Sizilien) bei der Durchmusterung des Sternbildes Stier einen schwach leuchtenden Himmelskörper, der in keiner Sternkarte verzeichnet war. Piazzi hatte von Zachs Forschungsvorhaben gehört und beobachtete das Objekt in den folgenden Nächten, da er vermutete, den gesuchten Planeten gefunden zu haben. Er sandte seine Beobachtungsergebnisse an Zach, wobei er es zunächst als neuen Kometen bezeichnete. Piazzi erkrankte jedoch und konnte seine Beobachtungen nicht fortsetzen. Bis zur Veröffentlichung seiner Beobachtungen verging viel Zeit. Der Himmelskörper war inzwischen weiter in Richtung Sonne gewandert und konnte zunächst nicht wiedergefunden werden. Der Mathematiker Gauß hatte allerdings ein numerisches Verfahren entwickelt, das es erlaubte, unter Anwendung der Methode der kleinsten Quadrate die Bahnen von Planeten oder Kometen anhand nur weniger Positionen zu bestimmen. Nachdem Gauß die Veröffentlichungen Piazzis gelesen hatte, berechnete er die Bahn des Himmelskörpers und sandte das Ergebnis nach Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers entdeckte das Objekt daraufhin am 31. Dezember 1801 wieder, das schließlich den Namen Ceres erhielt. Im Jahr 1802 entdeckte Olbers einen weiteren Himmelskörper, den er Pallas nannte. 1803 wurde Juno, 1807 Vesta entdeckt. Bis zur Entdeckung des fünften Asteroiden, Astraea im Jahr 1845, vergingen allerdings 38 Jahre. Die bis dahin entdeckten Asteroiden wurden damals noch nicht als solche bezeichnet – sie galten zu dieser Zeit als vollwertige Planeten. So kam es, dass der Planet Neptun bei seiner Entdeckung im Jahr 1846 nicht als achter, sondern als dreizehnter Planet gezählt wurde. Ab dem Jahr 1847 folgten allerdings so rasch weitere Entdeckungen, dass bald beschlossen wurde, für die zahlreichen, aber allesamt doch recht kleinen Himmelskörper, welche die Sonne zwischen Mars und Jupiter umkreisen, eine neue Objektklasse von Himmelskörpern einzuführen: die Asteroiden, die sogenannten kleinen Planeten. Die Zahl der großen Planeten sank somit auf acht. Bis zum Jahr 1890 wurden insgesamt über 300 Asteroiden entdeckt. Fotografische Suchmethoden, Radarmessungen Nach 1890 brachte die Anwendung der Fotografie in der Astronomie wesentliche Fortschritte. Die Asteroiden, die bis dahin mühsam durch den Vergleich von Teleskopbeobachtungen mit Himmelskarten gefunden wurden, verrieten sich nun durch Lichtspuren auf den fotografischen Platten. Durch die im Vergleich zum menschlichen Auge höhere Lichtempfindlichkeit der fotografischen Emulsionen konnten, in Kombination mit langen Belichtungszeiten bei Nachführung des Teleskops quasi im Zeitraffer, äußerst lichtschwache Objekte nachgewiesen werden. Durch den Einsatz der neuen Technik stieg die Zahl der entdeckten Asteroiden rasch an. Ein Jahrhundert später, um 1990, löste die digitale Fotografie in Gestalt der CCD-Kameratechnik einen weiteren Entwicklungssprung aus, der durch die Möglichkeiten der computerunterstützten Auswertung der elektronischen Aufnahmen noch potenziert wird. Seither hat sich die Zahl jährlich aufgefundener Asteroiden nochmals vervielfacht. Ist die Bahn eines Asteroiden bestimmt worden, kann die Größe des Himmelskörpers aus der Untersuchung seiner Helligkeit und des Rückstrahlvermögens, der Albedo, ermittelt werden. Dazu werden Messungen mit sichtbaren Lichtfrequenzen sowie im Infrarotbereich durchgeführt. Diese Methode ist allerdings mit Unsicherheiten verbunden, da die Oberflächen der Asteroiden chemisch unterschiedlich aufgebaut sind und das Licht unterschiedlich stark reflektieren. Genauere Ergebnisse können mittels Radarbeobachtungen erzielt werden. Dazu können Radioteleskope verwendet werden, die, als Sender umfunktioniert, starke Radiowellen in Richtung der Asteroiden aussenden. Durch die Messung der Laufzeit der von den Asteroiden reflektierten Wellen kann deren exakte Entfernung bestimmt werden. Die weitere Auswertung der Radiowellen liefert Daten zu Form und Größe. Regelrechte „Radarbilder“ lieferte beispielsweise die Beobachtung der Asteroiden (4769) Castalia und (4179) Toutatis. Automatisierte Durchmusterungen Neue und weiterentwickelte Technologien sowie fortgesetzte Leistungssteigerung von Detektoren und elektronischer Datenverarbeitung ermöglichten seit den 1990er Jahren eine Reihe von automatisierten Suchprogrammen mit verschiedenen Zielsetzungen. Diese Durchmusterungen haben einen erheblichen Anteil an der Neuentdeckung von Asteroiden. Eine Reihe von Suchprogrammen konzentriert sich auf erdnahe Asteroiden z. B. LONEOS, LINEAR, NEAT, NeoWise, Spacewatch, Catalina Sky Survey und Pan-STARRS. Sie haben erheblichen Anteil daran, dass quasi täglich neue Asteroiden gefunden werden, deren Anzahl Mitte Juli 2020 über 900.000 erreicht hatte. In naher Zukunft wird sich die Zahl der bekannten Asteroiden nochmals deutlich erhöhen, da für die nächsten Jahre Durchmusterungen mit erhöhter Empfindlichkeit geplant sind, zum Beispiel Gaia und LSST. Allein die Raumsonde Gaia soll nach Modellrechnungen bis zu eine Million bisher unbekannter Asteroiden entdecken. Beobachtungen mit Raumsonden Eine Reihe von Asteroiden konnte mittels Raumsonden näher untersucht werden: Die Raumsonde Galileo flog auf ihrem Weg zum Planeten Jupiter im Jahr 1991 am Asteroiden (951) Gaspra und 1993 an (243) Ida vorbei. Die Sonde NEAR-Shoemaker passierte 1997 den Asteroiden (253) Mathilde und landete 2001 auf (433) Eros. Die Sonde Deep Space 1 näherte sich 1999 dem Asteroiden (9969) Braille bis zu einem Abstand von lediglich 28 km. Die Sonde Stardust zog 2002 in 3.300 km Entfernung am Asteroiden (5535) Annefrank vorbei. Die japanische Sonde Hayabusa erreichte 2005 den Asteroiden (25143) Itokawa und entnahm erstmals Gesteinsproben von einem Asteroiden. Im Juni 2009 warf sie eine Kapsel mit diesen Proben über Australien ab. Im November 2010 bestätigte die JAXA, dass die Proben – etwa 1500 meist sehr kleine Partikel – definitiv von dem Asteroiden stammten. Die europäische Sonde Rosetta passierte 2008 den Asteroiden (2867) Šteins und 2010 den Asteroiden (21) Lutetia. Von Juli 2011 bis September 2012 befand sich die 2007 gestartete Raumsonde Dawn im Orbit um (4) Vesta. Anschließend machte sich die Raumsonde auf den Weg zum Zwergplaneten Ceres, den sie 2015 erreichte. Dez 2012: Vorbeiflug der chinesischen Sonde Chang’e 2 an Asteroid (4179) Toutatis. Weitere Missionen sind geplant, unter anderem: Für das Jahr 2024 plant die japanische Raumfahrtagentur JAXA die Mission Destiny Plus zum Asteroiden (3200) Phaethon. Benennung Die Namen der Asteroiden setzen sich aus einer vorangestellten Nummer und einem Namen zusammen. Die Nummer gab früher die Reihenfolge der Entdeckung des Himmelskörpers an. Heute ist sie eine rein numerische Zählform, da sie erst vergeben wird, wenn die Bahn des Asteroiden gesichert und das Objekt jederzeit wiederauffindbar ist; das kann durchaus erst Jahre nach der Erstbeobachtung erfolgen. Von den bisher bekannten 1.316.623 Asteroiden haben 629.008 eine Nummer (Stand: 13. Oktober 2023). Der Entdecker hat innerhalb von zehn Jahren nach der Nummerierung das Vorschlagsrecht für die Vergabe eines Namens. Dieser muss jedoch durch eine Kommission der IAU bestätigt werden, da es Richtlinien für die Namen astronomischer Objekte gibt. Dementsprechend existieren zahlreiche Asteroiden zwar mit Nummer, aber ohne Namen, vor allem in den oberen Zehntausendern. Neuentdeckungen, für die noch keine Bahn mit ausreichender Genauigkeit berechnet werden konnte, werden mit dem Entdeckungsjahr und einer Buchstabenkombination, beispielsweise 2003 UB313, gekennzeichnet. Die Buchstabenkombination setzt sich aus dem ersten Buchstaben für die Monatshälfte (beginnend mit A und fortlaufend bis Y ohne I) und einem fortlaufenden Buchstaben (A bis Z ohne I) zusammen. Wenn mehr als 25 Kleinplaneten in einer Monatshälfte entdeckt werden – was heute die Regel ist – beginnt die Buchstabenkombination von vorne, gefolgt von jeweils einer je Lauf um eins erhöhten laufenden Nummer. Der erste Asteroid wurde 1801 von Giuseppe Piazzi an der Sternwarte Palermo auf Sizilien entdeckt. Piazzi taufte den Himmelskörper auf den Namen „Ceres Ferdinandea“. Die römische Göttin Ceres ist Schutzpatronin der Insel Sizilien. Mit dem zweiten Namen wollte Piazzi König Ferdinand IV., den Herrscher über Italien und Sizilien ehren. Dies missfiel der internationalen Forschergemeinschaft und der zweite Name wurde fallengelassen. Die offizielle Bezeichnung des Asteroiden lautet demnach (1) Ceres. Bei den weiteren Entdeckungen wurde die Nomenklatur beibehalten und die Asteroiden wurden nach römischen und griechischen Göttinnen benannt; dies waren (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta, (5) Astraea, (6) Hebe, und so weiter. Als immer mehr Asteroiden entdeckt wurden, gingen den Astronomen die antiken Gottheiten aus. So wurden Asteroiden unter anderem nach den Ehefrauen der Entdecker, zu Ehren historischer Persönlichkeiten oder Persönlichkeiten des öffentlichen Lebens, Städten und Märchenfiguren benannt. Beispiele hierfür sind die Asteroiden (21) Lutetia, (216) Kleopatra, (719) Albert, (1773) Rumpelstilz, (5535) Annefrank, (17744) Jodiefoster. Neben Namen aus der griechisch-römischen Mythologie kommen auch Namen von Gottheiten aus anderen Kulturkreisen zur Anwendung, insbesondere für neu entdeckte, größere Objekte, wie (20000) Varuna, (50000) Quaoar und (90377) Sedna. Monde von Asteroiden erhalten zu ihrem Namen keine permanente Nummer und gelten nicht als Asteroiden oder Kleinkörper, da sie nicht selbstständig die Sonne umlaufen. Entstehung Zunächst gingen die Astronomen davon aus, dass die Asteroiden das Ergebnis einer kosmischen Katastrophe seien, bei der ein Planet zwischen Mars und Jupiter auseinanderbrach und Bruchstücke auf seiner Bahn hinterließ. Es zeigte sich jedoch, dass die Gesamtmasse der im Hauptgürtel vorhandenen Asteroiden sehr viel geringer ist als die des Erdmondes. Schätzungen der Gesamtmasse der Kleinplaneten schwanken zwischen 0,1 und 0,01 Prozent der Erdmasse (Der Mond hat etwa 1,23 Prozent der Erdmasse). Daher wird angenommen, dass die Asteroiden eine Restpopulation von Planetesimalen aus der Entstehungsphase des Sonnensystems darstellen. Die Gravitation von Jupiter, dessen Masse am schnellsten zunahm, verhinderte die Bildung eines größeren Planeten aus dem Asteroidenmaterial. Die Planetesimale wurden auf ihren Bahnen gestört, kollidierten immer wieder heftig miteinander und zerbrachen. Ein Teil wurde auf Bahnen abgelenkt, die sie auf Kollisionskurs mit den Planeten brachten. Hiervon zeugen noch die Einschlagkrater auf den Planetenmonden und den inneren Planeten. Die größten Asteroiden wurden nach ihrer Entstehung stark erwärmt (hauptsächlich durch den radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotops 26Al und möglicherweise auch des Eisenisotops 60Fe) und im Innern aufgeschmolzen. Schwere Elemente, wie Nickel und Eisen, setzten sich infolge der Schwerkraftwirkung im Inneren ab, die leichteren Verbindungen, wie die Silikate, verblieben in den Außenbereichen. Dies führte zur Bildung von differenzierten Körpern mit metallischem Kern und silikatischem Mantel. Ein Teil der differenzierten Asteroiden zerbrach bei weiteren Kollisionen, wobei Bruchstücke, die in den Anziehungsbereich der Erde geraten, als Meteoriten niedergehen. Klassifikationsschemata von Asteroiden Die spektroskopische Untersuchung der Asteroiden zeigte, dass deren Oberflächen chemisch unterschiedlich zusammengesetzt sind. Analog erfolgte eine Einteilung in verschiedene spektrale, beziehungsweise taxonomische Klassen. Klassifikationsschema nach Tholen David J. Tholen veröffentlichte 1984 für die Einordnung von Asteroiden anhand ihrer Spektraleigenschaften ein Klassifikationsschema mit 14 Klassen, die wiederum in 3 Gruppen (C, S und X) zusammengefasst sind: A-Asteroiden: Das Spektrum der A-Asteroiden zeigt deutliche Olivinbanden und weist auf einen völlig differenzierten Mantelbereich hin. A-Asteroiden halten sich im inneren Bereich des Hauptgürtels auf. Beispiele wären (446) Aeternitas, (1951) Lick und (1747) Wright. B-Asteroiden: Ähnlich zusammengesetzt wie die C- und G-Klasse. Abweichungen im UV-Bereich. Beispiele: (62) Erato, (2) Pallas, (3200) Phaethon sind B-Asteroiden. C-Asteroiden: Dies ist mit einem Anteil von 75 Prozent der häufigste Asteroidentyp. C-Asteroiden weisen eine kohlen- oder kohlenstoffartige (das C steht für Kohlenstoff), dunkle Oberfläche mit einer Albedo um 0,05 auf. Es wird vermutet, dass die C-Asteroiden aus dem gleichen Material bestehen wie die kohligen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten. Die C-Asteroiden bewegen sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels. (54) Alexandra, (164) Eva und (2598) Merlin sind Vertreter dieses Spektraltyps. D-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich zusammengesetzt wie die P-Asteroiden, mit einer geringen Albedo und einem rötlichen Spektrum. Beispiele sind (3552) Don Quixote, (435) Ella, (944) Hidalgo. E-Asteroiden: Die Oberflächen dieses seltenen Typs von Asteroiden bestehen aus dem Mineral Enstatit. Chemisch dürften sie den Enstatit-Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, ähneln. E-Asteroiden besitzen eine hohe Albedo von 0,4 und mehr. Beispiele: (29075) 1950 DA, (33342) 1998 WT24, (64) Angelina, (2867) Šteins. F-Asteroiden: Ebenfalls eine Untergruppe der C-Klasse, jedoch mit Unterschieden im UV-Bereich. Außerdem fehlen Absorptionslinien im Wellenlängenbereich des Wassers. Beispiele: (704) Interamnia, (1012) Sarema, (530) Turandot. G-Asteroiden: Sie können als Untergruppe der C-Klasse angesehen werden, da sie ein ähnliches Spektrum aufweisen, jedoch im UV-Bereich unterschiedliche Absorptionslinien aufweisen. Beispiele: (106) Dione, (130) Elektra, (19) Fortuna. M-Asteroiden: Der überwiegende Rest der Asteroiden wird diesem Typ zugerechnet. Bei den M-Meteoriten (das M steht für metallisch) dürfte es sich um die metallreichen Kerne differenzierter Asteroiden handeln, die bei der Kollision mit anderen Himmelskörpern zertrümmert wurden. Sie besitzen eine ähnliche Albedo wie die S-Asteroiden. Ihre Zusammensetzung dürfte der von Nickel-Eisenmeteoriten gleichen. (250) Bettina, (325) Heidelberga, (224) Oceana, (16) Psyche und (498) Tokio sind M-Asteroiden. P-Asteroiden: Asteroiden dieses Typs besitzen eine sehr geringe Albedo und ein Spektrum im rötlichen Bereich. Sie sind wahrscheinlich aus Silikaten mit Kohlenstoffanteilen zusammengesetzt. P-Asteroiden halten sich im äußeren Bereich des Hauptgürtels auf. Beispiele: (65) Cybele, (76) Freia, (1001) Gaussia, (46) Hestia und (643) Scheherezade. R-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich aufgebaut wie die V-Asteroiden. Das Spektrum weist auf hohe Anteile an Olivinen und Pyroxenen hin. Beispiel: (349) Dembowska. S-Asteroiden: Der mit einem Anteil von 17 Prozent zweithäufigste Typ (das S steht für Silikat) kommt hauptsächlich im inneren Bereich des Hauptgürtels vor. S-Asteroiden besitzen eine hellere Oberfläche mit einer Albedo von 0,15 bis 0,25. Von ihrer Zusammensetzung her ähneln sie den gewöhnlichen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, die überwiegend aus Silikaten zusammengesetzt sind. Beispiele: (29) Amphitrite, (5) Astraea, (27) Euterpe, (6) Hebe, (7) Iris. T-Asteroiden: T-Asteroiden findet man im mittleren und äußeren Bereich des Hauptgürtels sowie bei den Jupiter-Trojanern. Sie weisen ein dunkles rötliches Spektrum auf, unterscheiden sich jedoch von den P- und R-Asteroiden. Beispiele: (96) Aegle, (3317) Paris, (308) Polyxo, (596) Scheila. V-Asteroiden: Dieser seltene Typ von Asteroiden (das V steht für Vesta) ist ähnlich zusammengesetzt wie die S-Asteroiden. Der einzige Unterschied ist der erhöhte Anteil an Pyroxen-Mineralen. Es wird angenommen, dass alle V-Asteroiden aus dem silikatischen Mantel von Vesta stammen und bei der Kollision mit einem anderen großen Asteroiden abgesprengt wurden. Darauf weist ein gewaltiger Impaktkrater auf Vesta hin. Die auf der Erde gefundenen HED-Achondrite, eine seltene Gruppe von Steinmeteoriten, könnten ebenfalls von Vesta stammen, da sie eine ähnliche chemische Zusammensetzung aufweisen. Beispiele für V-Asteroiden: (4055) Magellan, (3908) Nyx, (3551) Verenia. X-Asteroiden: Asteroiden mit rötlichen Spektren, die nicht genauer in die Klassen E, M oder P eingeordnet werden können, weil die dafür notwendigen Albedo-Bestimmungen nicht vorliegen. Beispiele: (53319) 1999 JM8, (3362) Khufu, (275) Sapientia, (1604) Tombaugh. Das Klassifikationsschema wurde von Tholen 1989 ergänzt: U Zusatz zeigt ein ungewöhnliches Spektrum an; weit vom Zentrum des Cluster entfernt : Zusatz zeigt „noisy“ Daten an :: Zusatz zeigt sehr „noisy“ Daten an --- Zeigt Daten an, die zu „noisy“ sind, als dass eine Klassifikation möglich wäre (im Grunde wären alle Klassen möglich) I Widersprüchliche Daten Nach Tholen können bis zu vier Buchstaben vergeben werden, beispielsweise „SCTU“. Ein Asteroid mit einem derartigen Zusatz ist beispielsweise (2340) Hathor, welcher nach Tholen in die Spektralklasse „CSU“ einsortiert werden würde (nach SMASSII als Sq). Der Buchstabe „I“ ist beispielsweise in der JPL Small-Body Database beim Asteroiden (515) Athalia eingetragen, nach SMASSII wird der Asteroid als „Cb“ eingeordnet. Zusammensetzung In der Vergangenheit gingen Wissenschaftler davon aus, dass die Asteroiden monolithische Felsbrocken, also kompakte Gebilde sind. Die geringen Dichten etlicher Asteroiden sowie das Vorhandensein von riesigen Einschlagkratern deuten jedoch darauf hin, dass viele Asteroiden locker aufgebaut sind und eher als rubble piles anzusehen sind, als lose „Schutthaufen“, die nur durch die Gravitation zusammengehalten werden. Locker aufgebaute Körper können die bei Kollisionen auftretenden Kräfte absorbieren ohne zerstört zu werden. Kompakte Körper werden dagegen bei größeren Einschlagereignissen durch die Stoßwellen auseinandergerissen. Darüber hinaus weisen die großen Asteroiden nur geringe Rotationsgeschwindigkeiten auf. Eine schnelle Rotation um die eigene Achse würde sonst dazu führen, dass die auftretenden Fliehkräfte die Körper auseinanderreißen (siehe auch: YORP-Effekt). Man geht heute davon aus, dass der überwiegende Teil der über 200 Meter großen Asteroiden derartige kosmische Schutthaufen sind. Bahnen Anders als die Planeten besitzen viele Asteroiden keine annähernd kreisrunden Umlaufbahnen. Sie haben, abgesehen von den meisten Hauptgürtelasteroiden und den Cubewanos im Kuipergürtel, meist sehr exzentrische Orbits, deren Ebenen in vielen Fällen stark gegen die Ekliptik geneigt sind. Ihre relativ hohen Exzentrizitäten machen sie zu Bahnkreuzern; das sind Objekte, die während ihres Umlaufs die Bahnen eines oder mehrerer Planeten passieren. Die Schwerkraft des Jupiter sorgt allerdings dafür, dass sich Asteroiden, bis auf wenige Ausnahmen, nur jeweils innerhalb oder außerhalb seiner Umlaufbahn bewegen. Anhand ihrer Bahnen werden Asteroiden auch zu mehreren Asteroidenfamilien zugeordnet, die sich durch ähnliche Werte von großer Halbachse, Exzentrizität sowie Inklination ihrer Bahn auszeichnen. Die Asteroiden einer Familie stammen vermutlich vom gleichen Ursprungskörper ab. Im Jahr 2015 listete David Nesvorný fünf Hauptfamilien auf. Etwa 45 % aller Asteroiden des Hauptgürtels können anhand der gegebenen Kriterien einer solchen Familie zugeordnet werden. Asteroiden innerhalb der Marsbahn Innerhalb der Marsbahn bewegen sich einige unterschiedliche Asteroidengruppen, die alle bis auf wenige Ausnahmen aus Objekten von unter fünf Kilometer Größe (überwiegend jedoch deutlich kleiner) bestehen. Einige dieser Objekte sind Merkur- und Venusbahnkreuzer, von denen sich mehrere nur innerhalb der Erdbahn bewegen, manche können sie auch kreuzen. Wiederum andere bewegen sich hingegen nur außerhalb der Erdbahn. Die Existenz der als Vulkanoiden bezeichneten Gruppe von Asteroiden konnte bislang nicht nachgewiesen werden. Diese Asteroiden sollen sich auf sonnennahen Bahnen innerhalb der von Merkur bewegen. Erdnahe Asteroiden Asteroiden, deren Bahnen dem Orbit der Erde nahekommen, werden als erdnahe Asteroiden, auch NEAs (Near Earth Asteroids) bezeichnet. Üblicherweise wird als Abgrenzungskriterium ein Perihel kleiner als 1,3 AE verwendet. Wegen einer theoretischen Kollisionsgefahr mit der Erde wird seit einigen Jahren systematisch nach ihnen gesucht. Bekannte Suchprogramme sind zum Beispiel Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), der Catalina Sky Survey, Pan-STARRS, NEAT und LONEOS. Amor-Typ: Die Objekte dieses Asteroidentyps kreuzen die Marsbahn in Richtung Erde. Allerdings kreuzen sie nicht die Erdbahn. Ein Vertreter ist der 1898 entdeckte (433) Eros, der sich der Erdbahn bis 0,15 AE nähert. Nahe Vorbeigänge von Eros an der Erde dienten in den Jahren 1900 und 1931 zur genauen Vermessung des Sonnensystems. Der Namensgeber der Gruppe, der 1932 entdeckte (1221) Amor, besitzt eine typische Bahn von 1,08 bis 2,76 AE. Der größte Vertreter dieser Gruppe ist mit 38 Kilometern Durchmesser der Asteroid (1036) Ganymed. Alle Asteroiden des Amor-Typs haben ihr Perihel in relativer Erdnähe, ihr Aphel kann jedoch sowohl innerhalb der Marsbahn als auch weit außerhalb der Jupiterbahn liegen. Apohele-Typ: Diese Objekte gehören zu einer Untergruppe des Aten-Typs, deren Aphel innerhalb der Erdbahn liegt und diese somit nicht kreuzen (Aten-Asteroiden haben ihr Aphel typischerweise außerhalb der Erdbahn). Erdbahnkreuzer: Dies sind Objekte, deren Umlaufbahn die der Erde kreuzt, was die Wahrscheinlichkeit einer Kollision beinhaltet. Apollo-Typ: Asteroiden dieses Typs haben eine Bahnhalbachse mit einer Ausdehnung von mehr als einer AE, wobei einige ihrer Mitglieder sehr exzentrische Umlaufbahnen besitzen, welche die Erdbahn kreuzen können. Einige können im Perihel-Durchgang sogar ins Innere der Venus-Umlaufbahn gelangen. Namensgeber der Gruppe ist der 1932 von K. Reinmuth entdeckte (1862) Apollo mit einer Bahn von 0,65 bis 2,29 AE. Der 1937 entdeckte (69230) Hermes zog in nur 11⁄2-facher Monddistanz an der Erde vorbei und galt danach als verschollen, bis er im Jahr 2003 schließlich wiedergefunden wurde. Der größte Apollo-Asteroid ist (1866) Sisyphus. Aten-Typ: Dies sind erdnahe Asteroiden, deren Bahnhalbachse typischerweise eine Länge von weniger als einer AE besitzt. Jedoch liegt ihr Aphel in allen Fällen außerhalb der Erdbahn. Daher können Aten-Asteroiden mit exzentrischen Bahnen die Erdbahn von innen her kreuzen. Benannt wurde die Gruppe nach dem 1976 entdeckten (2062) Aten. Weitere Vertreter der Gruppe sind (99942) Apophis, (2340) Hathor und (3753) Cruithne. Arjuna-Asteroiden: Objekte dieser Gruppe besitzen eine erdähnliche Umlaufbahn. Dieser Gruppe gehören meist Asteroiden der Apollo-, Amor- oder Aten-Gruppe an. Asteroiden zwischen Mars und Jupiter Etwa 90 Prozent der bekannten Asteroiden bewegen sich zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Sie füllen damit die Lücke in der Titius-Bode-Reihe. Die größten Objekte sind hier (1) Ceres, (2) Pallas, (4) Vesta und (10) Hygiea. Asteroiden des Hauptgürtels Die meisten der Objekte, deren Bahnhalbachsen zwischen der Mars- und Jupiterbahn liegen, sind Teil des Asteroiden-Hauptgürtels. Sie weisen eine Bahnneigung unter 20° und Exzentrizitäten unter 0,25 auf. Die meisten sind durch Kollisionen größerer Asteroiden in dieser Zone entstanden und bilden daher Gruppen mit ähnlicher chemischer Zusammensetzung. Ihre Umlaufbahnen werden durch die sogenannten Kirkwoodlücken begrenzt, die durch Bahnresonanzen zu Jupiter entstehen. Dadurch lässt sich der Hauptgürtel in drei Zonen einteilen: Innerer Hauptgürtel: Diese Zone wird durch die 4:1- und 3:1-Resonanz begrenzt, liegt zwischen etwa 2,06 und 2,5 AE und enthält meist silikatreiche Asteroiden der V- und S-Klasse. Mittlerer Hauptgürtel: Objekte in dieser Gruppe besitzen Bahnhalbachsen zwischen 2,5 und 2,8 AE. Dort dominieren Asteroiden des C-Typs. Auch der Zwergplanet Ceres bewegt sich in dieser Zone, die zwischen der 3:1-Resonanz (Hestia-Lücke) und der 5:2-Resonanz liegt. Äußerer Hauptgürtel: Dieses Gebiet wird nach außen hin von der Hecubalücke (2:1-Resonanz) bei etwa 3,3 AE begrenzt. In diesem Bereich treten häufig Objekte der D- und P-Klasse auf. Asteroiden außerhalb des Hauptgürtels Außerhalb des Asteroidengürtels liegen vereinzelt kleinere Asteroidengruppen, deren Umlaufbahnen meist in Resonanz zur Jupiterbahn stehen und dadurch stabilisiert werden. Außerdem existieren weitere Gruppen, die ähnliche Längen der Bahnhalbachsen aufweisen wie die Hauptgürtelasteroiden, jedoch deutlich stärker geneigte Bahnen (teilweise über 25°) oder andere ungewöhnliche Bahnelemente aufweisen: Hungaria-Gruppe: Diese Gruppe besitzt Bahnhalbachsen von 1,7 bis 2 AE und steht in 9:2-Resonanz zu Jupiter. Sie besitzen mit einer mittleren Exzentrizität von 0,08 fast kreisrunde Bahnen, allerdings sind diese sehr stark gegen die Ekliptik geneigt (17° bis 27°). Der Namensgeber für die Hungaria-Gruppe ist der Asteroid (434) Hungaria. Phocaea-Gruppe: Objekte mit einem mittleren Bahnradius zwischen 2,25 und 2,5 AE, Exzentrizitäten von mehr als 0,1 und Inklinationen zwischen 18° und 32°. Alinda-Typ: Diese Gruppe bewegt sich in 3:1-Resonanz zu Jupiter und in 1:4-Resonanz zur Erde mit Bahnhalbachsen um 2,5 AE. Die Bahnen dieser Objekte werden durch die Resonanz zu Jupiter, welche dieses Gebiet von Asteroiden freiräumt (dort befindet sich die Hestia-Lücke), gestört. Hierdurch werden die Exzentrizitäten dieser Objekte beständig erhöht, bis die Resonanz bei einer Annäherung an einen der inneren Planeten aufgelöst wird. Einige Alinda-Asteroiden haben ihr Perihel nahe oder innerhalb der Erdbahn. Ein Vertreter dieser Gruppe ist der Asteroid (4179) Toutatis. Pallas-Familie: Eine Gruppe von Asteroiden der B-Klasse mit Bahnhalbachsen von 2,7 bis 2,8 AE und relativ hohen Bahnneigungen von über 30°. Die Familie besteht aus Fragmenten, die bei Zusammenstößen aus Pallas herausgeschleudert wurden. Cybele-Gruppe: Objekte dieser Gruppe bewegen sich jenseits der Hecuba-Lücke außerhalb des Hauptgürtels bei Entfernungen zwischen 3,27 und 3,7 AE und gruppieren sich um die 7:4-Resonanz zu Jupiter. Sie haben Exzentrizitäten von weniger als 0,3 und Bahnneigungen unter 25°. Hilda-Gruppe (nach (153) Hilda benannt): Die Hildas bewegen sich in einer Bahnresonanz von 3:2 mit dem Planeten Jupiter. Ihnen gemeinsam ist ein mittlerer Sonnenabstand zwischen 3,7 und 4,2 AE, eine Bahnexzentrizität kleiner als 0,3 und eine Inklination kleiner als 20°. Asteroiden außerhalb der Jupiterbahn Zentauren: Zwischen den Planeten Jupiter und Neptun bewegt sich eine als Zentauren bezeichnete Gruppe von Asteroiden auf exzentrischen Bahnen. Der erste entdeckte Vertreter war (2060) Chiron. Die Zentauren stammen vermutlich aus dem Kuipergürtel und sind durch gravitative Störungen auf instabile Bahnen abgelenkt worden. Damocloiden: Eine Gruppe von Objekten, die nach dem Asteroiden (5335) Damocles benannt wurde. Sie haben ihr Aphel meist jenseits der Uranusbahn, aber ein Perihel im inneren Sonnensystem. Ihre kometenähnlichen Bahnen sind sehr exzentrisch und stark gegen die Ekliptik geneigt. Ihr Umlauf ist in manchen Fällen rückläufig. Die bekannten Objekte sind um die acht Kilometer groß und ähneln Kometenkernen, besitzen jedoch weder Halo noch Schweif. Transneptunische Objekte, Kuipergürtel-Objekte Im äußeren Sonnensystem, jenseits der Neptunbahn, bewegen sich die transneptunischen Objekte, von denen die meisten als Teil des Kuipergürtels betrachtet werden (Kuiper belt objects; KBO). Dort wurden die bislang größten Asteroiden oder Planetoiden entdeckt. Die Objekte dieser Zone lassen sich anhand ihrer Bahneigenschaften in drei Gruppen einteilen: Resonante KBOs: Die Bahnen dieser Objekte stehen in Resonanz zu Neptun. Die bekanntesten Vertreter sind die Plutinos, zu denen der größte bekannte Zwergplanet (134340) Pluto und auch (90482) Orcus gehören. Cubewanos: Diese Objekte bewegen sich in nahezu kreisrunden Bahnen mit Neigungen unter 30° in einer Entfernung zwischen 42 und 50 AE um die Sonne. Bekannte Vertreter sind (20000) Varuna und (50000) Quaoar sowie der Namensgeber der Gruppe (15760) QB1. gestreute KBOs: Himmelskörper dieser Gruppe besitzen sehr exzentrische Orbits, deren Aphel in über 25000 AE Entfernung liegen kann, während das Perihel meist bei 35 AE liegt. Teil dieser Gruppe ist der massereichste bekannte Zwergplanet (136199) Eris. Asteroiden, die sich auf Planetenbahnen bewegen Asteroiden, die sich in den Lagrange-Punkten der Planeten befinden, werden „Trojaner“ genannt. Zuerst wurden diese Begleiter bei Jupiter entdeckt. Sie bewegen sich auf der Jupiterbahn vor beziehungsweise hinter dem Planeten. Jupitertrojaner sind beispielsweise (588) Achilles und (1172) Äneas. 1990 wurde der erste Marstrojaner entdeckt und (5261) Eureka genannt. In der Folgezeit wurden weitere Marstrojaner entdeckt. Auch Neptun besitzt Trojaner und 2011 wurde mit 2011 QF99 der erste Uranustrojaner entdeckt. Manche Asteroiden bewegen sich auf einer Hufeisenumlaufbahn auf einer Planetenbahn, wie zum Beispiel der Asteroid 2002 AA29 in der Nähe der Erde. Interstellarer Asteroid Im Oktober 2017 wurde mit 1I/ʻOumuamua der erste interstellar reisende Asteroid entdeckt. Er ist länglich geformt, rund 400 Meter lang und näherte sich etwa im rechten Winkel der Bahnebene der Planeten. Nachdem seine Bahn durch die Gravitation der Sonne um etwa 90° abgelenkt wurde, flog er auf seinem neuen Kurs in Richtung des Sternbildes Pegasus in ca. 24 Millionen Kilometern Entfernung am 14. Oktober 2017 an der Erde vorbei. Einzelobjekte Im Sonnensystem bewegen sich einige Asteroiden, die Charakteristika aufweisen, die sie mit keinem anderen Objekt teilen. Dazu zählen unter anderem (944) Hidalgo, der sich auf einer stark exzentrischen, kometenähnlichen Umlaufbahn zwischen Saturn und dem Hauptgürtel bewegt, und (279) Thule, der sich als einziger Vertreter einer potenziellen Gruppe von Asteroiden in 4:3-Resonanz zu Jupiter bei 4,3 AE um die Sonne bewegt. Ein weiteres Objekt ist (90377) Sedna, ein relativ großer Asteroid, der weit außerhalb des Kuipergürtels eine exzentrische Umlaufbahn besitzt, die ihn bis zu 900 AE von der Sonne entfernt. Inzwischen wurden allerdings mindestens fünf weitere Objekte mit ähnlichen Bahncharakteristika wie Sedna entdeckt; sie bilden die neue Gruppe der Sednoiden. Einige Charakteristika wie ihre Form lassen sich aus ihrer Lichtkurve berechnen. Orientierung der Bahnrotation Planeten, Asteroiden und Kometen kreisen typisch alle in derselben Richtung um die Sonne. 2014 wurde ein erster Asteroid entdeckt, 2015 nummeriert und 2019 benannt, nämlich (514107) Kaʻepaokaʻawela, der in die entgegengesetzte Richtung umläuft; und zwar in der Ko-Orbit-Region des Planeten Jupiter. 2018 wurde analysiert, dass (514107) Kaʻepaokaʻawela schon vor der Bildung der Planeten von außerhalb des Sonnensystems eingefangen worden sein muss. Heute ist bekannt, dass etwa 100 weitere Asteroiden „falsch herum“ um die Sonne laufen. Einschlagwahrscheinlichkeit und -wirkung Asteroiden, die mit wesentlich größeren Himmelskörpern wie Planeten kollidieren, erzeugen Einschlagkrater. Die Größe des Einschlagkraters und die damit verbundene Energiefreisetzung (Explosion) wird maßgeblich durch die Geschwindigkeit, Größe, Masse und Zusammensetzung des Asteroiden bestimmt. Die Flugbahnen der Asteroiden im Sonnensystem sind nicht genau genug bekannt, um auf längere Zeit berechnen zu können, ob und wann genau ein Asteroid auf der Erde (oder auf einem anderen Planeten) einschlagen wird. Durch Annäherung an andere Himmelskörper unterliegen die Bahnen der Asteroiden ständig kleineren Veränderungen. Deswegen wird auf Basis der bekannten Bahndaten und -unsicherheiten lediglich das Risiko von Einschlägen errechnet. Es verändert sich bei neuen, genaueren Beobachtungen fortlaufend. Mit der Turiner Skala und der Palermo-Skala gibt es zwei gebräuchliche Methoden zur Bewertung des Einschlagrisikos von Asteroiden auf der Erde und der damit verbundenen Energiefreisetzung und Zerstörungskraft: Die Turiner Skala ist anschaulich und einfach gehalten. Sie ist in ganzzahlige Stufen von 0 bis 10 eingeteilt, wobei 0 keine Gefahr bedeutet und Stufe 10 einem sicheren Einschlag mit großer globaler Zerstörungswirkung entspricht (→Global Killer). Von dieser Skala wird eher in den Medien Gebrauch gemacht, da sie einfacher zu verstehen ist als die Palermo-Skala. Die Palermo-Skala wiederum findet in der Astronomie häufigere Anwendung, da sie physikalisch aussagekräftiger ist. Sie setzt die Einschlagwahrscheinlichkeit mit dem Hintergrundrisiko durch Objekte vergleichbarer Größe in Verbindung. Die Palermo-Skala ist logarithmisch aufgebaut: Ein Wert von 0 auf der Palermo-Skala entspricht dem einfachen Hintergrundrisiko (1=100), 1 entspricht zehnfachem Risiko (10=101), 2 dem 100-fachen Risiko (100=102) und so weiter. Die Europäische Weltraumorganisation (ESA) publiziert öffentlich eine fortlaufend aktualisierte Risikoliste, in der Asteroiden und deren Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde aufgeführt sind. Nahe Begegnungen mit erdnahen Asteroiden Am 18. März 2004 passierte um 23:08 Uhr MEZ der Asteroid 2004 FH, ein Gesteinsbrocken mit etwa 30 Metern Durchmesser, die Erde über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von nur 43.000 Kilometern. Der nur etwa sechs Meter große Asteroid 2004 FU162 näherte sich der Erde am 31. März 2004 auf 6.535 Kilometer. Die zweitgrößte Annäherung erfolgte am 19. Dezember 2004 durch 2004 YD5 (5 m Durchmesser) in einer Entfernung von 35.000 km. Aufgrund der geringen Größe von nur wenigen Metern würde er, ebenso wie 2004 FU162, wahrscheinlich zu den Meteoroiden gezählt werden. Am 29. Januar 2008 passierte um 09:33 Uhr MEZ der Asteroid 2007 TU24 (250 m Durchmesser) im Abstand von 538.000 Kilometern die Erde. Am 9. Oktober 2008 passierte der rund einen Meter große Asteroid 2008 TS26 in nur 6150 Kilometern Entfernung die Erde. Nur ein anderer derzeit bekannter Asteroid ist der Erde näher gekommen. Am 2. März und am 18. März 2009 um 13:17 Uhr MEZ passierten die Asteroiden 2009 DD45 (21–47 m Durchmesser) bzw. 2009 FH (13–29 m) die Erde in einer Entfernung von nur 70.000 bzw. 80.000 km. Die beiden Asteroiden wurden erst einen Tag zuvor entdeckt. Erst 15 Stunden vor seiner dichtesten Annäherung an der Erde entdeckten Astronomen einen sieben Meter großen Asteroiden. Der Gesteinsbrocken streifte am 6. November 2009 in einer Entfernung von 2 Erdradien an der Erde vorbei. Er wurde vom Catalina Sky Survey aufgespürt. Damit erreichte der Asteroid mit der Bezeichnung 2009 VA die drittgrößte Annäherung aller bisher bekannten und katalogisierten Asteroiden, die nicht auf die Erde einschlugen. Am 13. Januar 2010 passierte um 13:46 Uhr MEZ der Asteroid 2010 AL30 (10–15 m Durchmesser) im Abstand von 130.000 Kilometern die Erde. Er wurde am 10. Januar 2010 von Wissenschaftlern des MIT entdeckt. Am 8. September 2010 passierten zwei Asteroiden die Erde: um 11:51 Uhr MEZ der Asteroid 2010 RX30 (10–62 m Durchmesser) im Abstand von 250.000 Kilometern und um 23:12 Uhr MEZ der Asteroid 2010 RF12 (7–16 m Durchmesser) im Abstand von 80.000 Kilometern. Beide wurden am 5. September 2010 entdeckt. Am 9. November 2011 passierte der 400 m große Asteroid (308635) 2005 YU55 in 324.600 km Entfernung – also innerhalb der Mondbahn – die Erde. Am 27. Januar 2012 passierte der 11 m große Asteroid 2012 BX34 in einer Entfernung von weniger als 60.000 km die Erde. Am 15. Februar 2013 passierte der ca. 45 m große Asteroid (367943) Duende in einer Entfernung von knapp 28.000 km die Erde, also noch unterhalb der Umlaufbahn der geostationären Satelliten. Am 29. August 2016 passierte der Asteroid 2016 QA2 mit etwa 34 m Durchmesser die Erde in einer Entfernung von ca. 84.000 km. Der Asteroid wurde erst wenige Stunden vorher entdeckt. Am 26. Juli 2019 passierte der Asteroid 2019 OK mit etwa 100 m Durchmesser die Erde in einer Entfernung von ca. 65.000 km. Der Asteroid wurde erst 12 Stunden vorher vom SONEAR-Observatorium in Brasilien entdeckt. Am 16. August 2020 passierte der Asteroid 2020 QG die Erde über dem Indischen Ozean in nur 3000 km Höhe. Das ist zu diesem Zeitpunkt der allernächste je beobachtete Vorbeiflug. Mit seinen ca. 3–6 m Durchmesser wäre er bei größerer Annäherung wahrscheinlich in der Atmosphäre verglüht. Zukunft Am 13. April 2029 wird der 270 m große Asteroid (99942) Apophis die Erde passieren. Nach bisherigen Berechnungen wird nur etwa der dreifache Erddurchmesser (etwa 30.000 Kilometer) zwischen der Erde und dem Asteroiden liegen. Solch ein Ereignis kommt laut Angaben der Universität von Michigan nur alle 1300 Jahre vor. Die Wahrscheinlichkeit einer Kollision der Erde mit Apophis ist mit 0,023 Prozent aus derzeitiger Sicht (Stand 11. Juli 2019) recht unwahrscheinlich. Der Asteroid (29075) 1950 DA (2 km Durchmesser) wird der Erde am 16. März 2880 sehr nahe kommen, wobei die Möglichkeit einer Kollision besteht. Die Wahrscheinlichkeit dafür liegt bei 0,33 Prozent. Am Valentinstag des Jahres 2046 (14. Februar 2046) soll der Asteroid 2023 DW mit einer Entfernung von 1,8 Millionen Kilometer vorbeikommen. Der Durchmesser beträgt 50 Metern. Die Trefferquote beträgt zwischen 1 zu 560 bis 650 auf der Turiner Skala Die höchste Wahrscheinlichkeit einer Kollision mit der Erde wird derzeit (Stand 17. Juli 2019) dem Asteroiden 2010 RF12 (8 m Durchmesser) zugewiesen. Er wird die Erde am 5. September 2095 mit einer Wahrscheinlichkeit von 6,25 Prozent treffen. Beispiele für Einschläge auf der Erde Eine Auflistung irdischer Krater findet sich in der Liste der Einschlagkrater der Erde sowie als Auswahl unter Große und bekannte Einschlagkrater. Mutmaßliche Kollisionen zwischen Asteroiden Die Wissenschaft benennt mehrere mögliche Kollisionen zwischen Asteroiden untereinander: vor 470 Millionen Jahren (Ekaterina Korochantseva, 2007) vor 5,8 Millionen Jahren (David Nesvorny, 2002) P/2010 A2, 2009 (596) Scheila, 2010 (Dennis Bodewits, 2011) Internationaler Tag der Asteroiden 2001 etablierte das Committee on the Peaceful Uses of Outer Space (COPUOS) der UNO das Action Team on Near-Earth Objects (Action Team 14). Empfohlen wurde 2013 die Errichtung eines international asteroid warning network (IAWN) und einer space mission planning advisory group (SMPAG). Das Action Team 14 hat sein Mandat erfüllt und wurde 2015 aufgelöst. Am 30. Juni 2015 wurde der erste Asteroid Day ausgerufen. Siehe auch Asteroidenabwehr Asteroidenbergbau Hirayama-Familie Liste der Asteroiden Alphabetische Liste der Asteroiden Liste der Monde von Asteroiden Liste der besuchten Körper im Sonnensystem #Hauptgürtel-Asteroiden Literatur Kometen und Asteroiden (= Sterne und Weltraum. Special Nr. 2003/2). Spektrum der Wissenschaft Verlag, Heidelberg 2003, ISBN 3-936278-36-9. William Bottke, Alberto Cellino, Paolo Paolicchi, Richard P. Binzel (Hrsg.): Asteroids III (= Space Science Series). Univ. of Arizona Press, 2002, ISBN 0-8165-2281-2 (englisch). Gottfried Gerstbach: Die Asteroiden – Dramatik und Schutt im Planetensystem. In: Sternenbote. Jahrgang 45/12, Wien 2002, S. 223–234 (PDF). Thorsten Dambeck: Vagabunden im Sonnensystem. In: Bild der Wissenschaft. März 2008, , S. 56–61. John S. Lewis: Mining the sky-untold riches from the asteroids, comets, and planets. Addison-Wesley, Mass. 1997, ISBN 0-201-32819-4. Thomas K. Henning: Astromineralogy. Springer, Berlin 2003, ISBN 3-540-44323-1. Thomas H. Burbine: Asteroids – Astronomical and Geological Bodies. Cambridge University Press, Cambridge 2016, ISBN 978-1-107-09684-4. Weblinks Asteroid Watch auf der Webpräsenz des JPL (englisch) www.kleinplanetenseite.de 200 Jahre Kleinplaneten auf der Webpräsenz des Verein Kuffner-Sternwarte Steinschlag aus dem Universum – Artikel bei www.vossyline.de lexikon.astronomie.info/planetoiden – Linksammlung. Darunter u. a. eine Auflistung täglich sichtbarer Asteroiden Liste aller nummerierten und benannten Asteroiden mitsamt Entdeckungsdaten auf der Webpräsenz des IAU Minor Planet Center Hintergrund-Dossier mit vielen Videos, Karten und Bildern zu Kometen, Asteroiden und Meteoriten auf der Webpräsenz des Bayerischen Rundfunks Einschläge auf dem Mond mit diversen Bildbeispielen – aus SPON Videos Einzelnachweise


source: wikipedia

text: Die Asen (von altnordisch áss „Ase“, Plural: æsir „Asen“), eine nordische Bezeichnung der germanischen Götter, sind nach Snorri Sturluson in der Prosa-Edda ein Göttergeschlecht der nordischen Mythologie. Dieses Geschlecht ist nach der Zahl der ihm zugehörigen Gottheiten größer als das ebenfalls nordische Göttergeschlecht der Wanen. Die Asen werden von ihrer Mentalität als kriegerische und herrschende Götter geschildert, wohingegen die Wanen als Fruchtbarkeitsgottheiten stilisiert werden. Bei Snorri findet jedoch eine stringente Trennung der Geschlechter nicht statt. Zudem wird der Begriff „Ase“ in Quellen auch als ein genereller Begriff für (heidnischer) „Gott“ gebraucht (siehe auch: Abschnitt Etymologie im germanischen Sprachraum bei Gott). Etymologie Der Begriff „Ase“ ist inschriftlich zuerst fassbar belegt in einer Runeninschrift aus dem 2. Jahrhundert aus Vimose in Dänemark: asau wija „ich weihe dem Asen/Gott“. Ein weiterer Beleg ist die Form Ansis bei Jordanes (Getica 13,78), hier werden diese als mythische Vorfahren der Goten als semideos, lateinisch für „Halbgötter“, bezeichnet. Vermutet wird, dass die Herkunft des Wortes Asen auf die Pfahlidole oder Pfahlgötter zurückgehen könnte. Die Wurzel der heutigen Worte „Balken“ und „Pfosten“ haben eine nahe Verwandtschaft zu den Bezeichnungen æsir und áss. Das altisländische, beziehungsweise altnordische áss weist durch den runischen Beleg einen u-Stamm auf, wodurch auf ein germanisches *ansu-z zu schließen ist. Durch den Beleg bei Jordanes wird in der Forschung diskutiert, ob durch die Form ansis, neben der altnordischen Form mit dem u-Stamm, berechtigt ein i-Stamm anzunehmen ist und in der Folge auf ein germanisches *ansi-z rückzuführen ist. Im deutschsprachigen Raum hat sich das Wort Asen (über āss entwickelt aus germanisch ans- „Gott“; vgl. auch anses „Halbgötter“, bei Jordanus um 550) als Bezeichnung der germanischen Götter im 19. Jahrhundert eingebürgert. Die Asen der Edda Nach der Jüngeren Edda wohnen zwölf Asen in Asgard (Sitz der Götter). Sie herrschen über die Welt und die Menschen. Ihnen werden Eigenschaften wie Stärke, Macht und Kraft zugeschrieben. Sie sind weitgehend vermenschlicht, haben also einen irdischen Alltag. Wie die Menschen sind sie sterblich. Nur durch die Äpfel der Idun halten sie sich jung, bis fast alle von ihnen zur Ragnarök getötet werden. Stammbaum der nordischen Gottheiten Die folgende Übersicht zeigt die verwandtschaftlichen Beziehungen zwischen den bekanntesten nordischen Gottheiten aus den Geschlechtern der Asen und Wanen: Das goldene Zeitalter Tefldu í túni, teitir váru, var þeim vettergis vant ór gulli, uns þrjár kvámu þursa meyjar ámáttkar mjök ór Jötunheimum. Das goldene Zeitalter wird beschrieben als eine glückliche Zeit, in der die Götter ohne Menschen auf einer grünen Erde wie Kinder lebten. In dieser Zeit legten sie Essensvorräte an, fertigten Zangen, Ambosse und Hämmer. Siehe auch Åsa (weiblicher Vorname) Ásatrú (germanisches Neuheidentum) Germanische Gottheit Nordgermanische Religion Nordische Mythologie Angelsächsische Religion Kontinentalgermanische Mythologie Literatur Alfred Bammesberger: Gotisch ansis und urgermanisch *ans(u)-. In: Beiträge zur Namenforschung. Band 31, 1999, S. 231–240. Vladimir Orel: A Handbook of Germanic Etymology. Brill, Leiden/Boston 2003, ISBN 90-04-12875-1. Rudolf Simek: Lexikon der germanischen Mythologie (= Kröners Taschenausgabe. Band 368). 3., völlig überarbeitete Auflage. Kröner, Stuttgart 2006, ISBN 3-520-36803-X. Alexander Sitzmann, Friedrich E. Grünzweig: Die altgermanischen Ethnonyme. Fassbaender, Wien 2008, ISBN 978-3-902575-07-4. Jan de Vries: Altgermanische Religionsgeschichte. 3., unveränderte Auflage. De Gruyter, Berlin/New York 1970, Reprint 2010, Band 1: ISBN 978-3-11-002678-8, Band: 2 ISBN 978-3-11-002807-2. Einzelnachweise Gruppe von Gottheiten


text: Altes Reich ist die Bezeichnung für die erste der drei klassischen Perioden des Alten Ägypten, die ungefähr von 2700 bis 2200 v. Chr. dauerte. Das Alte Reich folgte auf die Thinitenzeit mit ihren Königen der 1. und 2. Dynastie, die zur Bildung des ägyptischen Staates geführt hatte. Es umfasste die 3. bis 6. Dynastie. Die darauffolgende Zeit (Erste Zwischenzeit) war geprägt von instabilen politischen Verhältnissen in Ägypten. Die Alten Ägypter selbst sahen die Epoche als Goldenes Zeitalter und Höhepunkt ihrer Kultur an. Die Zeit war von äußerst lang anhaltender politischer Stabilität geprägt und die innere Ordnung des Landes war durch keinerlei äußere Bedrohungen gefährdet. Die bereits zur Thinitenzeit begonnene Zentralisierung des Staates und der langsam einsetzende Wohlstand in der Bevölkerung führten zu beachtlichen architektonischen und künstlerischen Leistungen. Es kam zur Entstehung erster wichtiger Gattungen der klassischen ägyptischen Literatur, zur Kanonisierung von Malerei und Bildhauerei, aber auch zu zahlreichen Neueinführungen in der Verwaltung, die fast drei Jahrtausende überdauerten. Das Alte Reich ist das Zeitalter der großen Pyramiden, die in der Gegend der damaligen Hauptstadt Memphis entstanden: zunächst die Stufenpyramide von Pharao Djoser in Sakkara, später dann die drei monumentalen Pyramiden auf dem Plateau von Gizeh (von Cheops, Chephren und Mykerinos), die zu den sieben Weltwundern der Antike zählen. Die Pyramiden spiegeln eindrucksvoll die zentrale Stellung der Herrscher in der Gesellschaft wider und ihre Macht, die danach in der altägyptischen Geschichte unerreicht blieb. Zugleich machen sie die Weiterentwicklung des Verwaltungsapparates deutlich und seine Fähigkeit, materielle und menschliche Ressourcen zu mobilisieren. Sie zeigen aber auch die erheblichen Fortschritte in Architektur und Kunst auf und lassen erkennen, welche zentrale Rolle Totenkult und Jenseitsglaube zu dieser Zeit gespielt haben. Quellenlage Die Hauptquelle für das Alte Reich sind die Pyramiden und ihre Tempelanlagen, die letzteren sind jedoch häufig stark zerstört. Vor allem in den Pyramidengrabkammern der 6. Dynastie fanden sich Texte, die eine umfangreiche Quelle zum Totenglauben der Epoche darstellen. Neben den Pyramiden finden sich umfangreiche Friedhöfe der höchsten Beamten, deren Gräber oftmals reich mit Reliefs und Inschriften dekoriert sind. Nekropolen in den Provinzen fanden in der Forschung bisher wenig Beachtung. Immerhin stammen aus dem späten Alten Reich einige bedeutende dekorierte Grabanlagen lokaler Würdenträger. Siedlungen des Alten Reiches sind bisher kaum ausgegraben. Eine Ausnahme stellt neuerdings die Pyramidenstadt von Gizeh dar. Nur wenige Tempel dieser Zeit sind bisher untersucht worden. Im Gegensatz zu späteren Epochen scheinen sie eher klein und undekoriert gewesen zu sein. Eine Ausnahme stellen zwei Heiligtümer zum Sonnen- und Königskult dar. Aus dem Alten Reich gibt es nur wenige Papyri, die wichtigsten fanden sich in Abusir und stellen Verwaltungsurkunden eines Pyramidentempels dar. 3. Dynastie Die 3. Dynastie (2700 bis 2620 v. Chr.) folgte auf die Thinitenzeit, die zur Reichseinigung und zur Bildung des ersten ägyptischen Staates geführt hat. Die Dynastie wird gemeinhin dem Alten Reich zugerechnet, da sie den Beginn des für diese Epoche ausschlaggebenden Pyramidenbaus markiert. Einige Forscher ziehen es vor, sie in direkte Kontinuität mit der 1. und 2. Dynastie zu setzen, die zahlreiche Gemeinsamkeiten hinsichtlich politischer Organisation und kultureller Aspekte aufweisen. Der Übergang von der 2. zur 3. Dynastie stellt keinen echten Dynastiewechsel dar, da die ersten Herrscher der 3. Dynastie in direkter Linie vom Königshaus der vorhergehenden Dynastie abstammen. Über die Anzahl und Abfolge der Könige der 3. Dynastie herrscht einige Unklarheit. Probleme bereitet die Tatsache, dass die fast ausschließlich in späteren Listen überlieferten Geburtsnamen nur selten in Einklang mit den zeitgenössisch auftretenden Horusnamen gebracht werden können. Von den aus dieser Zeit überlieferten fünf oder sechs Horusnamen kann lediglich Netjeri-chet eindeutig König Djoser zugewiesen werden. Die Reihenfolge der nächsten drei Herrscher Sechemchet, Chaba und Sanacht dagegen ist ungewiss. Der vermutlich letzte Herrscher Huni wurde versuchsweise mit dem Horusnamen Qahedjet identifiziert, jedoch ist diese Zuweisung nicht sicher. Die Angaben für die Dauer der 3. Dynastie schwanken zwischen 50 und 75 Jahren. König Djoser wird als bedeutendster Herrscher der 3. Dynastie angesehen, da er mit seinem Pyramidenkomplex in Sakkara die erste Stufenpyramide und den ersten monumentalen Steinbau in der Geschichte der Menschheit schaffen ließ. Für den Bau der Pyramide, die einen Höhepunkt des frühen ägyptischen Steinbaus darstellt, waren enorme Fortschritte in der logistischen Organisation nötig, die nur durch eine gut funktionierende, straff organisierte Verwaltung erzielt werden konnten. Als einer der berühmtesten Beamten dieser Zeit ist Imhotep bekannt, der als Berater und Baumeister von Djoser wirkte und bis in die Spätzeit hinein als legendärer Erfinder verehrt und sogar vergöttlicht wurde. Sichtbare Fortschritte im Bereich Bildender Kunst lassen sich am besten an Werken aus Djosers Regierungszeit ablesen, die sich in ihrer Ausführung deutlich von der vorhergehenden Epoche abheben. Die 3. Dynastie war von der Stärkung des Zentralstaates geprägt, der von der neuen Hauptstadt Memphis aus an der Grenze zwischen Ober- und Unterägypten regiert wurde. Die hohen Würdenträger ließen sich nicht mehr wie in der Frühzeit auf Friedhöfen in der Provinz bestatten, sondern erhielten nun einen Platz in der königlichen Nekropole. Die gegen Ende der Dynastie an vielen Stellen im Reich errichteten Kleinpyramiden unterstreichen dagegen den wachsenden Einfluss der Zentralregierung auf die Provinzen. Zur Beschaffung von Baumaterial und anderen wichtigen Rohstoffen wurden Expeditionen in weit entfernte Gegenden entsandt, etwa ins Wadi Maghara im Westen des Sinai. 4. Dynastie Die 4. Dynastie (2620 bis 2500 v. Chr.) wurde von Snofru gegründet, der möglicherweise ein Sohn von Huni war. In einer Zeitspanne von etwa 100 Jahren regierten sieben Könige aus der Dynastie, von denen die vier Könige Snofru, Cheops, Chephren und Mykerinos eine relativ lange Regierungszeit zwischen 18 und 30 Jahren ausübten. Die Dynastie war eine Blütezeit Ägyptens und ist der Nachwelt durch die größten jemals in Ägypten errichteten Pyramiden in Erinnerung geblieben. Ihr Gründer Snofru, der als Idealbild des gerechten Königs galt, unternahm weit entfernte Expeditionen nach Nubien und Libyen und ließ eine Grenzfestung zum Schutze des Landes bauen; weiterhin ließ er in Meidum und Dahschur nacheinander drei große Pyramidenanlagen errichten, die den Übergang von der Stufenpyramide zur echten Pyramide einleiteten. Sein Nachfolger Cheops wählte das Plateau von Gizeh als Bauplatz für seine Pyramide, die mit ursprünglich 146,59 Metern Höhe die höchste der Welt ist. Ihre enorme Größe veranlasste antike Autoren dazu, ihn im Gegensatz zu seinem Vater als größenwahnsinnigen und tyrannischen Herrscher darzustellen, ihm wurde aber in Wirklichkeit bis in die Spätzeit hinein noch eine eigenständige kultische Verehrung zuteil. Zwei seiner Söhne, Djedefre und Chephren, folgten ihm auf den Thron. Djedefre nannte sich als erster König „Sohn des Re“, Chephren ließ sich eine weitere große Pyramide neben der seines Vaters erbauen. Von dem nachfolgenden König Bicheris ist nur wenig bekannt. Erst sein Nachfolger Mykerinos ließ eine dritte Pyramide in Gizeh bauen. Der letzte König der Dynastie hieß Schepseskaf. Bei Manetho ist ein gewisser Thamphthis überliefert, der jedoch nicht durch zeitgenössische Belege bestätigt werden kann. Die Umsetzung der großen Bauvorhaben dieser Dynastie erforderte eine weitaus komplexere und effizientere Verwaltung als in der Dynastie zuvor. Die Verwaltung wurde immer weiter ausgebaut und umfasste schließlich ein „Amt für königliche Arbeiten“, das sich speziell um die Errichtung von Denkmälern kümmerte. Zu den Aufgaben gehörte die Rekrutierung von Arbeitskräften, die Errichtung von ausgedehnten Arbeitersiedlungen für ihre Versorgung und Unterkunft unweit der Bauplätze, die Umsetzung der großen und technisch anspruchsvollen Bauvorhaben, die Erschließung von Steinbrüchen, die sich außerhalb des zuständigen Verwaltungsgebietes befinden konnten (Hatnub, Fayyum, Wadi Hammamat, Sinai) sowie die Lieferung von Rohmaterial in die Region von Memphis. Alle staatliche Macht konzentrierte sich in der Person des Pharaos, dessen göttlicher Charakter sich mehr als jemals zuvor in seinen Bauprojekten manifestierte. Die höchsten Amtsposten in der Verwaltung wurden meist von Prinzen besetzt. Von einigen hohen Hofbeamten ist bekannt, dass sie gelegentlich als Verwalter in den Provinzen eingesetzt werden konnten. 5. Dynastie Die Herrscher der 5. Dynastie (2504 bis 2347 v. Chr.) sind sowohl durch archäologische Funde als auch durch überlieferte Texte genauer bekannt als die der vorangegangenen Dynastien. Ihre Zeit ist durch kleinere Pyramiden, oft bei Abusir gelegen, und Tempel des Sonnengottes Re gekennzeichnet. Die Könige (Pharaonen) mussten ihre absolute Macht mit dem aufstrebenden Adel und einer wachsenden Bürokratie teilen. Letzterer verdanken wir viele der erhaltenen Texte. In der Pyramide des Unas fanden sich erstmals die so genannten Pyramidentexte, die somit die ältesten überlieferten religiösen Texte der Menschheitsgeschichte sind. Die Tradition der Anbringung von Jenseitsliteratur in Königsgräbern wurde im Mittleren Reich mit den Sargtexten und im Neuen Reich mit den verschiedenen Unterweltsbüchern (Amduat, Höhlenbuch, Pfortenbuch etc.) fortgeführt. In nicht-königlichen Gräbern des Neuen Reiches fand man Papyri mit dem Totenbuch. 6. Dynastie Die 6. Dynastie (2347 bis 2216 v. Chr.) setzte die 5. Dynastie kulturell fort. Eine Dezentralisierung der Verwaltungsstrukturen mit über das Land verteilten Verwaltern stellte regionale Zentren her, die mit nachgebendem Einfluss der Herrscher an Bedeutung gewannen, wie beispielsweise am Grabmal des Chunes in Qubbet el-Hawa bei Assuan im 1. Gau Oberägyptens deutlich wird. Die Zentralregierung verlor nach Kriegszügen gegen Libyen, Nubien und Palästina immer mehr an Einfluss. Neueste Forschungen deuten darauf hin, dass Klimaveränderungen (siehe 4,2-Kilojahr-Ereignis), mit ausbleibenden Nilhochwassern, zum Niedergang des Alten Reiches beigetragen haben könnten. Auch die nahezu gleichzeitigen Umbrüche in Sumer und der Indus-Kultur sprechen dafür. Mit dem Zerfall der Zentralregierung nach Pepi II beginnt die Erste Zwischenzeit. Zeitliche und archäologische Einordnung sowie die Relationen zu weiteren Hochkulturen Siehe auch Geschichte des Alten Ägypten Literatur Petra Andrássy: Untersuchungen zum ägyptischen Staat des Alten Reiches und seinen Institutionen (= Internet-Beiträge zur Ägyptologie und Sudanarchäologie. Band 11). Golden House Publications, London 2008 (online). Martin von Falck, Bettina Schmitz: Das Alte Reich. Ägypten von den Anfängen zur Hochkultur. von Zabern, Mainz 2009, ISBN 978-3-8053-4073-1. Peter Der Manuelian, Thomas Schneider (Hrsg.): Towards a New History for the Egyptian Old Kingdom. Perspectives on the Pyramid Age (= Harvard Egyptological Studies. Band 1). Brill, Leiden/ Boston 2015, ISBN 978-90-04-30188-7. Peter Jánosi: Die Gräberwelt der Pyramidenzeit. von Zabern, Mainz 2006, ISBN 3-8053-3622-5. Christoph Kucklick: Das Reich der Pharaonen. Gruner & Jahr, Hamburg 2000, ISBN 3-570-19239-3. Jaromír Málek: In the Shadow of the Pyramids: Egypt During the Old Kingdom. University of Oklahoma Press, Norman (OK) 1986, ISBN 0-8061-2027-4. Dokumentationen Das Zeitalter der großen Pyramiden - Das Ende des Alten Reiches. TV-Dokumentation von Sigrid Clément und Christian Holt, (Originaltitel: La fin des pyramides géantes.) F (myCANAL) 2020, deutsche Synchronfassung ZDF 2021, auf ZDFinfo; Auch auf: youtube.com. Weblinks Einzelnachweise ! 3. Jahrtausend v. Chr. Epoche der ägyptischen Geschichte


text: Aussetzung des Handels ist eine Maßnahme der Geschäftsführung einer Börse, die den Börsenhandel mit Handelsobjekten allgemein oder einem bestimmten Handelsobjekt für einen unbestimmten Zeitraum untersagt. Allgemeines Börsenkurse sind dadurch gekennzeichnet, dass sie mehr oder weniger starken Schwankungen unterliegen. Die Kursbildung beruht auf den unterschiedlichen Vorstellungen der Marktteilnehmer und stellt für diese ein Kursrisiko dar. Wenn die Kursschwankungen und damit Kursrisiken jedoch so groß sind, dass ein ordnungsgemäßer Börsenhandel nicht mehr stattfinden kann, darf die Geschäftsführung in den Handel eingreifen und Kursnotierungen (vorübergehend) untersagen. Auch Direktgeschäfte zwischen Börsenteilnehmern sind dann verboten. In Deutschland Rechtsgrundlagen Das Börsengesetz (BörsG) kennt zwei Arten der Kursaussetzung. Die Geschäftsführung einer Börse ist nach Abs. 1 BörsG befugt, den Handel von Handelsobjekten auszusetzen oder einzustellen: Aussetzung des Handels ist vorzunehmen, wenn ein ordnungsgemäßer Börsenhandel zeitweilig gefährdet oder wenn dies zum Schutz des Publikums geboten erscheint; Einstellung des Handels ist geboten, wenn ein ordnungsgemäßer Börsenhandel nicht mehr gewährleistet erscheint. Bei Aussetzung oder Einstellung geht das Gesetz davon aus, dass ein ordnungsgemäßer Börsenhandel nicht mehr stattfinden kann. Ist der Börsengeschäftsführung aufgrund der Mitteilung des Emittenten erkennbar, dass sich die von den Handelsteilnehmern vereinbarten Preise infolge ihrer Informationsdefizite nicht fair und transparent bilden, so ist die Ordnungsmäßigkeit des Börsenhandels nicht mehr gewährleistet. Temporäre Gefährdungen führen zur Aussetzung, länger anhaltende zur länger andauernden Einstellung des Handels. Beide Maßnahmen führen zur Einstellung der Kursnotiz und sind der Börsenaufsicht und der Bundesanstalt für Finanzdienstleistungsaufsicht (BaFin) zu melden. Die Vorschrift des § 25 Abs. 1 BörsG übernimmt in § 57 die Börsenordnung für die Frankfurter Wertpapierbörse. Danach kann die Geschäftsführung den Handel im regulierten Markt aussetzen, „wenn ein ordnungsgemäßer Börsenhandel zeitweilig gefährdet oder wenn dies zum Schutz des Publikums geboten erscheint.“ Wenn dieser ordnungsgemäße Börsenhandel nicht mehr möglich ist, kann der Handel sogar ganz eingestellt werden. Nach Abs. 1 Nr. 5 KWG kann die BaFin die Schließung eines Kreditinstituts für den Verkehr mit der Kundschaft anordnen, wodurch es den Bankkunden nicht mehr möglich ist, Wertpapierorders für die Börse abzugeben. Unterbrechungen Eine so genannte Volatilitätsunterbrechung beim Computerhandelssystem Xetra findet statt, wenn ein möglicher Kurs „außerhalb des dynamischen Preiskorridors“ liegt. Dieser Korridor wird von den Handelssystemen der Börse errechnet, eine Aussetzung des Handels wird den Anlegern unmittelbar mitgeteilt. Volatilitätsunterbrechungen dauern bei Aktien aus dem DAX und Werten der STOXX Europe 50-Indizes drei Minuten, bei allen anderen Wertpapieren fünf Minuten. Der Umfang des Preiskorridors wird nicht veröffentlicht, damit sich die Marktteilnehmer nicht hierauf einstellen können. Schwanken Kurse über längere Zeit sehr stark, kann die Börsenleitung mit dem Status des „Fast Market“ die Kursnotierungen aussetzen. Dies geschah zuletzt wegen der COVID-19-Pandemie am 16. März 2020. Ursachen und Folgen Auslöser für Eingriffe in den Börsenhandel können sowohl Ereignisse bei einem einzelnen Wertpapier (angekündigte Ad-hoc-Publizität durch Unternehmen), beim Publikum (Panikkäufe und -verkäufe) oder Extremereignisse (Terroranschläge am 11. September 2001) sein. In WpHG ist vorgeschrieben, dass kursbeeinflussende Tatsachen unmittelbar vor ihrer Veröffentlichung den Börsen und der BaFin mitzuteilen sind. Dadurch erhalten die Börsen etwa 20 Minuten vor der Öffentlichkeit diese Informationen und haben ausreichend Zeit, über eine Kursaussetzung zu entscheiden. Ad-hoc-Mitteilungen sind geeignet, einen erheblichen Kursausschlag herbeizuführen. Die Unterbrechung des Börsenhandels ist eine Ermessensentscheidung der Börsengeschäftsführung. Ist die Entscheidung der Börsengeschäftsführung zur Kursaussetzung gefallen, erhält der letzte Kurs des betroffenen Wertpapiers den Kurszusatz au/ausg = ausgesetzt: Die Kursnotierung ist ausgesetzt, ein Ausruf ist nicht gestattet. Der Anleger kann aus einer Kursaussetzung schließen, dass Ereignisse eingetreten sind, die für die Bewertung seines Handelsobjekts maßgeblich sein können. Kursaussetzungen führen dann – anders als bei der Handelsunterbrechung („trading halt“) – zum Erlöschen aller betroffenen Orders (§ 6 Abs. 4 Börsengeschäftsbedingungen). Denn die Marktteilnehmer haben angesichts der veröffentlichten kursbeeinflussenden Tatsachen „kein Interesse mehr an der Ausführung ihrer in Unkenntnis dieser Tatsachen erteilten Kauf- und Verkaufsaufträge“. Wegen der schwerwiegenden Folgen einer Kursaussetzung durch die Börsenorgane ist ein solcher Vorgang die Ausnahme. Nach Kursaussetzung wird mit dem zuletzt festgestellten Kurs begonnen bzw. bei Kursaussetzung vor Börsenbeginn mit dem Schlusskurs des Vortages. Zweck Aussetzungen oder Einstellungen führen zu keinen Umsätzen, so dass die Kauf- und Verkaufsabsichten nicht realisiert werden können. Diese Maßnahmen zielen darauf ab, durch Unterbrechung des Handels die Marktteilnehmer zu beruhigen und ihnen Zeit für die Beschaffung aktueller Informationen zu geben, um das Informationsgleichgewicht wiederherzustellen. Matthias Ecke wies 2005 nach, dass Ereignisse mit Kursaussetzungen durch eine starke Reaktion bei Wiederaufnahme des Handels gekennzeichnet sind. Im Vergleich mit – nicht kursausgesetzten – Ad-hoc-Meldungen zeigen Kursaussetzungen stärkere Ereigniseffekte. Ecke gelangt zu dem Ergebnis, dass Emittenten und Anleger darauf vertrauen können, dass Kursaussetzungen in der Regel nur dann vorgenommen werden, wenn sie mit sehr sensitiven Informationen in Verbindung stehen. Da starke Kursschwankungen im Rahmen eines Spillovers von der Finanzwirtschaft auch auf die Realwirtschaft übergreifen können, kann eine Kursaussetzung auch Finanz- und Wirtschaftskrisen abschwächen oder gar verhindern. In den USA In den USA ist bei „Trading halts“ oder „Suspensions“ zu unterscheiden, ob die US-Finanzaufsicht Security Exchange Commission (SEC) oder die Börse eine Aussetzung initiiert hat. In den meisten Fällen werden Aussetzungen von den Börsen selbst initiiert. Die Gründe dafür können Verstöße gegen Listing-Bedingungen, gegen handelssegmentspezifische Anforderungen oder gegen Publizitätspflichten sein. Der am meisten zu beobachtende Grund sind anstehende Unternehmensnachrichten. Die SEC hat die Möglichkeit, Aktien bis zu zehn Handelstage vom Börsenhandel auszuschließen. Die Handelsaussetzung bleibt bis 23.59 Uhr des zehnten Handelstages nach der Ankündigung der Aktion bestehen. Handelsobjekte Handelsaussetzungen beschränken sich nicht auf Aktien, sondern können sich auf alle Handelsobjekte erstrecken, so auch auf Staatsanleihen, Leerverkäufe oder Geld. So wurden im Jahr 2002 sowohl in Argentinien als auch Uruguay so genannte Bankfeiertage ausgerufen. Effektiv wurde der Handel mit Geld, Abhebungen und Überweisungen ausgesetzt. Auch in diesen Fällen war die Stabilisierung der jeweiligen Währung das Ziel. Die längerfristige Aussetzung des Handels mit dem einzig allgemein akzeptierten Tauschmittel eines Landes hat fatale Folgen für die arbeitsteilige Wirtschaft: Ohne Tauschmittel kommt die Arbeitsteilung zum Erliegen. In der Regel folgt auf solche Umständen eine allgemeine Verelendung. Kritik Befürworter sehen in der Aussetzung des Handels mit Wertpapieren einzelner Unternehmen einen Anlegerschutz. So wird der Handel mit Aktien eines Unternehmens ausgesetzt, wenn dieses Unternehmen Pflichtmitteilungen zu tätigen hat, die einen erheblichen Einfluss auf den Kurs haben können wie z. B. Insolvenzanträge, Fusionen eines Unternehmens oder Unternehmensübernahmen. Hierzu bekommen die Kontrollorgane die Pflichtmitteilung vor der Veröffentlichung und können den Handel aussetzen, bevor die Nachricht bekannt wird. Kritiker sehen in Aussetzungen des Handels einen Widerspruch zur Idee des wirtschaftlichen Liberalismus, da dort Märkte frei von Beeinflussung sein sollen. Häufig wird der Handel eines bestimmten Wertpapiers oder gleich aller Wertpapiere an einer Wertpapierbörse ausgesetzt. Die Begründung dafür ist, dass bei steigenden Kursen Wertpapiere gekauft werden, womit der Kurs noch weiter steigt, und dass bei fallenden Kursen Wertpapiere verkauft werden, womit der Kurs noch weiter fällt. Die Nichtaussetzung von Kursen hat möglicherweise trendverschärfende Effekte. Siehe auch Argentinien-Krise Börsenkrach Schwarzer Freitag Schwarzer Montag Einzelnachweise Börsenhandel


text: Aššur-nâṣir-apli II. (auch Aschschur-nasir-apli, Assur-nasirpal) regierte als assyrischer König von 883 bis 859 v. Chr. Er war Sohn des Tukulti-Ninurta II. Das Neuassyrische Reich gewann unter ihm wieder die Ausmaße der Zeit von Tukulti-apil-Ešarra I. Feldzüge führte Aššur-nâṣir-apli u. a. gegen Babylon und Urartu. In einem Feldzug gegen die Aramäer wurden 300 Talente Eisen als Kriegsbeute erwähnt, die den wirtschaftlichen Aufschwung der Aramäer deutlich machen. Die Berichte seiner Eroberungen sind in übertreibenden Phrasen geschrieben. So wird die flache Gebirgsgruppe des Dschabal Bischri südwestlich des Euphrat als hohe Berge, deren Spitzen die Vögel nicht erreichen beschrieben. Die Tribute und die Beute wurden unter anderem benötigt, um Bauvorhaben in Aššur, Ninive und Kalḫu zu finanzieren. Aššur-nâṣir-apli verlegte die Hauptstadt von Assur nach Kalḫu. Die Einweihung von Kalḫu wurde zehn Tage lang gefeiert. Anwesend waren rund 70.000 Gäste (Assyrer, Fremde aus mindestens zwölf Ländern, darunter Sidon, Tyros, Muṣaṣir, Kumme, Gurgum, Gilzanu und Melid), wie auf der 1951 von Max Mallowan entdeckten Bankett-Stele beschrieben. Der Palast besaß auch einen prächtigen Garten. In Imgur-Enlil errichtete er einen Tempel des Traumgottes Mamu, dessen Tore er mit Bronzereliefs verzieren ließ. Aššur-nâṣir-apli führte Verwaltungsreformen durch. Ein eng gespanntes Botennetz erlaubte eine schnelle Nachricht von Aufständen, die so im Keim erstickt werden konnten. Unter Aššur-nâṣir-apli II. wurden die Deportationen in großem Stil ausgeweitet. Sein Nachfolger war sein Sohn Salmānu-ašarēd III. Seine Gemahlin war Mullissu-mukannišat-Ninua, die auch Mutter des Nachfolgers war. Literatur Dietz-Otto Edzard: Geschichte Mesopotamiens. C. H. Beck Verlag, München 2004, ISBN 3-406-51664-5. A. K. Grayson: Assyria: Ashur‐dan II to Ashur‐nirari V (934–745 B.C.). In: John Boardman u. a. (Hrsg.): The Cambridge Ancient History. 2. Auflage. Band 3.1. Cambridge University Press, Cambridge 1982, S. 238–281, hier S. 253–259. Weblinks Einzelnachweise König (Assyrien) Geboren im 10. Jahrhundert v. Chr. Gestorben im 9. Jahrhundert v. Chr. Mann


text: Ein Antioxidans oder Antioxidationsmittel (Mehrzahl Antioxidantien, auch Antioxidanzien) ist eine chemische Verbindung, die eine Oxidation anderer Substanzen verlangsamt oder gänzlich verhindert. Antioxidantien haben eine große physiologische Bedeutung durch ihre Wirkung als Radikalfänger. Sie inaktivieren im Organismus reaktive Sauerstoffspezies (ROS), deren übermäßiges Vorkommen zu oxidativem Stress führt, der in Zusammenhang mit dem Altern und der Entstehung einer Reihe von Krankheiten gebracht wird. Geringe, d. h. physiologische Mengen an ROS dagegen sind als Signalmoleküle, die die Stressabwehrkapazität, Gesundheit und Lebenserwartung von Modellorganismen und des Menschen steigern, durchaus erforderlich. Eine nahrungsergänzende Zufuhr (Supplementierung) von Antioxidantien kann bestimmten Studien zufolge zu einer gesteigerten Krebshäufigkeit und zu einem erhöhten Sterberisiko des Menschen führen. Antioxidationsmittel sind außerdem von großer, insbesondere technologischer Bedeutung als Zusatzstoffe für verschiedenste Produkte (Lebensmittel, Arzneimittel, Bedarfsgegenstände, Kosmetik, Gebrauchsmaterialien), um darin einen – besonders durch Luftsauerstoff bewirkten – oxidativen Abbau empfindlicher Moleküle zu verhindern. Der oxidative Abbau bestimmter Inhaltsstoffe oder Bestandteile wirkt sich wertmindernd aus, weil sich Geschmack oder Geruch unangenehm verändern (Lebensmittel, Kosmetika), die Wirkung nachlässt (bei Arzneimitteln), schädliche Abbauprodukte entstehen oder physikalische Gebrauchseigenschaften nachlassen (z. B. bei Kunststoffen). Wirkungsmechanismus Nach Art des chemischen Wirkmechanismus werden Antioxidantien in Radikalfänger und Reduktionsmittel unterschieden. Im weiteren Sinne werden auch Antioxidations-Synergisten zu den Antioxidantien gerechnet. Radikalfänger Bei Oxidationsreaktionen zwischen organischen Verbindungen treten vielfach kettenartige Radikalübertragungen auf. Hier werden Stoffe mit sterisch gehinderten Phenolgruppen wirksam, die im Ablauf dieser Übertragungen reaktionsträge stabile Radikale bilden, die nicht weiter reagieren, wodurch es zum Abbruch der Reaktionskaskade kommt (Radikalfänger). Zu ihnen zählen natürliche Stoffe wie die Tocopherole und synthetische wie Butylhydroxyanisol (BHA), Butylhydroxytoluol (BHT) und die Gallate. Sie sind wirksam in lipophiler Umgebung. Reduktionsmittel Reduktionsmittel haben ein sehr niedriges Redox-Potential – ihre Schutzwirkung kommt dadurch zustande, dass sie eher oxidiert werden als die zu schützende Substanz. Vertreter sind etwa Ascorbinsäure (−0,04 V bei pH 7 und 25 °C), Salze der Schwefligen Säure (+0,12 V bei pH 7 und 25 °C) und bestimmte organische schwefelhaltige Verbindungen (z. B. Glutathion, Cystein, Thiomilchsäure), die vorwiegend in hydrophilen Matrices wirksam sind. Antioxidationssynergisten Synergisten unterstützen die Wirkung von Antioxidantien, beispielsweise, indem sie verbrauchte Antioxidantien wieder regenerieren. Durch Komplexierung von Metallspuren (Natrium-EDTA) oder Schaffung eines oxidationshemmenden pH-Wertes können Synergisten die antioxidative Wirkung eines Radikalfängers oder Reduktionsmittels verstärken. Vorkommen Natürliche Antioxidantien Viele Antioxidantien sind natürlich und endogen vorkommende Stoffe. Im Säugetierorganismus stellt das Glutathion ein sehr wichtiges Antioxidans dar, auch eine antioxidative Aktivität von Harnsäure und Melatonin ist bekannt. Ferner sind Proteine wie Transferrin, Albumin, Coeruloplasmin, Hämopexin und Haptoglobin antioxidativ wirksam. Antioxidative Enzyme, unter denen die wichtigsten die Superoxiddismutase (SOD), die Glutathionperoxidase (GPX) und die Katalase darstellen, sind zur Entgiftung freier Radikale in den Körperzellen ebenfalls von entscheidender Bedeutung. Für ihre enzymatische Aktivität sind Spurenelemente wie Selen, Kupfer, Mangan und Zink wichtig. Als antioxidativ wirksames Coenzym ist Ubichinon-10 zu nennen. Für den menschlichen Organismus essentiell notwendige und antioxidativ wirksame Stoffe wie Ascorbinsäure (Vitamin C), Tocopherol (Vitamin E) und Betacarotin (Provitamin A) können nicht bedarfsdeckend synthetisiert werden und müssen mit der Nahrung zugeführt werden (exogene Antioxidantien). Eine Reihe von Antioxidantien werden als Bestandteil der Muttermilch an den Säugling weitergegeben, um dort ihre Wirkung zu entfalten. Als sekundäre Pflanzenstoffe kommen Antioxidantien wie Carotinoide und verschiedenste polyphenolische Verbindungen (Flavonoide, Anthocyane, Phytoöstrogene, Nordihydroguajaretsäure und andere) in zahlreichen Gemüse- und Obstarten, Kräutern, Früchten, Samen etc. sowie daraus hergestellten Lebensmitteln vor. Die Deutsche Gesellschaft für Ernährung (DGE) erachtet die wissenschaftliche Datenlage als nicht ausreichend, um Empfehlungen für die Zufuhr einzelner Antioxidantien abzugeben. Synthetische Antioxidantien Zu den künstlichen Antioxidationsmitteln zählen die Gallate, Butylhydroxyanisol (BHA) und Butylhydroxytoluol (BHT). Durch eine synthetische Veresterung der Vitamine Ascorbinsäure und Tocopherol wird deren Löslichkeit verändert, um das Einsatzgebiet zu erweitern und verarbeitungstechnische Eigenschaften zu verbessern (Ascorbylpalmitat, Ascorbylstearat, Tocopherolacetat). Ernährung Gesundheitlicher Stellenwert Freie Radikale sind hochreaktive Sauerstoffverbindungen, die im Körper gebildet werden und in verstärktem Maß durch UV-Strahlung und Schadstoffe aus der Umwelt entstehen. Ihr Vorkommen im Übermaß (oxidativer Stress) erzeugt Zellschäden und gilt nicht nur als mitverantwortlich für das Altern, sondern wird auch in Zusammenhang mit der Entstehung einer Reihe von Krankheiten gebracht. Geringe, d. h. physiologische Mengen an ROS dagegen sind als Signalmoleküle, die die Stressabwehrkapazität, Gesundheit und Lebenserwartung von Modellorganismen und des Menschen steigern, erforderlich. Einen Schutz vor den schädlichen Folgen zu hoher Mengen an freien Radikalen stellt das körpereigene Abwehrsystem dar, welches durch geringe Mengen an ROS – einer Impfung ähnlich – immer wieder aktiviert wird (siehe auch Mitohormesis). Außer endogen gebildeten Antioxidantien wirken im Abwehrsystem auch solche, die mit der Nahrung zugeführt werden. Eine gesunde Ernährung unter Einbeziehung von mit an antioxidativ wirksamen Stoffen reichen Lebensmitteln gilt als effektive Vorbeugung vor Herz-Kreislauferkrankungen, eine Schutzwirkung vor bestimmten Krebsarten wird als möglich erachtet. Beides jedoch wird inzwischen nicht mehr als durch aussagekräftige Studien gesichert betrachtet. Die Beurteilung polyphenolischer Pflanzeninhaltsstoffe dagegen ist in diesem Zusammenhang deutlich besser gesichert, und die wissenschaftliche Beweislage für die gesundheitsfördernde Wirkung bestimmter Polyphenole, besonders der im Tee, Kakao, Beeren und Rotwein vorkommenden Flavanole, hat sich in den letzten Jahren verstärkt. Dies scheint aber nicht damit in Verbindung zu stehen, dass diese Substanzen antioxidative Eigenschaften in vitro besitzen. Ein Expertengutachten geht davon aus, dass die antioxidative Kapazität, welche die Polyphenole und Flavonoide in vitro zeigen, kein Messwert für deren Wirkung im menschlichen Körper ist. Die Europäische Behörde für Lebensmittelsicherheit (EFSA) schloss sich dieser Einschätzung weitgehend an. Häufigste Lebensmittelquellen Nach einer US-amerikanischen Untersuchung aus dem Jahr 2005 stammt der mit Abstand größte Teil der mit der täglichen Nahrung zugeführten physiologischen Antioxidantien in den USA aus dem Genussmittel Kaffee, was allerdings weniger daran liege, dass Kaffee außergewöhnlich große Mengen an Antioxidantien enthalte, als vielmehr an der Tatsache, dass die US-Amerikaner zu wenig Obst und Gemüse zu sich nähmen, dafür aber umso mehr Kaffee konsumierten. Die antioxidative Kapazität eines Lebensmittels und somit die Fähigkeit zum Abfangen von Sauerstoffradikalen wird mit dessen ORAC-Wert angegeben. Nahrungsergänzung Antioxidativ wirksame Substanzen werden in einer Reihe von Nahrungsergänzungsmitteln als „Anti-Aging“-Präparate und zur Krankheitsprävention (z. B. vor Krebs) auf dem Markt angeboten. Die enthaltenen antioxidativen Substanzen kommen auch natürlicherweise in der Nahrung vor, außerdem werden sie vielen Lebensmitteln zugesetzt, sodass in der Regel kein Mangel besteht. Es fehlen belastbare wissenschaftliche Nachweise, dass die Einnahme von Nahrungsergänzungsmitteln – in denen antioxidativ wirksame Substanzen meist isoliert und nicht im Verbund mit natürlichen Begleitstoffen enthalten sind – gesundheitlich vorteilhaft ist. Im Gegenteil kann die Supplementierung der Antioxidantien beta-Carotin, Vitamin A sowie Vitamin E beim gesunden Menschen eine gesteigerte Entstehung von Krebs und eine Verringerung der Lebenserwartung bewirken, während Vitamin C als Supplement bzgl. Krebs und Lebenserwartung wirkungslos ist. Bei gesunden Sportlern wurde in einer 2009 veröffentlichten Studie ein kontraproduktiver Einfluss von Vitamin C und E auf den Trainingseffekt und die Vorbeugung von Diabetes gemessen, da diese Antioxidantien den Anstieg von Radikalen im Körper unterdrücken, sodass er sich weniger gut an die Belastung anpasste. Auch bei bestimmten pathologischen Zuständen soll sich eine antioxidative Nahrungsergänzung nachteilig auswirken: bei Krebspatienten wurden Wechselwirkungen mit antineoplastischen Behandlungsmethoden (Chemotherapie, Strahlentherapie) oder andere schädliche Auswirkungen beschrieben. Bezogen auf Antioxidantien in Form von Supplementen wird auf die finanziellen Interessen der Hersteller verwiesen: „Die Vorstellung von Oxidation und Altern wird von Leuten am Leben gehalten, die damit Geld verdienen.“ Seit 2013 gilt die Vorstellung als überholt, man könne das komplexe Netzwerk von antioxidativen Systemen im menschlichen Körper durch Flutung mit einer einzelnen per Supplement zugeführten Substanz verbessern. Totale antioxidative Kapazität Die Bestimmung der totalen antioxidativen Kapazität (total antioxidant capacity, TAC) in Körperflüssigkeiten liefert einen pauschalen Eindruck über die relative antioxidative Aktivität einer biologischen Probe. Es stehen verschiedene Möglichkeiten für die Bestimmung der antioxidativen Kapazität in Körperflüssigkeiten zur Verfügung. Das Grundprinzip all dieser Methoden ist gleich. Die in der biologischen Probe enthaltenen Antioxidantien schützen ein Substrat vor dem durch ein Radikal induzierten oxidativen Angriff. Die Zeitspanne und das Ausmaß, mit der die Probe diese Oxidation verhindert, kann bestimmt werden und wird meist mit Trolox (wasserlösliches Vitamin-E-Derivat) oder Vitamin C als Standard verglichen. Je länger es dauert, ein Substrat zu oxidieren, desto höher ist die antioxidative Kapazität. Durch verschiedene Extraktionen kann man die antioxidative Kapazität lipidlöslicher und wasserlöslicher Substanzen untersuchen. Oft angewandte Tests sind TRAP (Total Peroxyl Radical-trapping Antioxidant Parameter), ORAC (Oxygen Radical Absorbance Capacity), TEAC (Trolox Equivalent Antioxidative Capacity), FRAP (Ferric Ion Reducing Antioxidant Power) und PLC (Photochemilumineszenz). Im Jahre 2010 wurde in den USA die totale antioxidative Kapazität durch Ernährung und Nahrungsergänzungsmittel bei Erwachsenen untersucht. Dabei wurden Datenbanken des US-Department für Landwirtschaft, Daten zu Nahrungsergänzungsmitteln und zum Lebensmittelverzehr von 4391 US-Erwachsenen im Alter ab 19 Jahren ausgewertet. Um die Daten zur Aufnahme von einzelnen antioxidativen Verbindungen zu TAC-Werten zu konvertieren, wurde die Messung des Vitamin-C-Äquivalent (VCE) von 43 antioxidativen Nährstoffen zuvor angewendet. Die tägliche TAC lag durchschnittlich bei 503,3 mg VCE/Tag, davon ca. 75 Prozent aufgenommen durch die Nahrung und 25 Prozent durch Nahrungsergänzungsmittel. Nichtinvasive Messung von Antioxidantien am Menschen Die Hochleistungsflüssigkeitschromatographie gilt als Goldstandard zur Bestimmung von Antioxidantien. Die Analyse erfordert entweder Blutproben oder die Entnahme von Hautbiopsien. Zur Analyse kurzfristiger Änderungen eignet sie sich deshalb nur bedingt. Aus diesem Grund wurden Verfahren entwickelt, mit denen Antioxidantien nichtinvasiv durch direkte Messung an spezifischen Hautarealen bestimmt werden. Gemessen werden Carotinoide als bester biologischer Marker für den Konsum von Obst und Gemüse. Ein in diesem Zusammenhang wichtiges Verfahren ist die Resonanz-Raman-Spektroskopie. Prinzipiell erfordert sie schmalbandige Lichtquellen (meist Laser) zur Beleuchtung. Das aus der Haut zurückgestreute Licht wird über ein dispersives Element (meist ein Optisches Gitter) in seine spektralen Anteile zerlegt. Während die Messung in der Vergangenheit mit Laborgeräten erfolgte, sind inzwischen auch Tischgeräte verfügbar. Ein weiteres Verfahren, mit dem Antioxidantien erfolgreich am Menschen gemessen wurden, ist die Reflexionsspektroskopie. Im Unterschied zur Resonanz-Raman-Spektroskopie kommen zur Beleuchtung der Haut breitbandige Lichtquellen oder LEDs zum Einsatz. Der apparative Aufwand ist insgesamt geringer, sodass Antioxidantien-Scanner auch als Handgeräte realisiert werden können, die in ihrem Messergebnis jedoch sehr gut mit den Ergebnissen der Resonanz-Raman-Spektroskopie korrelieren. Technische Verwendung In der Industrie werden Antioxidantien als Zusatzstoffe (Additive) benötigt, um die oxidative Degradation von Kunststoffen, Elastomeren und Klebstoffen zu verhindern. Sie dienen außerdem als Stabilisatoren in Treib- und Schmierstoffen. In Kosmetika auf Fettbasis, etwa Lippenstiften und Feuchtigkeitscremes, verhindern sie Ranzigkeit. In Lebensmitteln wirken sie Farb- und Geschmacksveränderungen entgegen und verhindern ebenfalls das Ranzigwerden von Fetten. Obwohl diese Additive nur in sehr geringen Dosen benötigt werden, typischerweise weniger als 0,5 Prozent, beeinflussen ihr Typ, die Menge und Reinheit drastisch die physikalischen Parameter, Verarbeitung, Lebensdauer und oft auch Wirtschaftlichkeit der Endprodukte. Ohne Zugabe von Antioxidantien würden viele Kunststoffe nur kurz überleben. Die meisten würden sogar überhaupt nicht existieren, da viele Plastikartikel nicht ohne irreversible Schäden fabriziert werden könnten. Das Gleiche gilt auch für viele andere organische Materialien. Kunst-, Kraft- und Schmierstoffe Es kommen hauptsächlich sterisch gehinderte Amine (hindered amine stabilisers, HAS) aus der Gruppe der Arylamine zum Einsatz und sterisch gehinderte Phenolabkömmlinge, die sich strukturell oft vom Butylhydroxytoluol ableiten (Handelsnamen Irganox, Ethanox, Isonox und andere). Futtermittel Lebensmittel, Kosmetika, Arzneimittel Zulässige Antioxidantien sind in Deutschland in der Verordnung (EG) Nr. 1333/2008 und der Kosmetik-Verordnung geregelt. Beispiele für antioxidative Lebensmittelzusatzstoffe sind in der Tabelle angegeben. Als Lebensmittelzusatz aufgrund lebertoxischer Wirkungen seit 1968 nicht mehr erlaubt ist die Nordihydroguajaretsäure, ein höchst wirksames Antioxidans zur Haltbarmachung von Fetten und Ölen, das aber weiterhin in kosmetischen Präparaten zulässig ist. Lebensmitteltechnisch und pharmazeutisch gebräuchliche Antioxidationssynergisten sind unter anderem Citronensäure und ihre Salze (E330–E333), Weinsäure und ihre Salze (E334–E337), Phosphorsäure und ihre Salze (E338–E343) und Ethylendiamintetraessigsäure (EDTA) und ihre Salze (Calciumdinatrium-EDTA, E385). Analytik Die zuverlässige qualitative und quantitative Bestimmung der verschiedenen Antioxidantien gelingt nach angemessener Probenvorbereitung durch Kopplung der HPLC oder Gaschromatographie mit der Massenspektrometrie. Literatur Lipid-soluble antioxidants: biochemistry and clinical applications, Hrsg.: A. S. H. Ong, L. Packer, Birkhäuser, Basel; Boston; Berlin, 1992, ISBN 978-3-7643-2667-8 M. H. Carlsen u. a.: The total antioxidant content of more than 3100 foods, beverages, spices, herbs and supplements used worldwide. In: Nutrition Journal 9, 2010, 3. doi:10.1186/1475-2891-9-3 (Open Access unter CC-by-2.0) Einzelnachweise !Antioxidantien Humanphysiologie Tierphysiologie


text: Der Aszites (auch Ascites, von ) ist die medizinische Benennung für eine übermäßige Ansammlung von freier, meist klarer seröser Flüssigkeit in der Bauchhöhle, genauer im Peritonealraum; andere Ausdrücke für diese Flüssigkeitsansammlung sind Hydraskos, Bauchwassersucht oder Wasserbauch. Bei Gesunden enthält der Peritonealraum nur zirka 50 bis 70 Milliliter Flüssigkeit. Bei manchen Krankheiten, z. B. bei einer Leberzirrhose, nimmt die Menge erheblich zu; deswegen sprach man (nach Hippokrates) früher auch von einer Leberwassersucht. Bei einer Mangelernährung mit unzureichender Aufnahme von Proteinen wird auch vom Hungerbauch (Kwashiorkor) gesprochen. Der bereits in der Antike bekannte Zusammenhang des Aszites mit Lebererkrankungen wurde in den frühen hippokratischen Schriften als durch einen Einschmelzungsvorgang der Leber und später (bei Erasistratos) als zirrhotisch bedingt angesehen. Symptomatik Kleinere Aszitesmengen sind meist symptomlos. Erst größere Volumina machen sich als Schwellung des Bauches bemerkbar, die meist schmerzlos ist. Ätiologie und Pathophysiologie Allen Ursachen gemeinsam ist der Übertritt von Flüssigkeit aus den Blutgefäßen in den Peritonealraum. Der Aszites gehört zusammen mit Hepatischer Enzephalopathie und Ösophagusvarizen zu den lebensbedrohlichen Komplikationen der dekompensierten Leberzirrhose. Mit rund 75 % ist die Leberzirrhose auch die häufigste Ursache für Aszites, da sie durch eine Erhöhung des Drucks im Pfortaderkreislauf zu einem Flüssigkeitsaustritt aus den Blutgefäßen führt. Aszites kann auch bei einem akuten Leberschaden auftreten. Ebenso kann ein Verschluss der venösen Sinus der Leber, z. B. beim Budd-Chiari-Syndrom, zur Bildung von Aszites führen. Auch bei einer Herzinsuffizienz oder einer Pericarditis constrictiva kann es zu Aszites kommen. Tumoren der Leber oder Metastasen im Bauchraum können ebenso eine Flüssigkeitsansammlung bedingen. Bei Perforationen von Hohlorganen führt eine sekundäre Peritonitis (Entzündung des Bauchfells) auch zur Bildung von freier Flüssigkeit im Peritonealraum. Eine Tuberkulose kann solchen Aszites chronisch bedingen. Ebenso kann eine Pankreatitis oder Fisteln des Gallen- oder Pankreassystems zur Bildung von Aszites führen. Bei schwerer Unterernährung kommt es durch Albuminmangel oft zu Aszites. Diagnostik Körperliche Untersuchung Sichtbare Schwellung (ausladende Flanken beim liegenden Patienten, im Gegensatz zum nach oben stehenden Bauch bei Adipositas) Perkussion: Dämpfung, die sich entsprechend der Schwerkraft verlagern lässt Undulationsphänomen: Bei seitlichem Anstoßen des Bauches bildet sich eine Welle, die (ab etwa zwei Litern Aszitesflüssigkeit) auf der anderen Seite ertastet werden kann. Sonografie (Ultraschall): Geringe Mengen von Aszites lassen sich dabei am ehesten am Unterrand der Leber oder knapp oberhalb der Harnblase nachweisen. Der Raum zwischen Leber und Niere (Morison-Grube oder Recessus hepatorenalis) ist im Liegen der tiefste Punkt des Oberbauchs. Computertomografie Um zu klären, warum sich Aszites gebildet hat, ist eine Punktion des Peritonealraums und Untersuchung der Flüssigkeit obligat. Der Aszites ist meist eine klare Flüssigkeit. Milchiger Aszites weist auf eine Verletzung oder Störung des Lymphabflusses (zum Beispiel durch ein Trauma) hin, kann aber auch bei anderen Erkrankungen vorkommen. Dunkelbrauner Aszites erhält seine Farbe oft durch einen hohen Anteil an Bilirubin und ist hinweisend für ein Galleleck. Schwarzer Aszites kann auf Nekrosen des Pankreas oder ein metastasiertes Melanom hinweisen. Der Eiweißgehalt des Aszites kann einen Hinweis für die Genese erbringen. Bei einem Eiweißgehalt über 2,5 g/dl (= Exsudat) liegt ein entzündlicher Aszites vor, bei einem Wert unter 2,5 g/dl (= Transsudat) besteht ein nicht-entzündlicher Aszites. Alternativ kann der Albumingehalt des Aszites in Relation zum Albumingehalt des Bluts gesetzt werden. Beträgt dieser Serum-Aszites-Albumin-Gradient (SAAG = Serumalbuminkonzentration minus Aszitesalbuminkonzentration) mehr als 1,1 g/dl, ist von einer Bildung des Aszites durch einen Bluthochdruck in der Pfortader auszugehen. Dabei spricht ein Gradient von 1,1 g/dl bis 2,5 g/dl für das Vorliegen einer Leberzirrhose, der Spätform eines Budd-Chiari-Syndroms oder einer massiven Metastasierung der Leber. Ein auf über 2,5 g/dl erhöhter Gradient spricht für Aszitesbildung im Rahmen einer Herzinsuffizienz oder eines frühen Budd-Chiari-Syndroms. Ein SAAG von kleiner 1,1 g/dl spricht gegen eine Genese des Aszites im Rahmen eines Pfortaderhochdrucks. Dies kann im Rahmen einer Pankreatitis, einer Peritonealkarzinose, eines Gallelecks, einer Tuberkulose oder eines nephrotischen Syndroms auftreten. Eine laborchemische Untersuchung auf Zellzahl kann eine spontan bakterielle Peritonitis nachweisen. Mikrobiologische und zytologische Untersuchungen sind ebenso sinnvoll. Weitere durch hohen Blutdruck in der Pfortader ausgelöste Komplikationen der Leberzirrhose sind Varizenblutungen und die hepatische Enzephalopathie. Komplikationen Refluxösophagitis, Atemnot, Darmwandhernien aufgrund erhöhten intraabdominellen Drucks Hydrothorax hepatorenales Syndrom bei Leberzirrhose erhöhtes Risiko von Varizenblutungen und hepatischer Enzephalopathie Eine gefährliche Komplikation des Aszites ist die spontan bakterielle Peritonitis (SBP): Bei etwa 15 % der Patienten mit portalem Aszites (also Aszites aufgrund einer Druckerhöhung in der Pfortader wie bei Leberzirrhose) kommt es zu einer Auswanderung von Darmbakterien aus dem Darm mit anschließender Peritonitis. Die häufigsten Erreger sind hierbei Escherichia coli (50 %), grampositive Kokken (30 %) und Klebsiellen (10 %). Die Patienten haben meist weder Fieber noch Abdominalschmerzen, diagnostisch hilft die Aszitespunktion, bei der sich über 250 Granulozyten/μl finden. Der Keimnachweis gelingt oft nicht. Dennoch ist die SBP mit einer hohen Letalität von bis zu 50 % verbunden. Therapie: Cephalosporine der dritten Generation, anschließend Rezidivprophylaxe mit oralem Fluorchinolon. Eine neuere mikrobiologische Studie widerlegt allerdings die Vermutung, dass die für SBP verantwortlichen Bakterien ausschließlich Mitglieder der Darmflora sind. Außerdem waren Bakterien bereits vor dem Erscheinen der SBP-Symptome nachweisbar. Die genauen Mechanismen, die zu einer Besiedlung des Peritoneums führen, sind daher weitgehend unklar. Therapie Leichte Fälle des Aszites können mit Natriumrestriktion behandelt werden. Etabliert hat sich beim portalen Aszites auch die Gabe von Spironolacton, einem Aldosteronantagonisten. Elektrolyte und Gewicht müssen regelmäßig kontrolliert werden, ebenso sollte man eine Flüssigkeitsbilanz ziehen. Mittelschwere Fälle werden mit der zusätzlichen Gabe eines Schleifendiuretikums, z. B. Furosemid, behandelt. Die Ausschwemmung sollte schonend erfolgen, d. h. nicht mehr als 500 g Gewichtsabnahme pro Tag, um der Entstehung eines hepatorenalen Syndroms vorzubeugen. Schwere, therapierefraktäre Verläufe können zusätzlich mit Parazentese, also der Abpunktion der Flüssigkeit, mit gleichzeitiger Albumingabe und anschließender Rezidivprophylaxe mit Diuretika (Medikamente zur Steigerung der Nierenausscheidung) behandelt werden. Bei dieser Methode wird der Erguss durch die Bauchdecke punktiert und abgelassen. Da sich der Aszites meist schnell wieder bildet, muss diese Methode zwangsläufig wiederholt werden. Dies kann vom Arzt zwar ambulant durchgeführt werden, Nachteile sind jedoch dabei, dass bei jeder Wiederholung das Risiko von Blutungen, von bakteriellen Infektionen des Bauchraums und von Verletzungen vorhanden ist. Es hat sich gezeigt, dass Patienten aufgrund der Schmerzen und Unannehmlichkeiten oft die Punktionen hinauszögern, bis die Symptome unerträglich sind. Als Alternative zu den fortlaufenden Punktionen hat sich in letzter Zeit das Legen eines dünnen Ablaufschlauchs (PleurX Aszites) in die Bauchhöhle bewährt. Der im Bauchraum liegende Teil des Silikonschlauches hat mehrere Löcher, über die der Erguss in den Katheter eintreten kann. Außerhalb der Bauchhöhle verläuft der Schlauch im Unterhautfettgewebe, um bakterielle Entzündungen zu verhindern. Am Ende des Schlauchs befindet sich ein Ventil, das Eintreten von Luft und das Auslaufen von Flüssigkeit verhindert, wenn keine aktive Entlastung durch den Patienten oder den Pflegedienst stattfindet. Die Entlastung des Ergusses erfolgt mit einer Vakuumflasche, die über ein Spezialventil mit dem Katheter verbunden wird. Wenn die Klemmen an der Drainageflasche geöffnet werden, kann Flüssigkeit aus dem Bauchraum aktiv und schnell abgelassen werden. Die meisten Patienten können dies nach einer Einweisung selbst bewerkstelligen. Der Katheter kann ambulant mit örtlicher Betäubung gelegt werden, das Ablassen des Aszites selbst ist schmerzfrei. Ebenso kann ein TIPS (transjugulärer intrahepatischer portosystemischer (Stent-)Shunt), also eine Verbindung zwischen der Pfortader und der unteren Hohlader, angelegt werden. Hierbei kommt es anschließend allerdings zu einem beinahe ungehinderten Anstrom der normalerweise von der Leber abgebauten Stoffe in den Körperkreislauf. Das bei Leberzirrhose ohnehin in der Entgiftungsfunktion eingeschränkte Organ verliert so die Fähigkeit, Giftstoffe wie Ammoniak zu verstoffwechseln. Dadurch steigt die Gefahr für das Auftreten weiterer Komplikationen, beispielsweise einer portalen Hypertension oder einer hepatischen Enzephalopathie. Kürzlich veröffentlichte Studiendaten zeigen im Rahmen einer Therapie der hepatischen Enzephalopathie auch eine Senkung des Risikos für zusätzliche Leberzirrhose-Komplikationen wie eine spontan bakterielle Peritonitis (SBP) oder Varizenblutungen. Eine weitere Option bei Leberzirrhose ist eine Transplantation. Allerdings stehen nicht ausreichend Organe zur Verfügung. So standen Ende des Jahres 2017 rund 2.000 Patienten auf der Warteliste für eine Lebertransplantation – während nur 823 Patienten tatsächlich eine Spenderleber erhielten. Maligner Aszites wird häufig mit wiederholten Parazentesen behandelt. Zudem kommen Shunts und Chemotherapien zum Einsatz, die teilweise direkt in den Peritonealraum (intraperitoneal) verabreicht werden, ebenso wie der speziell für die Therapie des malignen Aszites zugelassene Antikörper Catumaxomab. Zwei wissenschaftliche Studien aus den Jahren 2011 und 2013 zeigen als Alternative zur Parazentese bei malignem und nicht malignem Aszites die Anlage eines im Unterhautfettgewebe getunnelten Katheters. Der Patient, seine Angehörigen oder der Pflegedienst können im häuslichen Umfeld den Aszites drainieren. Siehe auch Ödem Einzelnachweise Weblinks R. Wiest, J. Schölmerich: Diagnostik und Therapie des Aszites. In: Deutsches Ärzteblatt. Band 103, Nr. 28-29, 2006, S. A1972–A1981. (aerzteblatt.de, PDF, 220 kB) S3-Leitlinie „Aszites, spontan bakterielle Peritonitis und hepatorenales Syndrom“ der Dt. Ges. f. Verdauungs- und Stoffwechselkrankheiten (DGVS): AWMF-Register Nr. 021/017, Stand 30. April 2011 Pathologie