Das Sonnensystem in Zahlen

Hier habe ich meine Beitragsserie Das Sonnensystem in Zahlen zusammengefasst, so dass alle unsere Planeten mit Zahlen, Daten und Fakten hier zu finden sind. Ich gebe mir viel Mühe, neue Erkenntnisse- und Entdeckungen ständig zu aktualisieren. Viel Spaß beim Stöbern.

Unser Sonnensystem in Zahlen

Sonne

Jeder Mensch auf der Welt kennt ihren Namen, jeder sieht sie fast täglich und doch wissen die meisten nur sehr wenig über sie. Unsere Sonne. Sie spendet Wärme, Licht und Energie – doch wie macht sie das? Was ist unsere Sonne eigentlich? Wie ist sie entstanden? Mit diesen Fragen möchte ich mich in dieser kleinen Beitragsserie auseinandersetzen.

sonneBild: umbra.nascom.nasa

Die Sonne ist erst mal ein normaler Stern, der sich in Aufbau und Strahlung kaum von anderen Sternen seines Typs unterscheidet. Der große Unterschied für uns ist allerdings der, dass wir keinem anderen Stern so nah sind wie unserer Sonne. Wir können ihre Außenschichten, aus denen die Sonnenstrahlung direkt in den Raum gesandt wird, unvergleichlich detaillierter als die irgendeines anderen Sterns untersuchen. Außerdem haben wir die Möglichkeit, aus nächster Nähe jede Menge Daten mit Hilfe von Raumsonden zu sammeln.

Die Sonne ist an ihrem Äquator ca. 1.392.684 km dick, das ist ziemlich genau 109-mal der Durchmesser der Erde. Wie ist so ein gigantischer Gasball entstanden?

Alles begann mit einem riesigen Knall. Lange, bevor unsere Sonne “das Licht der Welt erblickt hat”, explodierte ein Stern mit der vielfachen Masse unserer Sonne in einer Supernova und verteilte ihre Masse sowie ihre Elemente (die im Übrigen höchstwahrscheinlich die Bausteine für uns beinhalteten) im All. Die frühen Sterne bestanden meist aus dem Urmaterial, das in der Frühzeit des Universums reichlich vorhanden war: Wasserstoff. Ihr Leben war kurz (nur wenige hundert Millionen Jahre) und endete meist mit einer Supernova-Explosion. Erst durch diese Explosionen entstehen schwerere Elemente. Nachdem wir ziemlich genau wissen, aus welchen Bestandteilen unsere Sonne besteht und wie alt sie ist, könne wir daraus schließen, dass sie ein Stern der 3. oder 4. Generation ist. Zwar besteht auch sie überwiegend aus Wasserstoff und Helium, doch in geringen Mengen auch aus Elementen, die erst lange nach dem Urknall entstanden. Sie enthält beispielsweise Eisen. Da Eisen nur in Supernova-Explosionen gebildet wird, können wir davon ausgehen, dass die Sonne einige Vorgänger hatte, aus deren Überresten sie sich formte.

Vor ca. 4,6 Milliarden Jahren befand sich also eine Gaswolke in unserer Gegend. Sie war noch einigermaßen homogen, die Materie in ihr war also gleichmäßig verteilt. Nun können zwei unterschiedliche Szenarien eintreten: einmal könnte die Gaswolke kollabieren, also unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenstürzen. Sie bildet dann im Zentrum eine Verdickung, in der sich nun ein Großteil der Materie der Wolke sammelt und verdichtet und ein Riesenstern daraus wird.

Kassiopeia A

Falschfarbenbild des Kassiopeia A – Nebels. Ein Supernova-Überrest, in dessen Mitte man bei genauem hinsehen einen Neutronenstern sieht – das, was vom ursprünglichen Stern übrig geblieben ist. Bild: mpa

Oder aber die ursprüngliche Gaswolke wird durch eine nahe Supernova-Explosion gestört. Die Schockwelle, die daraufhin die Gaswolke durchläuft, sorgt für eine Verdichtung, aus der sich massearme Sterne wie unsere Sonne herausbilden können. Gleichzeitig wird die Gaswolke mit neuen chemischen Elementen angereichert, aus denen sich später feste Körper wie z.B. Planeten bilden können. (Massearm ist in diesem Zusammenhang nicht abwertend zu verstehen – ganz im Gegenteil. Je Massereicher ein Stern ist, umso heißer wird er und verbrennt dadurch auch seine Vorräte viel schneller. Ergo hat er bei weitem keine so lange Lebensdauer wie Sterne von der Größe unserer Sonne. Sie werden bei Weitem nicht so heiß und haben daher viel länger etwas von Ihren Reserven.)

Aufgrund der Gravitation zieht die Verdickung nun alles an sich, was sich in ihrer näheren Umgebung befindet und leichter ist als sie selbst. Sie wächst und wächst, und es vollzieht sich eine Kettenreaktion. Die Masse steigt, der Einflussbereich des Klumpens wird größer, es wird immer mehr Material aus der Gaswolke angezogen und dem Sternenbaby einverleibt, die Masse steigt weiter usw. Dies passiert so lange, bis alle Materie aus dem direkten Einflussbereich verwertet ist. Die Masse an vorhandenem Material ist also maßgeblich für die Größe des späteren Sterns verantwortlich.

Durch die Masseansammlung steigt die Dichte immer weiter, und mit ihr erhöht sich auch die Temperatur im Inneren. Das Gas verdichtet und erhitzt sich unaufhörlich. Nun haben wir bald (das heißt nach einigen Millionen Jahren!) einen Protostern. Ist dann im Inneren eine Temperatur von mehreren Millionen Grad erreicht, kommt es zur Verschmelzung von Wasserstoffkernen zu Helium. Das nennt man auch Fusion und ihr einsetzen ist zugleich auch auch die Geburtsstunde des Sterns. Hierbei wird enorm viel Energie frei, die der Protostern im Form von Licht und Wärme nach außen abgibt – die Sonne beginnt zum ersten Mal zu leuchten! Die Zeitspanne vom Protostern zur echten Sonne beträgt etwa 10 Millionen Jahre – und fertig ist unsere Sonne.

protoplanetare scheibe

künstlerische Darstellung einer Protoplanetaren Scheibe um ihr frisch gebildetes Zentralgestirn. Bild: i.space.com

Doch unsere Sonne hat nicht alle Materie um sich herum aufgenommen. Um die junge Sonne herum befindet sich nun eine Scheibe, in der sich etliche Verklumpungen angesammelt haben. Diese Scheibe nennt man “Protoplanetare Scheibe“. Die Klumpen tun nun das selbe, was auch die Sonne vorher getan hat: sie ballen sich durch ihre Eigengravitation immer weiter zusammen, bis alle Materie aufgebraucht ist. Nachdem nicht mehr so viel Materie vorhanden war, um eine zweite Sonne zu bilden (auch diese Szenarien gibt es), bleiben diese Kugeln recht klein, doch sie räumen um die Sonne herum auf und bewegen sich in Bahnen um sie herum – die Planeten, und auch die Erde, waren geboren. Und fertig war das Sonnensystem.

Natürlich spielen sich die einzelnen Schritte nicht von heute auf morgen ab, sondern benötigen Millionen von Jahren, doch das ist der wahrscheinlichste Weg, wie unsere Sonne und die Planeten entstanden sind. Zwar hat niemand diese Vorgänge live mitverfolgt, doch anhand der Beobachtungen von anderen, entstehenden Sternen können wir unsere Schlüsse ziehen – die sich einwandfrei mit den Beobachtungen unserer Sonne decken.

Die Schichten der Sonne

Anders als man es sich vorstellt, hat die Sonne keinen scharf begrenzten Rand und keine wirkliche Oberfläche. Sie ist eine Gaskugel, die nur durch ihre Eigengravitation zusammengehalten wird. Deswegen müssen ihre Außenschichten kontinuierlich in das Gas übergehen, das den interplanetaren Raum ausfüllt. Gäbe es an einer Stelle keine darüber liegende Schicht, würde der thermische Druck die oberste Schicht sofort nach außen treiben. Allerdings sind die Schicht-Übergänge nicht, wie bei der Erde oder manch anderen Planeten, klar definiert. Sie gehen mehr ineinander über, wobei jede Schicht ihren eigenen Zweck erfüllt. Zur Veranschaulichung hier eine Grafik, die die Teilschichten vom Kern bis zur Korona darstellt.

sonnenaufbau

Im Kern der Sonne herrschen Temperaturen von etwa 15 Millionen Grad. Die Materie ist hier fast vollständig ionisiert, was bedeutet, Atomkerne und Elektronen sind hier nicht aneinander gebunden. Bei den dort herrschenden Temperaturen und dem hohen Druck findet die sogenannte Kernfusion statt. Hierbei wird – stark vereinfacht gesagt – über mehrere Zwischenstufen  Wasserstoff in Helium umgewandelt. Dabei entsteht reine Energie, die als Licht- und Wärmestrahlung abgestrahlt wird. Das funktioniert deswegen, weil Helium leichter ist als Wasserstoff. Pro Sekunde werden im Sonnenkern etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff umgewandelt.

Um den Kern befindet sich die Strahlungszone (ca.486.000 Kilometer dick). In ihr wird die im Kern entstandene Energie von einzelnen Teilchen absorbiert und wieder emittiert. Dadurch wird die Energie nicht nur nach außen transportiert, sondern auch umgewandelt. Es entstehen zusätzlich zu Gamma-Strahlung andere, elektromagnetische Wellen, unter anderem sichtbares Licht, Infrarotstrahlung, Röntgenstrahlung und Ultraviolettstrahlung. Bis die Energie die Strahlungszone durchdrungen hat, vergehen zirka zehn Millionen Jahre. Das bedeutet, die Sonnenstrahlen, die wir auf der Erde sehen und spüren, stammen von Fusionsvorgängen, die vor zehn Millionen Jahren stattgefunden haben. Die Temperatur in der Strahlungszone reicht von 15 Millionen Grad an der Unterseite, bis ca. 2 Millionen Grad im Übergang zur Konvektionszone.

Die Konvektionszone ist etwa 200.000 km dick und die Temperatur beträgt 2 Millionen Grad. In Ihr wird die Energie, wie der Name schon sagt, über Konvektion übertragen. Das bedeutet, dass bei diesem vergleichsweise geringen Druck, die Energie in Gaswolken an die Oberfläche getragen wird. Dort bilden die Gaswolken die typische Granulation, die in der Photosphäre sichtbar ist:

Granulation Quelle: http://www.scilogs.de/kosmo/gallery/16/24jul02_gcont_ai.jpg

Die Photosphäre emittiert praktisch die gesamte Strahlung der Sonne in den Raum, daher der Name „Photosphäre“ (griechisch „Lichtkugel“) und prägt unser Bild der Sonne. Diese Schicht ist etwa 300km dick, was nur einen winzig kleinen Bruchteil des Sonnendurchmessers ausmacht, wenn man bedenkt, dass sie ca. 1.391.000 km im Durchmesser misst. Damit erscheint uns die Sonne eben doch quasi scharf begrenzt. Die unteren Schichten der Photosphäre werden auch als „Sonnenoberfläche“ bezeichnet, darüber wird der Sonnenradius selbst definiert. Die Durchschnittstemperatur beträgt hier ca. 5.777 K (Kelvin). Das ist schon ziemlich heiß wenn 0°C 273,15 K entsprechen.

Die Chromosphäre ist in ihrem Durchmesser etwa 2.000 km dick, die Temperaturen steigen aber bis auf etwa 25.000 K an. Direkt angrenzend ist ein Bereich, der als „Übergangsregion zur Korona“ bezeichnet wird. In einer Höhe von etwa 2.000 km über der Sonnenoberfläche steigt die Temperatur plötzlich innerhalb einer Schicht von nur 1.000 km Dicke von 10 hoch 4 K auf mehrere 10 hoch 5 K an.

Die Korona kann je nach Sonnenaktivität bis zu einem Abstand von mehreren Millionen Kilometern oder 2-3 Sonnendurchmessern oberhalb der Photosphäre sichtbar sein. Hier beträgt die Temperatur einige Millionen Kelvin. Die Korona geht übergangslos in den Sonnenwind über. Den darf man sich aber nicht wie gewöhnlichen Wind auf der Erde vorstellen. Viel mehr ist das ein Teilchenstrom, der permanent von der Sonne ausgeht. Er besteht vorwiegend aus Photonen, Elektronen und Heliumkernen. Beim Sonnenwind unterscheidet man zwischen dem langsamen und dem schnellen Sonnenwind, wobei der schnelle auf ca. 300 km/s kommt. Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro Sekunde etwa 1 Million Tonnen ihrer Masse!

Korona

Bei einer Sonnenfinsternis breitet sich vor unseren Augen die ganze Anmut der Sonnenkorona aus. Ist die Sonne nicht verdeckt, überstrahlt ihre Helligkeit den Schein der Korona komplett. Bild: arcor

Unsere Sonne ist rund auf 4,57 Milliarden Jahre alt und hat damit gerade einmal die Hälfte ihres “nuklearen Lebens” hinter sich. Sie wird vermutlich noch etwa fünf Milliarden weitere Jahre leuchten und sich dann erst zu einem Roten Riesen aufblähen – wobei unsere Erde höchstwahrscheinlich daran glauben muss – und anschließend zu einem Weißen Zwergstern werden, der zunächst noch sehr heiß ist, dann aber langsam auskühlt. Eine Supernova oder eine sonstige, gewaltige Explosion wird es bei unserer Sonne an ihrem Lebensende nicht geben, dafür fehlt ihr die nötige Masse. Es wird ein langsamer und ruhiger Tod für unser Zentralgestirn. Trösten wir uns mit der Tatsache, dass niemand von uns das Ende der Sonne miterleben wird.

Als Zusammenfassung füge ich die beiden Teile der kleinen Serie “Unsere Sonne” in der Rubrik “Unser Sonnensystem in Zahlen” zusammen, so dass ihr immer darauf zugreifen könnt.

Bild: gerhards

Merkur

Facts:

  • Durchmesser am Äquator:             4.878 km (0,38 x Erde)
  • Physikalische Eigenschaft:            Gesteinsplanet
  • Mittlere Entfernung zur Sonne:      57,91 Millionen km
  • Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: 88 Tage
  • Mittlere Bahngeschwindigkeit:       47,9 km/sec
  • Masse (in Gramm):                        3,30 x 10/26 g (0,055 x Erde)
  • Fluchtgeschwindigkeit:                  4,3 km/sec (0,38 x Erde)
  • Dichte:                                           5,43 g/cm³ (0,98 x Erde)
  • Rotation:                                        58,65 Tage
  • Temperatur:                                   -180 bis + 420°C
  • Atmosphäre:                                  Sauerstoff: 42%, Natrium: 29%, Wasserstoff: 22%, Helium: 6%
  • Monde:                                           keiner bekannt

Betrachtet man die relativ hohe Dichte des Planeten, muss man daraus folgern, dass er einen großen, massereichen Eisenkern besitzt. Dieser macht etwa 40 Prozent des ganzen Körpers aus. Der Mantel besteht aus Silikaten. Das Vorhandensein eines Eisenkerns wurde durch die Raumsonde Mariner 10 noch weiter bestätigt. Als sich diese dem Planeten näherte, registrierte der Magnetometer ein Magnetfeld. Dieses macht ca. 1% des Erdmagnetfeldes aus.
Die Oberfläche ist der unseres Mondes optisch sehr ähnlich – er ist stark von Kratern überzogen. Durch die Nähe zur Sonne unterliegt er großen Temperaturschwankungen. Auf der sonnenzugewandten Seite entstehen bis zu + 420°C, während auf der sonnenabgewandten Seite -180°C herrschen können. Merkur hat nur eine hauchdünne Atmosphäre und da er der Sonne sehr nahe ist, wird sich auch niemals eine dichtere Atmosphäre bilden können. Die angegebenen Daten schwanken je nach Quelle etwas, deshalb habe ich versucht, die mittleren Werte zu benutzen.

Die Oberfläche des Merkur ähnelt der unseres Mondes. Bild: astro.goblack

Der Merkur wurde auch bereits mit Raumsonden umrundet:

Die erste, die den Planeten erreicht hat, war die oben erwähnte Raumsonde Mariner 10 der NASA. Sie startete am 3. November 1973, flog am 5 Februar 1974 an der Venus vorbei und holte sich dabei den nötigen Schwung in Richtung Hauptziel. Sie umkreiste den Merkur am 29 März, am 21 September 1974 und nochmals am 16 März 1975. Bei dieser Mission wurde etwa die Hälfte der Oberfläche kartographiert.

Die zweite Raumsonde war MESSENGER, die ebenfalls von der NASA entsandt wurde und 2011 als erste Raumsonde in einen Merkurorbit einschwenkte. Ihre Aufgabe war es, mit zahlreichen Instrumenten den Zustand des Planetenkerns zu bestimmen, die Polkappen des Planeten zu untersuchen sowie die Exosphäre und die Magnetosphäre zu erforschen. Um ihr Ziel zu erreichen, flog MESSENGER eine sehr komplexe Route, die sie in mehreren Fly-by-Manövern erst zurück zur Erde, dann zweimal an der Venus sowie dreimal am Merkur vorbei führt. Der erste Vorbeiflug am Merkur fand am 14. Januar 2008 um 20:04 Uhr MEZ statt und der zweite am 6. Oktober 2008. Dabei wurden bereits Untersuchungen der Oberfläche durchgeführt und Fotos von bisher unbekannten Gebieten aufgenommen. Der dritte Vorbeiflug, durch den die Geschwindigkeit der Sonde verringert wurde, erfolgte am 30. September 2009. Da die Sonde kurz vor der Passage unerwartet in den abgesicherten Modus umschaltete, konnten für geraume Zeit keine Beobachtungsdaten gesammelt und übertragen werden.

Die gesamte Reise nahm etwa 6,5 Jahre in Anspruch. Die Mission im Merkurorbit wurde in Jahresabschnitte aufgeteilt, welche jeweils am 18. März begannen. Vom 18. März 2011 bis 18. März 2012 wurden während der sogenannten primären Mission die wichtigsten Forschungen vorgenommen und anschließend begann die erste erweiterte Mission, welche bis zum 18. März 2013 lief. Ob eine weitere Mission folgt, ist noch nicht entschieden.

Die dritte Sonde ist erst in Planung und eine Gemeinschaftsmission der ESA und der japanischen Raumfahrtbehörde JAXA und trägt den Namen BepiColombo. Ihr Start sollte eigentlich bereits 2013 erfolgen, wurde aber dann ein paar mal verschoben. Aktuell ist der Start für Januar oder Februar 2017 geplant. BepiColombos Hauptaufgaben bestehen in der Untersuchung des Magnetfelds sowie der geologischen Zusammensetzung und Geschichte des sonnennächsten Planeten. Die Sonde ist nach dem Spitznamen des 1984 verstorbenen italienischen Mathematikers Giuseppe Colombo benannt, der sich um die Merkur-Erkundung besonders verdient gemacht hat.

Für die Zukunft Merkurs gibt es allerdings relativ düstere Prognosen. Konstantin Batygin und Gregory Laughlin von der University of California, Santa Cruz, und davon unabhängig Jacques Laskar (Pariser Observatorium) haben aufgrund von Computersimulationen festgestellt, dass das innere Sonnensystem auf lange Sicht nicht stabil bleiben wird. Merkurs Bahn weist die höchste Exzentrizität aller Planeten auf, und ist bereits heute beinahe so exzentrisch wie die Bahn des Kleinplaneten Pluto. In ferner Zukunft (in einer Milliarde Jahren oder mehr) könnte Jupiters Schwerkraft Merkur aus seiner jetzigen Umlaufbahn herausreißen, indem er durch seinen Einfluss nach und nach Merkurs Bahnexzentrizität vergrößert, bis der Planet in seinem sonnenfernsten Punkt (Aphel) die Umlaufbahn der Venus kreuzt. Daraufhin könnte es vier Szenarien geben:

  1. Merkur stürzt in die Sonne
  2. er wird aus dem Sonnensystem geschleudert
  3. er kollidiert mit der Venus
  4. oder sogar mit der Erde

Auch Richard Zeebe von der University of Hawaii in Manoa beschäftigte sich kürzlich mit diesem Thema und kam dabei zu ähnlichen Ergebnissen. Jedoch liegt die Chance, dass eine dieser Möglichkeiten eintreffen wird, bevor sich die Sonne zu einem Roten Riesen aufblähen wird, lediglich nur bei rund 1% – also keine Panik 🙂

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Venus

Radarkarte der Venus. Quelle: NASA

Venus

Facts:

  • Durchmesser am Äquator:           12.103,6 km (0,95 x Erde)
  • Physikalische Eigenschaften:      Gesteinsplanet
  • Mittlere Entfernung zur Sonne:    108,16 Millionen Kilometer
  • Mittlere Bahngeschwindigkeit:     35,02 km/sec
  • Masse (Gramm):                          4,869 x 10/24 kg(0,81 x Erde)
  • Mittlere Dichte:                             5,243 g/cm³ (0,95 x Erde)
  • Fluchtgeschwindigkeit:                 10,36 km/sec (0,92 x Erde)
  • Rotation:                                       243,27 Tage (retrograd)
  • Temperatur:                                 +464°C
  • Druck an der Oberfläche:             92atm
  • Atmosphäre:                                 Kohlenstoffdioxid: 96,5%, Stickstoff: 3,5%, Schwefeldioxid: 0,015%
  • Monde:                                         keine

Der Bahnradius der Venus entspricht etwa 2/3 der Distanz Erde Sonne. Da sie somit innerhalb der Erdbahn um die Sonne kreist, kann sie an unserem Himmel nicht beliebig weit von der Sonnen entfernt stehen. Sie geht deshalb als Abendstern meist bald nach der Sonne unter und ist deshalb in der Abenddämmerung in westlichen Richtungen zu finden. Als Morgenstern findet man sie als hellsten Stern in östlicher Himmelsrichtung. Die Venus kann nicht gleichzeitig sehr heller Morgen- und Abendstern sein. Steht die Venus am Himmel, so ist sie bei weitem das hellste Gestirn (abgesehen von Sonne und Mond). Sind die Sichtverhältnisse besonders günstig, so gehen an den Volkssternwarten viele Anrufe von Leuten ein, die wissen wollen, was denn das sei, das da am Himmel so hell leuchte.

Es hält sich auch die Vermutung, dass es in den Atmosphärenschichten der Venus Leben in primitiver Form gibt. Dies könnte unter anderem das Fehlen oder das Vorhandensein bestimmter Gase erklären. Darüber hinaus fand die Pioneer-Venus-Eintauchkapsel in den Wolken Partikel in Bakteriengröße. Wobei wir auch schon bei Besuchen auf der Venus wären. Es gab im Gegensatz zu den Missionen zu Merkur eine Vielzahl von unbemannten Venusmissionen wie z.B. die sowjetischen Venera-Missionen 1-8. Einige umfassten eine weiche Landung auf der Oberfläche, mit Kommunikationszeiten von bis zu 110 Minuten, jedoch sämtlich ohne Rückkehr und folglich auch ohne Proben. Die Venus umkreist die Sonne näher als die Erde, wobei der Abstand der Venus zur Sonne nur 72 Prozent des Abstands der Erde zur Sonne beträgt. Deshalb muss eine Raumsonde über 41 Mio. km in das Gravitationspotential der Sonne fliegen, was zu einer erheblichen Zunahme der kinetischen Energie der Sonde führt. Zusammen mit der hohen Schwerkraft der Venus führt dies zu einer Erhöhung der Geschwindigkeit der Sonde, so dass die Geschwindigkeit und die Bewegungsrichtung der Sonde stärker als beim Mars verändert werden müssen, um aus einer Vorbeiflugbahn in eine Umlaufbahn einzutreten.

Venus-Vulkan
Mit 8 km Höhe ist Maat Mons der höchste Vulkan auf der Venus. Foto: NASA/JPL/GOV

Am 10. August 1990 erreichte mit Magellan nach Pioneer-Venus die nächste US-amerikanische Raumsonde eine Umlaufbahn um die Venus. Das einzige Instrument der Sonde war ein Synthetic Aperture Radar, mit dem die Oberfläche der Venus kartiert werden sollte. In den darauf folgenden Jahren wurden 98 % der Oberfläche von 89° Nord bis 89° Süd kartiert, wobei die Auflösung der Aufnahmen bei rund 100 Metern pro Pixel lag. Damit waren die Karten um den Faktor 200 gegenüber Pioneer-Venus 1 und immerhin um den Faktor 15 gegenüber Venera 15 und Venera 16 detailreicher. Zudem wurde in der Endphase der Mission die Bahn der Sonde so gewählt, dass sie durch die obersten Schichten der Atmosphäre flog und so Schlussfolgerungen über die Dichte und Zusammensetzung der Atmosphäre erlaubte. Durch diese Manöver wurde die ohnehin schon kaum funktionierende Sonde ständig abgebremst und trat schließlich am 12. Oktober 1994 in die tieferen Schichten der Atmosphäre der Venus ein und verglühte; es ist jedoch nicht auszuschließen, dass einige Restteile der Sonde die Oberfläche erreichten. Der Magellan-Sonde verdanken wir die besten der heute verfügbaren Karten der Venus.

Das war nur ein kleiner Ausschnitt aus den Venus-Missionen. Doch damit ist noch nicht schluss, denn in Zukunft ist auch noch einiges geplant:

  • ESA: Die von der ESA geplante Merkursonde BepiColombo soll an der Venus vorbeifliegen. Ihr Start wurde mehrfach verschoben und ist derzeit für August 2015 geplant.
  • Russland will mit einer neuen Landemission namens Venera-D an die früheren Venera-Erfolge der sowjetischen Zeit anknüpfen. Doch diesmal soll die Landesonde im Unterschied zu ihren Vorgängern mehrere Monate lang auf der Venusoberfläche in Betrieb bleiben können. Der Start ist derzeit für 2016 angesetzt.
  • Auch die USA hegen Überlegungen für neue Venusmissionen, unter anderem im Rahmen des New-Frontiers-Programms: Der Venus-Lander SAGE (Surface and Atmosphere Geochemical Explorer) sollte im Zeitraum 2015-2018 starten, konnte sich aber nicht gegen die Asteroiden-Sonde OSIRIS-REx durchsetzen. Weiterhin wird eine große Flagship-Mission untersucht, die unter anderem einen oder zwei Ballons in der Atmosphäre betreiben würde.
  • USA: Auch im Rahmen des Discovery-Programms ist eine Venusmission möglich: Der Orbiter Vesper könnte sich dem Studium der Venusatmosphäre widmen. Allerdings ist die Realisierung dieser Projekte noch unsicher, da noch andere Missionsvorschläge zu anderen Himmelskörpern zur Auswahl stehen.

Da die Venus das hellste sternartige Objekt am Firmament ist, hat sie wohl seit Anbeginn der Kulturgeschichte eine tragende Rolle in der Astronomie, aber auch in der Mythologie und der Astrologie gespielt. Die Sumerer verbanden den hellsten Wandelstern mit der Göttin Inanna, die Babylonier mit Ištar, der Göttin der Liebe und des Krieges, Ninsianna bezeichnete den Morgenstern. Auch nach der Erkenntnis, dass es sich um denselben Himmelskörper handelt, unterschied man in Babylonien und Assyrien weiterhin zwischen Morgen- und Abendstern. Im antiken Arabien war Al-ʿUzzā die Göttin des Morgensterns, in Syrien die Brüder Šaḥar und Šalim. Bereits Anfang des dritten Jahrtausends v. Chr. verehrten die Ägypter die Venus unter dem Namen Netjer-duai als Morgenstern. Im alten Ägypten verband man den Wandelstern mit der Göttin Isis.

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Earthbig

Bild: neunplaneten

Erde

Facts:

  • Durchmesser am Äquator:               12.756,32 km
  • Physikalische Eigenschaft:              Gesteinsplanet
  • Mittlere Entfernung zur Sonne:        149,60 Millionen Kilometer (1 Astronomische Einheit)
  • Mittlere Umlaufzeit um die Sonne:   365,256 Tage
  • Mittlere Bahngeschwindigkeit:          29,78 km/sec
  • Masse (Gramm):                              5,974 x 10/24g
  • Mittlere Dichte:                                 5,515 g/cm³
  • Fluchtgeschwindigkeit:                    11,186 km/sec
  • Rotation:                                          23 h 56 min 4,1 s
  • Temperatur:                                     +58 bis -89°C
  • Atmosphäre:                                    78,1% Stickstoff; 21,0% Sauerstoff; 0,93% Argon; 0,038% Kohlenstoffdioxid;
    0,002% Neon
  • Wasserfläche:                                  70,8%
  • Landfläche:                                      29,2%

Die Erde ist der interessanteste Planet, den wir in den Weiten des Universums kennen, denn er ist der einzige Ort, von dem wir sicher wissen, dass dort Leben existiert. Wieso das so ist, kann nach jahrzehntelanger Forschung immer noch niemand mit Gewissheit sagen und vielleicht werden wir das auch nie herausfinden. Tatsache ist, dass auf der Erde die optimalen Bedingungen herrschen, um Leben in unserer Form zu ermöglichen:

  • Wir befinden uns genau im richtigen Abstand zu unserem Zentralgestirn – der Sonne -> habitable Zone
  • Unser Sonnensystem befindet sich im optimalen Abstand zum Zentrum unserer Galaxie
  • In unserer Nähe befinden sich (unseres Wissens nach) keine Quellen schädlicher Strahlung, die unser empfindliches Gleichgewicht stören
  • Die Zusammensetzung unserer Atmosphäre und der oberen Erdschicht ist guter Nährboden für Leben
  • Das starke Magnetfeld der Erde schirmt uns von schädlicher Strahlung aus dem All und der Sonne ab

…und das waren nur einige wenige Beispiele für die günstigen Gegebenheiten, die das Leben auf unserem Planet ermöglichen. Wie die Sonne und ihre anderen Planeten entstand die Erde vor etwa 4,6 Milliarden Jahren aus der Verdichtung des Sonnennebels. Man nimmt heute allgemein an, dass sie während der ersten 100 Millionen Jahre einem intensiven Bombardement von Asteroiden ausgesetzt war. Heute ist der Beschuss nur noch gering. Die meisten der Meteore werden von Objekten hervorgerufen, die kleiner als 1 cm sind. Im Gegensatz zum Mond sind auf der Erde fast alle Einschlagkrater durch geologische Prozesse wieder ausgelöscht worden. Durch die kinetische Energie der Impakte während des schweren Bombardements und durch die Wärmeproduktion des radioaktiven Zerfalls erhitzte sich die junge Erde, bis sie größtenteils aufgeschmolzen war. In der Folge kam es zu einer gravitativen Differenzierung des Erdkörpers in einen Erdkern und einen Erdmantel. Die schwersten Elemente, vor allem Eisen, sanken in die Richtung des Schwerpunkts des Planeten, wobei auch Wärme gebildet wurde. Leichte Elemente, vor allem Sauerstoff, Silizium und Aluminium, stiegen nach oben und aus ihnen bildeten sich hauptsächlich silikatische Minerale, aus denen auch die Gesteine der Erdkruste bestehen. Aufgrund ihres vorwiegenden Aufbaus aus Eisen und Silikaten hat die Erde wie alle terrestrischen Planeten eine recht hohe, mittlere Dichte von 5,515 g/cm3.

Eine weitere Besonderheit ist unser Mond

Der Mond von der Erde aus gesehen

Der Erdmond Bild: Wikimedia

Im Vergleich zu Merkur und Venus haben wir nämlich einen, und zwar einen richtig großen. Zwar ist er nur der fünftgrößte Mond des Sonnensystems, doch das Größenverhältnis zu seinem Planeten ist beispiellos. Doch auf lange Zeit gesehen droht uns der Mond abhanden zu kommen. Die mittlere Entfernung zwischen dem Mond und der Erde wächst jährlich um etwa 3,8 cm. Der Abstand wird seit der ersten Mondexpedition Apollo 11 regelmäßig per Lidar vermessen, indem die Lichtlaufzeit bestimmt wird, die das Laserlicht für die Strecke hin und zurück benötigt. Sowohl von amerikanischen als auch von sowjetischen Mondmissionen wurden dazu insgesamt fünf Retroreflektoren auf dem Mond platziert, die heute für die Entfernungsmessungen genutzt werden.

Zusammengefasst ist die Erde der schönste, gemütlichste, faszinierendste und vielseitigste Planet, den wir kennen (zumindest für uns und bis jetzt). Und bis wir keine „zweite Erde“ gefunden haben, wird es auch der einzige uns bekannte Planet bleiben, auf dem wir Menschen ohne künstliche Hilfe oder technische Unterstützung leben und überleben können. Es gibt also jeden Grund, um etwas besser auf ihn zu achten, denn es zerstört ja auch niemand mutwillig das Haus, in dem er selbst lebt, wenn er sonst nirgendwo hin kann…

In der nächsten Folge geht es nach der Reihenfolge um den Mars, den wahrscheinlich (oder hoffentlich) nächsten Planeten unseres Sonnensystems, auf dem die Menschheit ihre Fußspuren hinterlassen wird.

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Mars

Bild: mepag.jpl.nasa.gov

Mars

Facts:

  • Durchmesser am Äquator:               6.792 km (0,53 x Erde)
  • Physikalische Eigenschaft:              Gesteinsplanet
  • Mittlere Entfernung zur Sonne:        227,99 Millionen Kilometer
  • Mittlere Umlaufzeit um die Sonne:   686,98 Tage
  • Mittlere Bahngeschwindigkeit:          24,1 km/sec
  •  Masse (Gramm):                              6,419 x 10/23g (0,11 x Erde)
  • Mittlere Dichte:                                 3,933 g/cm³ (0,72 x Erde)
    Fluchtgeschwindigkeit:                     5,03 km/sec (0,45 x Erde)
  • Rotation:                                           24 h 37 min 22 s
  • Temperatur:                                     +27 bis -133°C
  • Atmosphäre:                                    Kohlenstoffdioxid: 95,32%, Stickstoff: 2,7%, Argon: 1,6%, Sauerstoff: 0,13%, Kohlenstoffmonoxid: 0,08%, Wasser: 0,02%
  • Monde:                                             2

Die Oberfläche des Mars gleicht der des Mondes unserer Erde. Sie ist von zahlreichen Kratern, Rillen und Vulkanen überzogen. Da die Atmosphäre recht dünn ist, verglühen Asteroiden nicht einfach in ihr. Das bedeutet, es regnet kontinuierlich kleine Gesteinsbrocken, die überall auf der Oberfläche herumliegen.

Mars Umgebung
Bild der Marsoberfläche mit deutlich sichtbaren, weit verteilten Gesteinsbrocken. Foto: sonnensystem.haebler.

Doch das ist nicht das einzig bizarre auf dem Mars: Mit einer Höhe von 27 km und einem Durchmesser von etwa 600 km ist der Olympus Mons wohl der größte Vulkan im Sonnensystem. Es ist nicht bekannt, ob er noch aktiv oder bereits erloschen ist, doch Fakt ist, er konnte nur deshalb so gewaltig werden, weil die Anziehungskraft auf dem Mars nur etwa 38% der Erdanziehungskraft beträgt. Bei uns wäre der Vulkan längst unter seinem eigenen Gewicht in sich zusammengesackt.

Die Rillen auf der Marsoberfläche dürften wohl ein Beweis dafür sein, dass auf dem roten Planten einst Wasser geflossen ist, auch wenn uns der Mars heute als trockener Wüstenplanet erscheint. Die bislang vorliegenden Ergebnisse der Marsmissionen lassen den Schluss zu, dass die Marsatmosphäre in der Vergangenheit (vor Milliarden Jahren) wesentlich dichter war und auf der Oberfläche des Planeten reichlich flüssiges Wasser vorhanden war. Doch auch heute gibt es durchaus noch starke Anzeichen für flüssiges Wasser. Durch Radarmessungen mit der Sonde Mars Express wurden in der Südpolarregion, dem Planum Australe, Ablagerungsschichten mit eingelagertem Wassereis entdeckt, die weit größer und tiefreichender als die hauptsächlich aus Kohlendioxideis bestehende Südpolkappe sind. Die Wassereisschichten bedecken eine Fläche, die fast der Größe Europas entspricht, und reichen in eine Tiefe von bis zu 3,7 Kilometern. Das in ihnen gespeicherte Wasservolumen wird auf bis zu 1,6 Millionen Kubikkilometer geschätzt – circa zwei Drittel des irdischen Grönlandeispanzers – was laut der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) ausreichen würde, die Marsoberfläche mit einer etwa 11 Meter dicken Wasserschicht zu bedecken.

Nachdem wir im Laufe dieser Serie bisher nur einen Mond kennengelernt haben, und zwar unseren Erdmond, verfügt der Mars bereits über 2 davon. Sie heißen Phobos und Deimos (griech. Furcht und Schrecken), sehen allerdings nicht wirklich aus wie unser Mond. Es sind mehr große, unförmige Gesteinsbrocken, die den Mars umkreisen.

phobos - deimos
Phobos (oben) und Deimos Foto: Wikipedia

Möglicherweise handelt es sich um Asteroiden, die vom Mars eingefangen wurden. Phobos‘ große Halbachse beträgt 9.376 km, diejenige von Deimos 23.459 km. Phobos ist damit kaum mehr als 6.000 km von der Oberfläche des Mars entfernt, der Abstand ist geringer als der Durchmesser des Planeten. Die Umlaufzeit von Phobos ist kürzer als die Rotationszeit von Mars. Der Mond kommt dem Planeten durch die Gezeitenwechselwirkung auf einer Spiralbahn langsam immer näher und wird schließlich auf diesen stürzen oder durch die Gezeitenkräfte auseinander gerissen werden, so dass er für kurze Zeit zu einem Marsring wird. Für ihn berechneten DLR-Forscher, basierend auf neueren Daten der europäischen Raumsonde Mars Express, dass dies in ca. 50 Millionen Jahren geschehen wird. Deimos wird dagegen in einer noch ferneren Zukunft dem Mars entfliehen. Er driftet durch die Gezeitenwechselwirkung langsam nach außen, wie alle Monde, die langsamer (und nicht retrograd) um einen Planeten kreisen, als dieser rotiert.

Kommen wir jetzt zu der Erkundung des Mars, die nicht nur wahnsinnig Umfangreich, sondern auch genauso aufschlussreich war und ist. Ich kann leider nicht auf jede einzelne Mission ausführlich eingehen, doch hier kommt eine chronologische Übersicht, von der ersten bis zur letzten:

1960

Die Sowjetunion schickt am 10. Oktober als erste Nation eine Sonde auf den Weg zum Mars. Sie erreicht nicht einmal die Erdumlaufbahn.

1962

Die Sowjet-Sonden Sputnik 22, Mars 1 und Sputnik 24 schlagen fehl.

1964

Auch die erste NASA-Marsmission, Mariner 3, missglückt. Die Sonde konnte nicht von der Trägerrakete getrennt werden.

1965

Mariner 4 passiert als erste Sonde den Roten Planeten. Sie war mit einer Kamera ausgestattet und schießt 22 Fotos – darüber hinaus verfügt sie über Instrumente, mit denen unter anderem kosmischer Staub, kosmische Strahlung und Magnetfelder untersucht werden sollen. Eine wichtige, aus den Aufnahmen gewonnene Erkenntnis: Die Marsoberfläche ist karg, öde und gleicht eher einer Mondlandschaft. Von höherem Leben keine Spur. Mariner 4 bleibt drei Jahre funktionsfähig und wird in dieser Zeit für Untersuchungen des Sonnenwindes genutzt.

Die Sowjet-Sonde Zond 2 fliegt zwar am Mars vorbei, der Funkkontakt geht jedoch verloren.

1969

Die NASA schickt Mariner 6 und Mariner 7 zum Mars. Sie liefern zusammen rund 200 Fotos von unserem Nachbarplaneten. Die Aufnahmen der Sonden konnten zeigen, dass die berühmten Marskanäle, die der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli 1877 entdeckt zu haben glaubte, nicht existieren. Fehlstart zweier sowjetischer Sonden.

1971

Auch Mariner 8 schlägt bereits beim Start fehl. Die Sowjet-Sonde Kosmos 419, die als erste auf dem Mars landen soll, kommt nur bis zur Erdumlaufbahn. Mars 2 und Mars 3 (Sowjetunion) erreichen den Planeten, liefern jedoch nur wenige Daten. Das Landemodul von „Mars 3“ setzt als erstes irdisches Objekt auf dem Roten Planeten auf. Die NASA startet Mariner 9, die mehrere tausend Marsfotos liefert.

1973

Die sowjetischen Sonden Mars 4 bis Mars 7 machen sich auf den Weg zum Roten Planeten. Sie liefern 1974 einige Daten und Fotos. Mars 6 setzt erneut eine Kapsel auf dem Roten Planeten ab, zu der jedoch der Funkkontakt abreißt.

1975

Die NASA-Sonden Viking 1 und Viking 2 starten zum Mars – die ersten amerikanischen Missionen, bei denen Raumfahrzeuge auf der Oberfläche des Mars aufsetzen sollen.

1976

Viking 1 gelingt am 20. Juni die weiche Landung auf dem Roten Planeten, auch Viking 2 landet erfolgreich. Die beiden Sonden liefern eine Fülle von Daten und mehr als 50.000 Fotos. Ausgerüstet sind die Lander unter anderem mit Gas-Chromatografen, Massenspektrometern, meteorologischen Instrumenten, Farbkameras, einer Vorrichtung zur Entnahme von Bodenproben und Instrumenten für biologische Versuche. Die Hoffnung, Spuren von Leben zu finden, erfüllte sich jedoch nicht. Die Viking Orbiter funktionieren noch bis 1978 und 1980. Die Landegeräte halten länger. Viking 1 Lander sendet bis zum 11. November 1982, Viking 2 Lander immerhin bis zum 11. April 1980.

1988

Nach 15-jähriger Pause startet die Sowjetunion die Marssonden Phobos 1 und Phobos 2. Beide gehen auf dem Weg verloren.

1993

Die NASA verliert den 1992 gestarteten Mars-Observer kurz vor dem Ziel.

1996

Die multinationale Mission Mars 96 unter russischer Führung schlägt schon beim Start fehl. Die Rakete stürzt ins Meer – für viele beteiligte deutsche Wissenschaftler ein herber Rückschlag.

1997

Die NASA feiert einen Doppelerfolg. Mit dem Pathfinder landet erstmals seit der Viking-Serie wieder eine Sonde auf dem Roten Planeten. Der Pathfinder und sein Robotfahrzeug Sojourner funken 16.000 Aufnahmen zur Erde. Im September erreicht der Mars Global Surveyor die Umlaufbahn des Mars. Er kartiert die Oberfläche. Die wichtigste Entdeckung der Mission: Die Radardaten lassen auf umfangreiche Vorkommen von Wassereis im Untergrund der Polargebiete des Mars schließen.

1998

Japan steigt mit dem Start der Sonde Nozomi (Hoffnung) in die Marserkundung ein. Doch die Mission scheitert. Durch eine starke Sonneneruption beschädigt, kann Nozomi nicht mehr in den Orbit um den Mars eintreten. Die Sonde wird Ende 2003 aufgegeben.

1999

Die 1998 gestarteten NASA-Sonden Mars Climate Orbiter und Mars Polar Lander gehen beide bei Ankunft am Ziel verloren. Ein peinliche Pleite für die NASA, denn bei Mars Climate Orbiter wurden anscheinend die Maßeinheiten Meter und Fuß bei der Programmierung verwechselt, was zu Berechnungsfehlern führte – die Sonde verglühte in der Marsatmosphäre. Falsche Befehlszeilen in der Software des Bordcomputers ließen vermutlich auch Mars Polar Lander am Boden zerschellen.

2001

Am 24. Oktober 2001 schwenkt die NASA-Sonde Mars Odyssey in eine Umlaufbahn um den Roten Planeten ein. In rund 400 Kilometer Höhe umrundet sie alle zwei Stunden den Mars. Sie liefert Daten über die Marsoberfläche, sucht nach Spuren früherer Wasservorkommen und erfasst mit einem Gammaspektrometer die Oberflächen- und Mineralienzusammensetzung. Mars Odyssey ist technisch so ausgerüstet, dass sie für nachfolgende Landemissionen als Funkrelais zur Erde dienen kann.

2003

Die europäische Mission Mars Express ist ein Erfolg. Die Sonde erstellt eine dreidimensionale Karte der Marsoberfläche mit nie dagewesener Auflösung. Der zugehörige Lander Beagle 2 jedoch bleibt verschollen. Er verlässt Mitte Dezember Mars Express. Danach kann kein Kontakt mehr hergestellt werden.

Die Mission Mars Exploration Rover von der NASA besteht aus zwei Landerobotern, die mit Hilfe einer Delta II-Trägerrakete am 10. Juni 2003 um 19.58 Uhr und am 8. Juli 2003 um 5.18 Uhr starten.

2004

Im Januar 2004 landen die beiden Marsrover der NASA, Spirit und Opportunity, auf dem Mars. Anfang März liefern sie die Sensation: Es gab einst flüssiges Wasser auf dem Mars. Opportunity findet Sulfate (Schwefelverbindungen), die sich nur in flüssigem Wasser bilden können. Die beiden Rover funken mehrere hunderttausend Fotos zur Erde. Von Spirit werden im März 2010 letzte Signale empfangen. Opportunity ist auch nach neun Jahren weiterhin auf der Marsoberfläche aktiv und sendet Daten zur Erde.

2006

Im November 2006 schwenkt der Mars Reconnaissance Orbiter der NASA in eine Umlaufbahn ein. Er entdeckt Spuren der wechselhaften Klimageschichte des Mars, in deren Verlauf auch Wasser für mehrere hundert Millionen Jahre auf der Oberfläche vorhanden gewesen sein muss. Die Sonde kartiert weite Teile des Mars und übermittelt Wetterdaten. Wie Mars Odyssey kann auch der Mars Reconnaissance Orbiter als Funkrelais für die Rover auf der Marsoberfläche eingesetzt werden.

2008

Im Mai 2008 landet die NASA-Sonde Phoenix in den arktischen Breiten der nördlichen Marshemisphäre. Mit einem mehr als zwei Meter langen Greifarm ist sie in der Lage, nach dem im Untergrund vermuteten Eis zu suchen. Die ersten Baggerarbeiten auf dem Mars werden ein Erfolg: Schon wenige Zentimeter unter dem Marsstaub kann Phoenix zweifelsfrei Wassereis nachweisen. Da im hohen Norden des Mars, ähnlich wie auf der Erde, mit dem nahenden Winter die Tage immer kürzer werden, ist die Lebensdauer der auf Solarenergie angewiesenen Sonde begrenzt. Ihre letzten Signale werden am 2. November 2008 aufgefangen.

2012

Auf spektakuläre Weise landet am 6. August 2012 der NASA-Rover Curiosity auf dem Mars. Weil Curiosity groß wie ein Kleinwagen und mit 900 Kilogramm Masse weitaus schwerer ist als die Vorgängermodelle, kommt eine Landung im schützenden Airbag nicht in Frage. Er würde beim Aufprall zerplatzen. Der Rover wird deshalb von einer mit Hilfe von Bremsraketen in 20 Meter Höhe über der Marsoberfläche schwebenden Plattform, dem Skycrane, an Kunststoffseilen auf die Oberfläche herabgelassen. Curiosity liefert schon nach wenigen Tagen weitere Beweise für frühere Wasservorkommen auf dem Mars. Unter anderem findet der Rover zu Sedimenten zusammengebackene Flusskiesel. Im weiteren Verlauf der Mission soll Curiosity Bodenproben im bordeigenen Labor auf Spuren von einfachen Lebensformen untersuchen und den Zentralberg des Gale-Kraters emporklettern, um in dessen geologischen Schichten weitere Informationen über die Klimageschichte des Mars zu finden.

Wir sehen also, es ist in Bezug auf den Mars schon jede Menge geschehen und auch in Zukunft ist noch einiges geplant. Bemannte Marsexpeditionen (mit oder ohne Rückkehr wird sich noch zeigen), Marskolonien usw. Ich persönlich bin schon sehr gespannt, was uns der Mars in den nächsten paar Jahrzehnten noch alles offenbaren und bescheren wird und wann wir die Menschheit es schaffen wird, einen Fuß in den roten Sand zu setzen.

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Jupiter

Bild: wikipedia

Jupiter

Facts:

  • Durchmesser am Äquator:               142.984 km (11,21 x Erde)
  • Physikalische Eigenschaft:              Gasplanet
  • Mittlere Entfernung zur Sonne:        778,36 Millionen Kilometer
  • Mittlere Umlaufzeit um die Sonne:   11,86 Jahre
  • Mittlere Bahngeschwindigkeit:         13,07 km/sec
  • Masse (Gramm):                              1,899 x 10/27g (317,94 x Erde)
  • Mittlere Dichte:                                 1,326 g/cm³ (0,24 x Erde)
  • Fluchtgeschwindigkeit:                     59,54 km/sec (5,32 x Erde)
  • Rotation:                                           9 h 55 min 30 s
  • Temperatur:                                      -108°C
  • Atmosphäre:                                     Wasserstoff: 89,8 ± 2,0%, Helium: 10,2 ± 2,0%, Methan: 0,3 ± 0,1%,
    Ammoniak: 0,026 ± 0,004%
  • Monde:                                              derzeit sind 67 bekannt

Der Jupiter ist von der Basis her ein anderer Planet, als die vier, die wir bisher in dieser Serie schon beleuchtet haben. Er ist nämlich kein Gesteinsplanet wie Merkur, Venus, Erde und Mars, die auch die „inneren Planeten“ genannt werden, sondern seine Masse besteht überwiegend aus leichten Elementen wie Wasserstoff und Helium. Er hat aus diesem Grund auch keine feste Oberfläche. Sein gasförmiges Material wird mit zunehmender Tiefe dichter, da es durch die darüber befindlichen Schichten komprimiert wird. Dennoch können Gasplaneten einen festen Kern haben – und nach der Kern-Aggregations-Hypothese ist solch ein Kern für ihre Entstehung sogar notwendig. Der Großteil der Planetenmasse besteht jedoch aus leichten Gasen, die im Innern aufgrund des hohen Drucks und niedriger Temperaturen in flüssigem oder festem Aggregatzustand vorliegen.

Jupiter,erde
Größenvergleich zwischen Erde (links) und Jupiter. Foto: wikipedia

Jupiter ist mit 140.000 km Durchmesser der größte Planet in unserem Sonnensystem. Er besitzt mehr Masse als alle anderen Planeten zusammengenommen. Nur die Sonne ist noch 1000 x schwerer als Jupiter. Trotzdem muss sich auch die Sonne aufgrund der Jupiterschwerkraft etwas bewegen. Jupiter und Sonne kreisen einmal in 12 Jahren um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Der liegt nicht in der Sonnenmitte sondern ca. an der Sonnenoberfläche. Somit ist es nur näherungsweise richtig, wenn man sagt, die Sonne ruhe in der Mitte des Planetensystems. Wie die Sonne besteht auch Jupiter aus Wasserstoff und Helium. Die beiden Gase sind die leichtesten und häufigsten, chemischen Elemente im Weltall. Man spricht auch vom Gasplaneten Jupiter, da es unter den Wolken keine feste Oberfläche gibt. Jedoch darf man nicht die Vorstellung haben, dass man nun mit einem Raumschiff einfach durch Jupiter hindurch fliegen könne wie durch eine Wolke. Bereits wenige tausend Kilometer unter der obersten Wolkenschicht ist der Druck der Atmosphäre so hoch, dass der Wasserstoff eher einem elektrisch leitenden Metall denn einem Gas ähnelt.

Auch wenn Jupiter der mit Abstand größte Planet in unserem Sonnensystem ist, dreht er sich trotzdem am schnellsten um die eigene Achse. Die extrem rasche Rotation führt zu starken Strömungen innerhalb der Jupiteratmosphäre, die in einem ausgeprägten, grossräumigen Wolkenmuster sichtbar werden. Diese äquatorparallelen Bänder und Zonen lassen sich bereits mit einem kleinen Amateurfernrohr beobachten und in ihrer langfristigen Entwicklung verfolgen. Nahaufnahmen von Raumsonden haben mittlerweile gezeigt, dass es sich dabei um Hoch- und Tiefdruckgebiete in der Jupiteratmosphäre handelt, die aufgrund der extremen Rotation zu planetenumspannenden Gürteln „verzerrt“ werden. Im Bereich der hellen Zonen steigt warme Luft aus tieferen Atmosphäreschichten auf und kühlt dabei ab, so dass Ammoniak auskondensieren und Wolken bilden kann; die strömen dann zu den dunklen Bändern, wo die dichtere Luft wieder nach unten absinkt und der Temperaturanstieg zu Farbreaktionen des ebenfalls vorhandenen Schwefels und kohlenstoffhaltiger Molekülverbindungen führt.

Zonen, Gürtel und Wirbelstürme in Jupiters Atmosphäre. Bild: wikipedia

Die größte Auffälligkeit an Jupiter ist aber zweifelsfrei ein großer, roter Punkt auf seiner Oberfläche. Er wird allgemeingebräuchlich „Großer Roter Fleck“ genannt. Gemeint ist ein riesiger ovaler Antizyklon, der in seiner Länge in Richtung der Rotation zwei Erddurchmesser groß ist. Er ist mit keiner festen Oberfläche verbunden, liegt aber sehr stabil zwischen zwei Wolkenbändern um etwa 22° südlicher Breite. Erstmals wurde der Große Rote Fleck 1664 von dem englischen Naturforscher Robert Hooke beschrieben. Seitdem unterlag er nur leichten Veränderungen. Zum Vergleich: Auf der Erde lösen sich Windwirbel in der Atmosphäre üblicherweise innerhalb einiger Wochen wieder auf. Aufgrund seiner Größe ist der Große Rote Fleck bereits in Amateurteleskopen sichtbar. Seine markante Farbe ist zwar deutlich röter als die Umgebung, jedoch ist es kein tiefes, leuchtendes Rot, sondern schwankt im Lauf der Jahre um ein eher helles Orange. Für ein erfolgreiches Auffinden können sich Beobachter an der durch ihn bedingten Einbuchtung am Südrand des dunklen südlichen äquatorialen Gürtels orientieren; diese wird als Bucht des Großen Roten Flecks (Red Spot Hollow) bezeichnet. In seinem Inneren herrschen Windgeschwindigkeiten von bis zu unglaublichen 700 km/h.

Jupitermond
Die vier Galileischen Monde maßstabsgetreu in Fotomontage vor dem Großen Roten Fleck (von oben: Io, Europa, Ganymed und Kallisto). Foto: wikipedia
Nachdem wir bis jetzt bei den inneren Planeten insgesamt 3 Monde kennengelernt haben, nämlich den Erdmond, Phobos und Deimos, trumpft Jupiter mit aktuell 67 Monden auf! Die größten vier von ihnen werden auch die „galileischen Monde“ genannt. Sie wurden 1610 unabhängig voneinander durch Galileo Galilei und Simon Marius Mayr entdeckt. Alle anderen Monde, mit Ausnahme des 1892 entdeckten Amalthea, wurden erst im 20. oder 21. Jahrhundert gefunden. Hier ein kurzer Überblick über die galileischen Monde:

Io hat einen Durchmesser von 3643 km und umkreist Jupiter in einem Abstand von 421.600 km. Sie besteht aus einem Eisenkern und einem Mantel. Io besitzt eine sehr dünne Atmosphäre, hauptsächlich bestehend aus Schwefeldioxid. Da in ihrem Inneren geologische Prozesse ablaufen, befinden sich auf ihrer Oberfläche zahlreiche Vulkane.

Europa besitzt einen Eisenkern und einen Steinmantel, über dem ein wahrscheinlich 100 km tiefer Ozean aus Wasser liegt, dessen Oberfläche 10 bis 20 km zu einer Eiskruste gefroren ist. Ihr Durchmesser beträgt 3122 km, ihre Entfernung zum Jupiter 670.900 km.

Ganymed befindet sich in einer Entfernung von 1.070.000 km. Sein Durchmesser liegt bei 5262 km. Damit ist er der größte Mond im Sonnensystem. Er besteht aus einem Eisenkern, einem Felsmantel und einem Eismantel. Außerdem besitzt er ein eigenes Magnetfeld.

Kallisto hat einen Durchmesser von 4821 km und einen Abstand von 1.883.000 km zu Jupiter. Sie besteht aus einem Eisen-Stein-Gemisch und einer Eiskruste. Forscher fanden auf ihr Anzeichen für Kohlenstoff- und Stickstoffverbindungen, die zu den Grundvoraussetzungen für Leben gehören. Auch im Innern von Kallisto gibt es wahrscheinlich Schichten aus flüssigem Wasser.

Und hier für alle, die es gerne wissen möchten, alle Monde Jupiters chronologisch von ganz klein nach ganz groß. Allerdings sind hier nur 53 Monde aufgeführt, die anderen, kleineren, haben keine Namen, sondern lediglich Nummern. Man muss bei dieser Fülle an Monden aber auch bedenken, dass die Meisten davon wirklich nur kleine, unförmige Felsbrocken sind, die Jupiter umkreisen:

Dia, S/2010 J 2, S/2010 J 1, Herse, Kore, Cyllene, Eukelade, Carpo, Helike, Kallichore, Arche, Thelxinoe, Aoede, Mneme, Hegemone, Pasithee, Kale, Sponde, Orthosie, Euporie, Euanthe, Eurydome, Aitne, Hermippe, Thyone, Autonoe, Praxidike, Isonoe, Erinome, Iocaste, Kalyke, Harpalyke, Chaldene, Taygete, Megaclite, Themisto, Callirrhoe, Metis, Adrastea, Thebe, Leda, Ananke, Carme, Lysithea, Sinope, Pasiphae, Elara, Himalia, Amalthea, Kallisto, Ganymed, Europa, Io.

Auch Jupiter wurde bereits von mehreren Raumsonden besucht, wobei einige Missionen den Planeten als eine Art Sprungbrett nutzten, um mit Hilfe eines Swing-by-Manövers am Jupiter zu ihren eigentlichen Zielen zu gelangen. Die einzige Raumsonde, die bisher Jupiter umkreiste, war die NASA-Sonde Galileo, die am 7. Dezember 1995 nach etwas mehr als sechs Jahren Flugzeit in einen Orbit um den Planeten einschwenkte. Bereits auf dem Weg zum Jupiter konnte Galileo 1994 beobachten, wie der Komet Shoemaker-Levy 9 auf dem von der Sonde noch 238 Mio. Kilometer entfernten Jupiter einschlug und Explosionen von der Größe der Erde in der Atmosphäre des Planeten auslöste. Trotz der Distanz konnte Galileo Bilder von den direkten Einschlägen aufnehmen, die auf der erdabgewandten Seite stattfanden.

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Komet Shoemaker-Levy 9, aufgenommen am 17. Mai 1994. Bild: wikipedia

Daneben gab es noch einige andere Sonden, die an Jupiter vorbeiflogen bzw Daten sammelten: Pioneer 10 und 11, Voyager 1 und 2, Ulysses und Cassini.

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Saturn

Saturn in natürlichen Farben. Bild: wikipedia

Saturn

Facts:

  • Durchmesser am Äquator:               120.536 km (9,45 x Erde)
  • Physikalische Eigenschaft:              Gasplanet
  • Mittlere Entfernung zur Sonne:        1.433,5 Millionen Kilometer
  • Mittlere Umlaufzeit um die Sonne:   29,457 Jahre
  • Mittlere Bahngeschwindigkeit:         9,69 km/sec
  • Masse (Gramm):                              5,685 x 10/26g (95,18 x Erde)
  • Mittlere Dichte:                                 0,687 g/cm³ (0,13 x Erde)
  • Fluchtgeschwindigkeit:                     35,5 km/sec (3,17 x Erde)
  • Rotation:                                          10 h 47 min
  • Temperatur:                                     -139°C
  • Atmosphäre:                                     Wasserstoff (H2): 96,3 ± 2,4%, Helium: 3,25 ± 2,4%,
                                                             Methan: 0,45 ± 0,2%, Ammoniak: 0,026 ± 0,004%
  • Monde:                                             derzeit 62 bekannte Monde
  • Durchmesser des Ringsystems:      bis 960.000 km
  • Dicke des Ringsystems:                   weniger als 1 km

Der Saturn ist durch seine Ringe zu einem klassischen Symbol für Planeten geworden. Jedes Kind weiß bereits, wie der Saturn aussieht. Doch wieso hat der Saturn Ringe? Aus was sind sie und wo kommen sie her? Dazu kommen wir gleich, vorher noch ein paar Fakten: Der Saturn ist, genau wie Jupiter, ein Gasplanet. Das bedeutet, er hat eigentlich keine feste Oberfläche, erst in etlichen Kilometern Tiefe nimmt das Gas durch den enormen Druck einen anderen Aggregatszustand an und verfestigt sich. Doch auch wenn Saturn über festen Boden verfügen würde, wäre ein Picknick äußerst unangenehm, denn auf seiner „Oberfläche“ hat es im Schnitt frische -139°C.

Die Wettervorhersage für das Saturnwetter hat ebenfalls nichts mit Gemütlichkeit zu tun. Die Wolken, die in der Atmosphäre des Saturn zu sehen sind, bestehen vor allem aus auskristallisiertem Ammoniak. Saturn besitzt mindestens zwei Wolkenschichten. Die obere verdeckt die untere, wobei letztere nur im infraroten Bereich sichtbar ist, da Saturn Wärme aus seinem Inneren abstrahlt. Die obere Wolkenschicht des Saturn reflektiert das Licht der Sonne, wodurch sie gut beobachtet werden kann, außerdem weist sie gröbere Strukturen auf als die untere Schicht. Der Nordpol ist der Mittelpunkt eines Polarwirbels und einer stabilen Struktur in der Form eines nahezu regelmäßigen Sechsecks mit einem Durchmesser von fast 25.000 Kilometern. Das anscheinend mehrere 100 Kilometer tiefe Hexagon wurde bereits 1980 und 1981 von den Voyager-Sonden aufgenommen; es ist auch auf den von der Saturnsonde Cassini übermittelten Bildern von 2006 wieder zu sehen. Das Hexagon rotiert alle 10 Stunden 39 Minuten und 24 Sekunden einmal um sich selbst. Das ist die gleiche Zeitspanne, die auch die Radioemissionen von Saturn für eine Umdrehung benötigen. Die Entstehung dieses Effekts ist noch nicht geklärt. Am Südpol befindet sich ein ortsfester, hurrikanähnlicher Sturm mit einem Durchmesser von etwa 8000 Kilometern. Auf Saturn wurden weitere Stürme beobachtet, wie zum Beispiel der „Große Weiße Fleck“, ein Effekt, der alle 29 Jahre auf der nördlichen Hemisphäre beobachtet werden kann und mit dem „Großen Roten Fleck“ auf dem Jupiter vergleichbar ist.

Sturmauge am Südpol des Jupiter
Auge am Südpol (752-nm-Infrarotaufnahme) Foto: NASA

Nun aber zu den Ringen. Den Saturn umgibt in seiner Äquatorebene ein auffälliges Ringsystem, das bereits in einem kleinen Teleskop problemlos zu sehen ist. Es handelt sich dabei um kleinste Stein-, Staub und Eisbrocken, die so dicht beieinander sind, dass es aus der Ferne wie ein geschlossener Ring wirkt. Das Ringsystem wurde 1610 von Galileo Galilei entdeckt, der es aber als „Henkel“ deutete. Christiaan Huygens beschrieb die Ringe 45 Jahre später korrekt als Ringsystem. Giovanni Domenico Cassini vermutete als erster, dass die Ringe aus kleinen Partikeln bestehen, und entdeckte 1675 die Cassinische Teilung. Es gibt mehr als 100.000 einzelne Ringe mit unterschiedlichen Zusammensetzungen und Farbtönen, welche durch scharf umrissene Lücken voneinander abgegrenzt sind. Der innerste beginnt bereits etwa 7.000 km über der Oberfläche des Saturn und hat einen Durchmesser von 134.000 km, der äußerste hat einen Durchmesser von 960.000 km. Die größten Ringe werden von innen nach außen als D-, C-, B-, A-, F-, G- und E-Ring bezeichnet. Wie sie entstanden sind, ist allerdings noch nicht vollständig klar. Eine Hypothese besagt, dass ein großer Mond vor langer Zeit dem Planeten zu nah gekommen ist und durch die gewaltigen Kräfte auseinandergerissen wurde. Die Saturnringe wären demnach die Überreste eines Mondes. Weitere Theorien besagen auch, dass die Ringe schon bei der Entstehung des Saturn selbst ihre Wurzeln haben.

Auch an Monden wird bei Saturn nicht gespart. Er schafft es zwar nicht ganz an Jupiters 67 Monde, doch mit seinen bislang entdeckten 62 ist Saturn auch ganz gut dabei. Von den heute 62 bekannten Monden ist Titan der größte mit einem Durchmesser von 5.150 km. Die vier Monde Rhea, Dione, Tethys und Iapetus besitzen Durchmesser zwischen 1050 km und 1530 km. Eine weitere Besonderheit stellen die Monde Janus und Epimetheus dar, welche auf zwei fast gleichen Umlaufbahnen den Saturn umlaufen. Alle vier Jahre kommen sie sich einander sehr nahe und tauschen durch die gegenseitige Anziehungskraft ihre Umlaufbahnen um den Saturn. Sie werden auch „Wechselobjekte“ genannt. Zum Zeitpunkt des Eintritts der Raumsonde Cassini in den Saturnorbit wurden kleinere Körper mit nur etwa 100 m Durchmesser gefunden, vermutlich Überreste eines ehemals größeren Körpers, die kleine „Möndchen“ beziehungsweise die Saturnringe bilden. Die Forscher schätzen etwa eine Zahl von 10 Millionen solcher kleinen Gebilde in den Saturnringen. Sie erhoffen sich nun, mithilfe dieser Überreste eine eindeutige Erklärung für die Entstehung der Saturnringe zu finden.

Womit wir auch, wie bei allen Planeten die in dieser Serie bereits vorgestellt wurden, bei der Erkundung des Planeten wären. Wie auch in den letzten Folgen kommt nun eine kleine Auflistung der Missionen zu Saturn bzw Vorüberflügen:

Pioneer 11

Die Raumsonde Pioneer 11 war der erste irdische Besucher bei Saturn. Sie wurde im Jahr 1973 losgeschickt. Damals wusste man noch nicht so genau, wie dicht eigentlich der Asteroidengürtel ist, durch den die Sonde fliegen muss, um zu Saturn zu gelangen. Alle hielten die Luft an, bis sie durchgeflogen war, aber es ging alles gut. Am 1. September 1979 flog Pioneer 11 in einem Abstand von knapp 21.000 km an Saturn vorbei und schickte ca. 400 Fotos zur Erde. Sie entdeckte einen Mond und Einzelheiten der Saturnringe. Und sie zeigte uns, dass Reisen ins äußere Sonnensystem tatsächlich möglich sind. Pioneer 11 kam vorher auch bei Jupiter vorbei, und flog nach dem Saturnbesuch hinaus Richtung Neptunbahn und weiter. Das letzte Signal von ihr erhielten wir 1995. Die Sonde aber wird immer weiterfliegen, auch dann, wenn ihre Energiereserven erschöpft sind. Wir können nur keinen Kontakt mehr mit ihr aufnehmen.

voyager1
Die Raumsonde Voyager 1 Quelle: NASA

Voyager 1 und 2

Die Pioneer-Mission bereitete eine neue Mission vor – die der Voyagersonden. Nur vier Jahre nach Pioneer 11 wurden die Sonden Voyager 1 und 2 auf die Reise geschickt. Voyager 1 startete 1977. Um genug Schwung für die lange Reise zu erhalten, wurde an Jupiter ein Swing-By-Manöver durchgeführt. Auf diese Weise konnte die Sonde bereits nach 3 Jahren Flugzeit bei Saturn ankommen. Ganz nebenbei sendete sie jede Menge Fotos von unterwegs nach Hause. Im Jahr 1980 passierte Voyager 1 den Saturn und sammelte Daten über das Ringsystem, die Atmosphäre Saturns und den größten Saturnmond Titan. Außerdem entdeckte sie drei neue Saturnmonde (Atlas, Prometheus und Pandora). Dann flog die Sonde weiter und verließ dabei die Ebene der Ekliptik, in der sich alle Planeten und Monde aufhalten. Heute ist sie am Rand unseres Sonnensystems angekommen und sendet aus über 18 Milliarden Kilometern Abstand noch Signale zur Erde. Die Sonde wird über kurz der lang in den interstellaren Raum eindringen.

Voyager 2 hatte eine gewaltige Liste an Beobachtungsaufträgen abzuarbeiten. Die Raumsonde sollte nämlich bei allen Planeten hinter dem Asteroidengürtel vorbeikommen und sie fotografieren und beobachten (außer bei Pluto). Bereits zwei Wochen vor Voyager 1 startete Voyager 2 zu ihrer Tour durch das Sonnensystem. Sie nutzte unterwegs die Schwerkraft von Jupiter und Saturn, um genügend Geschwindigkeit für den langen Rest der Reise zu bekommen. Gleichzeitig sendete die Sonde unzählige sensationelle Fotos der Planeten und einem Teil ihrer Monde zur Erde. Im Jahr 1981 passierte Voyager 2 Saturn, entdeckte weitere Monde und besuchte anschließend noch Uranus und Neptun. Auch Voyager 2 ist noch in Betrieb und entfernt sich immer weiter von uns. Man schätzt, dass ihre Energiereserven noch bis 2020 halten werden, um uns regelmäßig Signale schicken zu können. Voyager 1 hat inzwischen mehr als 18 Milliarden km zurückgelegt, Voyager 2 ist nun mehr als 15 Milliarden km von der Erde entfernt.

Auf der NASA-Seite gibt es einen Zähler, der die aktuelle Entfernung der Voyagersonden anzeigt. Außerdem finden sich hier ausführliche Informationen über den momentanen Aufenthaltsort der Voyagersonden. Die beiden Sonden haben sich bereits bis zum Rand des Sonnensystems vorgekämpft und sind gerade dabei, es zu verlassen und ins interstellare Medium einzudringen. Voyager 1 und 2 nahmen jeweils eine goldene Schallplatte mit dem Namen ‚Sounds of Earth‘ mit sich, auf denen sich Bilder, Grußbotschaften, Musik und Geräusche der Erde befinden. Es ist zwar sehr unwahrscheinlich, dass die Schallplatten jemals von irgendwelchen Wesen abgehört werden, aber man weiß ja vorher nie, was das Universum für Zufälle bietet.

Cassini
Die Raumsonde Cassini bei der Montage Foto: NASA

Cassini

Cassini startete 1997 und kam auf ihrer langen Reise auch an Venus, der Erde und Jupiter vorbei, an denen sie Swing-By-Manöver durchführte, um eine höhere Geschwindigkeit zu erlangen. Gleichzeitig wurden nahe den Planeten alle Instrumente auf ihre Funktionsweise getestet und sehr gute Fotos gemacht. Cassini erreichte Saturn im Jahr 2004 nach sieben Jahren Flugzeit. Mit an Bord hatte sie den Lander Huygens, den die Sonde im Januar 2005 über Titan, dem größten Saturnmond, absetzte.

Die Landung von Huygens war die erste Landung auf einem fremden Mond. Titan ist ähnlich wie Venus von einer dicken Wolkenschicht umgeben, sodass bisher keiner wusste, wie sich seine Oberfläche gestaltet. Im Gegensatz zu Venus ist es auf Titan aber eisig kalt, es herrschen Temperaturen von – 170°C. Mehr zum größten Saturnmond und den Erkenntnissen durch Huygens gibt es auf der Seite ‚Saturnmond Titan‘. Cassini entdeckte, dass das Ringsystem des Saturn aus Hunderten von Einzelringen besteht, und diese wiederum aus Steinen, Staub und Eisbröckchen in verschiedenen Größen, von wenigen Millimetern bis zehn Metern Durchmesser. Außerdem fand die Sonde zahlreiche Minimonde innerhalb der Ringe. Ein großer Verdienst Cassinis besteht in der Erforschung der größeren Saturnmonde. Erst durch die Sonde wurde deutlich, wie unterschiedlich und auch wie bizarr solche Welten sein können.

Auf Enceladus z.B. entdeckte sie den Kryovulkanismus. Dabei wird nicht Lava ausgestoßen, sondern Eisfontänen. Deren Eispartikel lagern sich dann auf der Oberfläche des Mondes ab und sorgen dafür, dass die Eisdecke immer frisch bleibt. Der Mond hat die höchste Albedo (Reflexionsstrahlung) im Sonnensystem. Im Gegensatz dazu weist die Oberfläche des Mondes Japetus eine Schwärze auf, die den Mond zu den dunkelsten Objekten im Sonnensystem macht. Mehr zu den Monden gibt es auf der Seite ‚Saturnmonde‘. Cassini ist nach wie vor aktiv und sendet auch heute noch Fotos und Daten aus dem Saturnsystem.

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uranus

Bild: wikipedia

Uranus

Facts:

  • Durchmesser am Äquator:                51.118 km (4,00 x Erde)
  • Physikalische Eigenschaft:               Gasplanet
  • Mittlere Entfernung zur Sonne:         2.872,4 Millionen Kilometer
  • Mittlere Umlaufzeit um die Sonne:    84,011 Jahre
  • Mittlere Bahngeschwindigkeit:           6,81 km/sec
  • Masse (Gramm):                               8,683 x 10/25g (14,53 x Erde)
  • Mittlere Dichte:                                  1,27 g/cm³ (0,23 x Erde)
  • Fluchtgeschwindigkeit:                      21,3 km/sec (1,90 x Erde)
  • Rotation:                                           17 h 14 min 24 s
  • Temperatur:                                      -197°C
  • Atmosphäre: Wasserstoff:                82,5 ± 3,3%, Helium: 15,2 ± 3,3%, Methan: 2,3 %
  • Durchmesser des Ringsystems:      102.280 km
  • Dicke des Ringsystems:                   weniger als 1 km
  • Monde:                                             Derzeit 27 Monde bekannt

Nun fragt sich der eine oder andere: Wieso Ringsystem? Ist der Saturn nicht der einzige Planet im Sonnensystem, der Ringe hat? Nein, ganz und gar nicht. Mittlerweile weiß man, dass fast alle Planeten ein Ringsystem besitzen, dass sich jeweils am Äquator in unterschiedlichen Höhen ausbildet. Uranus` System besteht aus 13 Ringen. Die Ringe sind viel dünner, grober und dunkler als die Saturnringe. Die Uranusringe müssen ständig erneuert werden, weil der feine Staub langsam vom Planeten weg driftet. Dies geschieht wohl dadurch, dass die Uranusmonde von kleinen Asteroiden bombardiert werden und sich so feine Staubpartikel um den Planeten sammeln können. Ringe können auch dann entstehen, wenn größere Einschläge von Himmelskörpern, große Mengen Material aus dem Planet herausreißen oder selbst durch gravitative Wirkung auseinandergerissen werden. Die übrig bleibenden Fels und Eisbrocken sammeln sich dann rund um den Planeten an, kollidieren miteinander, werden dadurch noch kleiner und bilden so langsam aber sicher einen Ring. Im Unterschied zu Saturn sind die Ringsysteme der anderen Planeten allerdings nicht erkennbar, da sie so dünn und Massearm sind, dass sie mit bloßem Auge nicht zu erkennen sind.

uranus ringsystem
Künstlerische Darstellung von Uranus mit seinem angedeuteten Ringsystem. Foto: NASA

Doch nicht durch seine Ringe, sondern durch eine andere Besonderheit drängt Uranus sich in den Vordergrund: Die Achsneigung gegen das Bahnebenenlot beträgt 97,77°, so dass Uranus rückläufig rotiert. Einfach gesagt, während sich alle anderen Planeten rechtsherum drehen, dreht sich Uranus links herum. Wieso das so ist, weiß man nicht genau. Die verbreitetste Hypothese nimmt eine Kollision mit einem großen Protoplaneten während der Entstehungsphase an. Nach Computersimulationen müsste Uranus während seiner Entstehung und der Bildung seines Mond- und Ringsystems von zwei oder mehr Himmelskörpern getroffen worden sein, um die Neigung des gesamten Uranussystems zur Umlaufbahn des Planeten zu erklären. Als Folge dieser Neigung ist nach jedem halben Umlauf einmal die Nordhalbkugel und einmal die Südhalbkugel der Sonne zugewandt. Mit Ausnahme einer schmalen Äquatorregion herrscht dann auf den jeweiligen Halbkugeln ständig Tag bzw. Nacht (vergleichbar mit Polartag und Polarnacht auf der Erde). In der Nähe der Pole kann ein Sonnentag daher bis zu einem halben Uranusjahr dauern.

Der Uranus gehört ebenfalls zu den Gasriesen. Sein Kern besteht vermutlich aus einer Eisen-Silizium Verbindung, umgeben von einem Mantel aus gefrorenem Wasser, Stickstoff und Methan. Die sichtbare Oberfläche ist fast völlig strukturlos. Selbst Voyager 2 konnte keine nennenswerten Strukturen fotografieren. Nur durch erhöhen des Kontrasts konnte man feine Details sichtbar machen. Dort herrschen Themperaturen von etwa -200°C. Am Äquator gibt es Winde, die Geschwindigkeiten von bis zu 570 km/h erreichen.

Uranus_Earth_Comparison
Größenvergleich im korrekten Verhältnis. Foto: NASA

Uranus wird von (bisher bekannten) 27 Monden umkreist. Die beiden Monde Titania und Oberon gehören mit einem Durchmesser von etwa 1600 km zu den Grössten des Uranus. Titanias Oberfläche ist stark von Kratern überzogen. Dies lässt darauf schliessen dass sie sehr alt ist. Oberon hat ebenfalls viele Krater deren Böden teilweise von dunklem Material ausgefüllt ist. Sehr wahrscheindlich weil dieser Mond geologisch aktiv war. Die nur 500 km Grosse Miranda weisst verschiedene Landschaftsformen auf. Das zerklüftete Relief legt den Verdacht nahe, dass Miranda mindestens einmal zerstört wurde und die Trümmer anschließend wieder zusammen“wuchsen“. Die Oberfläche des Mondes zeigt gewaltige, mehrere Kilometer hohen Steilhänge.

Ariel und Umbriel haben zwar ähnliche Größe und Dichte, unterscheiden sich nach außen aber gewaltig: Ariel zeigt Krater, Täler und Steilhänge, Umbriel dagegen ist dunkler als die anderen Monde und besitzt eine kleine, helle Ringstruktur – vielleicht frisches Eis im Umfeld eines noch jungen Kraters?

Durch seine große Entfernung ist es schwer, in kurzen Zeitabständen Sonden zu Uranus zu schicken, trotzdem haben unsere Sonden schon mal vorbeigeschaut:

Voyager 2
Die Raumsonde Voyager 2. Foto: NASA

Voyager 2

Im Januar 1986 passierte die Raumsonde Voyager 2 den Uranus. Bei Uranus selbst zeigte sich eine schwache, kaum sichtbare Bänderstruktur. Es wurde möglich, die Rotationsperiode und die Achsenneigung des Uranus exakt zu bestimmen. Anhand der physikalischen Messdaten während des Swing-by´s konnte die innere Struktur von Uranus ermittelt werden. Über die verschiedenen Resultate des Voyager 2-Flybys ließen sich mehrere Artikel im Umfang dieses Beitrags verfassen. Voyager 2 entdeckte zehn weitere Uranusmonde, deren kleinste Durchmesser zehn Kilometer betragen. Einige von ihnen (Cordelia und Ophelia) halten als Schäfermonde den hellsten Uranusring, den Epsilon-Ring, zusammen. Wie bei allen Gasplaneten sind die Monde die abwechslungsreichsten und interessantesten Körper des Uranus-Systems. Die großen Monde waren geologisch aktiv und zeigen vor allem tektonische Bruchstrukturen. In dieser Hinsicht ist besonders Ariel erwähnenswert. Mirandas Oberfläche erweckt den Eindruck, als bestünde sie aus riesigen Eisschollen. Es wird angenommen, dass er entweder durch eine große Kollision oder Gezeitenkräfte zerrissen wurde und seine Fragmente sich erneut zu einem Mond zusammen ballten.Voyager 2 erforschte auch die Ringe des Uranus. Im hellsten Epsilon-Ring wurden Dichteschwankungen entdeckt, und die Ringe liegen nicht alle in der Äquatorebene.

hubble
Das Hubble-Weltraumteleskop. Foto: NASA

Erforschung mit dem Hubble-Weltraumteleskop

Die Erforschung des Uranus mit dem Hubble-Weltraumteleskop beschränkt sich hauptsächlich auf die Beobachtung der Atmosphäre und die Neuentdeckung von Uranusmonden. Allerdings wurden auch zwei neue äussere Uranusringe entdeckt, indem der helle Planet bei langen Belichtungszeiten ausgeblendet wurde. Im Gegensatz zum einmaligen Voyager 2-Swing-by ermöglicht das Hubble kontinuierliche Beobachtungen der Uranus-Atmosphäre. Vor allem im nahen Infrarot zeigen sich deutlich kleine, helle Wolken. Aber auch im sichtbaren Licht sind zeitweise eindeutig Wolken als helle, weisse Flecken sichtbar. Möglicherweise treten Wolken auf Uranus saisonal auf. Für den Nachweis hierfür ist die bisher zur Verfügung stehende Beobachtungszeit jedoch zu kurz. Im Jahre 2006 wurde auch erstmals ein dunkler Fleck auf Uranus nachgewiesen. Dieser wird als kleiner Wirbelsturm interpretiert. Hubble entdeckte auch zahlreiche kleine Monde, unter denen auch einige irreguläre Monde sind. Inzwischen ist die Zahl der Uranusmonde auf 27 angewachsen.

Alles in Allem ein Planet, über den wir viel zu wenig wissen. Gerade die Monde wären faszinierende Objekte, um sie eingehender zu untersuchen, doch die Entfernung ist einfach zu groß, um in kurzer Zeit mehrere Sonden loszuschicken. Doch wer weiß, was die Zukunft so alles mit sich bringt.

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Neptune_Full

Bild: wikipedia

Neptun

Facts:

  • Durchmesser am Äquator:                49.528 km (3,88 x Erde)
  • Physikalische Eigenschaften:           Gasplanet
  • Mittlere Entfernung zur Sonne:         4.497,07 Millionen Kilometer
  • Mittlere Umlaufzeit um die Sonne:    164, Jahre
  • Mittlere Bahngeschwindigkeit:           5,43 km/sec
  • Masse (Gramm):                               1,0243 x 10/26g (17,14 x Erde)
  • Mittlere Dichte:                                  1,638 g/cm³ (0,30 x Erde)
  • Fluchtgeschwindigkeit:                      23,5 km/sec (2,08 x Erde)
  • Rotation:                                            15 h 57 min 59 s
  • Temperatur:                                       -201°C
  • Atmosphäre:                                      Wasserstoff (H2): 80,0 ± 3,2 %; Helium (He): 19,0 ± 3,2 %; Methan (CH4): 1,5 ± 0,5 %; Wasserstoff Deuteride (HD): ~0,019 %; Ethan (C2H6): ~0,00015 %; Eise: Ammoniak (NH3); Wasser (H2O); Ammoniumsulfid ((NH4)2S); Methan (CH4)
  • Durchmesser des Ringsystem:          126.000 km
  • Dicke des Ringsystems:                     etwa 1 km
  • Monde:                                               Derzeit 14 Monde bekannt

Mit Neptun sind wir nun sowohl beim äußersten der 8 Planeten angekommen und zugleich auch bei der letzten Folge „Unser Sonnensystem in Zahlen“. Strittig ist nach wie vor, ob Pluto noch als letzter und 9ter Planet aufgeführt werden müsse, doch ich werde ihm einen separaten Beitrag widmen. Und ja, auch Neptun hat, wie auch Jupiter, natürlich Saturn und Uranus, ein Ringsystem. Zwar sind auch diese Ringe, im Vergleich zu Saturns anmutigem System, vergleichsweise dünn bzw Massearm und mit bloßem Auge oder dem Teleskop nicht erkennbar. Trotzdem hat Neptun ein sehr feines, azurfarbenes Ringsystem, das aus mehreren ausgeprägten Ringen und den ungewöhnlichen Ringbögen im äußeren Adams-Ring besteht. Die Ringe sind, wie auch die Ringe von Uranus und Jupiter, ungewöhnlich dunkel und enthalten einen hohen Anteil mikroskopischen Staubes, der aus Einschlägen winziger Meteoriten auf Neptuns Monden stammen könnte.

Als die Ringe in den 1980er Jahren durch ein Team von Edward Guinan mittels Sternverdunkelungen entdeckt wurden, wurde vermutet, sie seien nicht komplett. Die Beobachtungen von Voyager 2 widerlegten diese Annahme. Die Ursache für diese Erscheinung sind helle Klumpen im Ringsystem. Der Grund der klumpigen Struktur ist bisher noch ungeklärt. Die Gravitationswechselwirkung mit kleinen Monden in der Ringumgebung könnte zu dieser Ansammlung beitragen.

Um nochmal auf Pluto zurückzukommen, einen Interessanten Fakt gibt es nämlich in Bezug auf Neptun durchaus. Dadurch, dass kein Planet eine exakte Kreisbahn um die Sonne zieht, sondern immer in Ellipsen, ist der jeweilige Planet mal näher und mal weiter entfernt von der Sonne. Und in einer relativ großen Periode ist der Pluto der Sonne dadurch, für einen vergleichsweise kurzen Moment, näher als Neptun, obwohl sich Pluto hinter diesem befindet. In die Quere kommen tun sich die beiden dabei allerdings nicht. Das funktioniert wahrscheinlich schon Milliarden von Jahren gut und Berechnungen zeigen, dass das auch weiterhin so bleiben wird.

Neptuns Monde

Damit wären wir bei den Monden von Neptun, genauer gesagt, bei den 14, die bisher entdeckt wurden. Um es nochmal zu erwähnen, man darf sich die Monde der anderen Planeten nicht immer so vorstellen wie unseren Erdmond – zumindest nicht alle. Die meisten Monde sind nicht mehr als unförmige Gesteinsklumpen mit teilweise nur einigen Kilometern Durchmesser. Als Mond wird jedes Objekt ab einer bestimmten Größe bezeichnet, dass sich auf einer stabilen Umlaufbahn um ein zentrales Objekt wie einen Planeten bewegt. Und so ist es auch bei den meisten von Neptuns Begleitern. Neptuns größter Mond ist Triton (wie Ariells Vater). Triton ist ein Meeresgott aus der griechischen Mythologie, der oft als Sohn des Poseidon bezeichnet wird, und diesen Namen verdient er auch. Triton ist mit einem Durchmesser von 2707 Kilometern der mit Abstand größte Mond des Planeten Neptun, sowie der siebtgrößte Mond und der sechzehntgrößte Körper des Sonnensystems. Eine weitere Besonderheit ist, dass seine Umlaufbahn retrograd, also rücklaufig ist, womit er der einzige größere Mond im Sonnensystem ist, der diese Eigenschaft besitzt. Einfach gesagt, alle Monde bewegen sich linksherum um ihren Planeten, Triton bewegt sich rechtsherum. Zudem ist er mit -235°C der kälteste Ort, der im Sonnensystem gemessen wurde.

Triton
Der Neptunmond Triton Foto: NASA

Es dauerte nach Tritons Entdeckung weitere einhundert Jahre, bis Neptuns zweiter Mond, Nereid, entdeckt wurde. Nereid hat eine der exzentrischsten Umlaufbahnen aller Monde des Sonnensystems. Die restlichen zwölf sind bis auf Proteus, dem zweitgrößten Mond des Neptun, viel kleiner und wurden alle erst in dem Zeitraum von 1989 bis 2013 entdeckt.

Wenn wir schon bei Entdeckungen sind, kommt gleich wieder unsere alte Freundin Voyager 2 und die Erkundung des Neptun ins Spiel. Voyager 2 war die erste und bislang einzige Raumsonde, die Neptun besucht hat. Sie flog über den Nordpol von Neptun und passierte den Planeten am 25. August 1989 in nur 4950 Kilometer Abstand. Seit die Sonde die Erde verlassen hatte, war dies die größte Annäherung an ein Objekt. Da dies der letzte große Planet war, den Voyager 2 besuchen konnte, wurde ohne Rücksicht auf die Folgen ihrer Flugbahn beschlossen, dass eine nahe Schwerkraftumlenkung (swing-by) zum Mond Triton erfolgen sollte. Bei der Begegnung von Voyager 1 mit Saturn und seinem Mond Titan wurde dies ebenfalls so durchgeführt. Voyager 2 untersuchte die Atmosphäre, Ringe, Magnetosphäre und die Monde Neptuns. Die Sonde entdeckte den „Great Dark Spot“, den mandelförmigen „Small Dark Spot“ und eine helle, sich hoch über der Wolkendecke schnell bewegende Wolke, die „Scooter“ genannt wurde. Wegen des großen Abstandes erscheint die Sonne über 1000-mal schwächer als auf der Erde, wobei sie mit einer Helligkeit von -21mag immer noch sehr hell strahlt. Deshalb stellte man erstaunt fest, dass auf Neptun die stärksten Winde aller Gasriesen wehen.

Man könnte erwarten, dass mit steigender Entfernung zur Sonne immer weniger Energie vorhanden wäre, um Winde anzutreiben. Auf Jupiter entstehen Winde mit bis zu mehreren hundert km/h. Neptun nimmt jedoch pro Flächeneinheit nur drei Prozent der Sonnenenergie des Jupiters oder ein Tausendstel der Sonneneinstrahlung der Erde auf. Trotzdem entdeckten die Wissenschaftler auf Neptun statt langsamerer Winde dynamische Stürme mit über 1600 km/h (Spitzenwerte bis zu 2100 km/h). Die höchste jemals gemessene Windgeschwindigkeit unseres Sonnensystems hat man somit in Neptuns Atmosphäre registriert. Da den Neptun relativ wenig solare Energie erreicht, wird vermutet, dass einmal in Gang gekommene Winde kaum abgebremst werden. Bei ausreichend vorhandener Energie müssten Turbulenzen entstehen, die den Winden Widerstand entgegenstellen (wie es bei Jupiter der Fall ist). Das scheint bei Neptun nicht der Fall zu sein, wodurch extrem hohe Geschwindigkeiten zu beobachten sind. Einer anderen Theorie zufolge treiben innere Wärmequellen die Winde an.

Eine Antwort zu Das Sonnensystem in Zahlen

  1. urulix schreibt:

    Bitte die Dichte entweder in g oder kg angeben nicht gemischt.

    Gefällt 1 Person

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