Planetenweg

Sonne

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 1.392.520 km (= 109-facher Erddurchmesser)

Masse: 1,99 · 1030 kg

Mittlere Dichte: 1,409 g/cm³ (im Zentrum ca. 160 g/cm3)

Fallbeschleunigung: 274 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 617,7 km/s (= 2.223.720 km/h)

Rotationsdauer: Äquator: ca. 25 Tage, Polnähe: ca. 32 Tage

Neigung der Rotationsachse gegen Senkrechte auf die Ekliptik (= Erdbahnebene): 7,25°

Temperatur: Oberfläche 5.780 °K (= ca. 5500 °C); Kern ca. 15 Mio. °K

Die Sonne ist einer von ca. 250 Milliarden Sternen unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße. Sie vereinigt 99,86 % der Gesamtmasse unseres Sonnensystems, das mit ihr mit einer Bahngeschwindigkeit von ca. 220 km/s das etwa 27.000 Lichtjahre entfernte Milchstraßenzentrum umkreist und dabei für einen Umlauf ca. 240 Millionen Jahre benötigt.

In allen antiken Kulturen wurde sie als Gottheit verehrt; so galt der ägyptische Pharao als Sohn des Sonnengottes Ra. Seit 1960 haben rund 10 Raumsonden und 30 erdumkreisende Satelliten die Sonne genauestens erforscht.

Vom Weltraum aus erscheint die Sonne weiß, von der Erdoberfläche aus gelblich. Der Grund dafür ist, dass die Erdatmosphäre die kurzwelligen (= blauen) Anteile des Lichtes stärker streut – dadurch erscheint der irdische Himmel blau.

Das Alter der Sonne beträgt ca. 4,7 Milliarden Jahre. Sie ist in fast allen Parametern (Radius, Masse, Dichte, Leuchtkraft, Temperatur, Energieerzeugung, Lebensdauer) ein Durchschnittsstern, nur ihre Rotationsgeschwindigkeit ist vergleichsweise äußerst gering. Sie besteht zu 73 % aus Wasserstoff und zu 25 % Helium; den Rest bilden u. a. Sauerstoff, Kohlenstoff, Eisen, Nickel, Neon, Stickstoff und Silicium.

Wie jeder Stern ist sie ein Gasball, der seine Energie aus dem Vorgang der Kernfusion gewinnt und abstrahlt. Dabei verschmelzen 4 Wasserstoffatome zu einem Heliumatom, das eine etwas geringere Masse als die 4 Ausgangsatome hat. Dabei wird Masse in Energie umgewandelt – nach der Einstein´schen Formel E = mc². Da das Quadrat der Lichtgeschwindigkeit (c) eine sehr große Zahl ist, kann aus bereits wenig Masse (m) eine ungeheure Menge an Energie (E) gewonnen werden. Im Inneren der Sonne werden so pro Sekunde ca. 4,2 Millionen Tonnen Masse in Energie umgewandelt - u. a. die Grundlage jeglicher Lebensvorgänge auf der Erde.

Die Sonne ist in 6 Schichten unterschiedlichster Dicke gegliedert. Von innen nach außen:

  1. Kern (ca. 1/10 des Sonnendurchmessers) – die Zone der Kernfusion (bei ca. 15 Mio.°). Diese ist auf das Innerste eines Sternes beschränkt, da sie erst bei Temperaturen ab ca. 5 Mio.° stattfinden kann.

  2. Zone des Energietransportes durch Strahlung (bis ca. 80 % des Sonnenradius).

  3. Zone des Energietransportes durch Konvektion (heißes Wasserstoffgas steigt auf, kühlt ab und sinkt wieder nach unten, wo es wieder erhitzt wird).

  4. Photosphäre – jene Schicht, die wir mit unseren Augen wahrnehmen, weil sie für uns sichtbares Licht abstrahlt. Sie ist nur wenige 100 km dick und besteht aus brodelnden Gasmassen, in die Sonnenflecken eingebettet sind. Diese können wesentlich größer als die Erde sein. An diesen Stellen ist der Wärmetransport aus dem Sonneninneren durch starke, lokale Magnetfelder behindert; im Zentrum der Sonnenflecken ist es daher (mit ca. 4.000 °C) um mehr als 1.000 °C kühler als in der Umgebung; und die Flecken erscheinen dadurch dunkler.

    An ihnen lässt sich auch die „differentielle“ Rotation der Sonne gut beobachten. Während die Rotationsdauer am Äquator rund 25 Tage beträgt, steigt sie in Polnähe auf ca. 32 Tage. Die Sonnenfleckenanzahl unterliegt einer ca. 11-jährigen, zyklischen Schwankung. 2018 lag sie bei einem Minimum; für etwa 2024 ist wieder ein Maximum, für 2029 das nächste Minimum zu erwarten. Derzeit ist die Sonnenaktivität jedoch etwas unregelmäßig, und sie hat in den letzten 50 Jahren generell etwas abgenommen.

  5. Chromosphäre – 8.000 km dick; die Temperatur nimmt nach außen von 5.500 °C auf ca. 50.000 °C zu.

  6. Korona – Sie hat zwar Vollmondhelligkeit, wird aber dadurch von der Photosphäre überstrahlt und ist nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. Temperaturen von mehreren Millionen Grad; dadurch intensive Röntgenstrahlung.

Sonnenprotuberanzen sind ausgeschleuderte Gasmassen, die sich bis zu 40.000 km (also dem mehr als 3-fachen Erddurchmesser) über die Sonnenoberfläche erheben können.

Der Sonnenwind besteht aus geladenen Teilchen (Elektronen, Protonen, Alpha-Teilchen [= Heliumkerne]), die die Sonne mit Geschwindigkeiten von 600-900 km/s verlassen und nach 2-3 Tagen die Erde erreichen. Dort sind sie für die Entstehung von Polarlichtern und (bei hoher Sonnenaktivität) für Störungen im Funkverkehr verantwortlich; weiters sorgt der Sonnenwind für die Orientierung von Kometenschweifen. Die Sonne verliert durch ihn eine Masse von ca. 1 Mio. Tonnen pro Sekunde.

Die Leuchtkraft der Sonne wird in Zukunft langsam zunehmen. Dadurch wird es bereits in spätestens 1 Milliarde Jahren auf der Erde so ungemütlich warm werden, dass das biologische Leben an die Grenzen seiner Existenzmöglichkeit gelangen wird. Die Entwicklungsgeschichte des Lebens auf der Erde befindet sich also bereits in ihrem letzten Drittel. Im Kern der Sonne geht dann der Wasserstoffvorrat zur Neige; in weiterer Folge fusioniert – in ca. 4,5 Milliarden Jahren – das Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Die Sonne bläht sich dabei zum „Roten Riesen“ auf; die Oberflächentemperatur wird dann zwar nur ca. 3.500 °C betragen, die Sonne aber fast Erdbahndurchmesser erreichen. Sofern die Erde dabei nicht verschlungen wird, verliert sie ihre Atmosphäre; zurück bleibt eine leblose, glühend heiße und nackte Gesteinsoberfläche.

Die Sonne wird dann ihre äußere Gashülle in Form eines „Planetarischen Nebels“ abstoßen; ihr Kern verbleibt dann als etwa erdgroßer „Weißer Zwerg“. Es handelt sich dabei um einen sehr heißen und extrem dichten Körper – ein würfelzuckergroßes Stück hat die Masse eines Kleinwagens – aus Kohlenstoff und Sauerstoff; das Endstadium der Sonne ist also quasi ein erdgroßer Diamant. Dieser entwickelt sich durch Energieabstrahlung und damit verbundene Abkühlung langsam (über Dutzende von Jahrmilliarden) zu einem dunklen „Schwarzen Zwerg“.

Weitere Quizfragen zur Sonne:

  1. Die Sonne ...
    1. ist ein kühler Gasplanet.
    2. ist ein glühender Gasplanet.
    3. hat eine feste Gesteinsoberfläche.
  2. Die Sonne besteht hauptsächlich aus ...
    1. Wasserstoff.
    2. Helium.
    3. Sauerstoff.
  3. Was trifft für Sonnenflecken nicht zu?
    1. Sie sind Erscheinungen der Sonnenkorona.
    2. Ihr Durchmesser kann größer als der Erddurchmesser sein.
    3. Sie sind Zonen starker Magnetfelder.
    4. Sie sind kühler als ihre Umgebung.
  4. Der Sonnenwind besteht aus ...
    1. Quarzkristallen.
    2. ungeladenen Teilchen.
    3. Ruß und Staub.
    4. geladenen Teilchen.
  5. Die Sonne ...
    1. lebt unendlich lange.
    2. verliert in den nächsten 3 Milliarden Jahren sukzessive an Leuchtkraft.
    3. explodiert in ferner Zukunft in einer Supernova.
    4. bläht sich in knapp 5 Milliarden Jahren zum Roten Riesen auf und endet als erdgroßer Weißer (bzw. in weiterer Folge Schwarzer) Zwerg.
    5. zerfällt in 1 Milliarde Jahren in mehrere, kleine Einzelsonnen.

(Richtige Antworten: 1b, 2a, 3a, 4d, 5d)

Merkur

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 4.879,4 km

Poldurchmesser: 4.879,4 km

Masse: 3,3 · 1023 kg

Mittlere Dichte: 5,427 g/cm³

Fallbeschleunigung: 3,70 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 4,3 km/s (= 15.480 km/h)

Sonnenabstand: 46,0 - 69,8 Mio. km (Mittelwert: 57,91 Mio. km = 0,387 AE)

Umlaufzeit: 87,97 Tage

Bahngeschwindigkeit: 38,86 - 58,98 km/s (Mittelwert: 47,36 km/s)

Rotationsdauer: 58 d 15 h 36 min

Achsenneigung: 0,034°

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 7,005°

Temperaturmittel: 700 °K (+167 °C)

Temperaturminimum: 100 °K (-173 °C)

Temperaturmaximum: 724 °K (+451 °C)

Kein Mond.

Merkur ist der kleinste und sonnennächste Planet im Sonnensystem; letzteres führt dazu, dass er die größte Bahngeschwindigkeit aller Planeten hat. Sein Name bezieht sich auch darauf – Mercurius war der flink eilende, römische Götterbote. Der „Dies mercurii“ findet sich noch in unserem „Mittwoch“ wieder. In der germanischen Götterwelt entsprach dem Mercurius der Gott Odin (oder Wotan; letzterer findet sich im englischen „Wednesday“). Schließlich ordneten die Alchemisten des Mittelalters Merkur dem Element Quecksilber (das bei Zimmertemperatur flüssig und daher „beweglich“ ist) zu; im Englischen und Französischen sind der Planet Merkur und das Element Quecksilber das selbe Wort.

Der „flinke Planet“ steht am irdischen Himmel immer in Sonnennähe, sein maximaler Abstand zu ihr (= Elongationswinkel) beträgt 28°. Er kann daher nur kurz vor Sonnenaufgang oder kurz nach Sonnenuntergang beobachtet werden (und auch das nur an wenigen Tagen im Jahr), aber niemals mitten in der Nacht.

1639 entdeckte Giovanni Battista Zupi, dass Merkur wie unser Mond wechselnde Phasen aufweist – ein Beweis des kopernikanischen, heliozentrischen Weltbildes. Bis zum Besuch der ersten Raumsonde (Mariner 10 flog 1974/75 dreimal an ihm vorbei) war von Merkur nur wenig bekannt. Die erste Sonde, die in eine Umlaufbahn um Merkur gebracht wurde, war MESSENGER (2011); 2025 wird ihr dort die bereits 2018 gestartete Sonde BepiColombo (ein europäisch-japanisches Gemeinschaftsprojekt) folgen.

Eine erstmalige Landung auf Merkur ist auch über 2030 hinaus nicht absehbar bzw. geplant.Merkurs Bahn – gegen die Erdbahnebene relativ stark geneigt – ist deutlich exzentrisch; der Sonnenabstand schwankt zwischen 46 und knapp 70 Mio. km. Dadurch kommt es zu starken Unterschieden in der Sonneneinstrahlung. „Jahreszeiten“ am Merkur sind daher nicht (so wie auf der Erde) durch die Neigung der Rotationsachse, sondern durch den stark wechselnden Sonnenabstand bedingt.

Am Merkurhimmel hat die Sonne je nach Sonnenabstand eine Größe von 1,14 bis 1,73° und ist daher bis über dreimal größer, als sie am irdischen Himmel erscheint. Ihre Helligkeit beträgt das 5- bis 10-fache von dem, wie wir sie von der Erde aus sehen.

Merkur rotiert sehr langsam – nur die Venus übertrifft ihn hierin noch. Das Verhältnis Rotationszeit zu Umlaufzeit beträgt genau 2:3 – man spricht von einer „Resonanz“. Das führt dazu, dass ein Merkurtag zwei Merkurjahren (= knapp 176 Erdentage) entspricht – der einzige Planet, bei dem ein Tag länger dauert als ein Jahr. Die Sonne steht also 88 Tage ununterbrochen am Himmel und dann 88 Tage unter dem Horizont. In Verbindung mit der fehlenden Atmosphäre – Merkur konnte aufgrund der Sonnennähe (→ hohe Temperaturen) und seiner geringen Größe (→ geringe Gravitation) keine an sich binden – führt dies zu extremen Temperaturgegensätzen auf seiner Oberfläche (Werte siehe oben) – die extremsten bei allen Planeten.

An manchen Orten des Merkur kann man eine in unserem Sonnensystem einzigartige Erscheinung beobachten: Rotations- und Umlaufsverhältnisse führen auf bestimmten Längengraden dazu, dass dort zur Mittagszeit die langsam von Ost nach West über den Merkurhimmel wandernde Sonne immer langsamer wird und schließlich ihre Richtung am Himmel ändert. Für einige Zeit – mehrere Erdentage – bewegt sie sich dann von West nach Ost, ehe sie wieder umbiegt und ihren Lauf nach Westen Richtung Sonnenuntergang fortsetzt.

Äußerlich ist Merkur dem Erdmond, den er an Größe deutlich übertrifft, sehr ähnlich. Die Oberfläche ist sehr alt und mit Kratern übersät (größter: Rembrandt, Ø 716 km). Das große Einschlagbecken Caloris Planitia liegt äquatornah und an einem Längengrad, wo die Sonne im Zenit zur Zeit der größten Sonnennähe steht. Dort wurden die höchsten Temperaturen mit +451 °C gemessen – weit höher als der Schmelzpunkt von Blei (327 °C). Täler werden bis zu 1.000 km lang und 2 km tief; doppelt so tief also wie der Grand Canyon. Sie sind am Merkur aber nicht durch tektonische Prozesse entstanden, sondern durch Schrumpfung des Merkurkörpers infolge seiner Abkühlung.

Merkurs innerer Bau hingegen ist erdähnlich. Ein verhältnismäßig großer Eisen-/Nickel-Kern hat einen Durchmesser von 4.000 km und macht rund 70 % der Gesamtmasse des Planeten aus. Der Mantel ist dagegen nur ca. 600 km, die äußere Kruste nur einige Dutzend km dick. Der große Kern bewirkt auch die (nach der Erde) zweithöchste mittlere Dichte eines Himmelskörpers in unserem Sonnensystem; weiters bedingt er die Ausbildung eines schwachen Magnetfeldes. Es hat nur ca. 1/2.500 der Stärke des Erdmagnetfeldes und ist wie dieses gegen die Rotationsachse um einige Grad geneigt.

Da die Rotationsachse des Merkur praktisch senkrecht auf seine Umlaufbahnebene steht, gibt es in Polnähe Krater, deren Grund nie das Sonnenlicht erreicht, und wo daher ständig Temperaturen unter -120 °C (also niedriger als in den irdischen Polargebieten) herrschen. Dort könnten sich durch den Eintrag von Kometen geringe Mengen an Wassereis angesammelt haben.

Merkur besitzt keinen Mond.

Seltene Ereignisse sind Merkurtransite. Bei ihnen zieht der Planet als winziger Punkt von der Erde aus gesehen vor der Sonnenscheibe vorbei. Dies ist nur bei einer sogenannten „Unteren Konjunktion“ (= der Planet steht genau zwischen Sonne und Erde) möglich. Da die Bahnebene des Merkurs nicht mit der Erdbahnebene zusammenfällt, kommt es nicht bei jeder unteren Konjunktionsstellung zu einem Transit.

Die Merkurtransite folgen einem komplizierten Abstandsmuster (3,5 - 3,5 - 9,5 - 3,5 - 13 - 7 - 6 Jahre; Gesamtdauer eines Zyklus 46 Jahre, da 46 Erdumläufe fast genau 191 Merkurumläufen entsprechen). Die nächsten Merkurtransite finden am 13. 11. 2032, 7. 11. 2039 und 7. 5. 2049 statt. Sie sind alle von Mitteleuropa aus in ihrer ganzen Länge zu beobachten.

Da Merkur der sonnennächste Planet ist, ist er der einzige, von dem aus sich keine Transite anderer Planeten beobachten lassen.

Weitere Quizfragen zum Merkur:

  1. Von Merkur aus erscheint die Sonne ...
    1. kleiner als von der Erde aus.
    2. heller als von der Erde aus.
    3. weniger kreisförmig als von der Erde aus.
  2. Jahreszeitliche Unterschiede gibt es am Merkur durch ...
    1. die Rotationsachsenneigung des Merkurs.
    2. die unterschiedliche Stärke der Sonnenaktivität während eines Merkurumlaufes.
    3. den wechselnden Abstand zur Sonne während eines Merkurumlaufes.
  3. Wann kann man den Merkur von der Erde aus nie beobachten?
    1. kurz vor Sonnenaufgang
    2. während eines Merkurtransits am Tag
    3. kurz nach Sonnenuntergang
    4. um Mitternacht
  4. Welche Raumsonde war die erste, die eine Umlaufbahn um Merkur einschlug?
    1. Mariner 10
    2. Voyager 1
    3. Messenger
    4. BepiColombo
  5. Welcher Teil des Merkurs hat den größten Anteil seiner Gesamtmasse?
    1. Kruste
    2. Atmosphäre
    3. Mantel
    4. Kern
    5. Wasserozean zwischen Kruste und Mantel
  6. Was kann man am Merkur nicht antreffen? Einen Ort, ...
    1. von dem man den Transit eines anderen Planeten beobachten kann.
    2. an dem die Sonne ihre Bewegungsrichtung am Merkurshimmel ändert.
    3. an dem es so heiß ist, dass Blei schmilzt.
    4. wo es kälter ist als in der Antarktis.

(Richtige Antworten: 1b, 2c, 3d, 5c, 5d, 6a)

Venus

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 12.103,6 km

Poldurchmesser: 12.103,6 km

Masse: 4,9 · 1024 kg

Mittlere Dichte: 5,243 g/cm³

Fallbeschleunigung: 8,87 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 10,36 km/s (= 37.296 km/h)

Sonnenabstand: 107,48 - 108,94 Mio. km (Mittelwert: 108,16 Mio. km = 0,723 AE)

Umlaufzeit: 224,7 Tage

Bahngeschwindigkeit: 34,79 - 35,26 km/s (Mittelwert: 35,02 km/s)

Rotationsdauer: 243 d 0 h 27 min

Achsenneigung: 177,36° (= -2,64°)

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 3,39°

Temperaturmittel: 737 °K (+467 °C)

Temperaturminimum: 653 °K (+380 °C)

Temperaturmaximum: 770 °K (+497 °C)

Kein Mond.

Die Venus ist nach dem Mond das zweithellste Objekt am Nachthimmel und kann wie dieser Schatten werfen. Ihr maximaler Abstand (= Elongation) von der Sonne beträgt immerhin 48°; sie ist daher im Gegensatz zu Merkur auch am späteren Abendhimmel bzw. früheren Morgenhimmel zu beobachten – ebenfalls aber nie mitten in der Nacht.

Nikolaus Kopernikus (1473-1543) sagte die Venusphasen als Beweis für sein heliozentrisches Weltbild voraus; als das Fernrohr erfunden war, konnte Galileo Galilei sie 1610 erstmals beobachten.

Noch Anfang des 20. Jahrhunderts vermutete man auf der Venusoberfläche eine tropische, feuchte Welt, in der es Lebensformen wie Dinosaurier geben könnte. Mit den ersten Messungen der Oberflächentemperaturen durch Radioteleskope wurde diese Vorstellung aber zunichtegemacht.

Bislang wurde die Venus von 36 Raumsonden erforscht; Mariner 2 war die erste, die am 14. 12. 1962 nahe an ihr (und damit überhaupt an einem anderen Planeten) vorbeiflog. Am 15. 10. 1970 erfolgte mit der Venuslandung der sowjetischen Sonde Venera 7 die erste erfolgreiche Landung auf einem anderen Planeten; bis 1985 folgten noch 10 weitere Landungen auf der Venus. Zur genauen Erforschung des Planeten haben vor allem die Magellan-Sonde (1990-94) und die Sonde „Venus Express“ der ESA (Europäische Weltraumagentur; 2006-2014) beigetragen.

Die Venus ist nur geringfügig kleiner als die Erde; sie wird auch oft als unser „Schwesterplanet“ bezeichnet. Da in ihrem Inneren der Anteil an leichteren Elementen aber deutlich höher ist, hat sie eine deutlich geringere Dichte (auch im Vergleich zu Merkur) und damit eine deutlich geringere Masse. Sie ist jener Planet, der der Erde am nächsten kommt – zuweilen beträgt der Abstand Erde-Venus weniger als 40 Mio. km. Ein extremes Minimum wird am 16. 12. 2101 mit einer Distanz von 39.541.578 km erreicht.

Ihr astronomisches Symbol ist der stilisierte Handspiegel der römischen Liebesgöttin, nach der sie benannt ist. Der „Dies veneris“ ist unser „Freitag“ (Freya war bei den Germanen die der römischen Venus entsprechende Gottheit).

Venus hat die kreisförmigste Bahn aller Planeten, also die geringste Bahnexzentrizität. Ihre Umlaufzeit steht mit jener der Erde in einer (fast exakten) 8:13 Resonanz – d. h. wenn die Erde 8 Umläufe um die Sonne macht, sind es bei Venus 13. Dadurch kommt es immer nach genau 1,6 Erdumläufen (= 584 Tage) an insgesamt fünf Bahnpunkten im Abstand von 72° (= 360/5) zu „Unteren Konjunktionen“, wo die Venus genau zwischen Erde und Sonne steht und es daher zu einem Venustransit, dem Vorbeiziehen der Venus vor der Sonnenscheibe, kommen kann.

Am Venushimmel würde die Sonne, wenn sie durch die dichte, die Oberfläche permanent einhüllende Wolkendecke sichtbar wäre, um 1/3 größer und knapp doppelt so hell erscheinen wie von der Erde aus. Da die Rotationsachse fast senkrecht auf die Umlaufbahnebene steht, kommt es auf der Venus zu keinen unterschiedlichen Jahreszeiten.

Die Rotation der Venus ist unter den acht Planeten unseres Sonnensystems einzigartig: Als einziger Planet rotiert sie entgegen ihrer Umlaufrichtung um die Sonne („retrograd“) – diese bewegt sich daher am Venushimmel von West nach Ost – und als einzigen Planeten ist bei ihr die Rotationsdauer länger als die Umlaufzeit. Die retrograde Rotation führt jedoch dazu, dass ein Venustag nicht länger als ein Venusjahr ist - die Tageslänge auf der Venus beträgt 116,75 Erdentage. Die Rotationdauer der Venus steht mit der Umlaufzeit der Erde (fast) genau in einem 2:3-Verhältnis.

Die Atmosphären von Venus und Erde sind völlig unterschiedlich. Die Masse der Venusatmosphäre ist 90-mal so hoch und hat die 50-fache Dichte, was zu einem Luftdruck von durchschnittlich 90 bar auf der Venusoberfläche führt (entspricht dem Druck in einer Wassertiefe von 900 m auf der Erde). In Tiefländern steigt der Druck bis auf 119 bar.

Die Venusatmosphäre besteht zu ca. 96 % aus Kohlendioxid (CO2) und 3,5 % aus Stickstoff, weiters kommen in Spuren u. a. Argon, Schwefeldioxid (SO2) und – in ganz geringen Mengen – auch Wasserdampf vor. Die dichte Kohlendioxidatmosphäre führt – wesentlich stärker als die geringere Sonnendistanz – zu einem extremen Treibhauseffekt. Die Temperaturen betragen auf hohen Bergen ca. +380 °C, in Tiefländern bis zu +493 °C – die höchsten Temperaturen auf der Oberfläche eines Himmelskörpers in unserem Sonnensystem. Dabei gibt es keinen nennenswerten Unterschied zwischen Tag- und Nachtseite sowie zwischen Äquator- und Polregion – durch die dichte Atmosphäre sowie ihre Bewegung findet ein vollständiger, globaler Wärmeaustausch statt.

Die Wolken befinden sich in 50-70 km Höhe – wesentlich höher also als auf der Erde. Sie umrunden die Venus in rund 4 Tagen; die Strömungssysteme haben dabei eine Geschwindigkeit von ca. 400 km/h relativ zur Planetenoberfläche. Die Wolken reflektieren 65 % des einfallenden Sonnenlichtes – daher auch die große Helligkeit der Venus.

Die – geologisch sehr junge – Oberfläche ist mit pechschwarzer, basaltischer Lava bedeckt, die wie ein glühender Ofen aufgrund der hohen Temperaturen schwach rötlich leuchtet. Die Landschaft ist mit einer maximalen Sichtweite von 3 km in ein düsteres Licht getaucht, da die Wolken nur ca. 2 % des Sonnenlichtes durchlassen – ein wahrhaft höllischer Ort also. Die Windgeschwindigkeiten am Boden betragen nur 10-20 km/h; durch die extreme Dichte der Atmosphäre würde das aber einen Astronauten umwerfen.

Die Venus weist ein flacheres Grundprofil als die Erde auf, es gibt aber dennoch ca. 1.000 Krater sowie zahlreiche Vulkane, die zwar einen großen Basisdurchmesser (bis 700 km) haben, aber mit etwa 8.000 m Höhe deutlich niedriger als die höchsten Marsvulkane sind. Die Venusvulkane habe daher extrem flache Hangneigungen.

Die Venus besitzt keinen Mond. In ihrer Frühzeit machte sie vermutlich eine ähnliche Entwicklung wie die Erde durch; möglicherweise gab es auch auf der Venus vor knapp 4 Mrd. Jahren Wasserozeane. Durch die geringere Sonnenentfernung verdampfte aber das Wasser; die stärkere UV-Strahlung spaltete die H2O-Moloküle in Wasserstoff (der entwich) und Sauerstoff, der sich mit dem Kohlenstoff zur dichten Kohlendioxidatmosphäre verband, die dann die Temperaturen auf der Venus bis zu ihren heutigen Werten ansteigen ließ.

Zu den seltensten von der Erde aus beobachtbaren Himmelschauspielen zählen Venustransite – der erste davon wurde 1639 durch Jeremia Horrocks (1619-1641) beobachtet. Da die Bahnebene der Venus nicht mit der Erdbahnebene zusammenfällt, kommt es nicht bei jeder unteren Konjunktionsstellung zu einem Transit. Aufgrund des nicht ganz exakt übereinstimmenden 8:13-Verhältnisses der Umlaufzeiten von Venus und Erde entsteht ein Abstandsmuster von 8 - 121,5 - 8 - 105,5 Jahren. Da die beiden letzten Venustransite im Juni 2004 und Juni 2012 stattgefunden haben, finden die nächsten derartigen Ereignisse erst wieder am 11. 12. 2117 (von Mitteleuropa aus unbeobachtbar, da in der Nacht stattfindend) und 8. 12. 2125 (von Mitteleuropa aus nur der Beginn sichtbar) statt. Erst der Venustransit vom 11. 6. 2247 ist in Amstetten wieder in seiner ganzen Länge zu beobachten.

Weitere Quizfragen zur Venus:

  1. Auf der Oberfläche der Venus ...
    1. kann man barfuß spazieren gehen, ohne Brandblasen zu bekommen.
    2. würde man schon bei geringen Windgeschwindigkeiten umgeworfen werden.
    3. kann man einen prachtvollen Sonnenuntergang bewundern.
  2. Die Wolkenschichten der Venus ...
    1. lassen sehr viel Sonnenlicht zur Oberfläche durch.
    2. bewegen sich kaum gegenüber der Oberfläche.
    3. reflektieren mehr als die Hälfte des einfallenden Sonnenlichtes.
  3. Wie oft in seinem Leben kann ein Mensch an seinem 100. Geburtstag im günstigsten Fall einen Venustransit miterlebt haben?
    1. 1x
    2. 2x
    3. 3x
    4. öfters
  4. Welcher Nation gelang 1970 die erste Landung einer Raumsonde auf der Venus?
    1. USA
    2. Sowjetunion
    3. Deutschland
    4. Japan
  5. Was trifft auf die Venus nicht zu? Sie ...
    1. hat von allen Planeten die langsamste Rotationsdauer.
    2. hat von allen Planeten die dichteste Atmosphäre.
    3. hat von allen Planeten die höchsten Vulkane.
    4. hat von allen Planeten die höchste Oberflächentemperatur.
    5. rotiert als einziger Planet entgegen ihrer Umlaufrichtung um die Sonne.

(Richtige Antworten: 1b, 2c, 3b, 4b, 5c)

Erde

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 12.756,27 km

Poldurchmesser: 12.713,50 km

Masse: 5,97 · 1024 kg

Mittlere Dichte: 5,514 g/cm³

Fallbeschleunigung: 9,79-9,83 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 11,186 km/s (= 40.269,6 km/h)

Sonnenabstand: 147,09 - 152,10 Mio. km (Mittelwert: 149,598 Mio. km = 1 AE)

Umlaufzeit: 365 d 6 h 9 min 9,8 s

Bahngeschwindigkeit: 29,29 - 30,29 km/s (Mittelwert: 29,79 km/s)

Rotationsdauer: 23 h 56 min 4 s

Achsenneigung: 23,44°

Temperaturmittel: 288 °K (+15 °C)

Temperaturminimum: 184 °K (-89 °C)

Temperaturmaximum: 330 °K (+57 °C)

1 Mond:

Maße in der Natur Maße im Modell
Mond Durchmesser Erdentfernung Durchmesser Erdentfernung
(Erd)mond 3.474 km 384.400 km 2,41 mm 26,71 cm

Die – wie alle Planeten ca. 4,65 Milliarden Jahre alte – Erde ist minimal größer als die Venus und damit der größte der vier terrestrischen Planeten unseres Sonnensystems. Sie ist der einzige Planet, auf dem größere Mengen flüssigen Wassers vorkommen (was gleichzeitig wohl die Voraussetzung für die Entwicklung von Leben war) und hat von allen Planeten die größte Dichte.

Im Vergleich zu Jupiter ist die Erde nur ca. 1/10 so groß und hat nur etwa 3/1.000 von dessen Masse. Damit ein Raumfahrzeug die Erde verlassen kann, muss es eine Geschwindigkeit von 40.270 km/h (= Fluchtgeschwindigkeit) erreichen – dies ist nur mit mehrstufigen Raketen möglich.

Die große Bahnhalbachse der Erdbahn (= ihr mittlerer Sonnenabstand) beträgt knapp 150 Mio. km (= 1 Astronomische Einheit, AE). Das Licht ist von der Sonne zur Erde 8,3 Minuten lang unterwegs. Die Erdbahn ist kein perfekter Kreis; der Unterschied zwischen sonnennächstem Punkt (=Perihel; die Erde durchläuft ihn derzeit am 3. oder 4. Jänner) und sonnenfernstem Punkt (=Aphel; derzeit 4./5. Juli) beträgt rund 5 Mio. km. Die Exzentrizität der Erdbahn – die Erdbahnebene wird als Ekliptik bezeichnet – nimmt derzeit ab (bis zum Jahr 29500, wo die Erdbahn dann ein fast perfekter Kreis sein wird).

Auf ihrer Bahn um die Sonne ist die Erde mit knapp 30 km/s (etwas mehr als 100.000 km/h) unterwegs (gemäß dem 2. Keplerschen Gesetz, siehe Tafel 10, im Juli um 0,5 km/s langsamer und im Jänner um 0,5 km/s schneller). Pro Tag legt sie dabei ca. 202 Erddurchmesser zurück; in einem Jahr sind das annähernd 1 Milliarde Kilometer (= Erdbahnumfang).

Die Erde rotiert – wie außer der Venus auch alle anderen Planeten unseres Sonnensystems – von West nach Ost; das Himmelsgewölbe dreht sich daher scheinbar von Ost nach West (Sonne, Mond und Sterne gehen im Osten auf und im Westen unter!). Die Tageslänge ist um ca. 4 Minuten länger als die Rotationsdauer, da die Erde in dieser Zeit bereits um knapp 1 Grad auf ihrer Bahn um die Sonne weitergewandert ist.

Die Rotationsgeschwindigkeit beträgt am Äquator 464 m/s (= 1.670km/h). Dadurch bedingt ist ein Äquatorwulst; der Äquatordurchmesser ist um ca. 43 km größer als der Poldurchmesser der Erde. Daher ist auch nicht der Gipfel des Mount Everest, sondern jener des äquatornahen Chimborazo (6263 m, Ecuador) der vom Erdmittelpunkt am weitesten entfernte Punkt der Erdoberfläche.

Durch die gezeitenbedingten Reibungsverluste nimmt die Rotationsgeschwindigkeit der Erde um ca. 19 Mikrosekunden pro Jahr ab. Vor 400 Millionen Jahren hatte ein Erdtag nur 21 Stunden; das Jahr dafür 420 Tage.

Die Rotationsachse ist gegen die Senkrechte auf die Erdbahnebene (Ekliptik) um 23,5° geneigt – der Grund für die Entstehung der Jahreszeiten. Sie ist in nördlicher Richtung derzeit fast genau auf den Polarstern ausgerichtet. Da sich die Erdachse aber langsam wie ein Kreisel dreht und in einem Zeitraum von 25.750 Jahren (= 1 „Platonisches Jahr“) einen Doppelkegelmantel beschreibt, wird der „Polarstern“ diese Rolle in den nächsten Jahrtausenden nach und nach verlieren. Diese Drehung der Erdachse wird als „Präzession“ bezeichnet und wurde schon im zweiten vorchristlichen Jahrhundert vom griechischen Astronomen Hipparcos entdeckt.

Der innere Schalenbau der Erde bildete sich in ihrer Frühzeit heraus. Durch die Aufsammlung (Akkretion) von Meteoritenmaterial war die Erde ein glühend heißer Körper, in dessen Innerem es zum „Durchschmelzen“ kam, d. h. die schwereren Elemente (Eisen, Nickel) sanken nach unten, die leichteren (Aluminium, Silicium, Sauerstoff) stiegen nach oben. So entstand die heutige Differenzierung des Erdkörpers (von innen nach außen):

  • Innerer Erdkern. Aufgrund des hohen Druckes fest, v. a. aus Eisen und Nickel.
  • Äußerer Erdkern. Flüssig. Die rotationsbedingte Reibung zwischen innerem und äußerem Erdkern bewirkt zusammen mit dem Eisenreichtum die Ausbildung des Erdmagnetfeldes.
  • Erdmantel (mehrere Zonen).
  • Erdkruste. Nur bis zu 50 km dick; v. a. aus Quarz (SiO2) und aluminiumreichen Silikaten bestehend.

Sie schwimmt auf dem Mantel und ist in zahlreiche Platten unterteilt. Man unterscheidet die schwerere, basaltische Unterkruste (ozeanische Kruste) und die leichtere, granitische Oberkruste (kontinentale Kruste). Die Bewegungen der Krustenplatten werden durch die Plattentektonik erklärt; sie sind z.B. für Gebirgsbildungen, Ozeanbildungen, Kontinentalverschiebungen, Vulkanismus und Erdbeben verantwortlich.

Die Oberfläche der Erde ist zu rund 71 % mit Wasser bedeckt.

Die Magnetfeldachse fällt nicht mit der Rotationsachse zusammen. Das Erdmagnetfeld polt sich statistisch ca. alle 250.000 Jahre um; eine derartige Umpolung könnte nahe bevorstehen.

Die Erdatmosphäre besteht hauptsächlich aus Stickstoff (ca. 75 %), Sauerstoff (knapp ein Viertel) und Argon (1 %); weiters folgen nach ihrem Mengenanteil Kohlendioxid, Neon und Helium. Der Sauerstoff stammt fast ausschließlich aus der Fotosynthesetätigkeit der Pflanzen und ist für viele Lebewesen die Voraussetzung ihrer Existenz.

Die Atmosphäre schützt vor kurzwelliger Strahlung und Meteoriten und bewirkt einen natürlichen Treibhauseffekt, ohne den Leben auf der Erde nicht möglich wäre (ohne den natürlichen Gehalt an Treibhausgasen wie Wasserdampf und Kohlendioxid wäre es auf der Erde um 33 °C kühler → es würde kein flüssiges Wasser geben); weiters sorgt sie für einen Wärmetransport und das Wettergeschehen (inklusive dem Wasserkreislauf). Letzteres findet in der dichten, untersten Schichte – der Troposphäre (bis ca. 12 km hoch) – statt.

Weitere Quizfragen zur Erde:

  1. Die Erde ist ...
    1. größer als der Jupiter.
    2. dichter als der Mars.
    3. eine perfekte Kugel.
  2. Die Rotationsachse der Erde weist derzeit fast genau in Richtung auf ...
    1. den Polarstern.
    2. die Sonne.
    3. den Saturn.
  3. Die drei Hauptbestandteile der Erdatmosphäre sind ...
    1. Stickstoff, Sauerstoff und Kohlendioxid.
    2. Sauerstoff, Argon und Kohlendioxid.
    3. Stickstoff, Sauerstoff und Argon.
    4. Kohlendioxid, Stickstoff und Argon.
  4. Die Erde durchläuft ihren sonnennächsten Punkt Anfang ...
    1. Jänner.
    2. April.
    3. Juli.
    4. Oktober.
  5. Was findet ein außerirdischer Besucher auf der Erde nicht vor?
    1. eine sauerstoffhaltige Atmosphäre
    2. große Mengen an flüssigem Wasser auf der Oberfläche
    3. ein gut ausgebildetes Magnetfeld
    4. eine aktive Plattentektonik der Kruste
    5. ein Ringsystem um den Planeten

(Richtige Antworten: 1b, 2a, 3c, 4a, 5d)

Mond

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 3.476,2 km

Poldurchmesser: 3.472,0 km

Masse: 7,35 · 1022 kg

Mittlere Dichte: 3,344 g/cm³

Fallbeschleunigung: 1,62 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 2,38 km/s (= 8.568 km/h)

Erdabstand: 363.300 - 405.500 km (Mittelwert: 384.400 km = 1,28 Lichtsekunden)

Umlaufzeit: 27,32 Tage

Bahngeschwindigkeit: 0,964 - 1,076 km/s (Mittelwert: 1,023 km/s)

Rotationsdauer: 27,32 Tage

Achsenneigung: 6,68°

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 5,14°

Temperaturmittel: 218 °K (-55 °C)

Temperaturminimum: 95 °K (-178 °C)

Temperaturmaximum: 403 °K (+130 °C)

Der Mond ist der einzige natürliche Satellit der Erde. Mit etwas mehr als 1/4 des Erddurchmessers (entspricht der halben Größe des Planet Mars und einer Oberfläche, die so groß wie Afrika und Australien zusammen ist) ist er im Vergleich zum Mutterplaneten ein ungewöhnlich großer Mond. Der gemeinsame Schwerpunkt von Mond und Erde, um den beide kreisen, ist daher 4.670 km vom Erdmittelpunkt (= 1.695 km unter der Erdoberfläche) entfernt.

Er bildete sich vermutlich nach einer Kollision der jungen Erde mit einem marsgroßen Körper in der Frühzeit des Sonnensystems, also vor ca. 4,5 Milliarden Jahren. Die Trümmer dieses Crashs formten sich – vermutlich innerhalb weniger Jahrhunderte – zum Mond, der damals der Erde noch viel näherstand und sich seitdem sukzessive von ihr entfernt.

Die Mondbahn weicht deutlich von einer Kreisbahn ab; daher sind die Unterschiede in der Bahngeschwindigkeit (gemäß dem 2. Keplerschen Gesetz, siehe Tafel 10) bedeutend. Dass der Mond am irdischen Himmel im Apogäum (= erdfernster Punkt seiner Bahn) deutlich kleiner als im Perigäum (= erdnächster Punkt) ist, kann man bei aufmerksamer Beobachtung mit freiem Auge wahrnehmen. Bei seinem durchschnittlichen Abstand ist das Licht vom Mond 1,3 Sekunden zur Erde unterwegs. Die ersten näherungsweise richtigen Werte für den Mondabstand ermittelten bereits die Griechen im 3. vorchristlichen Jahrhundert.

Die von der Erde aus sichtbaren Mondphasen entstehen durch die wechselnde Stellung von Sonne, Mond und Erde während eines Mondumlaufes. Bei Neumond steht der Mond zwischen Erde und Sonne (und wir sehen seine gesamte Nachtseite), bei Vollmond die Erde zwischen Mond und Sonne (wir sehen die gesamte Tagseite des Mondes). Dazwischen liegen Erstes Viertel (der Mond steht östlich der Sonne am Abendhimmel) und Letztes Viertel (der Mond steht westlich der Sonne am Morgenhimmel).

Zu einer Sonnenfinsternis kann es nur bei Neumond, zu einer Mondfinsternis nur bei Vollmond kommen. Da die Mondbahn gegen die Erdbahnebene aber um mehr als 5° geneigt ist und somit Sonne, Mond und Erde nur selten tatsächlich genau in einer Linie stehen, kommt es nicht bei jedem Voll- und Neumond zu einem Finsternisereignis.

Für einen Erdumlauf benötigt der Mond 27 Tage, 7 Stunden, 43 Minuten (= siderischer Monat). Da die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne in der Zwischenzeit knapp 30° weitergewandert ist, vergehen bis zum Erreichen derselben Mondphase noch rund zwei weitere Tage. Der mittlere Abstand z. B. zwischen zwei Vollmonden beträgt etwas mehr als 29,5 Tage (= synodischer Monat).

Da seine Umlaufzeit gleich der Rotationszeit ist (= gebundene Rotation), weist immer dieselbe Seite zur Erde. Man spricht daher von einer Mondvorderseite und einer Mondrückseite. Da die Polachse aber gegen die Senkrechte auf die Mondbahnebene um fast 7° geneigt ist, können wir zuweilen etwas über den Nordpol, dann wieder etwas über den Südpol des Mondes hinausblicken. Ebenso ist es möglich, aufgrund der ungleichmäßigen Bahngeschwindigkeit (bei gleichzeitig aber konstanter Rotationsgeschwindigkeit), einmal über den Westrand, dann wieder über den Ostrand der Mondvorderseite hinauszublicken. Aufgrund dieses Phänomens der Libration sind so insgesamt 59 % der Mondoberfläche von der Erde aus sichtbar.

Sie ist kraterübersät, sehr hügelig und mit einer dicken Schicht aus pulverisiertem Gestein (Regolith) bedeckt. Durch die fehlende Atmosphäre herrscht absolute Stille, da sich der Schall nicht ausbreiten kann. Weil das Sonnenlicht nicht gestreut wird, ist der Himmel immer schwarz, und auch tagsüber sind die Sterne sichtbar. Tag und Nacht dauern jeweils knapp zwei Wochen. Auf der Tagseite wird es bis zu +130 °C warm, auf der Nachtseite kühlt es bis auf ca. -170 °C ab.

Während die Mondvorderseite neben unzähligen Kratern (mehr als 40.000 mit einer Größe von mehr als 100 Metern) auch viele, lavageflutete Ebenen aufweist, ist die Mondrückseite fast ausschließlich kraterübersät. Die Gebirgsketten am Mond werden mehr als 6.000 m, einzelne Mondberge mehr als 11.000 m hoch.

Das System der Bezeichnung der Mondformationen geht auf Giovanni Riccioli (17. Jh.) zurück. Da man damals in den dunklen Zonen Wasserflächen vermutete, haben diese Bezeichnungen wie Oceanus (Ozean), Mare (Meer), Lacus (See), Sinus (Bucht), usw.; also z.B. Mare Humorum (Meer der Feuchtigkeit), Sinus Iridum (Regenbogenbucht), etc.

Durch die maßgeblich vom Mond verursachte Gezeitenreibung verlangsamt sich die Rotationsgeschwindigkeit der Erde (die irdischen Flutberge der Ozeane wirken wie Bremsbacken; siehe Tafel 5). Der dabei verlorengehende Drehimpuls wird auf den Mond übertragen, der sich dadurch von der Erde entfernt – um ca. 3,8 cm/Jahr. Dadurch wird in ca. 600 Mio. Jahren von der Erde aus keine totale Sonnenfinsternis mehr zu beobachten sein.

In ca. 4 Milliarden Jahren könnte sich – als stabiler Endzustand des Erde-Mond-Systems – der Zustand der „doppelt gebunden Rotation“ einstellen (vgl. Pluto, Tafel 17). Rotations- und Umlaufzeit des Mondes und auch die Rotationszeit der Erde hätten dann denselben Wert (ca. 40 Tage), wodurch der Mond immer über derselben Stelle der Erdoberfläche stehen und daher nur mehr von einer Halbseite der Erde aus sichtbar sein würde.

Seit 1959 gab es über 120 Raumfahrzeuge, die den Mond erforschten. Die letzten unbemannten Landungen erfolgten 2013 (nach 41 Jahren, in denen keine solche erfolgt war) und 2020 durch chinesische Sonden; bei letzterer wurden auch 1,7 kg Mondgestein auf die Erde zurückgebracht.

Bisher haben zwölf Menschen die Oberfläche des Mondes betreten:

  • Neil Armstrong (1930-2012) & Edwin Aldrin (*1930) – Apollo 11, Juni 1969
  • Charles Conrad (1930-1999) & Alan Bean (1932-2018) – Apollo 12, Dezember 1969
  • Alan Shepard (1923-1998) & Edgar Mitchell (1930-2016) – Apollo 14, Februar 1971
  • David Scott (*1932) & James Irvin (1930-1991) – Apollo 15, Juli 1971
  • John Young (1930-2018) & Charles Duke (*1935) – Apollo 16, April 1972
  • Eugene Cernan (1934-2017) & Harrison Schmitt (*1935) – Apollo 17, Dezember 1972

Es wird also mehr als ein halbes Jahrhundert vergehen, ehe nach der letzten bemannten Mondmission wieder Menschen am Mond landen werden (vor 2030 scheint dies unrealistisch zu sein). Von diesen 12 Männern – vier von ihnen sind noch am Leben – wird dies wohl kaum einer mehr erleben.

Weiters wurde der Mond von 12 Menschen umkreist, ohne dass sie auf dem Mond gelandet wären. Frank Borman (*1928), James A. Lovell (*1928) und William Anders (*1933) waren am 24. 12. 1968 die ersten, die mit eigenen Augen die Mondrückseite gesehen haben (Apollo 8).

Weitere Quizfragen zum Mond:

  1. Der Mond ...
    1. nähert sich der Erde.
    2. hält konstanten Abstand zur Erde.
    3. entfernt sich von der Erde.
  2. Bei welcher Mondphase kann es zu einer Mondfinsternis kommen?
    1. erstes Viertel
    2. Vollmond
    3. letztes Viertel
    4. Neumond
  3. Wieviel Zeit vergeht zwischen zwei gleichen Mondphasen?
    1. 7 Tage
    2. 14 Tage
    3. 29,5 Tage
    4. 35 Tage
  4. Die ersten beiden Menschen, die die Mondoberfläche betreten haben, waren ...
    1. Neil Armstrong und John Young.
    2. Neil Armstrong und David Scott.
    3. Neil Armstrong und Alan Shepard.
    4. Neil Armstrong und Edwin Aldrin.
  5. An einem bestimmten Ort des Mondes ist es ...
    1. immer heiß.
    2. immer kalt.
    3. immer still.
    4. immer dunkel.
    5. immer hell.
  6. Welche Aussage trifft zu?
    1. Der Mond hat weniger als 10.000 Krater.
    2. Die Mondatmosphäre enthält geringe Mengen an Sauerstoff.
    3. Mondvorderseite und Mondrückseite sehen fast gleich aus.
    4. Es gibt Orte am Mond, von denen aus die Erde niemals sichtbar ist.
    5. Seit Apollo 11 landeten bis heute regelmäßig Menschen am Mond.

(Richtige Antworten: 1c, 2b, 3c, 4d, 5c, 6d)

Mars

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 6.792,4 km

Poldurchmesser: 6.752,4 km

Masse: 6,5 · 1023 kg

Mittlere Dichte: 3,933 g/cm³

Fallbeschleunigung: 3,69 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 5,03 km/s (= 18.108 km/h)

Sonnenabstand: 206,73 - 249,40 Mio. km (Mittelwert: 227,29 Mio. km = 1,524 AE)

Umlaufzeit: 686,98 Tage

Bahngeschwindigkeit: 21,97 - 26,50 km/s (Mittelwert: 24,13 km/s)

Rotationszeit: 24 h 37 min 22 s

Achsenneigung: 25,19°

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 1,85°

Temperaturmittel: 218 °K (-55 °C)

Temperaturminimum: 140 °K (-133 °C)

Temperaturmaximum: 300 °K (+27 °C)

2 Monde:

Maße in der Natur Maße im Modell
Mond Durchmesser Marsentfernung Durchmesser Marsentfernung
Phobos 27 x 22 x 18 km 9.378 km 0,018 mm 0,65 cm
Deimos 15 x 12 x 10 km 23.459 km 0,010 mm 1,63 cm

Mars ist der äußerste der vier terrestrischen Planeten und in vielem der erdähnlichste Planet. Seine rötliche Farbe führte dazu, dass er in fast allen alten Kulturen mit Kriegs- und Zerstörungsgottheiten in Verbindung gebracht wurde.

Bei den Italikern war Mars jedoch der Gott für das Gedeihen der Feldfrüchte und wurde im März, zu Frühlingsbeginn also, verehrt. Da dies aber auch die Jahreszeit für den Aufbruch zu Feldzügen war, wurde er nach und nach zum Kriegsgott. Da für die Griechen Süditaliens der rötliche Planet am Himmel ihrem Kriegsgott (Ares) geweiht war, bekam er bei den Römer dann seinen heutigen Namen.

Da seine Distanz zur Erde – wie wir heute wissen – um das fast 5-fache differieren kann, erscheint Mars am Himmel sehr unterschiedlich hell. Das war für das geozentrische Weltbild des Ptolemäus – nach dem Mars um die Erde kreisen sollte – ein großes Problem, das sie durch verschiedene Hilfsannahmen für seine Bahn zu erklären versuchten (Epizykeltheorie).

Mit dem Aufkommen leistungsfähiger Teleskope zeichnete man im 19. Jahrhundert detailreiche Marskarten, wobei man auf dem Planetengerade Linien zu beobachten glaubte und sie als „Kanäle“ bezeichnete. Um 1890 war die Meinung, beim Mars handle es sich um einen „verdurstenden Planeten, dessen Bewohner Kanäle graben, um Wasser von den Polen in niedrige Breiten zu leiten“, eine weit verbreitete. Noch 1938 löste eine von Orson Wells als Radiohörspiel adaptierte Fassung von H. G. Wells „Krieg der Welten“ (Inhalt: Marsbewohner überfallen die Erde), bei der er die fiktive Landung der Marsbewohner nach New Jersey verlegte, eine Massenpanik aus – viele New Yorker glaubten, dass es sich dabei um die Realität handelte.

Im Raumfahrtzeitalter wurde Mars zum vermutlich am besten untersuchten extraterrestrischen Himmelskörper. Die ersten 22 Nahaufnahmen machte 1965 die Raumsonde Mariner 4; die viel umfangreicheren Bilder von Mariner 9 zeigten 1971 eine vielschichtige Oberfläche mit Vulkanen, Tälern, Ebenen und Kratern. Im Juli 1976 landete mit Viking 1 die erste Sonde am Mars (sie war bis 1982 aktiv). Von 1980 bis 1995 gab es viele Fehlschläge, ehe 1996 mit der „Mars Pathfinder“-Mission das Zeitalter der Marsrover begann. Der erste, nur rasenmähergroße Rover „Sojourner“ war 83 Tage lang im Einsatz und legte dabei eine Strecke von 500 Metern zurück. Ihm folgten die Rover „Spirit“ (2004-2010), „Opportunity“ (2004-2018) und „Curiosity“ (ab 2012; 2021 noch aktiv). 2021 landeten zwei weitere: Der chinesische Rover „Zhurong“, und mit der amerikanischen „Mars 2020“-Mission – der insgesamt 50. Raumfahrtsmission in der Geschichte der Marserforschung – der Rover „Perseverance“; gemeinsam mit dem Kleinhelikopter „Ingenuity“, der das erste Fluggerät, das sich in der Marsatmosphäre bewegt, darstellt.

Die Marsbahn ist relativ exzentrisch. Die Sonne hat je nach Abstand am Marshimmel die 0,60- bis 0,72-fache Größe und 36-52 % der Helligkeit am irdischen Himmel. Die Rotationsdauer – und damit die Tageslänge – ist nur geringfügig länger als auf der Erde, und auch hinsichtlich der Neigung der Rotationsachse – und damit der Ausbildung von unterschiedlichen Jahreszeiten – sind die Verhältnisse erdähnlich.

Von der Erde aus am hellsten erscheint Mars – wie alle anderen Planeten jenseits der Erdbahn auch – zur Zeit der Oppositionsstellung; d. h. wenn die Erde genau zwischen Sonne und Mars steht, wobei der „Rote Planet“ dann die ganze Nacht über sichtbar ist. Zwischen zwei solchen Stellungen vergehen immer etwas mehr als zwei Jahre, und aufgrund der Exzentrizität der Marsbahn fallen die Oppositionsabstände – und damit die Helligkeit des Planeten – sehr unterschiedlich aus. Die letzte günstige Oppositionsstellung war 2018 mit einem Abstand von 57,4 Mio. km; gegenwärtig vergrößern sich die Oppositionsabstände bis 2027 auf 101,4 Mio. km. Danach schrumpfen sie wieder; sehr hell und groß wird der Mars dann erst wieder 2035 (57,1 Mio. km) und 2050 (55,9 Mio. km) sein.

Die Nordhemisphäre des Mars ist sehr flach und kraterarm, seine Südseite von kraterübersäten Hochländern geprägt. Als Nullniveau wird am Mars jene Höhe definiert, in der der Luftdruck 6,1 Millibar beträgt – dem Tripelpunkt von Wasser (wo Wasser bei 0 °C in allen drei Aggregatzuständen nebeneinander vorkommt).

Die Marsberge sind hoch und einzelstehend; es gibt mangels einer Plattentektonik der Kruste keine Gebirgsbildungsprozesse, sondern es handelt sich vorwiegend um mächtige Schildvulkane. Der Gipfel des Olympus Mons erreicht eine Höhe von 21.229 m über dem Nullniveau und ist somit der höchste Berg im Sonnensystem; außer ihm gibt es am Mars noch weitere fünf Zehntausender.

Die bekannteste Talformation ist das „Vallis Marineris“ – 4.000 km lang, 200 km breit und 7.000 m tief. Es bildete sich durch tektonische Prozesse; andere Täler entstanden aber unzweifelhaft durch die Einwirkung von fließendem Wasser in der Frühzeit der Marsgeschichte.

Auf der Marsoberfläche gibt es ca. 42.000 Krater, deren Durchmesser größer als 5 km ist. Die rote Farbe der Oberfläche geht vor allem auf das eisenhaltige Mineral Hämatit (Fe2O3) zurück; wenige Zentimeter darunter ist dann das dunkelbraune Mineral Magnetit (Fe3O4) vertreten. An äquatornahen Standorten überschreitet im Sommer zu Mittag die Temperatur die 0 °C-Marke; in besonders tiefliegenden Gebieten kann dabei auch jener Luftdruck überschritten werden, der für die Existenz von flüssigem Wasser notwendig ist. Der Großteil des auf dem Mars vorkommenden Wassers ist aber in Form von Eis unter der Oberfläche oder in den beiden Polkappen gebunden; die Menge in letzteren ist wohl geringer als das Wasservolumen des Mittelmeeres.

Die Atmosphäre ist zwar sehr dünn, streut das langwellige Sonnenlicht aber doch stark genug, sodass der Himmel vom Boden aus rötlich erscheint. Sie besteht zu mehr als 95 % aus Kohlendioxid (CO2), weiters aus Stickstoff (2,7 %) und Argon (1,6 %); hinzu kommen Spuren von Sauerstoff, Kohlenmonoxid und Wasserdampf. Durch die geringe Atmosphärendichte (sie entspricht jener der Erdatmosphäre in einer Höhe von 35 km, was ein grundlegendes Problem für nicht raketengetriebene Fluggeräte am Mars darstellt) ist die Wärmeverteilung stark behindert. Der Boden kann im Sommer +20 bis +30 °C warm werden, bereits 2 Meter darüber liegen die Temperaturen aber dann schon um 0 °C.

An den Polen gefrieren im Winter große Mengen an Kohlendioxid, was zum Wachsen der Polkappen führt. Im Sommer sublimiert das CO2-Eis (wird gasförmig); durch die dabei entstehenden Luftdruckunterschiede bilden sich globale Staubstürme mit Geschwindigkeiten bis zu 400 km/h. Durch die dünne Atmosphäre ist deren Kraft aber sehr gering – die unzähligen Dünenformen wandern daher in einem Jahrtausend nur wenige Meter.

Das Innere des Mars weist mehr leichte Elemente auf als die Erde; seine mittlere Dichte ist daher deutlich kleiner. Der Kern ist kleiner und aufgrund des geringeren Drucks zur Gänze flüssig. Da dadurch keine Reibung mit einem festen, inneren Kern zustande kommt, fehlt dem Mars auch ein Magnetfeld.

Vermutlich war die Marsatmosphäre vor ca. 4 Mrd. Jahren wesentlich dichter als heute, da sich nur so die unzweifelhaften Spuren fließenden Wassers aus jener Zeit erklären lassen. Diese Phase dürfte aber schon nach ca. 500 Millionen Jahren zu Ende gegangen sein (der Grund dafür ist unklar) – ein vermutlich zu kurzer Zeitraum, als dass sich Leben auf dem Mars entwickeln hätte können.

Die beiden Marsmonde Phobos („Furcht“) und Deimos („Schrecken“) wurden 1877 von Asaph Hall (1829-1907) entdeckt. Es sind nur wenige Kilometer große, unregelmäßig geformte Himmelskörper, bei denen es sich wohl um eingefangene Asteroiden handeln dürfte. Aufgrund ihrer Kleinheit kann von der Marsoberfläche aus keine totale, sondern nur eine ringförmige Sonnenfinsternis beobachtet werden.

Phobos – der größere der beiden Monde – bewegt sich nur ca. 6.000 km über der Marsoberfläche. Er ist der einzige Mond im Sonnensystem, dessen Umlaufzeit kürzer ist als die Rotationszeit seines Mutterplaneten. Daher bewegt er sich am Marshimmel im Gegensatz zu allen anderen Himmelsobjekten von West nach Ost – und das ziemlich flott. Er spiralisiert langsam auf den Mars zu und wird von diesem in ca. 100 Mio. Jahren zerrissen werden – dann wird sich ein allerdings unscheinbarer Ring um den Mars bilden.

Die Umlaufzeit von Deimos ist dagegen nur geringfügig länger als die Rotationszeit des Mars – er bewegt sich am Marshimmel zwar von Ost nach West, aber schleichend langsam. Von seinem Aufgang bis zum Untergang vergehen 5,5 Marstage. Deimos entfernt sich langsam vom Mars – in kosmologisch absehbarer Zeit wird der Mars also mondlos werden, sofern er nicht ein weiteres Objekt einfängt und gravitativ bindet.

Eine Landung von Menschen auf dem Mars erscheint – wenn überhaupt – wohl erst in mehreren Jahrzehnten realistisch zu sein. Die energiegünstigsten Missionsmodelle sehen einen je ca. 250-tägigen Hin- bzw. Rückflug mit einer dazwischenliegenden Aufenthaltsdauer auf der Marsoberfläche von ca. 500 Tagen vor – zusammen also knapp drei Jahre.

Weitere Quizfragen zum Mars:

  1. Wofür ist der römische Gott Mars in der Mythologie zuständig?
    1. Ehe und Familie
    2. Gesundheit
    3. Krieg
  2. Worin stimmen Mars und Erde annähernd überein?
    1. Größe und Abstand zur Sonne
    2. Anzahl und Größe der Monde
    3. Dichte und Zusammensetzung der Atmosphäre
    4. Rotatitionsdauer und Achsenneigung
  3. Was trifft für eine Oppositionsstellung zu?
    1. Mars hat seinen größten Abstand von der Erde.
    2. Mars erscheint am Nachthimmel besonders hell.
    3. Mars steht von der Erde aus gesehen hinter der Sonne.
    4. Mars wirft seinen Schatten auf die Erde.
  4. Welches von den folgenden Geräten ist/wat kein Marsrover?
    1. Opportunity
    2. Ingenuity
    3. Spirit
    4. Sojourner
    5. Curiosity
  5. Mars ...
    1. bewegt sich auf einer fast kreisförmigen Bahn um die Sonne.
    2. ist kaum erforscht.
    3. hat eine atembare (weil sauerstoffreiche) Atmosphäre.
    4. ist ein Ort, wo man viele totale Sonnenfinsternisse beobachten kann.
    5. hat Monde, die sich am Marshimmel in einander entgegengesetzte Richtung bewegen.

(Richtige Antworten: 1c, 2d, 3d, 4b, 5e)

Asteroiden

Bei den die Sonne umkreisenden Himmelskörpern unterscheidet man zwischen:

  • Planeten – sie sind kugelförmig und haben ihre Bahn von anderen Objekten „gesäubert“.
  • Zwergplaneten – kugelförmig, aber auf ihrer Bahn befinden sich auch andere Objekte (z. B. Pluto).
  • Kleinkörper – sie haben zu wenig Masse und damit Gravitation, die für eine Kugelform notwendig wäre; es sind daher unregelmäßig geformte Körper mit einer Größe von <500 km (zum Großteil aber sogar <50 km). Zu ihnen gehören die Asteroiden (Kleinplaneten, Planetoiden). Da sie zu klein für tektonische Vorgänge sind, haben sie sich seit ihrer Entstehung nicht verändert und stellen somit die ursprüngliche Materie unseres Sonnensystems dar.

Asteroiden im engeren Sinne sind jene Objekte, die sich innerhalb der Neptunbahn bewegen (zu den Transneptunischen Objekten siehe die Tafel 16). Im Gegensatz zu Kometen (siehe Tafel 12) sind ihre Bahnen einigermaßen kreisförmig. Derzeit sind rund 800.000 Objekte bekannt; jeden Tag werden ca. 100 neue entdeckt. Bislang haben rund 10 Raumsonden Nahaufnahmen mehrerer Asteroiden geliefert und auch Bodenproben auf die Erde gebracht.

Die größeren Asteroiden wurden fast ausnahmslos nach weiblichen (Götter-)Namen benannt.

Die Asteroiden innerhalb der Marsbahn haben fast ausschließlich einen Durchmesser <5 km. Viele von ihnen kommen der Erde zuweilen sehr nahe („Near Earth Objects“, NEOs); z.B. Eros. Erdbahnkreuzer sind ein potenzielles Einschlagsrisiko; pro Jahr fliegt durchschnittlich 1 Objekt näher als 100.000 km an der Erde vorbei. Manche Asteroiden kreuzen sogar die Venus- und Merkurbahn.

90 % aller Asteroiden bewegen sich zwischen Mars und Jupiter, dem Asteroidenhauptgürtel. Aufgrund der Gravitationswirkung des Jupiters konnten sie sich nie zu einem größeren Planeten zusammenschließen. Ihre Bahnen sind ziemlich kreisförmig und nur wenig gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene) geneigt. Durch einzelne Lücken („Kirkwood-Lücken“) ist der Hauptgürtel in mehrere Zonen gegliedert. Es handelt sich dabei um Bereiche, wo aufgrund von Bahnresonanzen (= ganzzahlige Vielfache von Umlaufzeiten) mit Jupiter keine stabilen Umlaufbahnen möglich sind. Besonders markant sind etwa die Hestia-Lücke (3:1-Resonanz, d.h. ein Asteroid auf einer solchen Bahn würde drei Sonnenumläufe machen, wenn Jupiter genau einen vollendet hätte) und die Hecuba-Lücke (2:1); weitere asteroidenfreie Zonen finden sich bei der 5:2- und 7:3-Resonanz.

Das größte Objekt im Asteroidenhauptgürtel ist die am 1. 1. 1801 von Giuseppe Piazzi entdeckte Ceres (mit einem Durchmesser von 940 km ein „Zwergplanet“; der einzige Zwergplanet innerhalb der Jupiterbahn). Ceres benötigt für einen Sonnenumlauf 4,6 Jahre und ist mondähnlich, also mit vielen Kratern übersät.

Der größte „echte“ Asteroid ist Pallas (560 km), der massereichste – aufgrund ihrer ungewöhnlich hohen Dichte – Vesta (565 x 460 km). Vesta läuft etwas innerhalb der Ceresbahn und ist der einzige Asteroid, der zuweilen von der Erde aus mit freiem Auge sichtbar ist.

Die Asteroiden zwischen Jupiter- und Neptunbahn werden als „Zentauren“ bezeichnet – derzeit sind rund 300 von ihnen bekannt. Als erstes dieser Objekte wurde 1977 Chiron aufgefunden. Beim größten Zentauren Chariklo (Ø 248 km) wurden 2013 zwei schmale Ringe entdeckt.

Eine Übergangsform zu Kometen, die weiter weg von der Sonne von Asteroiden physisch nicht zu unterscheiden sind), stellt die Gruppe der „Damocliden“ dar. Sie haben exzentrische Bahnen mit einem sonnenfernsten Punkt jenseits der Uranusbahn, während sie in Sonnennähe ins innere Sonnensystem vordringen. Weiters wurden vor kurzem sogenannte „aktive Asteroiden“ entdeckt. Es handelt sich dabei um Asteroiden, die zuweilen – fern von der Sonne – eine kometenähnliche Aktivität in Form einer Schweifbildung aus Staubteilchen zeigen.

Weitere Quizfragen zu den Asteroiden:

  1. Der größte Himmelskörper zwischen Mars und Jupiter ist ...
    1. Eros
    2. Vesta
    3. Ceres
  2. Vesta ist der ... Asteroid.
    1. massereichste
    2. größte
    3. von der Sonne am weitesten entfernte
    4. lichtschwächste

(Richtige Antworten: 1c, 2a)

Jupiter

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 142.984 km

Poldurchmesser: 133.708 km

Masse: 1,9 · 1027 kg

Mittlere Dichte: 1,326 g/cm³

Fallbeschleunigung: 24,79 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 59,54 km/s (= 214.344 km/h)

Sonnenabstand: 740,52 - 816,82 Mio. km (Mittelwert: 778,51 Mio. km = 5,204 AE)

Umlaufzeit: 11,86 Jahre

Bahngeschwindigkeit: 12,5 - 13,7 km/s (Mittelwert: 13,06 km/s)

Rotationsdauer: 9 h 55 min 30 s

Achsenneigung: 3,13°

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 1,304°

Temperatur (bei einem Druck von 1 bar): 165 °K (-108 °C)

79 Monde; die 5 größten:

Maße in der Natur Maße im Modell
Mond Durchmesser Jupiterentfernung Durchmesser Jupiterentfernung
Ganymed 5.262 km 1.070.400 km 3,66 mm 74,38 cm
Kallisto 4.821 km 1.882.700 km 3,35 mm 130,83 cm
Io 3.643 km 421.800 km 2,53 mm 29,31 cm
Europa 3.122 km 671.100 km 2,17 mm 46,64 cm
Amalthea 168 km 181.400 km 0,12 mm 12,61 cm

Der größte Planet unseres Sonnensystems ist gleichzeitig eines der hellsten Objekte am Nachthimmel. Er war der erste der Gasplaneten, der auch durch Raumsonden besucht wurde (1973/74 durch Pioneer 10/11).

Die ungefähren Größenrelationen zwischen Sonne, Jupiter und Erde lassen sich durch eine einfache Faustregel leicht merken: Die Sonne hat annähernd den 10-fachen Durchmesser des Jupiters, und der Jupiter etwa den 10-fachen Durchmesser der Erde (woraus folgt, dass die Sonne etwa 100-mal so groß wie die Erde ist). Die Jupitermasse beträgt knapp 1/1.000 der Sonnenmasse.

Jupiter weist von allen Planeten das größte Magnetfeld sowie die schnellste Rotationsdauer auf. Letztere führt zu einer deutlichen Abplattung (der Poldurchmesser ist um etwa 7 % geringer als der Äquatordurchmesser) – nur der Planet Saturn hat eine stärkere Abplattung (Vergleich Erde: 0,3 %).

Der Schichtenbau des Planeten folgt jenem aller anderer Gasplaneten (von außen nach innen): Atmosphäre – metallisch leitender Wasserstoff – Eismantel – Gesteinskern. Bei Jupiter besteht die Atmosphäre zu ca. 90 % aus Wasserstoff und ca. 10 % aus Helium; in kleinen Mengen sind auch noch v. a. Methan (CH4) und Ammoniak (NH3) vorhanden.

Die Atmosphäre besteht aus zahlreichen – schon in kleinen Fernrohren gut sichtbaren – parallel verlaufenden Wolkenbändern, die sich gegeneinander bewegen. Dabei werden Windgeschwindigkeiten von bis zu 540 km/h erreicht. Die dunklen Bänder sind kalte, absteigende Wolken, die hellen hingegen wärmere, aufsteigende Wolkenschichten. „Wärmer“ ist am Jupiter ein relativer Begriff – die Temperaturen bewegen sich zwischen ca. -105 und -160 °C. Einzelne Sturmsysteme bilden sich immer wieder neu (und verschwinden nach Jahren auch); der bekannte „Große Rote Fleck“ auf etwa 22° südlicher Breite (entdeckt von Robert Hooke 1664) hingegen ist seit Jahrhunderten stabil. Dabei handelt es sich um die Spitze einer aufsteigenden Gasmasse; dieses Sturmsystem, das die etwa dreifache Erdgröße aufweist, rotiert in rund 6 Tagen einmal gegen den Uhrzeigersinn. Die Rotfärbung kommt vermutlich durch aufsteigenden Phosphor zustande.

Die Jupiterhülle kontrahiert um ca. 3 cm/Jahr. Dadurch wird gravitative Bindungsenergie freigesetzt, was dazu führt, dass Jupiter mehr Energie abstrahlt, als er von der Sonne empfängt. Letztere scheint am Jupiter nur mehr ca. 1/27 so hell wie auf der Erde.

Jupiter weist ein System aus 4 Staubringen auf, die aber im Vergleich zu jenen des Saturn nur sehr schwach ausgebildet sind.

Die Anzahl der Monde ist vergleichbar mit jener des Saturn (nach derzeitigem Stand hat Saturn 3 Monde mehr). Besonders bemerkenswert sind die vier „Galileischen Jupitermonde“ (benannt nach Galileo Galiliei, der sie 1610 als erster beschrieb; Galilei war einer der ersten, der das damals neu erfundene Fernrohr zur Beobachtung von Himmelsobjekten einsetzte). Sie – sowie weitere 4 innere (und deutlich kleinere) Monde – bewegen sich fast exakt in der Äquatorebene des Jupiters und sind daher wohl zur gleichen Zeit wie der Jupiter selbst entstanden. Alle anderen Monde, die deutlich größere Bahnneigungen aufweisen, sind hingegen erst später vom Jupiter „eingefangen“ worden.

Die Galileischen Jupitermonde – für sie namensgebend waren Geliebte des Zeus – sind schon in einem kleinen Fernrohr gut sichtbar und stellen eines der reizvollsten und abwechslungsreichsten Beobachtungsobjekte unseres Sonnensystems dar. Jeder der vier Monde hat einen eigenen Charakter; von innen nach außen:

Io – etwas größer als der Erdmond – ist durch ihren intensiven Schwefelvulkanismus einzigartig im Sonnensystem. Flüssiger Schwefel sowie Schwefeldioxid (SO2) eruptieren mit Temperaturen von ca. 1.000-1.300 °C aus unzähligen Vulkanen. Die Oberfläche wird somit permanent verändert, wodurch es auf Io auch kaum Krater gibt. Durch die Gezeitenkräfte des Jupiters wird Io permanent „durchgeknetet“ und innerlich erhitzt – hierin liegt der Grund, warum sie der vulkanisch aktivste Himmelskörper in unserem Sonnensystem ist. Anhand der Beobachtung ihrer Bewegung ermittelte Olaf Römer (1644-1710) im Jahre 1676 erstmal seinen näherungsweise richtigen Wert für die Lichtgeschwindigkeit.

Geologisch jung ist auch die Oberfläche von Europa, dem kleinsten der Galileischen Jupitermonde (etwas kleiner als der Erdmond). Die sehr helle Oberfläche besteht aus Eis, ist sehr eben (Erhebungen <100 m) und von Furchen und Gräben durchzogen. Das durch Raumsonden nachgewiesene Magnetfeld weist unter der ca. 10-15 km dicken Kruste auf die Existenz eines bis zu 100 km tiefen Salzwasserozeans hin. Dort könnte also insgesamt doppelt so viel Wasser wie in irdischen Ozeanen vorhanden sein, und es könnten ökologische Bedingungen herrschen, die jenen der irdischen mittelozeanischen Rücken, wo das irdische Leben vermutlich entstanden ist, vergleichbar sind. Wenn man sich auf die Suche nach extraterrestrischem Leben in unserem Sonnensystem begibt, dann ist Europa die erste Wahl, und Raumsonden, die zukünftig die Kruste Europas durchbohren und diesen darunterliegenden Salzwasserozean erforschen könnten, sollten daher Priorität haben.

Ganymed ist der größte Mond in unserem Sonnensystem (größer als der Planet Merkur; und der einzige der Galileischen Jupitermonde, der nach einer männlichen Figur benannt ist). Er besitzt eine dunkle, alte und kraterübersäte Oberfläche. Das relativ starke Magnetfeld ist ein Hinweis auf einen bis zu 800 km tiefen Salzwasserozean unter der Kruste.

Eine noch höhere Kraterdichte weist Kallisto – die ähnlich groß wie Merkur ist – auf. Ein möglicher Salzwasserozean dürfte bei ihr eine Tiefe von 10 km nicht übersteigen.

Alle Galileischen Jupitermonde weisen wie unser Erdmond eine „Gebundene Rotation“ auf, d. h. ihre Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit, wodurch sie dem Planeten immer dieselbe Seite zuwenden.

Auf seiner Bahn um die Sonne begleiten den Riesenplaneten mehr als 5.000 „Trojaner“; das sind Himmelskörper, die ihm auf den Lagrangepunkten 4 und 5 seiner Bahn um einen Winkel von 60° voraus- oder hinterherlaufen. Das größte dieser Objekte (Hektor) hat eine Abmessung von ca. 320x120 km.

Weitere Quizfragen zum Jupiter:

  1. Der Galileische Jupitermond Io ist charakterisiert durch ...
    1. einen intensiven Schwefelvulkanismus.
    2. eine hohe Kraterdichte.
    3. einen tiefen Salzwasserozean unter der Kruste.
  2. Die starke Abplattung des Jupiters ist bedingt durch ...
    1. seine geringe Dichte.
    2. seinen großen Durchmesser.
    3. seine große Anzahl an Monden.
    4. seine schnelle Rotation.
  3. Der "Große Rote Fleck" wurde entdeckt von ...
    1. Galileo Galilei.
    2. Robert Hooke.
    3. Johannes Kepler.
    4. Nikolaus Kopernikus.
  4. Eine sehr kraterreiche und alte Oberfläche weisen die beiden Jupitermonde ... auf.
    1. Ganymed und Europa
    2. Io und Kallisto
    3. Io und Ganymed
    4. Europa und Kallisto
    5. Ganymed und Kallisto
  5. Die Galileischen Jupitermonde ...
    1. weisen alle eine gebundene Rotation auf.
    2. sind alle größer als der Erdmond.
    3. haben eine große Bahnneigung zur Äquatorebene des Jupiters.
    4. sind alle nur in sehr großen Fernrohren sichtbar.
    5. wurden vom Jupiter in jüngerer Zeit eingefangen.

(Richtige Antworten: 1a, 2d, 3b, 4e, 5a)

Keplersche Gesetze

Johannes Kepler (1571-1630) war ein Zeitgenosse von Galileo Galilei und gehörte damit zur ersten Astronomengeneration, denen das Hilfsmittel eines Fernrohres zur Verfügung stand. Die Universität der Stadt Linz, wo Kepler kurze Zeit wirkte, ist nach ihm benannt.

Kepler fand und formulierte in den beiden ersten Jahrzehnten des 17. Jahrhunderts seine drei berühmten Gesetze zur Planetenbewegung:

1. Keplersches Gesetz:

Die Planeten bewegen sich auf Ellipsenbahnen, in deren gemeinsamen Brennpunkt die Sonne steht.

Eine Ellipse hat zwei Brennpunkte (F1, F2) und ist mathematisch die Menge aller Punkte, für die die Summe der Abstände zu den beiden Brennpunkten gleich ist, also:

P F1 + P F2 = ein für alle Punkte der jeweiligen Ellipse gleicher Wert vergleiche Vorlage

Eine Ellipse ist, wie Kreis, Parabel und Hyperbel, ein Kegelschnitt. Der Kreis ist eine Sonderform der Ellipse, bei der die beiden Brennpunkte zusammenfallen (numerische Exzentrizität [e] = 0). Bei der Parabel sind die beiden Brennpunkte unendlich weit voneinander entfernt (e=1); die Exzentrizität einer Ellipse liegt also zwischen 0 und 1 (Hyperbel: e= >1).

Indem Kepler für die Planetenbewegungen Ellipsenbahnen annahm, verhalf er auch dem heliozentrischen Weltbild von Nikolaus Kopernikus (1473-1543) zum Durchbruch. Dieser hatte Kreisbahnen angenommen, wodurch die für die Planeten vorherberechneten Positionen fehlerhaft bzw. ungenau waren (und sich damit das kopernikanische Weltbild nicht durchsetzen konnte).

2. Keplersches Gesetz:

Der Radiusvektor eines Planeten (= die Verbindungslinie Planet-Sonne) überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen.

Ein Planet muss sich daher im Perihel (= sonnennächster Punkt seiner Bahn) schneller bewegen als im Aphel (= sonnenfernster Punkt). Beim Merkur beispielsweise betragen die entsprechenden Bahngeschwindigkeiten 59,0 bzw. 38,9 km/s.

Die durch Aphel und Perihel (und Sonne) gehende Verbindungslinie bezeichnet man als Apsidenlinie.

Das dritte Gesetz, das die Beziehung zwischen dem Sonnenabstand und der Umlaufszeit der Planeten, behandelt, geht dann aus dem zweiten hervor:

3. Keplersches Gesetz:

Die Quadrate der Umlaufzeiten der Planeten verhalten sich wie die Kuben (= 3. Potenzen) ihrer großen Bahnhalbachsen, also ihrer mittleren Sonnenabstände.

Es gilt also (T = Umlaufzeit; a = große Bahnhalbachse [=mittlerer Sonnenabstand]):

T(Planet 1)² : T(Planet 2)² = a(Planet 1)³ : a(Planet 2)³

Beispiele (Planet 1 = Erde):

Wenn Planet 2 von der Sonne 30x so weit entfernt ist wie Planet 1 (gilt für den Neptun), hat er daher nicht die 30fache, sondern die 303/2=164fache Umlaufzeit.

Wenn Planet 2 die 30fache Umlaufzeit von Planet 1 hat (gilt annähernd für Saturn), ist er nicht 30x so weit von der Sonne entfernt, sondern nur 302/3=9,6x so weit.

Kepler fand seine Gesetze empirisch (durch Beobachtung), d. h., er konnte sie noch nicht mathematisch-physikalisch begründen. Dies wurde erst 1685 durch die Entdeckung des Gravitationsgesetzes durch Isaac Newton (1642-1726) möglich:

F(r) = ( Gm1m2 / )

Die Anziehungskraft F im Abstand r ergibt sich aus den beteiligten Massen (z.B. m1=Sonnenmasse, m2=Erdmasse), dem Quadrat des Abstandes (r²) und der Gravitationskonstante (G). Sie ist also
  • direkt proportional zur Masse (doppelte Masse = doppelte Anziehungskraft)
  • indirekt proportional zum Quadrat des Abstandes (doppelter Abstand = 1/4 Anziehungskraft)

Durch Umformung ergibt sich die Kreisbahngeschwindigkeit (= 1. Kosmische Geschwindigkeit) eines Himmelskörpers um einen Zentralkörper:

v = √( GM / r )

v = Geschwindigkeit, M = (Sonnen-)Masse, G = Gravitationskonstante, r = Abstand

Hierin spiegelt sich das 2. Keplersche Gesetz wider: Je geringer der Abstand, desto höher die Bahngeschwindigkeit. Das Newtonsche Gravitationsgesetz ermöglicht für die Keplerschen Gesetze aber die Berechnung konkreter Werte. Je größer die Sonnenmasse, desto höher muss auch die Bahngeschwindigkeit sein, damit sich ein Planet bei gleichem Sonnenabstand auf der Kreisbahn halten kann.

Um die Anziehungskraft der Sonne zu überwinden und das Sonnensystem verlassen zu können, müsste ein Planet die Flucht- oder Entweichgeschwindigkeit erreichen (= 2. Kosmische Geschwindigkeit) = Kreisbahngeschwindigkeit mal √2.

Folgende Formel gibt die Verbindung zwischen Newtonschen Gravitationsgesetz und dem 3. Keplerschen Gesetz an (r entspricht hier dem dortigen a, der großen Bahnhalbachse; P dem dortigen T, der Periode der Umlaufzeit):

( [G ⋅ (m1+m2)] / 4π² ) = ( / )

Auch hieraus ist ablesbar: Wenn die Sonnenmasse (m1) größer wäre, müsste
  • der Abstand r (bei gleicher Umlaufzeit P) größer sein, oder
  • die Umlaufzeit P (bei gleichem Abstand r) geringer (und damit die Bahngeschwindigkeit höher) sein.
Die Keplerschen Gesetze gelten – wie das Newtonsche Gravitationsgesetz – nicht nur in unserem Sonnensystem, sondern im ganzen Universum. Mit ihnen kann man daher auch bei fernen Stern- und Sonnensystemen Massen- und Abstandsbestimmungen durchführen.

Weitere Quizfragen zu den Kepler´schen Gesetzen:

  1. Die Universität welcher österreichischen Stadt ist nach Johannes Kepler benannt?
    1. Graz
    2. Linz
    3. Innsbruck
  2. Kepler war ein Zeitgenosse von ...
    1. Nikolaus Kopernikus.
    2. Galileo Galilei.
    3. Isaac Newton
  3. Er gehörte der ersten Astronomengeneration an, denen ein ... als Hilfsmittel zur Verfügung stand.
    1. Fernrohr
    2. Spektroskop
    3. Radioteleskop
  4. Die Erde hat eine Bahngeschwindigkeit von ca. 30 km/s. Wie schnell müsste sie sein, damit sie sich (bei ihrem jetzigen Sonnenabstand) aus der Anziehungskraft der Sonne lösen könnte (= Erreichen der Fluchtgeschwindigkeit)? Ca. ...
    1. 35 km/s.
    2. 42 km/s.
    3. 51 km/s.
    4. 60 km/s.
  5. Wenn die Sonne das Achtfache ihrer Masse besitzen würde: Welchen Sonnenabstand hätte die Erde bei unveränderter Umlaufzeit (1 Jahr; Verwendung der letzten Formel im Text!)?
    1. 0,5 AE
    2. 1,5 AE
    3. 2 AE
    4. 4 AE
  6. Welche der folgenden Figuren ist kein Kegelschnitt?
    1. Hyperbel
    2. Kreis
    3. Parabel
    4. Ellipse
    5. Sechseck

(Richtige Antworten: 1b, 2b, 3a, 4b, 5c, 6e)

Saturn

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 120.536 km

Poldurchmesser: 108.728 km

Masse: 5,4 · 1026 kg

Mittlere Dichte: 0,687 g/cm³

Fallbeschleunigung: 10,44 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 35,5 km/s (= 127.800 km/h)

Sonnenabstand: 1,349 - 1,505 Mrd. km (Mittelwert: 1,433 Mrd. km = 9,582 AE)

Umlaufzeit: 29,46 Jahre

Bahngeschwindigkeit: 9,68 km/s

Rotationsdauer: 10 h 47 min

Achsenneigung: 26,73°

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 2,484°

Temperatur (bei einem Druck von 1 bar): 134 °K (-139 °C)

82 Monde; die 5 größten:

Maße in der Natur Maße im Modell
Mond Durchmesser Saturnentfernung Durchmesser Saturnentfernung
Titan 5.150 km 1.221.865 km 3,58 mm 84,91 cm
Rhea 1.528 km 527.068 km 1,06 mm 36,62 cm
Iapetus 1.436 km 3.560.854 km 1,00 mm 247,45 cm
Dione 1.118 km 377.415 km 0,75 mm 26,23 cm
Tethys 1.060 km 294.672 km 0,74 mm 20,48 cm

Der zweitgrößte Planet unseres Sonnensystems ist als der „Ringplanet“ bekannt. Die ersten Raumsonden besuchten ihn 1979-1981 (Pioneer 11, Voyager 1 & 2). Besonders bemerkenswert war die Cassini-Mission, bei der 2005 mit der Tochtersonde Huygens auf Titan erstmals die Landung eines Raumfahrzeuges auf einem extraterrestrischen Mond gelang.

Saturn – in der römischen Mythologie der Vater des Jupiter – ist nicht nur bezüglich seines Ringsystems einzigartig. Die Atmosphäre besteht fast ausschließlich aus Wasserstoff, woraus die geringste Dichte aller Planeten resultiert. Als einziger Planet hat er eine geringere Durchschnittsdichte als Wasser – Saturn würde also in einem riesigen Wasserozean schwimmen. Dies führt zusammen mit der hohen Rotationsgeschwindigkeit – die Rotationsdauer ist nurunwesentlich länger als jene von Jupiter – zu einer starken Abplattung. Der Poldurchmesser ist um 12 % geringer als der Äquatordurchmesser – bei keinem anderen Planeten ist dieser Wert so hoch.

Die Atmosphäre ist weniger strukturiert als jene des Jupiters; sie besteht bei Saturn aus zwei übereinanderliegenden Wolkenschichten. Der Wasserstoffanteil beträgt ca. 96 %, der Restanteil besteht fast ausschließlich aus Helium. Der Gesteinskern macht bei Saturn rund ein Viertel der Gesamtmasse aus (bei Jupiter sind es nur ca. 4 %)

Am Saturn gibt es riesige Sturmsysteme; die Windgeschwindigkeiten betragen bis zu 1.700 km/h und sind damit deutlich höher als jene am Jupiter. Der „Große Weiße Fleck“ taucht regelmäßig alle 29 Jahre auf; die Ursache dafür sind vermutlich Wärmeströmungen, die beim Durchlaufen des Perihels (= sonnennächster Punkt der Planetenbahn) ausgelöst werden.

Auch die Saturnatmosphäre kontrahiert. Dadurch wird gravitative Bindungsenergie freigesetzt, was dazu führt, dass der Planet mehr als doppelt so viel Energie abstrahlt, als er von der Sonne empfängt. Letztere scheint am Saturn nur mehr ca. 1/92 so hell wie auf der Erde.

Die Saturnringe bestehen aus Myriaden von Eis- und Gesteinsbrocken (hauptsächlich mit einer Größe von wenigen cm bis Dutzenden Metern), die in mehr als 100.000 Einzelringen den Planeten umkreisen. Teils handelt sich es wohl um Bruchstücke von Himmelskörpern, die dem Saturn zu nahegekommen sind und durch seine Gezeitenkräfte zerrissen wurden, teils um eingefangene interplanetare Materie. Die Ringe werden durch zwischen ihnen laufende kleine Monde, sogenannte „Schäfer“- oder „Hirtenmonde“ stabilisiert bzw. scharf begrenzt. Dadurch entstehen Ringlücken, deren bekannteste und größte die „Cassini-Teilung“ ist; benannt nach Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), der 1672 als Erster größenordnungsmäßig richtige Werte für die Entfernungen zwischen Sonne und Planeten ermitteln konnte. Da ihr Eisanteil sehr hoch ist, reflektieren die Saturnringe ca. 60 % des einfallenden Sonnenlichtes und erscheinen daher besonders hell.

Da die Rotationsachse des Saturn gegen die Senkrechte auf die Umlaufbahnebene um knapp 27° geneigt ist, sehen wir von der Erde aus das Ringsystem unter einem wechselnden Öffnungswinkel. 2017 konnte man die Nordseite des Ringes unter einem maximalen Öffnungswinkel betrachten, 2024/25 sehen wir auf die Kante des – im Vergleich zu seinem Durchmesser – extrem dünnen Ringes, sodass er selbst in großen Fernrohren für einige Monate nicht erkennbar ist. 2031 sehen wir die Südseite des Ringes unter dem maximalen Öffnungswinkel, 2039 kommt es wieder zu einer Kantenstellung, 2046/47 ist wieder die Nordseite unter optimalen Bedingungen sichtbar.

Saturn besitzt (nach derzeitigem Stand) die meisten Monde aller Planeten. Sie sind zudem äußerst verschiedenartig, und manche sind in ihrem Charakter einzigartig im Sonnensystem. Besonders erwähnenswert (in der Reihenfolge des Abstandes vom Planetenkörper) erscheinen dabei:

Epimetheus und Janus. Die beiden kleinen Monde bewegen sich auf derselben Bahn (man spricht von einer „koorbitalen“ Bahn). Der Unterschied in der Saturnentfernung beträgt nur 50 km (und ist damit kleiner als ihr Durchmesser). Alle vier Jahre kommt es zu einem Bahnaustausch, d. h. der innere Mond wechselt auf die äußere Bahn und der weiter außen kreisende auf die innere.

Mimas. Bei einem Durchmesser von 400 km ist Mimas der kleinste Himmelskörper in unserem Sonnensystem, der durch seine eigene Schwerkraft kugelförmig ist. Ein im Vergleich zur Mondgröße riesiger Krater zeugt von einem gewaltigen Meteoriteneinschlag, der seinerzeit Mimas wohl fast zertrümmert hätte.

Enceladus. Etwas größer als Mimas; besitzt eine sehr helle Eisoberfläche. Am Südpol bei ca. -180 °C – Kryovulkanismus (= Vulkanismus bei sehr tiefen Temperaturen); unter der Kruste lokal erwärmtes Wasser tritt durch Spalten („Tiger stripes“) in Form von Geysiren aus; als Entgasungsprodukte finden sich auch Kohlendioxid (CO2), Kohlenmonoxid (CO) sowie zahlreiche organische Verbindungen.

Tethys/Dione. Sie besitzen Trojanermonde (also [Mini-]Monde, die ihnen auf ihrer Bahn um den Saturn um 60° voraus- bzw. hinterherlaufen).

Titan. Nach dem Jupitermond Ganymed zweitgrößter Mond im Sonnensystem; deutlich größer als der Erdmond. In unserem Sonnensystem der einzige Mond mit einer dichten Atmosphäre (98 % Stickstoff, den Rest machen v. a. Argon, Methan sowie zahlreiche organische Verbindungen aus) sowie der einzige Himmelskörper außer der Erde, wo sich auf der Oberfläche größere Ansammlungen an flüssigen Stoffen befinden (in Form von Methan- und Ethanseen, die z. T. größer als der Oberer See in Nordamerika sind). Reich gegliederte Oberfläche mit Gebirgszügen und Kohlenwasserstoffflüssen bei Temperaturen von ca. -175 °C. An den Seen herrscht absolute Windstille, und die Wellen sind maximal 3 mm hoch – kein gutes Segel- oder Surfrevier also. Unter der ca. 80 km dicken Kruste könnte sich – wie bei einigen Jupitermonden und wie bei Enceladus – ein Wasserozean befinden.

Hyperion. Ein poröser, unregelmäßig geformter und wie ein Schwamm aussehender Mond. Er hat als einziger Mond im Sonnensystem eine chaotische, nicht vorhersagbare Rotation.

Iapetus. Ebenfalls ein eigenartig geformter Mond; am Äquator befindet sich ein 1.300 km langer, 20 km breiter und bis zu 13 km hoher Bergrücken, dessen Entstehung völlig unklar ist und der dem Mond das Aussehen einer Nussschale gibt. Eine Hemisphäre weist eine sehr dunkle, die andere eine sehr helle Oberfläche auf (vermutlich, weil erstere über Jahrmillionen Staubmaterial, das sich in Iapetus' Umlaufbahn befindet, aufgesammelt hat).

Als einzigem Gasplaneten sind bei Saturn noch keine Trojaner (also Himmelskörper, die dem Planeten auf seiner Bahn um 60° voraus- oder hinterherlaufen) nachgewiesen worden.

Weitere Quizfragen zum Saturn:

  1. Auf welchem Saturnmond gibt es auf der Oberfläche Kohlenwasserstoffseen?
    1. Enceladus
    2. Titan
    3. Hyperion
  2. In welchem Zeitraum ereignen sich zwei aufeinanderfolgende Kantenstellungen der Saturnringe?
    1. ca. 4 Jahre
    2. ca. 7 Jahre
    3. ca. 14,5 Jahre
    4. ca. 29 Jahre
  3. Titan ...
    1. ist der größte Saturnmond.
    2. ist der größte Mond im Sonnensystem.
    3. hat eine dichte Sauerstoffatmosphäre.
    4. besitzt auf seiner Oberfläche große Seen aus klarem Wasser.
  4. "Schäfer-" oder "Hirtenmonde" ...
    1. beschleunigen die Saturnrotation.
    2. sind für das Magnetfeld des Saturn verantwortlich.
    3. verursachen den "Großen Weißen Fleck" am Saturn.
    4. sind sehr groß.
    5. stabilisieren und begrenzen die einzelnen Ringe.
  5. Welche der folgenden Aussagen ist falsch?
    1. Saturn würde in einem Wasserozean schwimmen.
    2. Die Rotation des Saturnmondes Hyperion ist chaotisch und nicht vorhersagbar.
    3. Alle Saturnmonde sind kleiner als der Erdmond.
    4. Bei Kantenstellung verschwinden die Ringe selbst in großen Fernrohren.
    5. Die Saturnmonde Epimetheus und Janus tauschen periodisch ihre Bahn.

(Richtige Antworten: 1b, 2c, 3a, 4e, 5c)

Kometen & Meteorite

Kometen sind Kleinkörper, die die Sonne – im Gegensatz zu Asteroiden (siehe Tafel 8) – auf sehr langgestreckten, stark exzentrischen Bahnen umkreisen und in Sonnennähe durch Verdampfung und Ausgasung Schweife bilden. Sie stellen eine ursprüngliche, seit der Frühzeit des Sonnensystems unveränderte Materie dar. Kometen haben in der Regel einen Durchmesser von mehreren Kilometern und bestehen aus Eis, Staub und lockerem Gestein.

Ihr plötzliches, unerklärliches Auftauchen und Verschwinden wurde früher häufig als Vorzeichen für Katastrophen und wichtige politische Ereignisse angesehen. 1577 stellte Tycho Brahe (1546-1601) – der wohl genialste Beobachter der vorteleskopischen Zeit – fest, dass der damals sichtbare helle Komet mindestens 270 Erdradien entfernt (und somit eine Erscheinung außerhalb der Erdatmosphäre) war. Edmond Halley (1656-1742) erkannte 1705, dass die Kometen von 1531, 1607 und 1682 eine fast identische Bahn hatten und sagte dessen Wiederkehr für 1758/59 voraus. Die Richtigkeit seiner Vorhersage – der Komet stellte sich pünktlich zu Weihnachten 1758 ein – erlebte Halley nicht mehr.

Bislang besuchten rund 10 Raumsonden Kometen, machten Nahaufnahmen und untersuchten ihre Gashüllen, in denen auch viele komplexe organische Moleküle nachgewiesen wurden. 2014 landete die Raumsonde Philae auf dem Kometen Tschurjumow-Gerassimenko.

Ein Komet besteht (in Sonnennähe) aus drei Teilen:

  • Kern: Durchmesser 200 m bis 60 km. Sehr porös; geringere Dichte als Wasser. Die Oberfläche selbst ist eisfrei und sehr dunkel → starke Absorption des Sonnenlichtes → starke Erwärmung in Sonnennähe.
  • Coma: Extrem dünne, kugelförmige Atmosphäre aus Gas und Staub, die sich bei einer Sonnenentfernung < 3 AE durch Sublimation (Phasenübergang fest→gasförmig) bildet. An Schwächezonen des Kometen schießen Jets wie Geysire aus dem Inneren. Viel größer als der Kern (Ø bis 1,5 Mio. km; also etwas größer als der Sonnendurchmesser). Kern + Coma werden auch als „Kopf“ des Kometen bezeichnet.
  • Schweif: Ab einer Sonnendistanz < 1,5 AE ist der Sonnenwind (siehe Tafel 2) stark genug, um die Gas- und Staubteilchen aus der Coma wegzublasen → Entstehung eines bis zu 1 AE (=Erdbahnradius) langen Schweifes. Der Gasteil des Kometenschweifes ist – unabhängig von der Bewegungsrichtung des Kometen – dabei immer von der Sonne weg gerichtet, der Staubteil hingegen nach hinten außen gekrümmt.

Bei jeder Sonnenpassage erleidet ein Komet einen Masseverlust, sodass nach einigen Tausend Umläufen das Gestein den Zusammenhalt verliert und sich der Komet teilt, zerbricht, auflöst oder in die Sonne (oder auch den Jupiter) stürzt. Da die Anzahl der Kometen nicht abnimmt, muss es offenbar einen Nachschub aus den äußeren Bereichen des Sonnensystems geben. Er wird in der (hypothetischen) „Oort´schen Wolke“ vermutet – eine kugelförmige Zone mit Milliarden bis Billionen von Kleinkörpern, die sich in einem Sonnenabstand von ca. 40.000 bis 100.000 AE (also bis zu einem Lichtjahr von der Sonne entfernt) befinden könnte.

Man unterscheidet zwischen langperiodischen (Umlaufzeit >200 Jahre) und kurzperiodischen (<200 Jahre) Kometen. Kommen erstere dem Riesenplaneten Jupiter zu nahe, können sie durch ihn auf kurzperiodische Bahnen umgelenkt werden.

Helle Kometen sind selten (ca. 10 pro Jahrhundert). Voraussetzung für solche sind: Eisreichtum, große Sonnennähe sowie ein erdnahes Durchlaufen des sonnennächsten Punktes – aber nicht zwischen Sonne und Erde, sonst wären sie nur am Taghimmel sichtbar.

Der prominenteste der derzeit rund 6.700 bekannten Kometen ist wohl der Halley´sche Komet. Er hat eine Umlaufzeit von 74-79 Jahren; 2023 erreicht er seinen sonnenfernsten Punkt etwas außerhalb der Neptunbahn (35,1 AE Sonnenabstand; Geschwindigkeit 0,9 km/s), bei seiner nächsten Wiederkehr 2061 wird er der Sonne auf knapp 0,6 AE nahekommen (und dann 54,6 km/s schnell sein). Diese ist sehr schön vom Mars aus zu sehen; auf der Erde – insbesondere auf der Nordhalbkugel – bleibt der Halley´sche Komet 2061 ein eher unscheinbares Objekt. Erst bei seiner Wiederkehr 2135 wird er wieder wesentlich heller sein.

Ein extrem kurzperiodischer Komet ist – mit einer Umlaufzeit von nur 3,28 Jahren – der Encke´sche Komet.

Meteoroide sind Körper aus dem interplanetaren Raum, die (mit Geschwindigkeiten von 12 bis zu 72 km/s; je nachdem ob sie die Erde frontal treffen oder ihr hinterher fliegen) in die Erdatmosphäre eindringen und dort durch die Luftreibung stark erhitzt und abgebremst werden.

Die atmosphärische Leuchterscheinung, meist in Höhen von ca. 50-120 km über der Erdoberfläche, wird als Meteor bezeichnet („Sternschnuppen“, oder, wenn sie größer sind, „Boliden“ oder „Feuerkugeln“). Eine Sternschnuppe ist nicht das Verglühen eines Meteoroiden, sondern ein sogenanntes „Rekombinationsleuchten“: Durch die Energie des rasend schnell dahinfliegenden Objektes werden entlang seiner Flugbahn Elektronen von Gasatomen auf höhere Bahnen um den Atomkern gebracht; beim Zurückfallen auf die ursprüngliche Bahn wird die Energie wieder in Form von Licht abgestrahlt. Die beste Beobachtungszeit für „Sternschnuppen“ ist etwa zwei Stunden vor Sonnenaufgang. Viele reichhaltige Meteorströme werden durch Reste ehemaliger Kometenschweife ausgelöst, die die Erde auf ihrem Weg um die Sonne durchquert.

Verglühen die Meteoroide (auf ihrem nur ca. 2 Sekunden langen Sturz durch die Atmosphäre) nicht vollständig, gelangen sie als Meteorit auf die Erdoberfläche. Sie werden in drei Hauptklassen eingeteilt:

  • Chondrite (= die häufigste Gruppe) sind Steinmeteorite, die charakteristische kleine Kügelchen (Chondren) aufweisen. Sie waren nie Schmelzprozessen unterworfen und sind eine ca. 4,67 Milliarden Jahre alte Ursprungsmaterie unseres Sonnensystems.
  • Achondrite sind Steinmeteorite, die aufgrund von Schmelzprozessen einen differenzierten, schalenartigen Aufbau haben.
  • Eisenmeteorite bestehen aus einer Eisen-Nickel-Legierung und stammen aus dem Kern von Asteroiden.

Jährlich gibt es global rund 19.000 Meteoritenfälle > 0,1 kg, davon ca. 5.800 über dem Festland. Da die meisten Objekte aber in unbesiedelten Gebieten niedergehen, werden davon nur ca. 5 pro Jahr beobachtet. Dazu kommen Mikrometeorite (<1 mm), die nicht verglühen, sondern langsam zu Boden sinken und als Meteorstaub (global ca. 100 Tonnen pro Tag) die Erdoberfläche erreichen.

In Österreich wurden bisher 8 Steinmeteorite und (im April 2021 in Tirol) 1 Eisenmeteorit gefunden; der mit 14,6 kg zweitgrößte Steinmeteorit davon 1977 bei geologischen Kartierungen am Prochenberg bei Ybbsitz (sein Falldatum ist unbekannt). Das Naturhistorische Museum Wien beherbergt (mit rund 10.300 Einzelobjekten) die weltweit drittgrößte Meteoritensammlung.

Schlägt ein Meteorit mit hoher Geschwindigkeit auf einem Himmelskörper auf, entsteht ein Krater. Viele Objekte in unserem Sonnensystem – insbesondere jene, die keine Atmosphäre haben – sind kraterübersät (z. B. Mond, Merkur, Asteroiden).

Auf der Erdoberfläche gibt es vergleichsweise nur wenig Krater – einerseits, weil die Erde eine dichte Atmosphäre hat und die meisten einfallenden Objekte in ihr verglühen, andererseits, weil die Erosion die Erdoberfläche ständig umgestaltet und dadurch Krater einebnet und verschwinden lässt. Die irdische Atmosphäre bietet jedoch nur gegen Meteoroide, die nicht größer als 50 Meter sind, einen effektiven Schutz. Größere Objekte schlagen große Krater.

Bekanntestes Beispiel ist wohl der Arizona-Meteor-Crater (Barringer-Krater). Vor ca. 50.000 Jahren – mitten in der letzten Eiszeit – verursachte ein knapp 50 m großer, 300.000 Tonnen schwerer Eisenmeteorit diesen 180 m tiefen Krater mit einem Durchmesser von 1,2 km. 170 Mio. t Gestein wurden ausgeworfen und im Umkreis von ca. 4 km alles Leben vernichtet. Das Größenverhältnis Meteorit:Krater beträgt stets ca. 1:20.

Ein wesentlich größerer – wenn auch zum Großteil schon aufgefüllter – Krater ist das Nördlinger Ries an der Grenze zwischen Bayern und Baden-Württemberg (Ø 25 km, einstige Tiefe 500 m). Hier schlug vor 14,8 Mio. Jahren ein 1,5 km großer Meteorit mit 70.000 km/h und einer Sprengkraft von 100.000 Hiroshima-Bomben ein. Am Einschlagsort entstanden ein Druck von 1 Mio. bar und Temperaturen von 100.000 °C. Gesteinsstücke wurden bis 450 km weit ausgeschleudert, und der Todeszonenradius betrug ca. 100 km.

Das Aussterben der Dinosaurier (und zahlreicher anderer Arten) besiegelte vor 65,5 Mio. Jahren ein 10 km großer Meteorit, der mit rund 140.000 km/h auf der mexikanischen Halbinsel Yucatan einschlug. Die Folge war ein 200 km großer und 40 km tiefer Krater; die ausgeworfenen, glühenden Gesteinsstücke verursachten globale Waldbrände, und in einem Radius von ca. 1.500 km um den Einschlagsort wurde alles Leben vernichtet. Meteoriteneinschläge wie dieser verursachen weiters Erdbeben, Tsunamis mit Wellenhöhen über 100 m und gewaltige, lang anhaltende Ruß- und Staubansammlungen in der Atmosphäre. Diese führen zu einer globalen Abkühlung und zum Ausfall der pflanzlichen Fotosynthese, was wiederum den Zusammenbruch von Nahrungsketten zur Folge hat. Statistisch gesehen trifft ein Meteorit dieser Größe ca. alle 150 Mio. Jahre die Erde - ein solches Ereignis wird sich also irgendwann einmal in der Erdgeschichte mit Sicherheit wiederholen.

Dass schon die Explosion von viel kleineren Objekten hoch über der Erdoberfläche zu verheerenden Schäden führt, zeigten das „Tunguska-Ereignis“ (1908, Sibirien) und der Meteor von Tscheljabinsk (15. 2. 2013, Russland).

Da etwa die Hälfte der erdnah vorbeifliegenden Asteroiden erst Stunden bis Tage vor der Erdpassage aufgefunden wird (der Tscheljabinsk-Meteor traf die Erde, da er aus Richtung der Sonne kam, völlig unentdeckt), sind mögliche Gegenmaßnahmen (z. B. Bahnveränderungen durch Laserbeschuss mit einer Raumsonde) kaum realisierbar.

Von den erdnahen Asteroiden > 300 m sind zwar vermutlich fast alle bekannt, von den kleineren Objekten aber wohl nur ein Bruchteil.

Weitere Quizfragen zu Kometen und Meteoriten:

  1. Die Raumsonde Philae landete 2014 auf dem Kometen ...
    1. Halley.
    2. Encke.
    3. Tschurjumow-Gerassimenko.
  2. Was ist keine Folge eines großen Meteoriteneinschlages?
    1. Waldbrände
    2. Tsunamis
    3. Verlust der Erdatmosphäre
    4. großer Krater
    5. Staubansammlung in der Atmosphäre

(Richtige Antworten: 1c, 2c)

Uranus

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 51.118 km

Poldurchmesser: 49.946 km

Masse: 8,5 · 1025 kg

Mittlere Dichte: 1,271 g/cm³

Fallbeschleunigung: 8,87 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 21,3 km/s (= 76.680 km/h)

Sonnenabstand: 2,741 - 3,004 Mrd. km (Mittelwert: 2,872 Mrd. km = 19,201 AE)

Umlaufzeit: 84,01 Jahre

Bahngeschwindigkeit: 6,81 km/s

Rotationsdauer: 17 h 14 min 24 s

Achsenneigung: 28,32°

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 0,77°

Temperatur (bei einem Druck von 1 bar): 76 °K (-197 °C)

27 Monde; die 5 größten:

Maße in der Natur Maße im Modell
Mond Durchmesser Uranusentfernung Durchmesser Uranusentfernung
Titania 1.578 km 436.300 km 1,10 mm 30,32 cm
Oberon 1.523 km 583.519 km 1,06 mm 40,55 cm
Umbriel 1.169 km 266.300 km 0,81 mm 18,51 cm
Ariel 1.158 km 191.020 km 0,80 mm 13,22 cm
Miranda 472 km 129.872 km 0,33 mm 9,02 cm

Der drittgrößte Planet unseres Sonnensystems wurde 1781 durch Wilhelm Herschel (1738-1822), eine der herausragendsten und vielseitigsten Persönlichkeiten der Astronomiegeschichte, entdeckt. Schon 1690 wurde er von John Flamsteed, Direktor der Sternwarte in Greenwich, als Stern katalogisiert, ohne dass seine Planetennatur erkannt worden wäre. Uranus ist der einzige Planet, der nicht nach einem römischen Götternamen benannt wurde. Uranus ist ein altgriechischer „Urgott“; Vater des Kronos (Saturn).

Bei extrem günstigen Bedingungen ist Uranus, der 4x so groß wie die Erde ist (und daher deren 4²=16-fache Oberfläche sowie deren 4³=64-faches Volumen hat), mit freiem Auge am Nachthimmel gerade noch erkennbar. Voyager 2 war im Jahre 1986 die bislang einzige Raumsonde, die nahe an Uranus vorbeigeflogen ist.

Die relativ strukturlose Atmosphäre besteht zu 82 % aus Wasserstoff und zu 15 % aus Helium. Durch den hohen Methananteil (CH4) von 2,3 % ist die blaugrüne Farbe bedingt; Methan absorbiert im Rot- und reflektiert im Blaubereich. Nach Saturn hat Uranus die zweitkleinste Dichte; daher ist seine Masse etwas geringer als jene von Neptun, obwohl dieser etwas kleiner ist. Die Windgeschwindigkeiten in der Uranusatmosphäre betragen bis zu 700 km/h. Die oberen Wolken bestehen aus Methan-, die unteren vorwiegend aus Wassereis.

Einzigartig im Sonnensystem ist die Neigung der Rotationsachse – sie liegt fast in der Umlaufbahnebene des Uranus. Möglicherweise hat eine Kollision mit einem größeren Himmelskörper in der Frühzeit des Sonnensystems zu dieser Kippung der Rotationsachse geführt. Dadurch steht im Hochsommer die Sonne über den Polen im Zenit (= 90° über dem Horizont), und es kommt zu extremen jahreszeitlichen Unterschieden in der Sonneneinstrahlung. Diese bewirken Veränderungen in der Atmosphäre. 2028 ist der Uranusnordpol zur Sonne ausgerichtet, 2049/2091 steht sie genau über dem Äquator (→ Tag- und Nachtgleiche) und 2070 über dem Südpol.

Im Gegensatz zu allen anderen Gasplaneten strahlt Uranus nicht mehr Wärme ab, als er von der Sonne empfängt. Der Grund hierfür ist unbekannt. Die Sonne scheint am Uranus nur mehr ca. 1/370 so hell wie auf der Erde.

Äußerst komplex strukturiert ist sein Magnetfeld. Es handelt sich um ein Quadrupolfeld (4 magnetische Pole), dessen Magnetfeldachse um 59° gegen die Rotationsachse geneigt und zudem noch um 1/3 des Planetenradius gegenüber dem Planetenmittelpunkt verschoben ist. Möglicherweise befindet sich das Magnetfeld gerade in einer Umpolungsphase, wie sie eventuell auch der Erde in absehbarer Zeit bevorstehen könnte.

1977 wurde von der Erde aus bei einer Sternbedeckung durch Uranus ein schwaches Ringsystem entdeckt; es besteht aus insgesamt 13 schmalen Eis- und Gesteinsringen bzw. Ringbögen (= lokale Verdichtungen).

Alle Uranusmonde sind kleiner als der Erdmond; die Hauptmonde sind nach Figuren aus literarischen Werken von Shakespeare benannt (sowohl Uranus selbst als auch die großen Monde wurden von englischen Astronomen entdeckt).

Ariel hat eine geologisch sehr junge Oberfläche mit wenigen Kratern, Umbriel und Oberon hingegen haben eine alte, kraterreiche Oberfläche. Titania nimmt diesbezüglich eine Mittelstellung ein. Besonders interessant ist der Mond Miranda. Er hat eine unregelmäßige Form und weist extreme Verwerfungen sowie Canyons bis zu einer Tiefe von 20 km auf. Die Oberfläche ist jung und kraterarm; in den Ebenen finden sich parallele Furchen. Die Entstehung ist unklar – möglicherweise wurde Miranda bei einer Kollision zweier Monde „neu zusammengesetzt“.

Weitere Quizfragen zum Uranus:

  1. Uranus hat eine ... Farbe.
    1. gelbe
    2. rötliche
    3. blaugrüne
  2. Wie viele Raumsonden sind bislang nahe am Uranus vorbeigeflogen?
    1. 1
    2. 2
    3. 3
  3. Welcher Planet hat eine geringere Dichte als Uranus?
    1. Erde
    2. Jupiter
    3. Saturn
    4. Neptun
  4. Bei sehr günstigen Bedingungen ist Uranus ...
    1. gerade noch mit freiem Auge sichtbar.
    2. in einem kleinen Fernrohr sichtbar.
    3. in einem großen, erdgebundenen Teleskop sichtbar.
    4. nur mit einem Weltraumteleskop sichtbar.
  5. Welche Aussage ist richtig?
    1. Rotationsachse und Magnetfeldachse des Uranus fallen zusammen.
    2. Es gibt kaum jahreszeitliche Unterschiede auf Uranus.
    3. Kein Uranusmond ist größer als der Erdmond.
    4. Die Farbe der Atmosphäre wird durch den hohen Heliumanteil bedingt.
    5. Der Mond Miranda hat eine sehr kraterreiche Oberfläche.

(Richtige Antworten: 1c, 2a, 3c, 4a, 5c)

Die Entstehung des Sonnensystems

Die Entstehung unseres Sonnensystems erfolgte vor ca. 4,7 Milliarden Jahren auf demselben Weg, wie auch alle anderen Sterne samt den sie umkreisenden Himmelskörpern geboren werden.

Ausgangspunkt der Sternentstehung sind sogenannte „Molekülwolken“ (da in ihnen aufgrund der tiefen Temperaturen der Wasserstoff in molekularer Form – H2 – vorkommt). Es sind Gas- und Staubwolken mit einem Durchmesser von bis zu 100 Lichtjahren und einer Masse von bis zu einer Million Sonnenmassen, die sich vorzugsweise in den Spiralarmen einer Galaxie bilden und dichter als ihre Umgebung sind.

Ab einer gewissen Masse beginnen sie aufgrund ihrer eigenen Gravitation zu kontrahieren und ziehen sich zusammen. Dieser Vorgang kann durch eine nahe Supernovaexplosion (= die Explosion eines alten, massereichen Sternes, bei dem das interstellare Medium mit schweren Elementen angereichert wird) ausgelöst bzw. beschleunigt werden. Bei der Entstehung unseres Sonnensystems dürfte dies der Fall gewesen sein.

Durch die Kontraktion steigen Dichte und Temperatur, gleichzeitig nimmt (ähnlich einem sich drehenden Eiskunstläufer, der die Arme anzieht) die Rotationsgeschwindigkeit zu. Dadurch kommt es zu einer Abflachung/Abplattung der Gas- und Staubscheibe. Wenn die Temperatur im Zentrum einen Wert von ca. 5. Millionen Grad erreicht, setzt der Vorgang der Kernfusion (siehe Tafel 2) ein – ein neuer, (selbst) leuchtender Stern ist damit geboren.

Bei unserer Sonne dauerte diese Kontraktionsphase ca. 30 Millionen Jahre – im Vergleich zu ihrer Gesamtlebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren ein äußerst kurzer Zeitraum. Der Geburtsvorgang von massereicheren Sternen geht noch schneller vor sich; sie haben aber auch eine wesentlich kürzere Lebensdauer, weil sie mit ihren Energievorräten viel verschwenderischer umgehen. Bei größeren Molekülwolken können auch Doppel- oder Mehrfachsternsysteme oder sogar ganze Sternhaufen entstehen; ein Beispiel für eine solche Sterngeburtsstätte in unserer Milchstraße ist der Orion-Nebel, der im Winter bereits mit einem Feldstecher schön zu sehen ist.

Der junge Stern ist von einer Akkretionsscheibe aus Staub und Gas umgeben, in der die größeren Staubteilchen aufgrund ihrer höheren Anziehungskraft kleinere einfangen und nach und nach zu Planetenvorstufen, sogenannten Planetesimalen, heranwachsen. In nur 1 Mio. Jahren bilden sich so ca. 100 km große Himmelskörper.

Dieser Vorgang setzt sich so lange fort, bis die Akkretionsscheibe nach ca. 20-30 Mio. Jahren von Gas und Staub weitgehend leergefegt ist. Nach diesem Zeitraum hatten sich dann die heute die Sonne umkreisenden Planeten, Zwergplaneten und Kleinkörper herausgebildet.

Die Planeten waren in der Frühphase des Sonnensystems noch einem intensiven, erst allmählich abnehmenden Meteoritenbombardement ausgesetzt. Die Oberfläche der Erde war daher vermutlich aufgeschmolzen und heiß; erst nach einer Abkühlungsphase konnte der Wasserdampf in der Atmosphäre kondensieren und sich in Becken zu Urozeanen sammeln. In ihnen bildete sich – etwa 1 Jahrmilliarde nach der Entstehung der Erde – das erste Leben. Die ältesten Fossilien, einfach gebaute Bakterien, haben ein Alter von ca. 3,5 Mrd. Jahren.

Eindeutige (und voneinander unabhängige) Beweise für das 4,7 Mrd. Jahre-Alter unseres Sonnensystems sind:

  • Das Alter der Sonne selbst. Da der Entwicklungsweg von Sternen sehr genau verstanden ist, lässt sich aus Beobachtung seiner Eigenschaften das Alter eines Sternes sehr genau ermitteln.
  • Das Alter der Gesteine von Asteroiden, Kometen und Meteoriten (Materie, die sich seit der Bildung des Sonnensystems nicht mehr verändert hat). Gesteins- und Mineralienalter lassen sich mit der radiometrischen Altersbestimmung, die auf dem radioaktiven Zerfall instabiler Atome beruht, sehr genau feststellen.
  • Das Alter der ältesten Mondgesteine.
  • Das Alter der ältesten Zirkonkristalle in irdischen Gesteinen.

Auch für das Modell der Bildung der Planeten aus einer rotierenden Akkretionsscheibe heraus gibt es stichhaltig Beweise, u. a.:

  • Alle (8) Planeten haben dieselbe Umlaufrichtung um die Sonne.
  • Ihre Bahnen befinden sich alle in der annähernd gleichen Ebene.

Das Sonnensystem ist wesentlich jünger als das Universum selbst, das ein Alter von ca. 13,8 Mrd. Jahren aufweist. Die Sonne – bzw. die Molekülwolke, die zu ihrer Bildung führte – hat(te) daher eine deutlich andere Zusammensetzung als die Sterne im frühen Universum, die praktisch ausschließlich aus Wasserstoff und Helium bestanden haben. Die Akkretionsscheibe um die Sonne war wesentlich reicher an schwereren Elementen wie Kohlenstoff, Silicium, Sauerstoff, Aluminium, Eisen, etc. – eine Voraussetzung dafür, dass sich Planeten mit einer festen Oberfläche und letztendlich auch Lebensformen entwickeln konnten.

Weitere Quizfragen zur Entstehung des Sonnensystems:

  1. Etwa 30 Millionen Jahre dauerte ...
    1. die Entwicklung der ersten Lebewesen auf der Erde.
    2. die Bildung von Planetenvorstufen in unserem Sonnensystem.
    3. die Kontraktionsphase der Sonne.
  2. Was ist kein Beleg für das Alter unseres Sonnensystems? Das Alter der ...
    1. ältesten Mondgesteine.
    2. Sonne.
    3. Asteroiden und Kometen.
    4. ältesten Bakterien.
    5. ältesten irdischen Zirkonkristalle.

(Richtige Antworten: 1b, 2d)

Neptun

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 49.528 km

Poldurchmesser: 48.682 km

Masse: 1,1 · 1026 kg

Mittlere Dichte: 1,683 g/cm³

Fallbeschleunigung: 11,15 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 23,5 km/s (= 84.600 km/h)

Sonnenabstand: 4,444 - 4,546 Mrd. km (Mittelwert: 4,495 Mio. km = 30,047 AE)

Umlaufzeit: 164,79 Jahre

Bahngeschwindigkeit: Mittelwert: 5,43 km/s

Rotationsdauer: 15 h 57 min 59 s

Achsenneigung: 28,32°

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 1,769°

Temperatur (bei einem Druck von 1 bar): 72 °K (-201 °C)

14 Monde; die 3 größten:

Maße in der Natur Maße im Modell
Mond Durchmesser Neptunentfernung Durchmesser Neptunentfernung
Triton 2.707 km 354.800 km 1,88 mm 24,66 cm
Proteus 420 km 117.647 km 0,29 mm 8,17 cm
Nereid 340 km 5.513.400 km 0,24 mm 383,13 cm

Der viertgrößte Planet unseres Sonnensystems wurde 1846 durch Johann Gottfried Galle entdeckt. Aufgrund von Störungen, die man in der Uranusbahn beobachtet hatte, vermutete man die Existenz eines weiteren, großen Planeten in noch größerer Sonnenentfernung, und nach Berechnungen des Franzosen Urbain Le Verrier gelang die Planetenentdeckung nahe der von ihm vorausberechneten Position. Aus Aufzeichnungen von Galileo Galilei geht hervor, dass dieser Neptun schon 1612/13 beobachtet hatte, ohne jedoch seine Planetennatur zu erkennen.

Neptun ist der kleinste der vier Gasplaneten unseres Sonnensystems (minimal kleiner als Uranus, aber aufgrund der deutlich höheren Dichte massereicher als dieser) und nach einer römischen Meeresgottheit benannt. Er ist so lichtschwach, dass er mit freiem Auge auch unter sehr günstigen Beobachtungsbedingungen nicht sichtbar ist. Voyager 2 war im Jahre 1989 die bislang einzige Raumsonde, die nahe an Neptun sowie seinem größten Mond Triton vorbeigeflogen ist.

Die Atmosphäre ist intensiver blau gefärbt als jene des Uranus, bedingt durch den höheren Methananteil (CH4) in den oberen Wolkenschichten, denn Methan absorbiert im Rot- und reflektiert im Blaubereich. Die Neptunatmosphäre ist wesentlich dynamischer als jene des Uranus; die Windgeschwindigkeiten betragen durchschnittlich 1.600 km/h mit Spitzen von 2.100 km/h; damit ist Neptun der Planet mit den höchsten Windgeschwindigkeiten in unserem Sonnensystem. Voyager 2 entdeckte 1989 ein mit dem Großen Roten Fleck Jupiters vergleichbares Sturmsystem, das als „Great Dark Spot“ bezeichnet wurde. Es verschwand in den 1990er-Jahren, dafür bildeten sich auf der Nordhemisphäre des Neptuns andere Sturmsysteme – die Atmosphäre zeigt also deutliche jahreszeitliche Veränderungen, bedingt durch eine Rotationsachsenneigung, die etwas größer als jene der Erde ist.

Neptun strahlt um das 2,7-fache mehr Wärme ab, als er von der Sonne empfängt, obwohl er im Gegensatz zu Jupiter und Saturn nicht kontrahiert. Der Mechanismus hierfür ist unklar. Die Sonne scheint am Neptun nur mehr ca. 1/900 so hell wie auf der Erde.

Das Magnetfeld ist ähnlich komplex strukturiert wie jenes des Uranus (siehe dazu die dortigen Ausführungen; sie gelten in sehr ähnlicher Form auch für Neptun).

Die Ringe und Ringbögen sind schwach ausgebildet und verändern sich ständig; ihre Dynamik ist kaum verstanden.

Die Neptunmonde sind nach untergeordneten Meeresgottheiten benannt. Zwei Monde sind besonders interessant:

Triton ist größer als unser Erdmond, sein Abstand zum (im Vergleich zur Erde viel größeren) Neptun beträgt aber weniger als die halbe Distanz Erde-Mond. Seine Bahn ist praktisch kreisförmig, die Umlaufrichtung aber der Rotationsrichtung des Planeten entgegengesetzt („retrograd“). Diese für einen Mond in unserem Sonnensystem einzigartigen Verhältnisse sind möglicherweise dadurch entstanden, dass Triton der von Neptun eingefangene Bestandteil eines ihm zu nahe gekommenen ursprünglichen Doppelplanetensystems ist. Triton spiralisiert langsam auf den Planeten zu und wird in ca. 100 Mio. Jahren die sogenannte Roche-Grenze erreichen, die angibt, wie weit sich ein Objekt einem Himmelskörper nähern darf, ohne durch dessen Gezeitenkräfte zerrissen zu werden. In kosmologisch sehr kurzer Zeit wird Triton also zertrümmert werden; seine Bruchstücke werden dann ein Ringsystem um den Neptun bilden, das prächtiger als jenes des Saturn sein wird.

Tritons Oberfläche ist eisbedeckt (vor allem gefrorener Stickstoff, daneben Wasser-, Kohlendioxid-, Methan- und Kohlenmonoxideis) und reflektiert mehr als 75 % des einfallenden Sonnenlichtes. Dadurch ist Triton mit einer Oberflächentemperatur von -236,5 °C (also nur mehr knapp 37° über dem absoluten Nullpunkt) neben Pluto der kälteste derzeit bekannte Ort in unserem Sonnensystem. Er ist jedoch geologisch aktiv; jahreszeitliche Erwärmungen bedingen einen Kryovulkanismus, durch den über Geysire flüssiger Stickstoff bis in eine Höhe von 8 km gelangt und sich eine periodische und lokale, dünne Stickstoffatmosphäre bildet.

Der Mond Nereid ist wesentlich kleiner und umläuft den Neptun in einer ferneren und sehr exzentrischen Bahn. Sein Abstand vom Planeten schwankt zwischen 1,4 und 9,6 Mio. km; für einen Umlauf benötigt er knapp ein Erdenjahr. Er ist wesentlich dunkler als Triton - nur 15 % des einfallenden Lichtes werden reflektiert - und daher um ca. 15 °C wärmer als dieser.

Weitere Quizfragen zum Neptun:

  1. Neptun ist der Planet mit ...
    1. den höchsten Windgeschwindigkeiten.
    2. der größten Rotationsachsenneigung.
    3. der größten Masse.
  2. Wie heißt der Entdecker des Neptuns?
    1. Galileo Galilei
    2. Nikolaus Kopernikus
    3. Johann Gottfried Galle
  3. Die bläuliche Farbe der Neptunatmosphäre ist bedingt durch den hohen Anteil an ...
    1. Kohlendioxid.
    2. Sauerstoff.
    3. Methan.
    4. Lachgas.
  4. Die jahreszeitlichen Veränderungen in der Neptunatmosphäre werden verursacht durch ...
    1. den wechselnden Abstand zur Sonne.
    2. die Rotation des Planeten.
    3. die Gravitationskräfte seiner Monde.
    4. die Neigung der Rotationsachse.
  5. Welche Merkmalskombination trifft auf Neptun zu?
    1. mit freiem Auge sichtbar und bereits von mehreren Raumsonden besucht
    2. masseärmster und kleinster Gasplanet
    3. prächtigstes Ringsystem und kompliziertes Magnetfeld
    4. bläuliche Farbe und im Vergleich zur Erde etwas größere Rotationsachsenneigung
    5. hohe Windgeschwindigkeiten und keinen Mond, der größer als der Erdmond ist

(Richtige Antworten: 1a, 2c, 3c, 4d, 5d)

Transneptunische Objekte

Bis Anfang der 1990er-Jahre glaubte man, dass Pluto das einzige „transneptunische Objekt“ (TNO; = ein Himmelskörper, dessen mittlerer Sonnenabstand größer als jener von Neptun ist) wäre. Ab 1992 entdeckte man dann jedoch in rascher Folge weitere dieser Objekte; heute sind mehr als 1.000 bekannt. Es gibt jedoch vermutlich mehrere Millionen TNOs, darunter wohl Zehntausende mit einem Durchmesser größer als 100 km. Die meisten der bekannten TNOs bewegen sich in einer Zone mit einem Sonnenabstand von 30-50 AE (also unmittelbar außerhalb der Neptunbahn). Diese Zone wird als „Kuiper-Gürtel“ (engl. „Kuiper-Belt“; benannt nach einem bedeutenden Astronomen des 20. Jahrhunderts) bezeichnet, und die Himmelskörper dieser Zone als „Kuiper-Belt-Objekte“ (KBOs; sie sind also eine Unterklasse der TNOs). Pluto (Tafel 17), der auch zu dieser Gruppe gehört, ist (derzeit noch) das größte dieser Objekte.

Die kleineren TNOs erhalten nur Katalognummern, die größeren werden nach Gottheiten nicht-antiker Kulturkreise (z. B. Osterinsel, Inuit, Hawaii) benannt. Die größten TNOs - Pluto, Eris, Haumea und Makemake - zählen zu den „Plutoiden“ (=Zwergplaneten jenseits der Neptunbahn), alle anderen gelten als „Kleinkörper“.

Die meisten TNOs sind kometenkernähnlich, bestehen aus Lockergestein und Eis und sind sehr dunkel - sie reflektieren nur rund 4 % des einfallenden Sonnenlichts. Sie (korrekter gesagt: eigentlich die KBOs) werden in vier verschiedene Kategorien eingeteilt.

  1. Mit Neptun resonante KBOs. Resonanz heißt: Die Umlaufzeiten stehen in ganzzahligen Verhältnissen. Der ca. 800 km große Orcus besitzt (wie Pluto) eine 3:2 Resonanz; d. h. während er zwei Sonnenumläufe macht, hat Neptun genau drei vollendet. Objekte mit einer solchen 3:2-Resonanz (die bei einem Sonnenabstand von 39-40 AE zu einer Umlaufzeit von ca. 248 Jahren führen) bilden die Unterklasse der „Plutinos“; eine andere Gruppe sind die „Twotinos“ (2:1-Resonanz, Sonnenabstand 48 AE, Umlaufzeit 330 Jahre). Zahlreiche andere Resonanzen (z. B. 3:1, 5:2, 7:4, usw.) kommen vor.
  2. Klassische KBOs (auch als „Cubewanos“ - nach dem ersten, 1992 jenseits der Plutobahn entdeckten Objekt mit der Katalognummer QB 1 - bezeichnet; zu ihnen gehören ca. 2/3 der bekannten KBOs). Sie bewegen sich im äußeren Kuiper-Gürtel auf annähernd kreisförmigen Bahnen, sind aber mit Neptun nicht resonant.
  3. Die Bahnen sind z. T. stark gegen die Erdbahnebene geneigt. Beispiele:

    • Makemake: Ø 1.450 km, nach Pluto das von der Erde aus gesehen zweithellste TNO.
    • Haumea: Ø 2.100 x 1.400 km. Mit knapp 4 h Rotationszeit das am schnellsten rotierende Objekt im Sonnensystem (→ starke Abplattung).
    • Quaoar: Ø 1.100 km. Entdeckt 2002; auf alten Fotoplatten ließ er sich bis 1954 zurückverfolgen, wodurch eine genaue Bahnbestimmung möglich war (dies trifft in dieser Form auf viele TNOs zu). Quaoar hat einen Mond (Weywot, Ø 81 km), der ihn umkreist.
    • Arrokoth: Neben Pluto das einzige TNO, das von einer Raumsonde besucht wurde (2019 durch New Horizons; rund dreieinhalb Jahre nach ihrer Plutopassage); gleichzeitig der am weitesten von der Sonne entfernte Himmelskörper, von dem wir dadurch Nahaufnahmen besitzen. Arrokoth (Sonnenentfernung 42-47 AE, Umlaufzeit ca. 298 Jahre) besteht aus zwei Teilkörpern mit 19,5 + 14,2 km Größe (ein „contact binary system“). Vermutlich spiralisierten zwei Himmelskörper einst langsam aufeinander zu und vereinigten sich zu einem Objekt.

  4. Gestreute KBOs („Scattered Disc Objects“, SDOs). Große Bahnexzentrizitäten (Perihel = sonnenächster Punkt: im Kuiper-Gürtel; Aphel = sonnenfernster Punkt: viel weiter entfernt, bis zu 1.000 AE); die Bahnen sind stark gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene) geneigt. Zu dieser Gruppe gehört
    • Eris: Mit einem Durchmesser von 2.326 km nur 50 km kleiner als Pluto, aber massereicher als dieser (= das massereichste derzeit bekannte TNO). Ihre Entdeckung 2005 war hauptverantwortlich für die Diskussion über den Planetenstatus von Pluto (und dessen letztendliche Aberkennung). Eris (Sonnenabstand 38-97 AE, Bahnneigung 44°) besitzt einen Mond (Dysnomia, Ø 100 km).

  5. Anomale KBOs. Objekte, die sich zur Gänze außerhalb des Kuiper-Gürtels aufhalten, mit z. T. extrem langgestreckten elliptischen Bahnen und Umlaufzeiten von mehreren Tausend Jahren. Hauptobjekt dieser Gruppe ist
    • Sedna: Ø ca. 1.000 km; extrem exzentrische Bahn (Sonnenabstand 76-936 AE; Umlaufzeit ca. 11.400 Jahre). Das am weitesten von der Sonne kreisende, derzeit bekannte Objekt unseres Sonnensystems; im sonnenfernsten Punkt ist Sedna bereits 5,4 Lichttage von der Sonne entfernt. Sedna wurde 2003 nur deshalb entdeckt, weil sie sich derzeit nahe ihres Perihels befindet (sie durchläuft den sonnennächsten Punkt ihrer Bahn im Jahr 2076).

Aufgrund der Bahneigenschaften von Sedna und anderer „anomaler KBOs“ wird auf die Existenz eines (dann 10., „echten“) Planeten mit zumindest Erdmasse geschlossen, der sich in etwa doppeltem Sonnenabstand von Sedna befinden könnte. Bislang war die Suche nach einem solchen Objekt aber vergeblich.

Weitere Quizfragen zu den Transneptunischen Objekten:

  1. Kuiper-Belt-Objekte sind Transneptunische Objekte mit ...
    1. einem Sonnenabstand von 30-50 AE.
    2. mit einer Masse von mehr als 1/10 der Plutomasse.
    3. mit kreisförmigen Umlaufbahnen.
  2. "Resonanz" bedeutet ganzzahlige Verhältnisse der ...
    1. Rotationszeiten.
    2. Durchmesser.
    3. Umlaufzeiten.
    4. Massen.
    5. .

(Richtige Antworten: 1a, 2c)

Pluto

ALLGEMEINE DATEN:

Äquatordurchmesser: 2.376 km

Poldurchmesser: 2.374 km

Masse: 1,3 · 1022 kg

Mittlere Dichte: 1,854 g/cm³

Fallbeschleunigung: 0,62 m/s²

Fluchtgeschwindigkeit: 1,21 km/s (= 4.356 km/h)

Sonnenabstand: 4,437 - 7,376 Mrd. km (Mittelwert: 5,906 Mrd. km = 39,482 AE)

Umlaufzeit: 247 Jahre 343 Tage

Bahngeschwindigkeit: 3,71 - 6,10 km/s (Mittelwert: 4,67 km/s)

Rotationszeit: 6 d 9 h 43 min 12 s

Achsenneigung: 122,53°

Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene): 17,14°

Temperaturmittel: 31 °K (-242 °C)

Temperaturminimum: 24 °K (-249 °C)

Temperaturmaximum: 38 °K (-235 °C)

5 Monde; die 3 größten:

Maße in der Natur Maße im Modell
Mond Durchmesser Plutoentfernung Durchmesser Plutoentfernung
Charon 1.212 km 17.536 km 0,84 mm 1,22 cm
Hydra 51 x 36 x 31 km 64.721 km 0,035 mm 4,50 cm
Nix 50 x 33 x 31 km 48.690 km 0,034 mm 3,38 cm

Bald nach der Entdeckung des Neptun (1846) zeigte sich, dass Neptun - wie Uranus - Bahnstörungen aufwies, die man durch die Existenz eines noch weiter außen im Sonnensystem kreisenden Himmelskörpers zu erklären versuchte, und man machte sich systematisch auf die Suche nach diesem „Planeten X“. Zu diesem Zwecke gründete und finanzierte Percival Lowell 1894 eine eigene Sternwarte, das Flagstaff-Observatorium in New Mexico, und machte sich selbst auf die Suche nach dem hypothetischen Planeten.

1930 wurde er von Clyde W. Tombaugh (1906-1997) nach dem genauen Studium von Tausenden Fotoplatten entdeckt und - nach einem Vorschlag der 11-jährigen Britin Venetia Burney - nach dem römischen Gott der Unterwelt benannt. Später zeigte sich, dass Percival Lowell Pluto 1915 zweimal fotografiert, ihn aber übersehen hatte, weil er nach einem viel helleren Objekt Ausschau gehalten hatte. Ebenso fotografierte der amerikanische Astronom Milton Humason 1919 Pluto zweimal, doch er hatte Pech: Einmal überstrahlte ein naheliegender, heller Stern Pluto, und beim zweiten Mal fiel Plutos Lichtpünktchen ausgerechnet auf einen Oberflächenfehler in der Fotoplatte.

Im astronomischen Symbol für Pluto sind auch die Initialen Percival Lowells repräsentiert, der einen Teil seines Lebens der Suche nach dem „Planeten X“ gewidmet hatte.

1930 nahm man für Pluto in etwa Erdgröße an; mit der Entwicklung leistungsstarker Teleskope mussten die Werte für Durchmesser und Masse ständig nach unten revidiert werden, sodass einerseits klar wurde, dass Pluto nicht für die Bahnstörungen des Neptun verantwortlich sein konnte, und andererseits unter Astronomen gespottet wurde, dass „Pluto irgendwann einmal ganz verschwinden würde“. Ab 1992 wurde zahlreiche weitere Himmelskörper jenseits der Neptunbahn aufgefunden, und als 2005 mit Eris ein Objekt entdeckt wurde, das eine dem Pluto vergleichbare Größe hatte, war die Debatte, ob man Pluto noch einen Planetenstatus zubilligen (und damit Eris als 10. Planeten führen) sollte, voll entbrannt. In ihrer Sitzung 2006 definierte die Internationale Astronomische Union den Begriff „Planet“ neu, wodurch Pluto zum Zwergplaneten (mit der Katalognummer 134340) „degradiert“ wurde. Dagegen regte sich Widerstand: 2007 beschloss das Repräsentantenhaus von New Mexico (Standort der Sternwarte, wo Pluto entdeckt wurde), Pluto weiterhin als Planeten zu betrachten; 2009 traf der Senat von Illinois (der Heimatbundesstaat des Plutoentdeckers Clyde Tombaugh) die gleiche Entscheidung.

Pluto - kleiner als der Erdmond; sein Durchmesser entspricht ziemlich genau der Nord-/Südausdehnung der USA - hat eine gegen die Ekliptik (= Erdbahnebene) stark geneigte Bahn, die zudem deutlich exzentrisch (= langgestreckte Ellipse) ist. Im Aphel (= sonnenfernster Punkt der Bahn) ist Pluto 66 % weiter von der Sonne entfernt als im Perihel (= sonnennächster Punkt). In letzterem (den er 1989 durchlaufen hat) steht er der Sonne sogar näher als Neptun (das war von 1979-1999 der Fall). Da Pluto mit Neptun eine 3:2-Bahnresonanz (d. h., wenn Pluto zwei Sonnenumläufe macht, hat Neptun die Sonne dreimal umrundet) hat, kann es nie zu einer Kollision der beiden Himmelskörper kommen. Seit 1989 entfernt sich Pluto sukzessive von der Sonne; den sonnenfernsten Punkt seiner Bahn wird er 2113 erreichen. Selbst in seinem Perihel ist Pluto um mehr als das Tausendfache zu lichtschwach, als dass man ihn von der Erde aus mit freiem Auge sehen könnte - er ist also nur in großen Teleskopen sichtbar.

Die Sonne scheint auf Pluto - je nach Abstand - nur 1/882 bis 1/2.340 so hell wie auf der Erde; das entspricht der 486- bis 176-fachen Vollmondhelligkeit.

Pluto rotiert (wie die Venus) rückläufig, d. h. entgegen der Umlaufrichtung um die Sonne.

Im Juli 2015 flog die Raumsonde „New Horizons“ nach 9 1/2-jähriger Reise - mit an Bord einige Gramm Asche des 1997 verstorbenen Plutoentdeckers - in nur 12-500 km Entfernung an Pluto vorbei und lieferte die ersten Nahaufnahmen einer eisigen Welt, ehe sie ins äußere Sonnensystem weiterflog. Plutos Oberfläche ist vielgestaltig und weist große Helligkeitsunterschiede auf; es finden sich eisbedeckte Tiefebenen, 3-500 m hohe Bergketten, Eisvulkane, tiefe Rillen und zahlreiche Einschlagkrater. Manche Regionen sind geologisch sehr alt, manche tektonisch hingegen noch aktiv.

Pluto besitzt eine dünne Atmosphäre, die bis in eine Höhe von ca. 150 km reicht. Sie besteht zum größten Teil aus Stickstoff, daneben findet sich noch etwas Kohlenmonoxid und Methan. Letzteres verursacht eine Inversionswetterlage; d. h. die Temperatur nimmt nach oben hin zu. Dadurch hat die obere Atmosphäre eine Temperatur von ca. -170 °C, während es am Boden ca. -240 °C kalt ist.

Unter einer Stickstoffeiskruste befindet sich vermutlich ein Wassereismantel, der einen großen Gesteinskern umgibt. An der Übergangszone zwischen Kern und Mantel könnte sich durch innere Schmelzvorgänge ein flüssiger Wasserozean befinden.

Bemerkenswert ist Plutos größter Mond Charon, der 1978 von James Christy entdeckt wurde. Er ist etwas mehr als halb so groß wie Pluto selbst und hat daher ca. 1/8 seiner Masse. Dadurch befindet sich der gemeinsame Schwerpunkt, um den Pluto und Charon kreisen, außerhalb des Plutokörpers - man bezeichnet das System Pluto/Charon daher als „Doppel(zwerg)planeten“. Als einziges System größerer Körper in unserem Sonnensystem weist es eine „doppelt gebundene“ Rotation auf: Charons Umlauf- und Rotationszeit sowie die Rotationszeit von Pluto sind gleich lang (kein Zufall, sondern der stabile Endzustand in der Entwicklung eines Zweikörpersystems). Das hat zur Folge, dass sich die beiden Himmelskörper immer dieselbe Seite zuwenden. Charon steht immer über demselben Punkt der Plutooberfläche und ist daher nur von einer Plutohälfte aus sichtbar; ebenso kann Pluto nur von einer Seite Charons aus gesehen werden.

Die anderen vier - sehr kleinen - Monde Plutos stehen zu Charon in Resonanz; d. h. ihre Umlaufzeiten sind ganzzahlige Vielfache der Umlaufzeiten Charons (1:3:4:5:6).

Weitere Quizfragen zum Pluto:

  1. Pluto ...
    1. entfernt sich derzeit von der Sonne.
    2. nähert sich derzeit der Sonne.
    3. hält seine Distanz zur Sonne konstant.
  2. Pluto besitzt ...
    1. keine Atmosphäre.
    2. eine dünne, über 100 km hohe Atmosphäre.
    3. eine dichte, nur 10 km hohe Atmosphäre.
  3. Plutos Umlaufbahn ...
    1. ist kreisförmig.
    2. ist gegen die Erdbahnebene stark geneigt.
    3. kreuzt die Erdbahn.
    4. hat den doppelten Durchmesser der Erdbahn.
  4. Wie lange dauerte die Reise von New Horizons zu Pluto?
    1. 2 Jahre
    2. 5 1/4 Jahre
    3. 9 1/2 Jahre
    4. 14 Jahre
  5. Wie groß ist das Verhältnis der Durchmesser von Charon und Pluto? Annährend ...
    1. 1:1.
    2. 1:2.
    3. 1:3.
    4. 1:4.
    5. 1:5.

(Richtige Antworten: 1a, 2b, 3b, 4c, 5b)

Jenseits von Pluto

Mit Pluto haben wir - trotz seiner großen Entfernung - die Grenzen unseres Sonnensystems noch nicht erreicht. Um eine Vorstellung der Distanzen zu einigen wenigen, ausgewählten Objekten im Weltall zu vermitteln (allein in unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, gibt es rund 250 Milliarden Sterne, und mindestens ebenso viele Galaxien befinden sich im für uns beobachtbaren Universum), sind diese im Folgenden im Modellmaßstab angegeben (von Pluto aus; von der Sonne weg wären immer 4,1 km dazuzurechnen). In Klammer steht jeweils der Wert der Sonnenentfernung in der Natur. Machen wir uns also auf die Reise...

  • 572 mArrokoth (siehe Tafel 16; 45 AE). Den Weg dorthin (von Pluto aus) hat die Raumsonde New Horizons von 14. 7. 2015 bis 1. 1. 2019 - also in knapp 3 1/2 Jahren - zurückgelegt. Dies vermittelt auch eine modellmäßige Vorstellung, wie schnell heutige Raumsonden unterwegs sind.
  • 1.093 mäußerer Rand des Kuiper-Gürtels (siehe Tafel 16; 50 AE).
  • 11,8 km (wenn wir in Richtung des Planetenweges weitergehen würde, etwa in Allhartsberg) → Voyager 1 (jene Raumsonde, die sich bislang am weitesten von der Erde wegbewegt hat; 2021: 153 AE)
  • 93,2 km (entspricht der Luftlinie Steyr-St.Pölten) → sonnenfernster Punkt von Sedna (siehe Tafel 16; 936 AE)

Jetzt verlassen wir das Sonnensystem und wandern weiter zum nächsten Stern. Dazu müssen wir allerdings weit über den Südpol der Erde (von Amstetten ca. 15.300 km entfernt) hinausgehen:

  • 27.744 kmProxima Centauri (4,22 Lichtjahre [LJ])

Wir befinden uns - wie auch bei den nachfolgenden Objekten - dann aber nur in einer sehr sonnennahen, lokalen Region unserer Milchstraße:
  • 56.540 kmSirius (hellster Stern am Nachthimmel, 8,6 LJ)
  • 166.401 kmWega (heller Stern am Nordhimmel, 25,3 LJ)

Wenn wir zurückblicken, wird die Sonne dabei immer lichtschwächer. Nach
  • 368.173 km (in etwa die Entfernung Erde-Mond in der Natur) → ist ihre Sichtbarkeitsgrenze für das freie Auge erreicht (56 LJ); ab jetzt sehen wir die Sonne nur mehr mit optischen Hilfsmitteln.
  • 2,56 Millionen km (=6,6fache Mondentfernung in der Natur) → Plejaden („Siebengestirn“, ein prächtiger Sternhaufen; 390 LJ)
  • 2,81 Mio. kmBeteigeuze (mit dem 400-fachen Sonnendurchmesser einer der größten bekannten Sterne und der Hauptkandidat für eine - kosmologisch gesehen - nahe bevorstehende Supernovaexplosion; 427 LJ)
  • 2,83 Mio kmPolarstern (431 LJ)
  • 9,53 Mio. kmOrion-Nebel (eine „Sterngeburtsstätte“, 1.450 LJ)
  • 21 Mio. kmDeneb (der mit einer ca. 250.000-fachen Sonnenleuchtkraft vermutlich hellste Stern unserer Galaxie; 3.200 LJ)
  • 42,7 Mio. km (in der Natur in etwa der Minimalabstand zwischen Erde und Venus) → M 4 (der uns nächstgelegene Kugelsternhaufen; 6.500 LJ)

Wir nähern uns langsam dem Zentrum unserer Heimatgalaxie:
  • 177,5 Mio. km (in der Natur etwas mehr als der Abstand Erde-Sonne) → Milchstraßenzentrum (27.000 LJ). Der Durchmesser unserer Milchstraße würde im Modell etwa 789 Mio. km betragen.

Jetzt dringen wir in die „Lokale Gruppe“, ein (sehr kleiner) Galaxienhaufen mit etwa 50 Mitgliedern, von denen unsere Milchstraße die zweitgrößte Galaxie ist, vor:

  • 1,1 Milliarden km (in der Natur etwas weniger als der Abstand Erde-Saturn) → Große Magellan´sche Wolke (eine Begleitgalaxie unsererMilchstraße, nur auf der Südhalbkugel sichtbar; 165.000 LJ)
  • 21 Mrd. km (= 140-facher Abstand Erde-Sonne in der Natur) →Andromedagalaxie (die nächstgelegene Galaxie, die etwas größer als unsere Milchstraße ist; 3,2 Mio. LJ)

Unsere „Lokale Gruppe“ ist ein Randbereich des „Virgo-Superhaufens“, der aus mehreren Hunderten einzelner Galaxienhaufen besteht:

  • 592 Mrd. km (in der Natur knapp 4.000 AE) → Zentrum des Virgo-Superhaufens (90 Mio. LJ).

Der Modelldurchmesser dieses Superhaufens würde dem 100fachen des Durchmessers der Plutobahn in der Natur entsprechen. Eine Kugel mit diesem Durchmesser würde im Modell dennoch nur etwa 1/3.000.000 des Rauminhaltes des beobachtbaren Universums haben.

Wir können nicht weiter als 13,8 Mrd. Lichtjahre weit in den Raum hinaussehen, da das Alter des Universums 13,8 Mrd. Jahre beträgt und das Licht von Objekten außerhalb dieser Distanz noch nicht bei uns auf der Erde eingetroffen wäre. Daher als letzte Distanz, die wir auf unserer Reise im Modell angeben können:
  • 90,7 Billionen km (in der Natur 9,6 Lichtjahre) → Grenze des beobachtbaren Universums (13,8 Mrd. LJ).

Da sich das Universum in seiner Frühphase vermutlich eine Zeitlang mit Überlichtgeschwindigkeit ausgebreitet haben dürfte (was nicht im Widerspruch zu den Einstein´schen Relativitätstheorien steht), ist das Universum vermutlich aber noch weit größer. Das für uns beobachtbare Volumen (ca. 2,6 x 1030 Kubiklichtjahre) macht daher vielleicht nur einen kleinen Teil des gesamten Weltalls aus.

Jedenfalls sind die ungeheuren Distanzen im Universum selbst im Maßstab des Amstettner Planetenweges kaum anschaulich darstell- bzw. vorstellbar.

Weitere Quizfragen zu "Jenseits von Pluto":

  1. Wie weit dürfen wir uns in der Natur von der Sonne entfernen, um sie gerade noch mit freiem Auge wahrnehmen zu können?
    1. 26 Lichtjahre
    2. 56 Lichtjahre
    3. 116 Lichtjahre
  2. Wenn wir zügig (mit etwa 5 km/h) und ununterbrochen weitergehen würden, wann hätten wir im Modell den der Sonne nächstgelegenen Stern Proxima Centauri erreicht? Nach ca ...
    1. 231 Minuten.
    2. 231 Stunden.
    3. 231 Tagen.
    4. 231 Jahren.

(Richtige Antworten: 1b, 2c)