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Von der Erde aus betrachtet ziehen die Kleinplaneten mit einer typischen scheinbaren Winkelgeschwindigkeit von etwa 30 Bogensekunden pro Stunde vor dem Hintergrund der Sterne über den Himmel. Dabei kommt es gelegentlich vor, dass ein Asteroid für den irdischen Beobachter genau vor einem Stern vorbeiläuft und ihn für einige Sekunden bedeckt (Abb. 3). Während dieser "Sternenfinsternis" sieht der Beobachter nur das Licht des Kleinplaneten im Vordergrund; unmittelbar vor und nach der Bedeckung empfängt er das kombinierte Licht von Stern und Kleinplanet. Für den Beobachter macht sich die Bedeckung also durch einen vorübergehenden Helligkeitsabfall bemerkbar. Diese Lichtabschwächung ist umso deutlicher, je heller der Stern im Vergleich zum Kleinplaneten ist.
Abb. 3: Prinzip einer Sternbedeckung durch einen Asteroiden: Für einen Beobachter am Ort A bedeckt der Kleinplanet den Stern, während er für Beobachter an den Orten B und C unterhalb bzw. oberhalb des Sterns vorbeizieht. Beobachter innerhalb der Bedeckungszone sehen je nach Abstand von der Zentrallinie verschiedene Schnitte durch das Kleinplanetenprofil (kleines Bild, gelbe Linien).
Aus der Beobachtung eines solchen kosmischen Schattenspiels läßt sich dann die Größe des Kleinplaneten ableiten: Wenn seine Bahn und damit die scheinbare Winkelgeschwindigkeit und die absolute Entfernung zur Erde zum Zeitpunkt der Bedeckung bekannt sind, folgt aus der Zeitdauer der Bedeckung die Größe des Asteroiden.
Überlegen wir noch etwas genauer. Verschiedene Beobachter an verschiedenen Standorten auf der Erdoberfläche sehen den meist ja nur wenige AE entfernten Kleinplaneten jeweils um einen winzigen Winkelbetrag gegenüber dem viel weiter entfernten Sternenhintergrund verschoben (Parallaxe). Die Situation ähnelt der bei einer totalen Sonnenfinsternis: Je nach dem, wo man auf der Erde steht, sieht man, dass der Mond die Sonne völlig abdeckt oder man schaut ein wenig am Mond vorbei und beobachtet, wie der Mond die Sonne nur teilweise oder gar nicht abdeckt. Wie bei einer Sonnenfinsternis gibt es auch bei einer Sternenfinsternis durch einen Kleinplaneten eine Zone auf der Erde, innerhalb derer man eine Bedeckung sieht. Diese Bedeckungszone ist - je nach Projektion auf die Erdoberfläche - mindestens so breit wie der Kleinplanet groß ist. Und wie bei einer Sonnenfinsternis fällt die Bedeckung kürzer aus, wenn der Beobachtungsort in der Nähe des Randes der Bedeckungszone liegt.
Noch einmal der gleiche Sachverhalt, diesmal aus der Perspektive des Beobachters: Je nach Standort auf der Erde bedeckt der Kleinplanet den Stern zentral, mehr oder weniger am Rand, streifend oder gar nicht. Von verschiedenen Standorten aus sieht man verschiedene Schnitte durch das Kleinplanetenprofil. Aus der Gesamtheit der beobachteten Schnitte lassen sich dann Größe und Umriss (bzw. die zweidimensionale Projektion zum Zeitpunkt der Bedeckung) des Kleinplaneten rekonstruieren. Kennt man dazu noch seine rotationsbedingte Helligkeitsveränderung ("Lichtkurve") um den Bedeckungstermin herum, sind sogar Aussagen über die dreidimensionale Gestalt des Körpers möglich.
Kleinplanetenbegleiter könnten bei Sternbedeckungen entdeckt werden, wenn sie für manche Beobachter den Zielstern kurz "ausknipsen". Hierzu sind möglichst viele Beobachter wünschenswert, um der Interpretation der Daten eine ausreichende Sicherheit zu geben.