Das Sonnensystem
Die Sonne und die Gesamtheit der sie umkreisenden Himmelskörper,
wie Planeten, Planetoiden, Kometen und Meteoroiden sowie der Raum, in
dem sich diese Objekte bewegen einschließlich der übrigen, darin
befindlichen sogenannten interplanetaren Materie bezeichnen wir als unser
Sonnensystem.
Die Unterteilung der Körper des Sonnensystems nach gemeinsamen physikalischen
Eigenschaften liefert die genannten Objektgruppen.
Der Zentralkörper unseres Sonnensystem ist die Sonne, um die sich,
soweit bekannt, neun Planeten bewegen. Die inneren Planeten Merkur, Venus,
Erde und Mars unterscheiden sich durch hohe Dichten, langsame Rotation,
das Vorhandensein von nur wenigen Monden sowie durch ihren Aufbau aus Metallen
und Gestein wesentlich von den äußeren Planeten, deren chemische
Zusammensetzung mehr der der Sonne gleicht.
Die Planeten bewegen sich, den Keplerschen
Gesetzen folgend, auf nahezu kreisförmigen Ellipsenbahnen um die Sonne. Die Bahnebenen
fallen fast mit der Äquatorebene der Sonne zusammen, lediglich Pluto zeigt
größere Abweichungen. Der Umlaufsinn beinahe aller Planeten und Monde
sowie ihre Rotation und die Rotation der Sonne haben die gleiche Richtung. Die Bahnebene
der Erde heißt Ekliptik und ist identisch mit der scheinbaren Bahn
der Sonne am Himmel. Die mittlere Entfernung der Erde von der Sonne nennt
man Astronomische Einheit (AE). Eine AE entspricht einer Strecke
von 149,6 Mill. km und wird als Maß für Längenangaben im
Sonnensystem benutzt.
Das Sonnensystem ist vermutlich vor etwa 4,6 Mrd. Jahren entstanden. Zur
Erklärung seiner Entstehung existieren zahlreiche Theorien. Unklar
war dabei immer, ob es sich bei der Entstehung des Planetensystems um einen
außergewöhnlichen, oder einen im Universum alltäglichen Vorgang
handelt. Während ältere
Überlegungen noch eine zufällige Entstehung des Sonnensystems
herausstellen, bevorzugt man heute eine Theorie, nach der sich bei der
Entstehung eines Sternes in vielen Fällen auch ein Planetensystem
bildet. Die Sonnen-Planeten-Theorie geht von der Annahme aus, daß
sich Sonne und Planeten gleichzeitig oder kurz nacheinander aus derselben
Materie, dem Urnebel gebildet haben.
Dieser Urnebel verdichtete sich im Laufe der Zeit immer mehr, und aus einzelnen
Turbulenzen (Wirbeln) bildeten sich im Zentrum die Sonne und um sie herum
größere feste Körper, sogenannte Planetesimale. Durch den
Zusammenstoß solcher Planetesimale wird die Materie erhitzt. Größere
Protoplaneten fangen immer wieder kleinere von ca. 10% der Erdmasse ein
und erhitzten sich weiter. Im Inneren der Planeten hält sich diese Wärme
bis heute. Da von Natur aus im Universum Wasserstoff das Element mit dem
größten Vorkommen ist, bleibt die Frage, woher die schwereren
Elemente in den Planeten stammen. Modellrechnungen zeigen ferner, daß
die Dichte des Urnebels nicht ohne äußeren Anstoß dazu
ausgereicht hätte, nur unter dem Einfluß der Gravitation die
Gase zu einem Stern zusammenzuziehen. Für beides könnte eine
Supernova-Explosion in der Nähe des Urnebels verantwortlich sein.
Aus Einschlüssen von Magnesium in primitiven Meteoriten (sog. kohlige
Chondrite) läßt sich die Hypothese stützen, daß nur
wenige Millionen Jahre vor deren Entstehung ganz in der Nähe ein ausgebrannter
Stern in einer Supernova explodierte!
Aus dem zeitlichen und örtlichen Zusammentreffen von Supernovaexplosion
und Entstehung des Sonnensystems glaubt man schließen zu dürfen,
daß hier nicht Zufälle spielten, sondern es vielmehr
zur Entstehung unseres Sonnensystems einer nahen Supernovaexplosion bedurfte.
Ebenso wie die Massen unterscheiden sich auch die Durchmesser und Entfernungen
der einzelnen Körper des Sonnensystems sehr stark. Einerseits besitzt
die Sonne als größter Himmelskörper des Systems einen Durchmesser
von rund 1,39 Mill. km, entsprechend 109 Erddurchmessern, der Mond unserer
Erde nur einen Durchmesser von rund 3.470 km, entsprechend etwa 1/4 Erddurchmesser.
Die Durchmesser der beobachteten Planetoiden variieren sogar zwischen 1.000
km und wenigen Metern. Auf der anderen Seite erstreckt sich die mittlere
Entfernung der Planeten von der Sonne von 58 Mill. km bei Merkur bis zu
5,9 Mrd. km bei Pluto. Ein Modell des Sonnensystems, das beide Größenverhältnisse
- Entfernung und Durchmesser - abbildgetreu wiedergibt, ist wegen der unterschiedlichen
Größendimensionen nur schwer realisierbar.
Die Sonne
Die Sonne ist der Zentralkörper des Sonnensystems und der uns nächstgelegene Fixstern. Wie alle anderen Sterne ist auch die Sonne eine Gaskugel, die durch die Gravitation zusammengehalten wird. In ihrem Inneren produziert sie durch die Verschmelzung zweier Wasserstoffatome zu einem Heliumatom (Kernfusion) Energie, die an der Oberfläche als Licht und Wärmestrahlung abgegeben wird.
Abb. 1: Sonnenflecken auf der Sonne.
Aufnahme: H.Mai/R.Schwebel am 28.5.1992,
21cm-Spiegelteleskop der VSW Rothwesten.
Von der Erde aus erscheint die Sonne
als Scheibe, und wir sehen in die Sonnenatmosphäre. Die unterste Schicht
der Sonnenatmosphäre ist die nur wenige 100 km dicke Photosphäre.
Sie entspricht der sichtbaren Sonnenscheibe. Ihre geringe Dicke ist der
Grund dafür, daß die Sonne uns scharf begrenzt erscheint. Es
schließt sich die etwa 10.000 km dicke Chromospäre an, die nur
bei Sonnenfinsternissen als farbiger Saum direkt sichtbar ist. Weiter außen
folgt dann die Sonnenkorona, ein Strahlenkranz aus extrem verdünnten,
bis zu einigen Millionen Grad heißem Gas.
Sonnenflecken sind Erscheinungen in der Photosphäre. Im Bereich eines
Sonnenfleckes ist das Magnetfeld der Sonne 1.000 mal stärker als in
der Umgebung, gleichzeitig sinkt die Temperatur im Fleck um 2.000 auf 4.000
Grad ab. Dadurch erscheinen uns die Flecken dunkler als ihre Umgebung (Abb. 1).
Der Erdmond
Bei einem Durchmesser von knapp einem Viertel des Erddurchmessers ist der
Erdmond
im Verhältnis zu seinem angestammten Mutterplaneten sehr groß.
Der Mond umkreist die Erde in gebundener Rotation, d.h. er wendet ihr immer
die gleiche Seite zu, während er von der Sonne beleuchtet wird. Auffällig
sind die unterschiedlichen Phasen, die der Mond innerhalb eines Monats
durchläuft. Je nach der Stellung Mond - Erde - Sonne erscheint der
beleuchtete Teil des Mondes als schmale Sichel oder Scheibe (Vollmond).
Um die Zeit des Neumond wird der unbeleuchtete Teil häufig durch
Streulicht von der Erde, insbesondere infolge des erhöhten Rückstrahlvermögens
ausgedehnter Wolkenfelder, aufgehellt und tritt als aschgraues Licht des
Mondes in Erscheinung.
Aus der chemischen Ähnlichkeit von Mondgestein und Gestein aus dem
Erdmantel schließt man auf einen gemeinsamen Ursprung der beiden
Körper. Wahrscheinlich wurde die Erde während der Entstehungszeit
des Sonnensystems von einem Planetesimal von der Größe des Planeten
Mars mit einer Masse von etwa 10% der Erdmasse getroffen. Bei diesem Riesenimpakt
wurde Gesteinsmaterial aus der Erde herausgeschlagen, aus dem sich nach
Verlust leichtflüchtiger Bestandteile wie Wasser der Mond bildete.
Der Mond ist mit Kratern übersät (Abb. 2), die alle noch aus
der Frühphase
des Planetensystems stammen und aufgrund des Fehlens einer Atmosphäre,
wie sie etwa die Erde besitzt, keinen Verwitterungsprozessen unterliegen.
Lediglich die oberflächennahe Staubdecke des Mondbodens wird durch
den Einfall hochenergetischer geladener Teilchen des Sonnenwindes und der
kosmischen Strahlung langsam aber beständig umgegraben. Die Ende der
sechziger Jahre von den Apollo Astronauten hinterlassenen Fußabdrücke
dürften somit in mehreren Millionen Jahren nahezu ausgelöscht
sein.
Abb. 2: Die Licht-Schatten-Grenze des Mondes.
Aufnahme: A.Lüll/R.Schwebel am 1.9.1991, 21cm-Spiegelteleskop.
Die ältesten zur Erde zurückgebrachten Mondgesteine bezeugen,
daß die äußeren Bereiche des Mondinneren zunächst vollständig
aufgeschmolzen waren, so daß die Mondoberfläche von einem mehrere
100 km tiefen, wasserfreien Magmaozean bedeckt war. Nach bereits 100 Millionen
Jahren hatte sich der Magmaozean soweit abgekühlt, daß an der
Oberfläche eine leichte feldspatreiche Kruste auskristallisieren konnte,
die mit zunehmender Tiefe von dichteren pyroxen- und olivinreichen Gesteinsschichten
abgelöst wird. Die großen Einschlagbecken entstanden ausnahmslos
vor etwa 4,4 bis 3.8 Milliarden Jahren während des starken Bombardements
des inneren Planetensystems durch kilometergroße Planetesimale. Aufgrund
des nachfolgenden Aufstiegs flüssiger Basalte aus dem heißen
Mondinneren kam es bis vor schätzungsweise 2,5 Milliarden Jahren zu
weiträumigen Überflutungen der großen Einschlagbecken der Mondvorderseite,
die 17% der Mondoberfläche bedecken und heute von der Erde aus als
dunkle Mare zu sehen sind. Die hellen, stark verkraterten Hochlandbereiche
umfassen 83% der Oberfläche, zeichnen sich durch eine anorthositische
Zusammensetzung der Hochlandgesteine (hohe Aluminium- und geringe Eisengehalte)
aus und weisen wesentlich höhere Alter zwischen 4 und 4,2 Milliarden
Jahren auf.
Noch heute unterliegt die Mondoberfläche gelegentlichen Einschlägen
durch Kometenkerne, die vorwiegend aus leichtflüchtigen Substanzen
(z.B. Wassereis, Trockeneis) bestehen. Zukünftige Mondmissionen werden
deshalb auch verstärkt auf die Erkundung bestimmter Gebiete der Südpolregion
abzielen, die sich permanent im Schatten befinden und aufgrund der dort
vorherrschenden niedrigen Temperaturen die Speicherung des leichtflüchtigen,
kometaren Materials in sogenannten Kältefallen erlauben würden.
Im Rahmen der globalen Kartierung der Mondoberfläche durch die amerikanische
Raumsonde Clementine Anfang 1994 wurden tatsächlich erste Hinweise
auf gletscherartige Ansammlungen von Wassereis am Boden permanent abgeschatteter
Krater gefunden.
Sonnenfinsternis / Mondfinsternis
Durch eine Laune der Natur erscheinen uns Sonne und Mond von der Erde aus gleich groß. Zu einer Finsternis kommt es daher immer, wenn Sonne, Erde und Mond genau in einer Linie stehen. Wandert der Mond zwischen Erde und Sonne, so kommt es zu einer Sonnenfinsternis. Befindet sich die Erde zwischen Sonne und Mond, so wandert der Mond durch den Kernschatten der Erde und wird verfinstert. Nun kommt es aber nicht bei jedem Vollmond zu einer Mondfinsternis und nicht bei jedem Neumond zu einer Sonnenfinsternis. Da die Ebene der Mondbahn um 5 Grad gegen die Ekliptik geneigt ist, schneiden sich diese von der Erde aus gesehen in zwei Knotenpunkten. Während eines Umlaufs (27,3 Tage) passiert der Mond diese Knoten je einmal. Zweimal im Jahr steht auch die Sonne in diesen Knoten und nur dann kommt es dazu, daß der vorbeiziehende Mond die Sonne teilweise oder auch ganz bedeckt. Nicht ganz 14 Tage vor oder nach einer Sonnenfinsternis wandert der Mond durch den anderen Knoten, während die Sonne in dieser Zeit kaum weitergewandert ist, und auch nur dann kann es zu einer Mondfinsternis kommen. Nur selten kann es weitere 14 Tage später erneut zu einer Sonnenfinsternis kommen. Somit können jedes Jahr zwei bis sieben Finsternisse stattfinden, die jedoch immer nur von Teilen der Erde aus sichtbar sind. An einem festen Ort der Erdoberfläche ist ein solches Ereignis daher eine Seltenheit.
Abb. 3: Die partielle Sonnenfinsternis vom 30.5.1984.
Aufnahme: F.Sohl, 12,5cm-Refraktor der VSW Rothwesten.
Daß Mondfinsternisse scheinbar häufiger auftreten liegt daran, daß eine totale Sonnenfinsternis nur innerhalb eines schmalen Streifens auf der Erdeoberfläche gesehen werden kann. Außerhalb der Totalitätszone wird die Sonne nur teilweise durch den Mond abgedeckt. Eine Mondfinsternis ist hingegen überall dort zu sehen, wo der Mond über dem Horizont steht.
Die Inneren Planeten
Da Merkur
und Venus
der Sonne näher sind als die Erde, werden sie von der Erde aus nie
weit entfernt von der Sonne gesehen. Merkur und Venus besitzen keine Monde.
Venus ist der zweit-innerste Planet und kann der Erde bis auf 38 Mill.
km nahe kommen. Sie ist somit ein auffallend helles Objekt am Himmel,
nach Sonne und Mond sogar das hellste. Steht sie westlich der Sonne,
geht sie vor ihr als Morgenstern im Osten auf, östlich der Sonne kann
sie abends nach Sonnenuntergang im Westen als Abendstern gesehen werden.
Ähnlich dem Erdmond zeigen Merkur und Venus Phasen (Abb. 4).
Venus besitzt eine dichte Atmosphäre, die eine direkte Beobachtung
der Oberfläche im optischen Bereich unmöglich macht. Die Atmosphäre
besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid (96%) und Stickstoff (3,6%).
Das die Atmosphäre durchdringende Licht wird vom Boden teils absorbiert,
teils als Wärmestrahlung reflektiert. Letztere wird wiederum von der
Atmosphäre absorbiert. Die dadurch bedingte Aufheizung (Treibhauseffekt)
ist der Grund für die hohe Oberflächentemperatur von rund 500
Grad Celsius.
Abb. 4: Die Venussichel.
Aufnahme: F.Sohl/S.Schröder, 21cm-Spiegelteleskop der VSW Rothwesten.
In den letzten Jahren haben wir ein völlig neues Bild der Venus erhalten. Zwischen 1991 und 1994 tastete die amerikanische Magellan-Sonde mittels Radar fast die gesamt Venusoberfläche ab. Mittlerweile sind 98% der Venusoberfläche sehr genau bekannt, damit ist die Venusoberfläche besser erforscht als die Erdoberfläche, da wir nur wenig über den Boden unserer Ozeane wissen.
Abb. 5: Die Vulkane Gula Mons (Höhe 3 km) und
Sif Mons (Höhe 3 km), westliche Eistla Regio, Venus.
Aufnahme: NASA/JPL.
Offenbar wurde die Venusoberfläche wesentlich durch Vulkanismus, Gesteinsbildungsprozesse und Meteoriteneinschläge überprägt. Mindestens 85% der Oberfläche werden von ausgedehnten Lavaflüssen bedeckt, die dank der Abwesenheit von flüssigem Wasser und starken Winden nur geringe Verwitterungsspuren zeigen. Durch die Radarkartierung der Magellan-Sonde wurden über 100.000 kleine Schildvulkane mit unter 15 km Basisdurchmesser entdeckt, die große Ähnlichkeit mit den Unterwasservulkanen am Grunde der irdischen Ozeane besitzen. Weitere Zeugen des planetaren Vulkanismus sind bis zu 100 km durchmessende Einsturztrichter und pfannkuchenförmige Aufdomungen (engl. pancakes) der Venuskruste. Ausschließlich auf der Venus sind die bis zu 2.000 km großen kreisförmigen Koronae zu finden, die von Faltengebirgsgürteln eingeschlossen werden. Man führt ihre Entstehung auf dynamische Vorgänge tief im Inneren des etwa erdgroßen Planeten zurück. Aufgrund der gleichmäßigen Bedeckung der Oberfläche mit nur etwa 900 Einschlagskratern wird vermutet, daß alle älteren Kraterpopulationen durch intensive, planetenweit auftretende Lavaflußaktivität vor etwa 500 Mill. Jahren ausgelöscht wurden.
Abb. 6: Die Pancake-Vulkane (Durchmesser je 25 km, Höhe 750 m) am
östlichen Rand von Alpha Regio auf der Venus.
Aufnahme: NASA/JPL.
Der Erde folgt als vierter Planet der Mars.
Markant ist seine unter den mit bloßem Auge sichtbaren Planeten einzigartige
rote Farbe, die durch den stark angerosteten, eisenoxidreichen Marsboden
hervorgerufen wird. Bereits seit dem Altertum ist bekannt, daß zwischen
zwei aufeinanderfolgenden Oppositionen, bei denen Sonne, Erde und Mars
sich entlang einer gedachten Linie anordnen, ein Zeitraum von zwei Jahren
verstreicht. Mit einem Äquatordurchmesser von 6.794 km ist Mars nur
rund halb so groß wie die Erde. Ein der Erde vergleichbarer Wechsel
von Tag und Nacht ist der raschen Rotation des Planeten zu verdanken, der
für eine Umdrehung 24h 37 min benötigt. Die Rotationsachse ist
um 25o gegenüber der Umlaufbahn geneigt, so daß es
im Laufe eines Marsjahres zu jahreszeitlichen Wechseln der Umweltbedingungen
kommt. Aufgrund der längeren Umlaufzeit um die Sonne dauern die Jahreszeiten
auf dem Mars etwa doppelt so lange wie auf der Erde.
Mars besitzt eine dünne Atmosphäre aus Kohlendioxid (95%), Stickstoff
(3%) und Argon (1,5%), in der man Wolkenbildungen und riesige Sandstürme
beobachten kann, die teilweise den gesamten Planeten erfassen. Der Luftdruck,
der an der Marsoberfläche vorherrscht, wird auf der Erde erst in einer
Höhe von 30 km erreicht! Die Polkappen des Mars bestehen aus gefrorenem
Kohlendioxid und Wassereis. Im Laufe der ausgeprägten Jahreszeiten
kommt es zu dramatischen Größenschwankungen der Polkappen, die
von der Erde aus bereits mit kleineren Teleskopen verfolgt werden können.
Abb. 7: Der Mars mit seiner südlichen Polkappe.
Aufnahme: A. Doerr, 21cm-Spiegelteleskop der VSW Rothwesten.
Die ersten Aufnahmen der Marsoberfläche, die Ende der 60er bei den Vorbeiflügen der Mariner-Sonden gemacht wurden, zeigten erdmondähnliche Kraterlandschaften, die von zahlreichen Einschlägen durch Meteorite und Asteroide in der Frühphase des Planeten herrührten. Erst durch die amerikanische Sonde Mariner 9 und später die Viking-Orbiter, die den Planeten in den 70er Jahren mehrfach umkreisten, zeigte sich, daß die vorangegangenen Vorbeiflüge ausnahmslos über alte, stark verkraterte Hochländer im Süden geführt hatten. Da die Hochländer immerhin 2/3 der Planetenoberfläche einnehmen, konnte sich zunächst der Eindruck einer tristen Kraterlandschaft verfestigen. Das fehlende 1/3 im Norden wird hingegen von jungen, ausgedehnten Tiefebenen, vermutlich vulkanischen Ursprungs, mit nur wenigen Kratern besetzt. Die Tiefländer werden von zwei gigantischen vulkanischen Plateaus - Tharsis und Elysium - unterbrochen, denen riesige Vulkanschilde mit bis zu 600 km Basisdurchmesser und 27 km Höhe (Olympus Mons) und gewaltige Grabenbruchsysteme bis 4000 km Länge (Valles Marineris) aufsitzen.
Abb. 8: Olympus Mons (Basisdurchmesser 600 km, Höhe 27 km) ist der
größte Schildvulkan im Sonnensystem.
Aufnahme: NASA/JPL.
Im Unterschied zum Erdmond weisen die Marskrater
durch das Vorhandensein einer Atmosphäre zum Teil erhebliche Verwitterungsspuren
auf. Heutzutage ausgetrocknete Flußläufe, die ihren Ursprung
am Übergang vom Hoch- zum Tiefland haben, weisen auf katastrophale
Überflutungen der Marsoberfläche durch flüssiges Wasser
in einer wärmeren Frühphase des Planeten hin. Damals hatte Mars
offenbar mehr Ähnlichkeit mit der Erde als jeder andere Planet im
Sonnensystem. Auch wenn Ende der 70er Jahre die Suche nach möglichen
Spuren vergangener biologischer Aktivität im Marsboden durch die Viking-Landegeräte
ergebnislos eingestellt werden mußte, kann die frühe Entstehung
einfacher bakterieller Lebensformen an der Marsoberfläche nicht mit
Sicherheit ausgeschlossen werden.
Nach erheblichen Verzögerungen durch nur teilweise erfolgreiche oder
gänzlich fehlgeschlagene Marsmissionen erhielt die Marsforschung Mitte
1996 neuen Auftrieb, als die Entdeckung vermeintlicher Anzeichen frühen
bakteriellen Lebens in einem über 4 Milliarden Jahre alten Meteoriten
mit der Bezeichnung ALH84001 bekannt wurde. Dieser kartoffelgroße
Gesteinsbrocken wurde höchstwahrscheinlich vor etwa 16 Millionen Jahren
durch einen gewaltigen Meteoriteneinschlag aus der alten Hochlandkruste des Mars
herausgebrochen und in den Weltraum geschleudert. Eine genauere Untersuchung
von Kalkeinschlüssen des Meteoriten erbrachte neben fadenförmigen
Versteinerungen, die trotz ihrer 100fach geringeren Größe irdischen
Bakterien ähneln, auch kompliziert aufgebaute organische Moleküle,
die eine notwendige Voraussetzung für die Existenz von Leben darstellen.
Organische Moleküle wurden kürzlich in einem weiteren Marsmeteoriten
mit der Bezeichnung EETA79001 aufgespürt, der im Gegensatz zu ALH84001
jedoch nur ein Alter von wenigen 100 Millionen Jahren hat. Manche Forscher
wollen darin einen Hinweis für die "Verseuchung" der Marskruste
mit organischen Verbindungen durch einfache bakterielle Lebensformen sehen,
die bis in die jüngste geologische Vergangenheit reichte.
Ein weltweites Medieninteresse am Mars wurde mit der airbaggestützten
Landung der Mars Pathfinder Sonde Anfang Juli 1997 in der Geröllwüste
Ares Vallis, am Zusammenfluß zweier ausgetrockneter Flußsysteme,
ausgelöst. Mit dem Minirover Sojourner wurden unter anderem
zahlreiche Gesteinsblöcke in der Nähe der Landeeinheit angefahren,
um mit Hilfe des eingebauten APX-Spektrometers die chemische Zusammensetzung
der Marskruste zu bestimmen. Dabei zeigte sich überraschend, daß
die Entwicklung der Marskruste wesentlich komplizierter ablief, als dies
aufgrund der Analyse der Marsmeteorite anzunehmen war. Die Marsgesteine
ähneln am ehesten irdischen Andesiten, also mehrfach umgeschmolzenen
siliziumreichen vulkanischen Gesteinen, die zu je 1/3 aus Silizium, Magnesium
und Eisen bestehen.
Abb. 9: Sol 19/20: Rendevouz des Minirovers Sojourner (30cm x 40cm x 60cm)
mit dem Gesteinsblock Yogi.
Aufnahme: NASA/JPL.
Während ihrer knapp zweimonatigen Lebensdauer wurde die Landeeinheit
mehrmals von der Erde aus angepeilt, um die genaue Ausrichtung der Marsrotationsachse
zu bestimmen. Ähnliche Messungen wurden bereits in den 70er Jahren
an den beiden Viking-Landern vorgenommen. Da Mars unter dem Einfluß
der Sonnenanziehungskraft eine als Präzession bezeichnete Taumelbewegung
vollführt, ändert sich die Orientierung der Rotationsachse aber
mit der Zeit, wobei sie einen Raumkegel zu umschreiben scheint. Durch den
Vergleich der neuen Positionsdaten mit den gut 20 Jahre alten Viking-Messungen
konnte die Geschwindigkeit der Präzessionsbewegung nun erstmals mit
hoher Genauigkeit abgeschätzt werden. Da die Präzessionsgeschwindigkeit
von der Massenverteilung im Marsinneren abhängt, ergeben sich aus
der Kenntis dieser Größe wichtige Anhaltspunkte für den
inneren Aufbau des Planeten. Nach heutiger Vorstellung verfügt Mars
über einen flüssigen, schwefelreichen Eisenkern hoher Dichte,
der 1/5 der Gesamtmasse ausmacht und von einem weniger dichten, eisenoxidreichen
Gesteinsmantel eingeschlossen wird.
Mars wird von zwei kleinen, unregelmäßig geformten Monden namens
Phobos und Deimos begleitet, die höchstwahrscheinlichkeit aus dem
benachbarten Planetoidengürtel eingefangen worden sind.
Die Kleinplaneten
Neben den bekannten neun großen Planeten bevölkern unzählige kleinere Körper das Sonnensystem. Diese Planetoiden trifft man besonders häufig in ca. 2,8 AE Abstand von der Sonne auf Bahnen zwischen Mars und Jupiter, jedoch sind einige interessante Ausnahmen von dieser Regel bekannt. Eine Gruppe von Kleinplaneten, die sogenannten Trojaner, bewegt sich zum Beispiel auf der gleichen Bahn wie Jupiter um die Sonne. Dabei halten sie einen Winkelabstand von ca. 60 Grad von dem großen Planeten ein. Eine andere Gruppe, die Apollo-Planetoiden, folgen so exzentrischen Bahnen, daß sie näher an die Sonne herankommen als die Erde und infolge dessen die Erdbahn kreuzen. Selten kommen sie dabei näher an die Erde heran als der Mond, doch auch dies ist möglich und zuletzt im Juni 1993 geschehen. Interessant für die Astronomen ist die chemische und mineralogische Zusammensetzung der Kleinplaneten, da sie noch aus der Entstehungszeit des Sonnensystems stammen.
Abb. 10 und 11: Die Bewegung des Kleinplaneten Juno innerhalb von 24 Stunden.
Aufnahme: H.Mai/R.Schwebel am 29.12.1992 und am 30.12.1992, 30cm-Spiegelteleskop der VSW Rothwesten.
Von der Erde aus können wir ihre Bahnen vermessen. Sie verraten
sich durch ihre scheinbare Bewegung unter den Fixsternen als Abbild ihrer
Ellipsenbahnen um die Sonne. In den beiden Abb. 8 und 9 ist
deutlich zu erkennen, wie Juno ein Stück weitergewandert ist. Aus
dreien solcher Beobachtungen konnte C. F. Gauß schon vor 200 Jahren
die Bahn eines Kleinplaneten sehr genau vorausberechnen. Juno wurde 1804
als dritter Kleinplanet entdeckt und ist mit 244 km Durchmesser einer der
größten. Es gibt ca. 230 Kleinplaneten mit Durchmessern über
100 km, wobei Ceres mit 913 km der größte ist. Etwa 3.000 Kleinplaneten
sind zwischen 10 km und 100 km groß. Zu noch kleineren Durchmessern
hin vermutet man einen weiteren Anstieg der Zahl der Kleinplaneten, so
daß ihre Gesamtzahl über 100.000 liegen dürfte.
Nur wenige zeigen eine runde Form, die meisten sind länglich und unregelmäßig
geformt. Ein schönes Beispiel hierfür ist der Planetoid Gaspra
(Abb. 10), der als erstes Objekt des Planetoidengürtels überhaupt
am 29. Oktober 1991 von der Raumsonde
Galileo auf ihrem Weg zum Jupiter besucht wurde.
Wie auch die Voyager-Raumsonden vor ihr, nutzte Galileo die Anziehungskraft
der Planeten um die nötige Geschwindigkeit zu erlangen um Jupiter
zu erreichen. Während ihrer 7-jährige Reise ergaben sich einige
Gelegenheiten für interessante wissenschaftliche Arbeiten.
Nach ihrem Besuch beim Kleinplaneten Gaspra erreichte Galileo im August 1993
einen weiteren Kleinplaneten - Ida - und entdeckte, daß dieser selbst
nur wenige Kilometer große Gesteinsbrocken auch von einem kleinen
Mond umkreist wird - eine wissenschaftliche Sensation. Dieser wurde Dactyl
getauft.
Abb. 12: Größenvergleich der Kleinplaneten Mathilde, Gaspra (20km x 12km x 11km)
und Ida (56km x 24km x 21km).
Mathilde ist etwa doppelt so groß wie Ida und viermal so groß wie Gaspra.
Aufnahme: NASA/JPL.
Jupiter ist der fünfte und größte Planet des Sonnensystems. Sein Durchmesser beträgt am Äquator 142.800 km, zwischen den Polen jedoch nur 133.800 km. Die starke Abplattung des Planeten rührt von der schnellen Rotationsperiode von 9h 55min her und ist deutlich zu beobachten. Seine große Masse von 317 Erdmassen hätte beinahe ausgereicht in ihm Kernfusionsreaktionen auszulösen, so daß er nur knapp einem Dasein als zweite Sonne entgangen ist.
Abb. 13: Wolkenbänder auf Jupiter.
Aufnahme: H.Mai/R.Schwebel am 28.2.1992, 21cm-Spiegelteleskop der VSW Rothwesten.
Jupiter ist ein Gasriese. Auffällig sind die dunklen Bänder und hellen Zonen sowie der "Große Rote Fleck" in seiner Atmosphäre, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium besteht. Die Farben der sichtbaren Wolkenschichten deuten auf weitere Verbindungen hin, vor allem Ammoniak, Methan, Wasserdampf, Acetylen, Ethan und bestimmte Phosphorverbindungen. Der "Große Rote Fleck" auf der Südhalbkugel ist ein großer Wirbelsturm, angetrieben durch eine Wärmequelle in großer Tiefe. Er ist auffälligen Intensitätsschwankungen unterworfen und scheint ein Indikator für Aktivitäten im Inneren des Planeten zu sein. Man nimmt an, daß er seit mindestens 100.000 Jahren existiert. Das Innere des Planeten besteht vermutlich aus flüssigem Wasserstoff mit einem kleinen, wenige 1.000 km großen Kern aus Eisen und Silikatverbindungen.
Abb. 14: Der "Große Rote Fleck" auf Jupiter.
Aufgenommen von der Voyager-Raumsonde (NASA/JPL).
Bisher wurden 16 Monde um Jupiter entdeckt. Die vier größten,
Io,
Europa,
Ganymed und
Callisto
wurden bereits 1610 von
Galilei
entdeckt. Sie zeigen wie der Erdmond Verfinsterungen, sobald sie in den
Kernschatten des Planeten treten. Besonders eindrucksvoll ist es, wenn
ein Mond vor dem Jupiter entlangzieht und sein Schatten über die Oberfläche
wandert, so daß dort für einen Beobachter die Totalitätszone
einer Sonnenfinsternis verliefe.
Die Raumsonde Galileo erreichte im Dezember 1995 Jupiter und schwenkte in eine
Umlaufbahn um den Planeten ein. Seit dem untersucht Galileo Jupiters Magnetfeld
und seine Atmosphäre. Bei mehreren nahen Vorbeiflügen an den vier
Galileischen Monden sammelt die Instrumente der Raumsonde die genauesten Daten,
die man je über diese Monde empfangen hat.
Einige Entdeckungen konnten bereits gemacht werden, so besitzt der Mond Ganymed
ein eigenes Magnetfeld. Der Mond Callisto besitzt ein Atmosphäre aus
Wasserstoff und Kohlendioxyd. Alle Monde außer Callisto besitzen einen
metallischen Kern. Gewitterblitze und Polarlichter auf Jupiter konnten
beobachtet werden, und auch Ios starke vulkanische Aktivität, die schon
von Voyager entdeckt wurde, kann weiterhin beobachtet werden.
Saturn ist nach Jupiter der zweitgrößte Planet im Sonnensystem. Auch er ist ein Gasriese und vom inneren Aufbau dem Jupiter ähnlich. Saturn besitzt jedoch einen etwa erdgroßen Gesteinskern mit hohem Eisenanteil. Durch den massereicheren Kern ist seine Abplattung bei einer Rotationsperiode von 10h 14min noch stärker ausgebildet als bei Jupiter.
Abb. 15: Der Ringplanet Saturn.
Aufnahme: A.Doerr am 24.11.1970, 21cm-Spiegelteleskop der VSW Rothwesten.
Sein Durchmesser am Äquator beträgt 120.000 km, zwischen den
Polen nur 106.900 km. Auffällig ist seine geringe mittlere Dichte,
die noch unter der von Wasser liegt. Saturns Wolkenbänder sind weniger
strukturiert, doch auch in seinem Inneren herrscht rege Aktivität:
Alle 50 bis 70 Jahre erscheint für einige Wochen ein großer
weißer Fleck in der Atmosphäre. Motor für die Aktivität
im Inneren ist sowohl bei Jupiter als auch Saturn selbst produzierte Wärme.
Bei Jupiter entsteht diese durch die langsame Kontraktion des Planeten,
bei Saturn ist eine Entmischung von Wasserstoff und Helium durch Tropfenbildung
und Abregnen des Heliums die Ursache. Beide Planeten strahlen mehr Wärme
ab, als sie von der Sonne erhalten.
Wohl jeder kennt das ausgeprägte Ringsystem des Saturn. Der von der
Erde mit einfachen Teleskopen gut sichtbare Teil hat einen Durchmesser
von rund 278.000 km. Man unterscheidet vier Hauptringe A, B, C, D. Zwischen
den äußeren Ringen A und B konnte bereits
G. D. Cassini
1675 eine Teilungslinie ausmachen, die sogenannte Cassini-Teilung.
Erst seit dem Vorbeiflug der Voyager-Raumsonden Anfang der 80er Jahre wissen wir,
daß der Ring in Wirklichkeit aus Tausenden von Einzelringen besteht.
Abb. 16: Das Ringsystem des Saturn.
Aufgenommen von der Voyager-Raumsonde (NASA/JPL).
Die Einzelringe bestehen aus einer großen Anzahl von Gestein- und Eistrümmern. Sie sind beeinflußt durch kleine Schäfermonde, die bestimmte Lücken in den Ringen verursachen. Außerdem hat man in den Ringen Speichenstrukturen entdeckt, die möglicherweise durch die Wechselwirkung der Ringteilchen mit dem Saturnmagnetfeld entstehen.
Kometen
Kometen sind Himmelskörper, die sich auf langgestreckten elliptischen Bahnen um die Sonne bewegen und während ihres Aufenthalts im inneren Bereich des Sonnensystems mehr oder weniger auffällige Schweife bilden. Den Ursprung der Kometen sieht man heute allgemein in einer bis etwa 50.000 AE (0,8 Lichtjahre) reichenden Kometenwolke. Diese Außenbezirke des Sonnensystems nennt man nach dem niederländischen Astronomen J. Oort, der das Modell dieser Wolke erdachte, Oortsche Wolke. In dieser Wolke soll eine große Anzahl an Kometenkernen enthalten sein, von denen immer ein paar im Abstand einiger Millionen Jahre von vorbeiziehenden Sternen auf eine Bahn ins Innere des Sonnensystems gelenkt werden. Dabei gibt es Kometen, die nach einmaligem Vorbeiflug das Sonnensystem verlassen, und andere, die dann auf einer periodischen Bahn die Sonne umrunden. Ein Beispiel dafür ist der Komet Halley, der seit vielen Jahrhunderten alle 76 Jahre die Sonne umrundet. Durch den Einfluß der großen Planeten ändern sich die Bahnen der periodischen Kometen mit der Zeit hin zu kürzeren Umlaufszeiten. Anfang 1993 kam der Komet Shoemaker-Levi 9 dem Jupiter sogar so nah, daß er unter dem Einfluß von dessen starken Gezeitenkräfte in etwa 20 große Brocken zerbrach und im Juli 1994 in die Atmosphäre Jupiters stürzte. Die Raumsonde Galileo war auf ihrem Weg zum Jupiter in einer günstigen Beobachtungsposition und konnte als einzige das spektakuläre Ende des Kometen auf der erdabgewandten Seite des Jupiter verfolgen.
Abb. 17: Einschlag des Kometen Shoemaker-Levy 9 in den Jupiter.
Aufnahme: J. Kube, M. Kalb, H. Mai am 24.6.1994, 21cm-Spiegelteleskop der VSW Rothwesten.
Pro Umlauf verliert ein Komet üblicherweise 1/100 bis 1/1.000 seiner
Masse, so daß er sich spätestens nach mehreren tausend Umläufen
aufgelöst hat. Aus der verlorenen Masse von Kometen entstehen die
Meteorströme (Sternschnuppen).
Auch wenn die Herkunft der Kometen aus der Oortschen Wolke weitgehend akzeptiert
ist, ist der genaue Entstehungsort - im Bereich der äußeren
Planeten jenseits von Saturn oder in wesentlich größerer Sonnenentfernung
- noch umstritten. Ziemlich sicher dürfte dagegen sein, daß
ihre Entstehungzeit vor etwa 4,6 Mrd. Jahren mit der des Sonnensystems
zusammenfiel. Für das Verständnis der Entstehung des Sonnensystems
sind Kometen deshalb so wichtig, weil sie Materie in der ursprünglichen
Zusammensetzung enthalten dürften, die bei der Entstehung des Sonnensystems
vorlag.
Abb. 18: Der Komet Hale-Bopp im Frühjahr 1997.
Aufnahme:.
Die beiden 1977 gestarteten amerikanischen Voyager-Raumsonden durchquerten bis 1989 den uns bekannten Teil des Sonnensystems und lieferten uns neue, aufregende Bilder von den äußeren Planeten bis zum Neptun. Inzwischen fliegen sie mit großer Geschwindigkeit weiter in Richtung auf den Rand unseres Sonnensystem. Diesen Rand, die Heliopause, hofft man dort zu finden, wo der Sonnenwind - sich von der Sonne entfernende geladene Teilchen - auf den interstellaren Wind trifft. In diesem Bereich könnte starke Röntgenstrahlung entstehen. Noch bis weit über das Jahr 2000 hinaus wird die Energie der Raumsonden ausreichen, um uns Informationen über weit entlegene Bereiche des Sonnensystems zu senden. Vielleicht erfahren wir dabei auch neues über die Entstehung der Kometen und damit über die Entstehung unseres Sonnensystems.
Extrasolare Planeten
Die Suche nach entfernten Planetensystemen schien lange Zeit wenig erfolgversprechend, da diese neben den millionenfach lichtstärkeren Zentralsternen beinahe unsichtbar bleiben. In den letzten Jahren konnten durch moderne Beobachtungstechniken jedoch einige etwa jupitergroße Begleiter entdeckt werden. Ob es sich dabei um echte Planeten oder um Zwergsterne ("Braune Zwerge") handelt, ist im Einzelfall umstritten und erfordert tiefere Kenntnisse ihrer Entstehungsgeschichte. Während Zwergsterne Massen von bis zu 10 Prozent unserer Sonne haben und durch den Kollaps interstellarer Gas- und Staubwolken zusammen mit dem Hauptstern gebildet werden, formen sich Planeten nach der Sternentstehung.
Abb. 19: Extrasolare Planeten: Abgesehen von 47 UMa und 16 Cyg B ist unklar
warum die extrasolaren Planeten ihre Zentralgestirne in wesentlich
kleinerem Abstand umlaufen, als die Erde die Sonne.
Vermutlich sind sie weiter außen entstanden - etwa dort, wo sich heute
Jupiter und Saturn im Sonnensystem befinden - und haben sich unter dem
Einfluß starker Gezeiteneinwirkung später nach innen bewegt.
Quelle: SuW.
Eine direkte Beobachtung ist selbst mit Großteleskopen und modernen Optiken nur für Braune Zwerge möglich, da Planeten aufgrund ihrer kleineren Massen zu lichtschwach sind. Durch exakte Messungen der Position, Geschwindigkeit und Helligkeit naher Sterne können gößere Planeten allerdings indirekt entdeckt werden. Mit diesen Methoden wurde zum Beispiel im Sternbild Krebs ein Stern mit zwei planetaren Begleitern auf nahezu kreisförmigen Bahnen gefunden, deren Massen 1 bzw. 1.5 Jupitermassen entsprechen und deren Abstände vom Zentralgestirn 2.5 bzw. 10 atronomische Einheiten betragen. Gas- und Staubscheiben, aus denen sich neue Planetensysteme entwickeln könnten, werden dagegen bei der Hälfte aller sonnenähnlichen Sterne beobachtet und gelten als starke Indizien für die Existenz zahlreicher Planetensysteme.
Die Entdeckung erdähnlicher Planeten außerhalb unseres Sonnensystems ist mit den derzeitigen Beobachtungsmethoden weder direkt noch indirekt möglich. - Erst eine neue Generation weltraumgestützter Infrarotteleskope könnte dies in den nächsten Jahrzehnten ändern.
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