Sonneneruption vom 27. Mai 2014
Quelle: NASA/SDO



Termine:


Sommer 2018: Geplanter Start der Sonnen-Sonde Parker Solar Probe
Oktober 2018: Geplanter Start der Merkur-Raumsonde BepiColombo

Verein Kuffner Sternwarte

Das Sonnensystem



Unser Sonnensystem ist fast 4,6 Milliarden Jahre alt und befindet sich im Orion-Arm der Milchstraße - unserer Heimatgalaxie. Die linsenförmige Milchstraße beherbergt um die 200 Milliarden Sterne, ist ungefähr 13,2 Milliarden Jahre alt und hat einen Durchmesser von etwa 100 000 Lichtjahren. 1 Lichtjahr entspricht 9.460.730.472.580,8 Kilometer, also rund 10 Billionen, das sind 10 x 1000 Milliarden Kilometer. Der Durchmesser der Milchstraße entspricht fast dem etwa dreissig tausendfachen der Distanz zum sonnennächsten Stern (Proxima Centauri). ➤ Fotos von der Milchstraße
Unsere Sonne ist nicht der einzige Stern in der Milchstraße der von Planeten umkreist wird. Informationen über extrasolare Planeten, das uns am nächsten gelegene Exo-Planetensystem und eine Liste freisichtig beobachtbarer Sterne mit bestätigten Planeten finden Sie hier ➤ Exoplanetensysteme am Nachthimmel

Die nächste, größte Nachbargalaxie ist die ungefähr 2,5 Millionen Lichtjahre entfernte Andromeda-Galaxie (M31), die man bei guten Beobachtungsbedingungen mit bloßem Auge am Nachthimmel sehen kann.

Das Sonnensystem besteht aus der Sonne und allem was sie aufgrund ihrer Schwerkraft umkreist.
Im August 2006 haben die Mitglieder der IAU (International Astronomical Union) über eine neue Planetendefinition abgestimmt. Seither wandern nicht mehr 9 sondern nur noch 8 Planeten um unsere Sonne: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Pluto wurde zu einem Zwergplaneten herabgestuft. Neben den Planeten und deren Monden, umkreisen Zwergplaneten, Kleinplaneten (Asteroiden), Kometen und Meteoriden unsere Sonne.
➤ Animation der Umlaufbahnen der Planeten unseres Sonnensystems.
Distanzen im Sonnensystem werden in Astronomischen Einheiten (AE oder AU für astronomical unit) gemessen. 1 AE entspricht der mittleren Distanz zwischen der Sonne und der Erde = 149 597 870 700 Meter, also fast 150 Millionen Kilometer.
Da Licht mit ungeheurer Geschwindigkeit unterwegs ist (Lichtgeschwindigkeit im Vakuum = 299792,458 Kilometer pro Sekunde), beträgt die Lichtlaufzeit von der Sonne bis zur Erde nur 8,3 Minuten. Bis zum Planeten Neptun ist das Sonnenlicht 4,1 Stunden unterwegs.
Die äußersten bekannten, zum Sonnensystem gehörenden Himmelskörper befinden sich in der Oortschen Wolke. Aus den beobachteten Kometenerscheinungen schließt man auf einen mittleren Radius von 50 000 Astronomischen Einheiten.





Die Sonne

Im Zentrum unseres Sonnensystems befindet sich die Sonne. Unsere Sonne ist ein Stern, ein riesiger, glühend heißer Gasball, ohne dessen enorme Energie und Hitze, Leben auf der Erde nicht möglich wäre. Dieser für uns so überaus wichtige Stern ist ein Durchschnittsstern. In unserer Galaxie gibt es Milliarden sonnenähnlicher Sterne.
Die Sonne entstand, als sich eine ausgedehnte Gas- und Staubwolke aufgrund der eigenen Schwerkraft so stark verdichtete, dass in ihrem Zentrum Wasserstoffkerne begannen, miteinander zu verschmelzen und dabei riesige Energiemengen freizusetzen.
99,8% der Masse unseres ganzen Sonnensystems stecken in der Sonne. In ihrem Kern produziert die Sonne durch die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium pro Sekunde die gewaltige Energie von ca 1020 kWh. Die Temperatur im Kern beträgt ca 15 Millionen Grad. Da die Sonne kein fester Körper ist, rotieren ihre Teile in unterschiedlicher Geschwindigkeit. Eine Umdrehung des Sonnen-Äquators dauert ungefähr 26 Erdtage, jene der Pole ein paar Tage länger.

In der Atmosphäre der Sonne kann man drei Schichten unterscheiden. Die unterste Schicht ist die etwa 500 Kilometer dicke Photosphäre, die ihren Namen vom sichtbaren Licht (griech. phos) erhalten hat. Das sichtbare Licht stammt zu etwa 99% aus der Photosphäre. Wenn wir in die Sonne blicken, sehen wir das Licht der Photosphäre. Die Temperatur der Sonnenoberfläche beträgt ungefähr 5500 Grad. Die oberen Schichten der Photosphäre sind etwas kühler. Direkt über der Photosphäre liegt die Chromosphäre (Farbhülle), die etwa 2500 Kilometer dick ist. Die Temperatur steigt dort mit zunehmender Höhe von 4000 bis auf 10 000 Grad. Ihren Namen hat sie von den intensiven Farben, die man im Verlauf einer totalen Sonnenfinsternis kurz wahrnehmen kann. Die äußerste Hülle der Sonnenatmosphäre nennt man Korona. Sie ist mit freiem Auge nur während einer totalen Sonnenfinsternis zu sehen, da ihr schwaches Licht normalerweise von der hellen Sonnenscheibe überstrahlt wird. Die Temperaturen der Sonnenkorona erreichen 1-2 Millionen Grad.
Unsere Sonne, SOHO-Aufnahme

Die Sonne in Zahlen1

Alter: 4,6 Milliarden Jahre
Planeten: 8

Entfernung von der Erde:
Mittlere Entfernung: fast 149,60 Mio. km, genau: 149 597 870 700 Meter = 1 AE
Kleinster Abstand: 147,01 Mio. km
Größter Abstand: 152,10 Mio. km
Scheinbarer Durchmesser:
Anfang Januar: 32′ 32"
Anfang Juli: 31′ 28"

Spektraltyp: G2 V
Scheinbare Helligkeit: -26m,7
Absolute Helligkeit: 4M,83
Leuchtkraft: 3.8 x 1026 Watt
Solarkonstante: 1367 Watt/m2
Oberflächentemperatur: ca. 5500° C
Temperatur im Zentrum: ca 15 Mio Grad

Durchmesser: 1,39 Mio km = 109 Erddurchmesser
Volumen: 1.40927 x 1018 km3 = 1301018 Erdvolumen
Masse: 1,989 × 1030 kg = 333 060 Erdmassen
Mittlere Dichte: 1,4 g/cm3
Schwerebeschleunigung an der Oberfläche: 274 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit: 617,6 km/s
Neigung der Rotationsachse zur Ekliptik: 7° 15′
Siderische Rotation (Mittelwert): 25,38 Tage
Zyklus der Sonnenflecken: 11.4 Jahre

Hauptbestandteile:
Wasserstoff: 92,1% der Atome (71% der Masse)
Helium: 7,8% der Atome (27,1% der Masse)

Die Sonnenatmosphäre zeigt spektakuläre Erscheinungen wie Sonnenflecken, Loops, Protuberanzen und Eruptionen, wie jene die oben in dem Video zu sehen ist.
Sonnenflecken sind ein Zeichen starker Sonnenaktivität. Die Flecken bestehen aus einem dunklen Kern, der sogenannten Umbra und einer helleren Umrandung, der Penumbra. Im Vergleich zur üblichen Photosphärentemperatur von ungefähr 5500 Grad, sind die Bereiche der Sonnenflecken mit Temperaturen um die 4200 Grad etwas kühler. Deshalb erscheinen sie dunkler. Die Größe der Sonnenflecken variiert zwischen ca. 3500 km und 50 000 Kilometer im Durchmesser. Große Flecken kann man von der Erde aus mit freiem Auge sehen. Tatsächlich wurden Sonnenflecken schon in der Antike beobachtet.
Sonnenbeobachtungen bitte immer nur mit geeigneten Sonnenfiltern durchführen!
Die Lebensdauer eines einzelnen Sonnenflecks erreicht maximal etwa 100 Tage.
Sonnenflecken treten häufig in Gruppen auf. Ihre Gesamtzahl schwankt in einem etwa 11, 4 Jahre dauernden Zyklus. Um das Maximum eines Zyklus herum, kommt es häufiger zu starken Eruptionen (Flares). Flares werden wie Erdbeben nach ihrer Stärke benannt (A, B, C, M und X). Treffen die Teilchen uns zugewandter Flares auf die Erdmagnetosphäre, dann entstehen die fantastischen Polarlichter. Bei X-Flares bestehen sogar Chancen auf Polarlichter über Mitteleuropa. Solche Flares führen aber auch zu Störungen des Funkverkehrs.

Lebenserwartung
Auch Sterne haben einen Lebenszyklus zu durchlaufen. Aber keine Sorge! Die Sonne ist jetzt ca 4,6 Milliarden Jahre alt und hat ihre Lebensmitte noch gar nicht erreicht (das Alter ergibt sich aus der Altersbestimmung von Meteoriten, die der Laboranalyse gut zugänglich sind und gemeinsam mit der Sonne entstanden). Sie wird noch recht lange strahlen. Ihr Brennmaterial, der Wasserstoff wird vermutlich erst in mehr als 5 Milliarden Jahren aufgebraucht sein. Danach wird sich die Sonne zu einem roten Riesenstern entwickeln. Die äußere Schicht wird sich ausdehnen und die sonnennächsten Planeten Merkur und Venus verschlingen. Auch hier auf der Erde wird es ungemütlich heiß werden. Wenn alle Energie verbraucht ist, wird die Sonne letztlich in sich zusammen stürzen und zu einem Weißen Zwerg schrumpfen der langsam auskühlt.

Links:
Fotos von Sonnenfinsternissen (Astro Galerie Verein Kuffner Sternwarte)
Sonnenobservatorium Kanzelhöhe
SDO (Solar Dynamics Observatory NASA)
SOHO (Solar & Heliospheric Observatory ESA)
Polarlicht-Vorhersage für Deutschland


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Die Planeten

Früher nannte man die Planeten auch Wandelsterne, weil sie sich aufgrund ihrer beobachtbaren Bewegungen über den Himmel, klar von den scheinbar unbeweglichen Fixsternen unterscheiden. In Mesopotamien nannte man die Planeten deshalb auch „wilde Schafe". Die Eigenbewegungen der Sterne, sind aufgrund der extremen Entfernungen nicht so einfach feststellbar.
Da Planeten keine Sterne sind, leuchten sie auch nicht von selbst. Wir können sie nur sehen, weil sie von der Sonne angestrahlt werden.

Seit 2006 gibt es eine neue Planetendefinition. Diese neue Definition unterscheidet drei Klassen: 1. Planeten, 2. Zwergplaneten und 3. Kleinkörper des Sonnensystems. Demnach umkreisen 8 Planeten die Sonne. Das Planetensystem ist "geschrumpft". Denn Pluto, der die Kriterien der neuen Definition nicht erfüllt, wurde zu einem Zwergplaneten herabgestuft.
Planetendefinition laut IAU Resolution 5A: Ein Planet umkreist die Sonne, ist aufgrund seiner eigenen Schwerkraft gerundet und hat die Nachbarschaft seiner Bahn aufgeräumt, das heißt, er ist der dominante Körper in seiner Zone. Zwergplaneten wie Pluto sind zu klein um die Umgebung der Bahn "aufzuräumen".

Die Planeten unseres Sonnensystems werden aufgrund ihrer Beschaffenheit in innere und äußere Planeten aufgeteilt. Die inneren Planeten sind die terrestrischen oder erdähnlichen Planeten (auch Gesteinsplaneten genannt) Merkur, Venus, Erde und Mars, welche alle die Sonne innerhalb des Asteroidengürtels umlaufen. Die äußeren Planeten, die Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun bewegen sich außerhalb dieses Gürtels.

Seit Kepler wissen wir, dass die Bahnen, die die Planeten um die Sonne beschreiben, keine Kreise sondern Ellipsen sind, in deren einem Brennpunkt sich die Sonne befindet. Die Abweichung einer ellipsenförmigen Planetenbahn von einer exakten Kreisbahn nennt man Exzentrizität. Eine Kreisbahn hätte eine Exzentrizität von 0. Tatsächlich sind die Bahnen der meisten Planeten in unserem Sonnensystem nur leicht oval. Merkurs Bahn weist mit einem Wert von 0,2056 die stärkste Exzentrizität auf. Der Abstand des Planeten von der Sonne, nimmt also während eines Umlaufs um rund 20% zu und ab.
Da sich die Sonne nicht im Zentrum elliptischer Bahnen befindet, kommen die Planeten der Sonne einmal näher und entfernen sich dann wieder von ihr. Den sonnennächsten Punkt einer Umlaufbahn um die Sonne nennt man Perihel, den sonnenfernsten Punkt Aphel. In Sonnennähe bewegen sich die Planeten schneller als in Sonnenferne.

➤ Hier finden Sie eine Animation der Umlaufbahnen der Planeten unseres Sonnensystems.



Planetenbahnen und Ekliptik
Alle Planeten unseres Sonnensystems bewegen sich von "oben" (Norden) aus gesehen, gegen den Uhrzeigersinn um die Sonne. Die Ursache dafür liegt in der Entstehungsgeschichte unseres Sonnensystems. Die fertigen Planeten haben die Drehrichtung der Staubscheibe aus der sie entstanden sind beibehalten.

Hier auf der Erde gewinnt man leicht den Eindruck als würde sich die Sonne bewegen. Zumal wir ja von der enormen Geschwindigkeit mit der wir auf unserem Planeten um die Sonne rasen, überhaupt nichts mitbekommen. Wenn man kurz nach Sonnenuntergang beobachtet, welche Sterne gerade am östlichen Horizont aufgehen, genügen ein paar Tage um zu erkennen, dass bereits andere Sterne am Horizont erscheinen. Die Sonne scheint bereits ein Stückchen Richtung Osten weiter gewandert zu sein. Erst nach einem Jahr befindet sich die Sonne in Bezug zu den Sternen wieder an der gleichen Stelle. Der Grund für diese Erscheinungen liegt darin, dass die Erde innerhalb eines Jahres einen Umlauf um die Sonne macht. Die Ebene in der die Erdbahn (und somit auch die jährliche scheinbare Sonnenbahn) liegt, heißt die Ebene der Ekliptik.
Die inneren als auch die äußeren Planeten, bewegen sich aus unserer Sicht alle vor den gleichen Sternbildern wie die Sonne. Denn im Gegensatz zu Kometen oder beispielsweise Zwergplaneten wie Pluto, liegen die Bahnen aller Planeten unseres Sonnensystems einigermaßen genau, ebenfalls in der Ebene der Ekliptik. Die Abweichungen sind gering. Merkurs Bahn weist mit 7° die größte Neigung zur Ekliptik auf.
Jene Sternbilder, welche scheinbar von Sonne, Mond und den Planeten durchwandert werden, nennt man Ekliptik-Sternbilder. Diese Sternbilder sind von völlig unterschiedlicher Größe und dürfen nicht mit den astrologischen Tierkreiszeichen verwechselt werden, welche nicht am Himmel beobachtbar sind.
Die 13 Sternbilder, die in der Ekliptik liegen heißen nach dem Lauf der Sonne vom Frühling an gereiht: Fische, Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Schlangenträger (kein Sternbild des klassischen Tierkreises), Schütze, Steinbock und Wassermann.

Planetenbeobachtung
Die beobachtende Astronomie unterscheidet zwischen unteren und oberen Planeten. Aus geozentrischer Perspektive (von der Erde aus betrachtet) gibt es 2 untere Planeten, nämlich Merkur und Venus und 5 obere Planeten.
Je nachdem, ob sich ein Planet innerhalb oder außerhalb der Erdbahn bewegt, herrschen unterschiedliche Beobachtungsbedingungen.
Gute Sichtbedingungen für die äußeren Planeten herrschen um die Zeit der Opposition. Das heißt, die Sonne, die Erde und der äußere Planet stehen dann in dieser Reihenfolge in einer Linie. Während der Opposition sind die Planeten die ganze Nacht zu sehen. Optimal sind die Beobachtungsbedingungen wenn sich die Planeten zudem in den nördlichen Sternbildern Stier, Zwillinge und Krebs befinden. Die südlichen Sternbilder kommen in unseren Breitengraden nicht sehr hoch über den Horizont und das beeinträchtigt die Sichtbedingungen.
Stehen die inneren Planeten mit Erde und Sonne in einer Linie, dann bleiben sie für uns unsichtbar. Denn der Planet befindet sich dann von der Erde aus betrachtet entweder hinter der Sonne (in oberer Konjunktion) oder zwischen Sonne und Erde (in unterer Konjunktion). In diesem Fall wird der innere Planet vom hellen Licht der Sonne überstrahlt. Eine Ausnahme stellen die seltenen ➤ Venus- und Merkur-Transits dar, die uns die Möglichkeit bieten den Vorübergang der inneren Planeten vor der Sonne direkt zu beobachten.
Der letzte Merkurtransit fand am ➤ 9. Mai 2016 statt!
In der Regel können wir Merkur und Venus, die sich nie weit von der Sonne entfernen, nur in den Abend- oder Morgenstunden beobachten. Am besten während ihrer größten westlichen und östlichen Elongation. Das heißt, während ihres größten Abstehens von der Sonne. Aufgrund ihrer Bahn entfernt sich die Venus, aus unserer Sicht höchstens um 47°, Merkur höchstens um 28° von der Sonne.
Eine Besonderheit der inneren Planeten, abgesehen von den Transits ist, dass sie Phasen zeigen wie unser Mond.

Falls Sie kein astronomisches Jahrbuch zur Hand haben:
Den aktuellen Himmelsanblick finden Sie hier ➤ (Online Planetarium)
Die aktuellen Daten der Planeten, inklusive Auf- und Untergangszeiten (voreingestellt für die Kuffner-Sternwarte in Wien) finden Sie auch➤ hier. Auf den Seiten von Heavens Above können Sie auch Ihren eigenen Standort eingeben und dafür Himmelsansicht, ISS-Sichtbarkeit, Iridiumblitze etc berechnen lassen.
Weitere "Beobachtungs-Werkzeuge" finden Sie in unserer Rubrik: ➤ Am Himmel.

Links
Die neue Planetendefinition und der Streit um Pluto
Finden Sie heraus wie viel Sie auf einem anderen Planeten wiegen würden (Exploratorium)


Planet Merkur

Merkur in Zahlen1

Monde: 0

Mittlere Entfernung von der Sonne: 57,9 Mio km AE: 0,387 Lichtlaufzeit in Minuten: 3,2
Kleinste Entfernung von der Sonne: 46 Mio km
Größte Entfernung von der Sonne: 69,82 Mio km
Kleinste Entfernung von der Erde: 77,3 Mio km
Größte Entfernung von der Erde: 221,9 Mio km
Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: (siderische Periode): 87,969 Tage
Synodische Periode (Zeit zwischen 2 unteren Konjunktionen): 115,88 Tage
Bahnneigung: i = 7°0'
Numerische Exzentrizität: e = 0,2056
Mittlere Bahngeschwindigkeit: 47,36 km/s; im Perihel: 58,98 km/s; im Aphel: 38,86 km/s
Physische Daten
Äquator-Durchmesser: 4879,4 km
Mittlere Oberflächentemperatur: -173.15° bis +451.85° C
Abplattung: 0
Masse: 0,3301 x 1024 kg
Mittlere Dichte: 5,427 g/cm3
Entweichgeschwindigkeit: 4,3 km/s
Siderische Rotation (Sterntag): 58,646 Tage
Synodische Rotation (Sonnentag): 176 Tage
Achsenneigung zur Senkrechten auf die Bahnebene: 0,034°
Maximale scheinbare Helligkeit: -1,9 mag
Geometrische Albedo (Rückstrahlungsvermögen): 0,142
Scheinbarer Durchmesser des Merkurscheibchens: 4,5" bis 13"

Merkur

Der sonnennächste Planet Merkur ist ein erdähnlicher Planet (auch Gesteinsplanet oder terrestrischer Planet genannt), der sich im Vergleich zu den anderen Planeten auf einer stark exzentrischen Bahn bewegt. Aufgrund seiner Sonnennähe ist Merkur von der Erde aus nur schwer beobachtbar. Viele namhaften Astronomen haben ihn nie gesehen. Er ist immer nur knapp vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang sichtbar und spielt manchmal ähnlich wie die Venus die Rolle des Abend- oder Morgensterns. Das kleine Merkurscheibchen zeigt im Teleskop Phasen wie unser Mond.

Merkur ist der kleinste Planet in unserem Sonnensystem. Er ist nur ein wenig größer als unser Mond und hat selbst keine Monde. Mit einem Durchmesser von etwa 4879 km ist er sogar kleiner als der Jupitermond Ganymed und der Saturnmond Titan. Merkur hat einen enorm großen eisenreichen Kern, der ungefähr 75% des Planetendurchmesser einnimmt.
Seine feste, dem Erdmond ähnliche Oberfläche ist übersät mit Einschlagkratern. Etliche dieser Krater wurden ebenso wie andere Oberflächendetails bereits mit Namen versehen. Die Krater auf Merkur werden nach berühmten verstorbenen Künstlern, Musikern und Schriftstellern benannt.
Die Tagestemperaturen auf Merkur können +450 °C erreichen und Nachts auf bis zu −170 °C absinken. In den polnahen Kratern könnte es möglicherweise Wassereis geben. Denn aufgrund der senkrecht zur Bahnebene liegenden Achse Merkurs, sind diese Regionen keiner Sonneneinstrahlung ausgesetzt.
Ein Jahr auf Merkur dauert weniger als 88 Tage. Auf der Oberfläche Merkurs, würde die Sonne während der sonnennächsten Position mehr als drei mal so groß erscheinen wie auf der Erde.

Merkurs Gravitation ist gering; sie beträgt nur 38% der irdischen Schwerkraft. Der Planet hat keine Atmosphäre wie die Erde, ist aber in der Lage zumindest eine dünne Exosphäre, also einen Teilchenhaufen ohne Druck, zu halten. Lange Zeit war nicht klar, wie das möglich ist. Erst die Raumsonde MESSENGER lieferte neue Hinweise. Merkurs Exosphäre ist so dünn, dass sie eigentlich schon längst verschwunden sein müsste, wenn es da nicht etwas gäbe das für Nachschub sorgt. Dieses etwas sind die geladenen Teilchen des Sonnenwinds, die einen Weg gefunden haben das schützende Magnetfeld des Planeten zu durchdringen. Im Magnetfeld des Planeten gibt es nämlich tornadoähnliche magnetische Wirbel, mit deren Hilfe die geladenen Teilchen von der Sonne bis auf die Oberfläche Merkurs vordringen. Diese Partikel schlagen Atome aus der Planetenoberfläche, welche die dünne Exosphäre des Planeten wieder auffüllen.
Merkurs Exosphäre besteht hauptsächlich aus: Sauerstoff O2 , Natrium Na, Wasserstoff H2, Helium He und Kalium K.

Der Planet trägt den Namen des römischen Götterboten Mercurius der in der griechischen Mythologie als Hermes bekannt ist. Er war wie alle freiäugig sichtbaren Planeten bereits den alten Ägyptern und Babyloniern bekannt.

Links:
Merkurtransit vom 9. Mai 2016!
Merkur Nomenklatur USGS
Merkur Missionen NASA

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Planet Venus

Venus in Zahlen1

Monde: 0

Mittlere Entfernung von der Sonne: 108,21 Mio km AE: 0,723 Lichtlaufzeit in Minuten: 6,0
Kleinste Entfernung von der Sonne: 107,48 Mio km
Größte Entfernung von der Sonne: 108,94 Mio km
Kleinste Entfernung von der Erde: 38,2 Mio km
Größte Entfernung von der Erde: 261 Mio km
Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: (siderische Periode): 224,70 Tage
Synodische Periode (Zeit zwischen 2 unteren Konjunktionen): 583,92 Tage
Bahnneigung: i = 3,39°
Numerische Exzentrizität: e = 0,0067
Mittlere Bahngeschwindigkeit: 35,02 km/s
Physische Daten
Äquator-Durchmesser: 12103,6 km
Mittlere Oberflächentemperatur: +463.85° C
Abplattung: 0
Masse: 4,8676 x 1024 kg
Mittlere Dichte: 5,243 g/cm3
Entweichgeschwindigkeit: 10,36 km/s
Siderische Rotation (Sterntag): -243,018 Tage (retrograd)
Synodische Rotation (Sonnentag): 117 Tage
Achsenneigung zur Senkrechten auf die Bahnebene: 177,36°
Maximale scheinbare Helligkeit: -4,6 mag
Geometrische Albedo: 0,67
Scheinbarer Durchmesser des Venusscheibchens: 9,7" bis 66,0"

Venus

Venus ist der zweit nächste Planet zur Sonne und kommt der Erde näher als jeder andere Planet. Der Gesteinsplanet ist nur wenig kleiner als die Erde und hat ebenso wie Merkur keinen Mond. Venus ist nach Sonne und Mond das hellste Gestirn am Himmel. Dieser Planet erscheint ebenso wie Merkur als Morgen- oder Abendstern am Himmel. Im Teleskop zeigt das Venusscheibchen sehr schöne Phasen.

Venus ist umhüllt von einer extrem dichten Wolkendecke, was die Erforschung dieses Planeten wesentlich erschwerte. So war es beispielsweise nicht möglich, aus visuellen Beobachtungen, die Rotationszeit der Venus zu bestimmen, da man keine Oberflächenstrukturen erkennen kann. Erst im Jahre 1962 gelang es mittels Radioastronomie, die Periode ziemlich genau zu ermitteln. Dieser Wert betrug 250 Tage. Der heute korrekte Wert von 243 Tagen wurde erst 1979 ermittelt.
Die Rotationszeit ist somit länger als ein Venusumlauf um die Sonne (nicht ganz 225 Tage). Das bedeutet aber nicht, dass ein Venustag länger als ein Venusjahr dauert. Der Venustag, Sonnenhöchststand bis Sonnenhöchststand, dauert nämlich 117 Tage. Damit hat das Venusjahr ziemlich genau 2 Venustage. Außerdem hat sich gezeigt, dass Venus retrograd rotiert. Das heißt, sie dreht sich entgegengesetzt zu der Rotationsrichtung der Erde. Die Sonne geht auf der Venus daher im Westen auf und im Osten unter.

Am 14. Dezember 1962 passierte die erste Raumsonde (Mariner 2) erfolgreich unser Nachbargestirn und sendete wichtige Messdaten. Diese und eine Reihe von anderen erfolgreichen Venus-Missionen brachten viele Erkenntnisse über die Geologie und Atmosphäre der Venus.
Venus ist ein unwirtlicher Planet, auf dem die Temperaturen Werte von ca. 460° erreichen. Diese hohen Temperaturen sind eine Folge des Treibhauseffekts, der durch einen sehr hohen Kohlendioxid (CO2) Anteil (96,5%) in der Atmosphäre verursacht wird. Die Atmosphäre ist staubtrocken, es gibt kein Wasser und man vermutet, es regnet höchstens Schwefelsäuretröpfchen. Während es knapp über der Oberfläche fast windstill ist, weht in etwa 50 km Höhe ein Wind mit um die 470 km/h. Der Atmosphärendruck am Boden beträgt etwa 92 bar, ist also 92 mal höher als auf der Erde. Dieser Wert entspricht einer Meerestiefe von 930 m.

85 % der Oberfläche der Venus besteht aus Ebenen vulkanischen Ursprungs, die restlichen 15 % werden durch Hochländer gebildet. Insgesamt gibt es drei gewaltige "Hochgebirge" (Terra). Die beiden wichtigsten Hochländer heißen Ishtar (Venus babylonisch) Terra und Aphrodite (griechische Liebesgöttin) Terra. Das dritte ist Lada Terra und liegt in der Nähe des Südpols. Mit Ausnahme der Maxwell Montes und einiger Krater wurden übrigens alle Strukturen auf der Venus mit weiblichen Namen benannt. Das Hochplateau Ishtar Terra hat etwa die Größe Australiens. Etwas östlich vom Zentrum des Ishtar liegen die Maxwell Montes, deren höchster Gipfel 11 km hoch ist. Aphrodite Terra ist etwa so groß wie Afrika. Insgesamt ist die Venus aber weniger gebirgig als die Erde. In der Aphrodite Region befindet sich der riesige steilwändige Graben Diana Chasma mit einer Breite von fast 300 km. Man fand viele Spuren vulkanischen Ursprungs, wie erstarrte Lavaflüsse und Schildvulkane. Aber nicht alle Formationen auf der Venus sind durch tektonische Vorgänge oder Vulkanismus entstanden. Die Raumsonde Magellan fand zahlreiche Krater, die von Impaktereignissen stammen. Der größte Krater, Mead, hat einen Durchmesser von 280 km. Die Kraterdichte ist aber deutlich geringer als auf Mond, Merkur oder Mars.

Venus trägt den Namen der römischen Liebesgöttin.

Links:
Venus Nomenklatur USGS
Venus NSSDC Photo Gallery
Chronology of Venus Exploration NASA

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Die Erde

Mit einem Äquatordurchmesser von 12756 Kilometer ist unser Heimatplanet nur ein klein wenig größer als Venus. Ein Vierzigmillionstel ihres Umfangs hat ursprünglich das Meter definiert. Die Erde ist der dritt nächste Planet zur Sonne und der bisher einzige Planet in unserem Sonnensystem auf dem nachweislich Leben existiert. Was die Erde abgesehen von ihrem Abstand zur Sonne von den anderen terrestrischen Planeten unterscheidet, sind die Ozeane, die mehr als 70% der Erdoberfläche bedecken und ihre Atmosphäre. Viele Planeten haben zwar eine Atmosphäre, aber nur die Erde bietet uns Atemluft. Die Erdatmosphäre besteht aus 78% Stickstoff N2, 21% Sauerstoff O2 und 1% Edelgasen - die perfekte Balance zum atmen und für Leben.

Die Erde wandert auf einer elliptischen Bahn um die Sonne. Der mittlere Abstand zur Sonne beträgt 149 597 870 700 Meter und definiert die "Astronomische Einheit". In mittlerer Sonnenzeit braucht die Erde 365 Tage 6 Stunden 9 Minuten und 9.76 Sekunden für eine Sonnenumrundung. Diese Zeitspanne zwischen zwei, von der Erde aus betrachteten Vorübergängen der Sonne am gleichen Stern nennt man ein siderisches Jahr. Dieses Jahr ist um mehr als 6h länger als das bürgerliche Gemeinjahr von 365 Tagen und um mehr als 20 Minuten länger als das tropische Jahr, auf dem unser Kalender basiert. Das tropische Jahr ist die Zeitspanne zwischen zwei Durchgängen der Sonne durch den Frühlingspunkt (Schnittpunkt der Ekliptik mit dem Himmelsäquator) und dauert 365 Tage 5 Stunden 48 Minuten und 45.25 Sekunden. (Datenquelle: International Earth Rotation Service)

Gleichzeitig rotiert die Erde um ihre eigene Achse. Die Drehrichtung ist gegen den Uhrzeigersinn gerichtet. Bezogen auf die Sonne, von einem Sonnenhöchststand zum nächsten Sonnenhöchststand, braucht die Erde durchschnittlich 24 Stunden für eine Umdrehung um ihre Achse. Diese Zeitspanne nennt man Sonnentag. Bezogen auf den Sternenhimmel braucht sie hingegen für eine Umdrehung nur 23 Stunden 56 Minuten und 4,091 Sekunden. Diese Zeitspanne wird Sterntag genannt.
Die Erdrotation unterliegt kurzfristigen, jahreszeitlichen Schwankungen sowie langfristigen Veränderungen. Die Tage werden langsam länger. Die Abbremsung der Erdrotation ist eine Folge der Gezeiten. Im Zeitraum von 50 000 Jahren werden die Tage etwa um 1 Sekunde länger. Das kümmert uns natürlich nicht, bedeutet aber, dass die Tage vor sehr langer Zeit vielleicht nur wenige Stunden lang waren. Bei der Abbremsung der Erdrotation wird zudem Drehimpuls auf den Mond übertragen. Das führt dazu, dass sich die Monddistanz vergrößert. Der Mond entfernt sich langsam von der Erde, pro Jahr um 4 Zentimeter.

Jahreszeiten und Tageslänge
Die Jahreszeiten entstehen nicht durch die unterschiedliche Entfernung der Erde von der Sonne. Ihren sonnennächsten Bahnpunkt (Perihel) erreicht die Erde Anfang Januar. Ihren sonnenfernsten Punk (Aphel) erreicht sie Anfang Juli.
Zu den unterschiedlichen Jahreszeiten kommt es, weil die Erdachse nicht senkrecht sondern schräg zur Bahnebene liegt. Sie weicht um einen Winkel von mehr als 23 Grad von der Senkrechten ab (Schiefe der Ekliptik). Durch diese Schrägstellung ist in einem Halbjahr die Nordhalbkugel und im zweiten Halbjahr die Südhalbkugel der Erde der Sonne zugewandt. Das führt zu den Erscheinungen der Jahreszeiten.
Ist die Nordhalbkugel der Sonne zugeneigt, dann haben wir Sommer, gleichzeitig ist dann die Südhalbkugel von der Sonne weggeneigt, dort herrscht Winter. Ein halbes Jahr später verhält es sich umgekehrt. Die Nordhalbkugel der Erde ist von der Sonne weggeneigt und wir haben deshalb Winter, auf der Südhalbkugel ist Sommer, weil diese der Sonne zugewandt ist.

Planet Erde

Die Erde in Zahlen1

Monde: 1

Entfernung von der Sonne:
Mittlere Entfernung: 149,60 Mio. km, Lichtlaufzeit in Minuten: 8,3
Kleinster Abstand: 147,09 Mio. km
Größter Abstand: 152,10 Mio. km
Neigung der Bahnebene: 0°
Exzentrizität: 0,0167
Mittlere Geschwindigkeit: 29.78 km/s
Siderisches Jahr: 365.256 Tage
Tropisches Jahr: 365.242 Tage
Tageslänge: 24 Stunden
Sterntag: 23h56m4,091s
Neigung der Rotationsachse zur Ekliptik: 23,44°

Äquator-Durchmesser: 12756,2 km
Abplattung: 1/298,5
Masse: 5.9726 x 1024 kg
Mittlere Dichte: 5,514 g/cm3
Oberflächenbeschleunigung: 9,798 m/s2
Entweichgeschwindigkeit: 11,186 km/s
Geometrische Albedo: 0.367
Temperatur: zwischen −88 bis +58 °C (Luft)
Mittlere Temperatur: +15 °C



Der Erdmond

Unser Mond in Zahlen1


Entfernung von der Erde
Kleinster Abstand (Perigäum): 363 300 km
Größter Abstand (Apogäum): 405 500 km
Mittlere Entfernung von der Erde (Opposition):
Entfernung von der Erde (Äquator): 378 000 km
Neigung der Bahnebene zur Ekliptik: 5,145°
Exzentrizität: 0.0549
Mittlere Geschwindigkeit: 1.022 km/s
Siderische Periode: 27.322 Tage
Synodische Periode: 29,53 Tage
Neigung der Rotationsachse: 6,68°

Äquator-Durchmesser: 3476,2 km
Abplattung: 1/833
Masse: 7.3477 x 1022 kg
Mittlere Dichte: 3,344 g/cm3
Oberflächenbeschleunigung: 1,62 m/s2
Entweichgeschwindigkeit: 2,38 km/s
Scheinbare Helligkeit: +0,21 mag
Geometrische Albedo: -12,74 mag
Temperatur: ca zwischen +120 bis -130 °C (Boden)
Scheinbarer Durchmesser (Opposition): 31,6'

Der Erdmond



Diese Animation zeigt die Rückseite des Mondes, die wir von der Erde aus nie zu sehen bekommen. Die Aufnahmen wurden am 5. Juli 2016 mit der Kamera des DSCOVR-Satelliten (Deep Space Climate Observatory) gemacht, der zwischen Erde und Sonne, 1,6 Millionen Kilometer von uns entfernt (Lagrange-Punkt L1), gemeinsam mit der Erde die Sonne umrundet. Quelle: NASA/NOAA



Die Achsenneigung ist auch die Ursache für die unterschiedliche Länge der Tage. Würde die Erdachse senkrecht zur Bahnebene liegen wären Tag und Nacht immer gleich lang. Aufgrund der Neigung verändert sich aber der Einfallswinkel des Sonnenlichts. Dieser ist auf der Sommerhemisphäre steiler als auf der Winterhemisphäre. Die Bahn, welche die Sonne von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang am Himmel beschreibt (genannt Tagbogen) ist im Sommer höher und länger als im Winter.
Im Sommer geht die Sonne bei uns weit im Nordosten auf, steigt bis zum Mittag sehr hoch hinauf und geht spät Abends weit im Nordwesten wieder unter. Für diese lange Strecke braucht sie am Tag der Sommersonnenwende (um den 21. Juni), dem längsten Tag des Jahres, auf einer Breite von Wien mehr als 16 Stunden. Die Nacht dauert dann nicht einmal 8 Stunden. Im Winter hingegen geht die Sonne bei uns weit im Südosten auf, steigt bis zum Mittag auch nicht sehr weit über den Horizont und geht im Südwesten wieder unter. Für diesen kurzen Weg braucht sie bei uns am Tag der Wintersonnenwende (um den 21. Dezember), dem kürzesten Tag des Jahres, nur 8 Stunden 20 Minuten. Je länger der Tagbogen der Sonne, desto länger die Tage.

Nur die beiden Schnittpunkte zwischen der Ekliptik und dem Himmelsäquator gehen genau im Osten auf und im Westen unter. Diese Schnittpunkte nennt man Äquinoktien oder auch Tagundnachtgleichen, denn wenn die Sonne die entsprechenden Punkte (am Tag des Frühlingsäquinoktium um den 21. März und dem Herbstäquinoktium um den 23. September) in der Ekliptik erreicht, sind Tag- und Nachtbogen theoretisch gleich lang. Aufgrund der Lichtbrechung in der Erdatmosphäre finden die wahren "Tagundnachtgleichen" (auch Equilux genannt) tatsächlich schon Tage vor oder auch nach den Äquinoktien statt. Während die Äquinoktien überall auf der Erde zur gleichen Zeit stattfinden, ist der Tag des Equilux abhängig von der geographischen Breite.

Die Länge der Tagbögen ist abhängig von der geographischen Breite. Mit in nördlicher oder südlicher Richtung wachsender Entfernung vom Äquator, vergrößert sich der Unterschied in den Tag- und Nachtbögen. Ab den Polarkreisen, 66° 33' nördlicher oder südlicher Breite, gehen bestimmte Teile der Ekliptik (scheinbare Sonnenbahn) überhaupt nicht auf, andere gehen niemals unter. Je nachdem in welchem Abschnitt sich die Sonne gerade befindet, geht sie ab diesen Breiten für eine gewisse Zeit überhaupt nicht unter (um die Sommersonnenwende auf der Nordhalbkugel), der Tag dauert dann 24 Stunden, oder sie geht gar nicht auf (um die Wintersonnenwende auf der Nordhalbkugel) und die Nacht nimmt kein Ende. Je näher an den Polen, desto länger dauern diese Polarnächte und Polartage.

Präzession
Da die Erdachse nicht senkrecht auf der Erdbahnebene steht und der Erdkörper zudem keine Kugel, sondern ein abgeplattetes Rotationsellipsoid darstellt (eine Folge der Zentrifugalkräfte), üben die Gravitationskräfte von Sonne und Mond ein Drehmoment auf die Erde aus, das die Erdachse aufzurichten versucht. Die Erde richtet sich aber nicht auf, sondern weicht gemäß den Kreiselgesetzen aus. Das führt zu einer Kreiselbewegung der Erdachse. Ein vollständiger Kegelumlauf dauert ungefähr 25800 Jahre. Diesen Zeitraum nennt man ein platonisches Jahr. Tatsächlich beschreibt die Erdachse aber keinen "sauberen" Kegelmantel, sondern einen wellenförmigen. Und zwar aufgrund der sogenannten Nutation. Da sich die Positionen der präzessionserzeugenden Kräfte von Sonne, Mond und ein klein wenig auch von anderen Planeten ständig ändern, kommt es zu periodischen Schwankungen des Präzessionswertes und der Schiefe der Ekliptik.
Die Schiefe der Ekliptik schwankt innerhalb von 40 000 Jahren zwischen den Extremwerten von ungefähr 21° 59' und 24° 36'. Die mittlere Schiefe der Ekliptik hat laut IAU für die Standardepoche J2000.0 den Wert 23°26'21".406. Heute zeigt die Erdachse zum Stern Polaris (α Ursae Minoris) im Sternbild Kleiner Wagen. Da er nahe am Himmelsnordpol steht (nur knapp 1° vom Pol entfernt), wird er auch Polarstern oder Nordstern genannt. Der Polarstern ist ein wichtiges Hilfsmittel zur Feststellung der geografischen Nordrichtung. Aufgrund der Präzession kommt es aber leider im Laufe der Jahrtausende zu einem Wechsel der Polarsterne. Und häufig werden diese dann weiter vom Pol entfernt sein als α Ursae Minoris.

Ein weiterer Effekt der Präzession ist die rückläufige Wanderung der Jahrespunkte durch die Ekliptik. Der Frühlingspunkt, jener Ort, an dem sich die Sonne zu Frühlingsbeginn von der Erde aus gesehen befindet, lag vor mehr als 2000 Jahren im Sternbild Widder. Heute liegt er im Sternbild der Fische.
Dieser Effekt wird fälschlicherweise manchmal als "Präzession des Frühlingspunktes" bezeichnet. Tatsächlich versteht man unter dem beschriebenen Begriff der Präzession (lat. praecedere = voranschreiten) das Voranschreiten der Sterne in Bezug auf den Frühlingspunkt. Der Frühlingspunkt hingegen wandert in Bezug auf die Sternbilder rückwärts.

Links:
Visible Earth NASA
Global Climate Change, NASA
Fotos von der Erde, aufgenommen von Raumsonden, The Planetary Society


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Unser Mond

Der einzige Satellit unserer Erde ist der Mond. Er wandert in einer elliptischen Bahn um die Erde und ist aufgrund seiner Nähe, der beherrschende, gezeitenbewirkende Körper. Auch die Sonne erzeugt Gezeiten. Da sie aber viel weiter von der Erde entfernt ist als der Mond, ist ihre gezeitenerzeugende Kraft nur etwa halb so groß wie die des Mondes.
Der Mond hat im Gegensatz zur Erde nur eine sehr dünne, schwache Atmosphäre die Exosphäre genannt wird. Von der Erde aus kann man nicht nur die Mondphasen sehen, sondern ganz ohne optische Hilfsmittel sogar Strukturen auf dem Mond erkennen. Im Fernrohr ist der mit großen und kleinen Kratern übersäte Mond ein beeindruckendes Objekt.
Am Himmel haben die Sonne und der Mond den gleichen scheinbaren Durchmesser von einem halben Grad. Wenn sich in ferner Zukunft der Mond weiter von der Erde entfernt haben wird und der scheinbare Durchmesser der Mondscheibe damit kleiner geworden ist, werden totale Sonnenfinsternisse der Vergangenheit angehören, weil die Sonne nicht mehr völlig abgedeckt werden kann.

Die beiden Schnittpunkte der Mondbahn mit der Ekliptik heißen aufsteigender und absteigender Mondknoten. Zu Finsternissen kann es nur kommen, wenn der Neumond oder der Vollmond in oder sehr nahe einem seiner Knoten steht. Der Mond braucht für eine Umrundung der Erde, relativ zu den Fixsternen 27.322 Tage. Diesen Zeitraum nennt man einen siderischen Monat. Für die Mondphasen maßgeblich ist jedoch der synodische Monat der 29.53 Tage dauert. Das ist der Zeitraum zwischen zwei gleichen Mondphasen, etwa von Neumond zu Neumond. In der Zeit, in der unser Mond einmal die Erde umkreist hat und wieder beim gleichen Stern steht, wandert die Sonne ca 27° in Richtung Osten in der Ekliptik weiter. Dieses Strecke muss der Mond noch zurücklegen, um wieder in die Neumondstellung zu kommen.

Über die Entstehung des Mondes wurde viel diskutiert. Am wahrscheinlichsten ist nach heutigen Erkenntnissen die Impakthypothese, laut derer unser Mond vor etwa 4,5 Milliarden Jahren aus einer Kollision der Protoerde und eines anderen Planetenembryos entstanden sein soll. Bei diesem Zusammenprall wurden große Teile beider Körper in den Raum geschleudert. Ein Teil fiel auf die Erde zurück, ein Großteil aber schwenkte in eine Umlaufbahn um die Erde ein und verdichtete sich mit der Zeit zu unserem Mond.

Abgesehen von der Erde ist der Mond bisher der einzige Himmelskörper der von Menschen betreten wurde. Am 21. Juli 1969 betrat Neil Armstrong als erster Mensch den Mond. Insgesamt waren bisher nur 12 Astronauten auf dem Mond.

Links
Fotos von Mondfinsternissen (Astro Galerie Verein Kuffner Sternwarte)
Entstehung von Mondfinsternissen und Sonnenfinsternissen (Artikel von Manfred Nehonsky)
Was ist ein Mond (Artikel von Susanne Plank)
Die Gezeiten
Mond Nomenklatur USGS
Mondmissionen NASA


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Der rote Planet Mars

Mars in Zahlen1

Monde: 2

Mittlere Entfernung von der Sonne: 227,9 Mio km AE: 1,523 Lichtlaufzeit in Minuten: 12,6
Kleinste Entfernung von der Sonne: 206.62 Mio km
Größte Entfernung von der Sonne: 249,2 Mio km
Entfernung von der Erde
Minimum: 55,7 Mio km
Maximum: 401,3 Mio km
Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: (siderische Periode): 686,98 Tage
Synodische Periode (Zeit zwischen 2 Oppositionen): 779,94 Tage
Bahnneigung: i = 1,850°
Numerische Exzentrizität: e = 0,0935
Mittlere Bahngeschwindigkeit: 24,07 km/s
Physische Daten
Äquator-Durchmesser: 6792,4 km
Mittlere Oberflächentemperatur: -58.15° C
Abplattung: 0,00589
Masse: 6,4169 x 1023 kg
Mittlere Dichte: 3,93 g/cm3
Entweichgeschwindigkeit: 5,03 km/s
Siderische Rotation (Sterntag): 24h37m23s
Achsenneigung zur Senkrechten auf die Bahnebene: 25,19°
Mittlere Oppositionshelligkeit: -2,0 mag
Geometrische Albedo: 0,170
Scheinbarer Durchmesser des Marsscheibchens: 3,5" bis 25,1"

Mars

Unser Nachbarplanet Mars ist der viert nächste Planet zur Sonne und der äußerste terrestrische Planet in unserem Sonnensystem. Mars umrundet die Sonne in 686.98 Tagen. Ein Tag dauert 24.6597 Stunden.
Am Nachthimmel ist dieser Planet aufgrund seiner rötlichen Farbe ein auffälliges Objekt. Im Fernrohr kann man etliche Strukturen und ganz deutlich die Pole erkennen.

Neben den erwähnten Polkappen hat Mars Vulkane, große Canyons, Jahreszeiten und Wetter. Dennoch unterscheidet er sich sehr von der Erde. Der Durchmesser des roten Planeten ist nur halb so groß wie jener der Erde, die Masse beträgt nur rund ein Zehntel der Erdmasse. Mars ist eine kalte Wüste. Seine Atmosphäre ist zu dünn, als das sich flüssiges Wasser lange an der Oberfläche halten könnte.
Doch das war nach heutigen Erkenntnissen nicht immer so. Die Mars-Oberfläche ist durch Niederungen, vor allem in der nördlichen Hemisphäre und durch Hochländer, die sich vor allem in der südlichen Hemisphäre befinden, gekennzeichnet. Rund um den Äquator und in der südlichen Hemisphäre gibt es ein umfangreiches Netzwerk an Tälern. Dies lässt darauf schließen, dass einst ein wärmeres Klima auf dem Mars herrschte in dem es ausgiebige Niederschläge gab die das Meer der nördlichen Hemisphäre speisten. Heute hingegen findet sich nur noch Wassereis, besonders an den Polen.

Die Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid CO2, Stickstoff N2 und Argon.
Mars ist als roter Planet bekannt, weil eisenhaltige Mineralien die im Boden oxidiert oder verrostet sind die Oberfläche und die staubige Atmosphäre rötlich erscheinen lassen.

Mars trägt den Namen des römischen Kriegsgottes.
Der Planet hat zwei Monde die erst im Jahr 1877 vom amerikanischen Astronom Asaph Hall knapp hintereinander entdeckt wurden (11. bzw. am 17. August). Der Entdecker hatte das Recht der Namensgebung und entschied sich für Phobos (Furcht) und Deimos (Panik) den beiden Söhnen des Kriegsgottes Mars, die ihren Vater auf das Schlachtfeld begleiteten.

Phobos und Deimos sind relativ kleine Objekte die noch dazu sehr nahe über der Oberfläche des Planeten kreisen; der Grund warum sie so lange unentdeckt geblieben sind.
Phobos, der größere der beiden Monde ist ein unregelmäßig geformter Körper mit Maßen von 26,8 mal 22,4 mal 18,4 Kilometer. Er hat eine Umlaufbahn in 6000 km Höhe über der Marsoberfläche.
Deimos kreist in etwa 20 000 km über der Marsoberfläche und ist nur 15 mal 12,2 mal 10,4 Kilometer groß.

Aufgrund der Form der Marsmonde, hat man lange Zeit angenommen, dass sie Asteroiden waren, die vom Mars eingefangen wurden. Allerdings widersprechen Form und Verlauf ihrer Bahnen dieser Hypothese. Zwei Studien die im Juli 2016 erschienen sind, deuten auf einen Impakt als Ursprung hin.
→ Impakt Ursprung der Marsmonde?


Links:
Mars Nomenklatur USGS
Mars-Missionen

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Der Gasplanet Jupiter

Jupiter in Zahlen1

Monde: 53 benannte Monde (+16)

Mittlere Entfernung von der Sonne: 779 Mio km AE: 5,20 Lichtlaufzeit in Minuten: 43,2
Kleinste Entfernung von der Sonne: 740,52 Mio km
Größte Entfernung von der Sonne: 816,62 Mio km
Kleinste Entfernung von der Erde: 588,5 Mio km
Größte Entfernung von der Erde: 968,1 Mio km
Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: (siderische Periode): 11.862615 Jahre
Synodische Periode (Zeit zwischen 2 Oppositionen): 398,88 Tage
Bahnneigung: i = 1,304°
Numerische Exzentrizität: e = 0,0489
Mittlere Bahngeschwindigkeit: 13,06 km/s

Physische Daten
Äquator-Durchmesser: 142984 km
Masse: 1,8981 x 1027 kg
Mittlere Dichte: 1,326 g/cm3
Entweichgeschwindigkeit: 59,54 km/s
Siderische Rotation: 9.92496 Stunden
Achsenneigung zur Senkrechten auf die Bahnebene: 3,13°
Mittlere Oppositionshelligkeit: -2,7 mag
Geometrische Albedo: 0,52
Scheinbarer Durchmesser des Jupiterscheibchens: 29,8" bis 50,1"



Dieses Bild zeigt Jupiters Südpol, gesehen von der Raumsonde Juno aus einer Höhe von 52 000 Kilometern.


Dieses Bild zeigt Jupiters Südpol, gesehen von der Raumsonde Juno aus einer Höhe von 52 000 Kilometern.
Bild: NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Betsy Asher Hall/Gervasio Robles

Jupiter

Jupiter, der fünft nächste Planet zur Sonne ist der größte und schwerste Planet in unserem Sonnensystem. Auf Jupiter würde unser Körper mehr als doppelt soviel wiegen wie hier auf der Erde.
Jupiter umrundet die Sonne in etwa 12 Jahren. Der riesige Gasplanet ist der Planet mit der kürzesten Tageslänge. Ein Tag auf Jupiter dauert nicht einmal 10 Stunden.
Der am Himmel hell leuchtende Planet, zeigt im Fernrohr dunkle und helle Wolkenbänder. Manchmal sieht man auch den berühmten großen roten Fleck. Das ist ein Wirbelsturm von gigantischer Größe, etwa 2-3 mal so groß wie die Erde.
Auch die vier größten Jupitermonde Io, Europa, Ganymed und Kallisto sind reizvolle Objekte und zwar für Fernrohre aller Größen. Denn aufgrund ihrer kurzen Umlaufzeiten von 1,7 bis 16,6 Tagen, kann man schon innerhalb von wenigen Minuten Formationsveränderungen erkennen. In astronomischen Jahrbüchern findet man monatliche Grafiken, anhand derer man die einzelnen Monde identifizieren kann. Aber auch aufgrund ihrer Helligkeit können zumindest Ganymed und Kallisto bei einiger Übung identifiziert werden. Ganymed ist mit 4,6 mag der hellste und Kallisto mit 5,7 mag der lichtschwächste der vier großen Monde. Io mit 5,0 mag und Europa mit 5,3 mag sind etwas schwieriger voneinander zu unterscheiden.

Jupiter ist ein sogenannter Gasriese. Er hat keine feste Oberfläche. Der Gasplanet besteht wie die Sonne hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, enthält aber etwa fünf mal mehr schwerere Elemente. Unklar ist, wie viel davon fest in einem Kern gebunden sind. Das können zwischen 0 also kein Kern und 20 Erdmassen sein. Wahrscheinlich mindestens eine Erdmasse. Für die meisten Annahmen über sein unbekanntes Inneres, ist der Kern kleiner als der von Saturn. 5-7 Erdmassen sind ein guter Wert für die gegenwärtigen Theorien über die Eigenschaften von Wasserstoff und Helium bei den extremen Bedingungen in seinem Zentrum, die dem Experiment nicht zugänglich sind und an den Grenzen des physikalischen Wissens liegen.

Die Raumsonde Juno (seit 5. Juli 2016 in Jupiters Umlaufbahn) soll helfen die Frage nach einem Kern Jupiters zu beantworten und gleichzeitig die Sauerstoffhäufigkeit in der Atmosphäre Jupiters messen. Die Galileo-Raumsonde war entgegen aller Wahrscheinlichkeit zufällig in ein "Föhnloch" gefallen, das völlig trocken war. Sauerstoff ist in der Atmosphäre Jupiters zum größten Teil in Wassermolekülen gebunden. Fällt man in ein Trockenloch das kein Wasser enthält, kann man auch den Sauerstoff nicht messen. Juno soll das jetzt korrigieren, indem durch Fernerkundung überall in Jupiters Atmosphäre die Sauerstoffhäufigkeit bestimmt wird.

Die Jupiteratmosphäre besteht hauptsächlich aus Wasserstoff H2 und Helium.
Die weißen Wolken von Jupiter (und Saturn) bestehen aus Ammoniakeis. Die Wassereiswolken liegen tief verborgen unter der sichtbaren Oberfläche. Die Farben entstehen aus dem Sonnenlicht, das von den Eiswolken zurück geworfen wird (weißlich), Material das von den Monden in die Wolken gelangt (Gelb und Orangetöne), sowie "smogartigen Brauntönen" die durch "Verbrennung" atmosphärischer Bestandteile durch Blitze und das Auftreffen energiereicher Sonnenstrahlung erzeugt werden.

Der Gasplanet hat 53 bekannte Monde und weitere 16 warten auf eine offizielle Bestätigung.
Die vier größten Jupitermonde Io, Europa, Ganymed und Kallisto nennt man auch die galileischen Monde, nach dem italienischen Astronom Galileo Galilei, der sie 1610 entdeckt hat.
Ganymed ist größer als der Planet Merkur. Er ist der größte Mond in unserem Sonnensystem und besitzt sogar ein eigenes Magnetfeld.

Jupiter hat auch ein schwaches Ringsystem, welches 1979 aus einer Entfernung von 1,2 Millionen Kilometer, von der Raumsonde Voyager 1 erstmals fotografiert wurde. Die Ringe bestehen aus Staub der entsteht, wenn Meteoriten auf einer der vier innersten Jupitermonde (Metis, Adrastea, Amalthea und Thebe) aufschlagen. Die Staubpartikel werden in die Höhe geschleudert und formen sich zu Ringen. Im Laufe der Zeit wandern sie in einer langsamen Spirale in Richtung des Jupiter und versinken in den oberen Schichten der Jupiteratmosphäre. Da ständig großer Nachschub vorhanden ist, bleiben die Ringe relativ stabil.

Jupiter trägt den Namen des römischen Göttervater.



Links:
Jupiter Nomenklatur USGS
Jupiter Missionen NASA
Juno Mission NASA
Erste Wissenschaftsergebnisse der Juno Mission (25. Mai 2017, NASA)

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Sturm auf Saturn

Saturn in Zahlen1

Monde: 53 (+9)

Mittlere Entfernung von der Sonne: 1433 Mio km AE: 9,58 Lichtlaufzeit in Minuten: 79,3
Kleinste Entfernung von der Sonne: 1352.55 Mio km
Größte Entfernung von der Sonne: 1514,5 Mio km
Kleinste Entfernung von der Erde: 1195,5 Mio km
Größte Entfernung von der Erde: 1658,5 Mio km
Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: (siderische Periode): 29.447498 Jahre
Synodische Periode (Zeit zwischen 2 Oppositionen): 378,09 Tage
Bahnneigung: i = 2,485°
Numerische Exzentrizität: e = 0,0565
Mittlere Bahngeschwindigkeit: 9,68 km/s
Physische Daten
Äquator-Durchmesser: 120536 km
Abplattung: 0.09796
Masse: 5,6832 x 1026 kg
Mittlere Dichte: 0,687 g/cm3
Entweichgeschwindigkeit: 35,5 km/s
Siderische Rotation: 10.656 Stunden
Achsenneigung zur Senkrechten auf die Bahnebene: 26,73°
Mittlere Oppositionshelligkeit: +0,7 mag
Geometrische Albedo: 0,47
Scheinbarer Durchmesser des Saturnscheibchens: 14,5" bis 20,1"



Saturnmond Titan


Veränderungen auf Saturnmond Titan.
Links: Okt. 2005. Mitte: Dez. 2005. Rechts: Jan. 2006.
Bilder: NASA/JPL/University of Arizona




Video von der Huygens-Landung auf Titan.
Quelle: ESA Science & Technology

Saturn

Saturn, der sechst nächste Planet zur Sonne, hat von allen vier Gasplaneten das spektakulärste Ringsystem, welches im Fernrohr gut zu erkennen ist. Mit Fernrohren ab 10 cm Öffnung und 150facher Vergrößerung kann auch die Cassini-Teilung, eine ungefähr 1 Bogensekunde breite Teilung auf dem Saturnring (der in Wirklichkeit aus zahlreichen Ringen besteht) beobachtet werden. Die Cassinische Teilung geht auf Jean-Dominique Cassini zurück, der 1675 die Lücke entdeckte.
Das imposante Ringsystem Saturns war bereits Galileo Galilei aufgefallen, doch dass es sich dabei um Ringe handelte, erkannte er nicht. Dies gelang erst dem Holländer Christian Huygens im Jahr 1659.
Die Ringe bestehen aus Milliarden von Trümmerteilchen mit einer Größe von Feinstaub bis zu Berg großen Brocken.

Der Gasplanet Saturn, auf dem heftige Stürme beobachtbar sind, hat keine feste Oberfläche. Seine Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Wasserstoff H2 und Helium.
Anders als bei Jupiter geht man bei Saturn fix von einem Kern mit etwa 15 Erdmassen aus. Saturn hat nur etwa ein Drittel der Masse Jupiters und seine auch im Fernrohr deutlich sichtbare Abplattung (elliptische Form) macht das Studium seines Zentrums wesentlich einfacher. Dazu kommt dass aus der von ihm abgegebenen Wärmestrahlung wichtige Informationen über seine Vergangenheit gewonnen werden können. Insgesamt erlaubt das trotz der Unsicherheiten über die Materialeigenschaften in seinem tiefen Inneren, eine genauere Schlussfolgerung über seinen Kern.
Seine bräunlichere Farbe resultiert aus der kühleren Temperatur seiner sichtbaren Atmosphärenschichten. An seinem Ort ist die Sonneneinstrahlung nur mehr rund ein Viertel derjenigen die Jupiter trifft. Die Ammoniak-Eiswolken ziehen sich daher in tiefere, wärmere Schichten zurück. Sie verschwinden ein bisschen in den Methan-haltigen Wasserstoff-Heliumschichten. Wir blicken mit dem Fernrohr daher durch wesentlich mehr Methan auf das Eis der Wolken. Dieses Methan verfärbt das von den Wolken reflektierte Sonnenlicht wesentlich bräunlicher als im Falle Jupiters. Dieser Farbunterschied zwischen Jupiter und Saturn, ist auch mit dem freien Auge erkennbar.
Ein Jahr auf Saturn dauert etwas mehr als 29 Jahre, ein Tag 10.7 Stunden.

Der Ringplanet hat 53 bekannte Monde. 9 weitere sind noch nicht offiziell bestätigt. Der größte Saturnmond heißt Titan. Er wurde 1655 von Christian Huygens entdeckt.
Mit einer Helligkeit von 8,3 mag kann Titan schon mit kleinen Fernrohren gut beobachtet werden. Aber auch die Saturnmonde Rhea, Dione und Thetis sind mit Helligkeiten zwischen 9,5 und 10,2 mag bei guten Bedingungen zu sehen. Iapetus kann bei westlicher Elongation gesehen werden (er ist dann um fast zwei 2 Größenklassen heller). Für größere Fernrohre sind Enceladus mit 11,7 und eventuell Mimas mit 12,9 mag auch erreichbar. Alle anderen Monde sind zu lichtschwach um mit Amateurfernrohren beobachtet werden zu können.

Titan ist nach dem Jupitermond Ganymed der zweitgrößte Mond in unserem Sonnensystem. Mit einem Durchmesser von 5150 km ist er auch größer als der Planet Merkur und er besitzt als einziger Mond im Sonnensystem eine dichte Atmosphäre. Titan ist eine außergewöhnliche Welt. Der Stickstoffanteil in seiner Atmosphäre ist zehnmal höher als der in der Erdatmosphäre. Und aus den Wolken regnet es Methan und Ethan. Es herrschen durchschnittliche Oberflächentemperaturen von ca. -180 Grad. Dennoch gilt der Saturnmond als der erdähnlichste Himmelskörper in unserem Sonnensystem. Und Wissenschaftler vermuten, dass auf diesem Mond vielleicht sogar Mikroben leben könnten.

Der Ringplanet trägt den Namen des römischen Gottes für Ackerbau.



Links:
Saturn Nomenklatur USGS
Saturn Missionen NASA
Cassini-Huygens Mission ESA
Cassini-Huygens Mission NASA

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Uranus und sein Mond Ariel

Uranus in Zahlen1

Monde: 27

Mittlere Entfernung von der Sonne: 2872,46 Mio km AE: 19,18 Lichtlaufzeit in Minuten: 159,6
Kleinste Entfernung von der Sonne: 2741,30 Mio km
Größte Entfernung von der Sonne: 3003,62 Mio km
Kleinste Entfernung von der Erde: 2581,9 Mio km
Größte Entfernung von der Erde: 3157,3 Mio km
Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: (siderische Periode): 84.016846 Jahre
Synodische Periode (Zeit zwischen 2 Oppositionen): 369,66 Tage
Bahnneigung: i = 0,772°
Numerische Exzentrizität: e = 0,0457
Mittlere Bahngeschwindigkeit: 6,80 km/s
Physische Daten
Durchmesser: 51118 km
Abplattung: 0,02293
Masse: 8.6810 x 1025 kg
Mittlere Dichte: 1,27 g/cm3
Entweichgeschwindigkeit: 21,3 km/s
Siderische Rotation: -17.24 Stunden
Achsenneigung zur Senkrechten auf die Bahnebene: 97.77° (retrograd)
Mittlere Oppositionshelligkeit: +5,5 mag
Geometrische Albedo: 0,51
Scheinbarer Durchmesser des Uranusscheibchens: 3,3" bis 4,1"

Uranus

Uranus, der siebent nächste Planet zur Sonne, wurde erst 1781 von Wilhelm Herschel entdeckt. Zunächst hielt er ihn für einen Kometen. Aber schon kurze Zeit später war klar, dass es sich um einen Planeten handelt. Zu Ehren von König Georg III nannte Herschel ihn „Georgium Sidus“. Die Franzosen nannten ihn „Herschel“ und Bode machte den Vorschlag ihn Uranus zu nennen. Zunächst kam man nicht zu einer Einigung. Erst in der Zeit nach 1850 setzte sich unter Astronomen endgültig der Name Uranus durch.

Der Gasplanet braucht für eine Sonnenumrundung mehr als 84 Jahre. Ein Tag auf Uranus dauert 17h14m. Uranus hat eine ungewöhnliche Achsenneigung von 98°. Die Rotationsachse liegt damit nahe der Hauptebene des Sonnensystems. Ebenso wie Venus rotiert er retrograd.

Im Fernrohr erscheint Uranus als matt leuchtendes, blau-grünliches Scheibchen.
Bei Uranus und Neptun ist die Sonneneinstrahlung so schwach und ihre sichtbaren Atmosphärenschichten sind so kalt, dass das Ammoniak in den Tiefen verborgen bleibt und dort zu Eis gefriert. Die resultierenden Ammoniak-Eis-Wolken liegen so tief, dass sie nicht mehr sichtbar sind. Wir blicken in eine Wasserstoff-Helium-Atmosphäre die nur Spurengase enthält, die ähnlich wie beim Treibhauseffekt Sonnenlicht farbabhängig zurückhalten können. In dieser klaren Atmosphäre wird das Sonnenlicht nicht direkt zu uns zurück reflektiert. Es bleibt nur die sogenannte Streuung, um das Sonnenlicht allmählich zu uns umzulenken. Streuprozesse dieser Art an den Molekülen der Gase verfärben das Sonnenlicht wie im Falle unseres klaren Himmels blau. Während das Licht durch die Atmosphäre irrt wird manches Rotlicht vom Methan verschluckt.
Die bläuliche Farbe in den klaren Atmosphären von Uranus und Neptun wird also auf zwei Ursachen zurückgeführt. Die Streuung des Sonnenlichts an den Atmosphärenmolekülen, sowie die höhere Durchlässigkeit des Spurengases Methan für blaues Licht.
Das Blau von Uranus und Neptun ist deshalb ein Verwandter des Himmelblaus.

Uranus hat wie Saturn und Neptun einen Kern von vielen Erdmassen.

Das schwache Ringsystem von Uranus, wurde 1977 zufällig während einer Sternbedeckung entdeckt. Die inneren Ringe sind dunkler als die äußeren.

Uranus hat 27 Monde. Die beiden größten Monde Oberon and Titania wurden zuerst entdeckt. Und zwar ebenfalls von Wilhelm Herschel, im Jahre 1787. William Lassell entdeckte die nächsten beiden, Ariel und Umbriel. 1948 fand Gerard Kuiper den Uranusmond Miranda. 1986 fand die Raumsone Voyager 2 zehn weitere Monde.
Alle Monde von Uranus wurden nach Figuren von William Shakespeare und Alexander Pope benannt.

Uranus trägt den Namen einer altgriechischen Gottheit des Himmels.

Links:
Uranus Nomenklatur USGS
Uranus Mission NASA

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Der Planet Neptun

Neptun in Zahlen1

Monde: 13 (+1)

Mittlere Entfernung von der Sonne: 4495,06 Mio km AE: 30,06 Lichtlaufzeit in Stunden: 4,1
Kleinste Entfernung von der Sonne: 4444,45 Mio km
Größte Entfernung von der Sonne: 4545,67 Mio km
Kleinste Entfernung von der Erde: 4305,9 Mio km
Größte Entfernung von der Erde: 4687,3 Mio km
Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: (siderische Periode): 164.79132 Jahre
Synodische Periode (Zeit zwischen 2 Oppositionen): 367,49 Tage
Bahnneigung: i = 1.769°
Numerische Exzentrizität: e = 0,0113
Mittlere Bahngeschwindigkeit: 5,43 km/s
Physische Daten
Äquator-Durchmesser: 49528 km
Abplattung: 0,01708
Masse: 1.0241 x 1026 kg
Mittlere Dichte: 1.638 g/cm3
Entweichgeschwindigkeit: 23,5 km/s
Siderische Rotation: 16.11 Stunden
Achsenneigung zur Senkrechten auf die Bahnebene: 28.32°
Mittlere Oppositionhelligkei: +7,8 mag
Geometrische Albedo: 0,41
Scheinbarer Durchmesser des Neptunscheibchens: 2,2" bis 2,4"

Neptun

Neptun ist der acht nächste Planet zur Sonne und der äußerste Planet in unserem Sonnensystem. Im Fernrohr erscheint der Gasplanet ebenso wie Uranus als matt leuchtendes, blau-grünliches Scheibchen. Zur bläulichen Farbe siehe Planet ➤ Uranus.
Ein Jahr auf Neptun dauert mehr als 165 Jahre und ein Tag ungefähr 16 Stunden.

Neptun wurde von Johann Gottfried Galle entdeckt. Es war kein Zufallsfund, sondern das Ergebnis einer gezielten Suche. Aufgrund von Abweichungen in der Uranusbewegung vermutete man einen weiteren Planeten jenseits von Uranus. Unabhängig voneinander berechneten Adams und Leverrier die Position eines hypothetischen Planeten, jedoch nur Leverrier mit einer ausreichenden Genauigkeit für eine gezielte Auffindung. Am 23. September 1846 entdeckten Galle und sein Assistent D'Arrest das Gestirn nahe der angegebenen Position im Sternbild Wassermann.

Neptun ist ein eisiger Riese wie Uranus. Seine dichte ausgedehnte Atmosphäre besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, Helium und Methan. Manchmal gefriert Methan hoch oben in der Atmosphäre des Neptuns und wirft das Sonnenlicht zurück. Dann zeigen sich für Raumsonden oder Groß-Teleskope schwache weiße Wolken. Auf Bildern erkennt man gut die zirrenartigen Wolken.
Auch der Planet Neptun hat einen Kern von vielen Erdmassen.

Neptun trägt den Namen des römischen Meeresgottes. Der Planet hat 13 bekannte Monde. Ein weiterer Mond wurde noch nicht offiziell bestätigt. Alle Monde wurden nach Meeresgottheiten und Nymphen aus der griechischen Mythologie benannt.
Am 10 Oktober 1846, nur 17 Tage nach der Entdeckung Neptuns, fand William Lassell den ersten Neptunmond. Triton ist bei weitem der größte Mond des Gasplaneten. 1949 fand Gerard Kuiper den drittgrößten Mond Nereid. Proteus, der zweitgrößte Mond und fünf weitere wurden erst von der Raumsonde Voyager 2 ausgemacht. Voyager 2 fand 1989 außerdem 5 Neptunringe.


Links:
Neptun Nomenklatur USGS
Neptun Mission NASA

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Zwergplaneten

Zwergplaneten sind rund und umkreisen die Sonne ähnlich wie die Planeten. Doch im Gegensatz zu Planeten sind Zwergplaneten nicht in der Lage ihre Bahn "aufzuräumen".

Bisher sind 5 Zwergplaneten bekannt (Stand Juli 2014): Ceres, Pluto, Eris, Makemake und Haumea. Einige haben auch Monde.
2008, knapp 2 Jahre nachdem die neue Kategorie Zwergplanet eingeführt wurde, hat die IAU beschlossen Zwergplaneten deren Umlaufbahn um die Sonne jenseits der Bahn von Neptun liegt, Plutoide zu nennen. Mit Ausnahme von Ceres sind alle bekannten Zwergplaneten Plutoide. Der Zwergplanet Ceres ist kein Plutoid, da er sich im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter befindet.
Ferner wurde bezüglich der Namensgebung von neuen Plutoiden beschlossen:
a) Die Halbachse muss größer als die des Neptun sein
b) Die absolute Helligkeit muss größer sein als +1 mag

Zwergplaneten sind durch die eigene Schwerkraft gerundete Gesteinsbrocken, beziehungsweise Eis- und Gesteinsbrocken.

Links
Die neue Planetendefinition und der Streit um Pluto
Zwergplaneten Nomenklatur USGS
Missionen zu Zwergplaneten NASA


Zwergplanet Pluto
(134340) Pluto

Monde: 5

Entfernung von der Sonne
Kleinste Entfernung: 4436.82 Mio km
Größte Entfernung: 7375.93 Mio km
Entfernung von der Erde
Kleinste Entfernung: 4284.7 Mio km
Größte Entfernung: 7528.0 Mio km


Mittlere Umlaufzeit um die Sonne: (siderische Periode): 247,94 Jahre
Bahnneigung: i = 17,14°
Numerische Exzentrizität: e = 0,248
Mittlere Bahngeschwindigkeit: 4.67 km/s
Masse: 0.0146 x 1024 kg
Mittlere Dichte: 2095 kg/cm3
Scheinbarer Durchmesser des Plutoscheibchens: 0,06" bis 0,11"
Achsenneigung: 122.53° (retrograd)
Siderische Rotation: 6,387 Tage (retrograd)
Durchmesser (nach New Horizons 2015): 2370 km

Pluto
ist mit Abstand der bekannteste Zwergplanet. Die Entdeckung von Pluto durch Clyde Tombaugh war ein Zufallsfund. Aufgrund einer falsch angenommenen Neptunmasse hatte man einen Transneptun-Planeten vermutet. Am 13. März 1930 gab das Lowell-Observatorium der Presse bekannt, diesen „Planet X“ am 18. Februar gefunden zu haben. Die Entdeckung sorgte weltweit für Schlagzeilen, da behauptet wurde, Planet X sei größer als Jupiter.
Der Super-Planet brauchte einen Namen. Unter einer Vielzahl von Vorschlägen befand sich auch jener der elfjährigen Venetia Burney, die Pluto vorschlug. Am 1. Mai gab das Observatorium bekannt, dass man sich für Pluto entschieden habe, auch weil die Anfangsbuchstaben Plutos den Initialen von Percival Lowell, dem Gründer des Observatorium, entsprechen.

Bereits einen Tag nach Bekanntgabe der Entdeckung teilte das Lowell-Observatorium mit, dass der neue Planet wahrscheinlich viel kleiner als Neptun ist. Im Mai schätzte ihn Slipher, Direktor des Observatoriums, nur noch auf Mars-Größe.

Tatsächlich ist Pluto kleiner als unser Mond. Das ist auch der Grund weshalb er nicht in der Lage ist seine Zone zu dominieren. Und somit ereilte Pluto letztlich ein ähnliches Schicksal wie Ceres, dem größten Objekt im Asteroidengürtel.

Pluto hat 5 Monde. Charon ist halb so groß wie Pluto und wurde 1978 von James Christy auf Fotos entdeckt. Die beiden kleinen Monde Nix and Hydra wurden 2005 entdeckt, Kerberos 2011 und der Plutomond Styx 2012.



Pluto benötigt für einen Umlauf um die Sonne 247,94 Jahre (julianisch).
Auf unserer Erde entstehen die saisonalen Veränderungen durch die Neigung der Erdachse. Plutos Achse ist um mehr als 122 Grad geneigt. Aber nicht so sehr diese extreme Neigung, sondern die stark elliptische Bahn bestimmt die Jahreszeiten auf Pluto. Er pendelt zwischen Entfernungen von der Sonne von 29,6 AE (also innerhalb der Neptunbahn) bis 49,3 AE hin und her. Im Winter ist er am äußeren Rand des Kuiper-Gürtels. Die Folge davon ist, dass Pluto während seines langen Winters nur etwa 30 Prozent des Sonnenlichts erhält, als während des vergleichsweise kurzen Sommers.
1930 als Pluto entdeckt wurde herrschte Frühling auf dieser eisigen Welt. Derzeit befindet er sich noch im Spätsommer. Eine Analyse von Beobachtungen, die zwischen 1988 und 2003 gemacht wurden ergab, dass Pluto jetzt eine dreimal so dichte Atmosphäre hat als 1988.
Der Zwergplanet hat eine sehr dünne Stickstoff-Methan-Kohlenmonoxid-Atmosphäre. Die mittlere Temperatur liegt bei -223 Grad Celsius.

➤ Am 9. April 2015 machte die im Jahr 2006 gestartete Raumsonde New Horizons das erste Farbfoto von Pluto und Charon.
Am 14. Juli 2015 erreichte New Horizons den Zwergplaneten Pluto. ➤ New Horizons Web Site NASA

Der Durchmesser von Pluto wurde bis zum Vorbeiflug der Raumsonde New Horizons im Juli 2015 auf 2300 und 2390 km geschätzt. Die Daten der Raumsonde bestätigten einen Durchmesser von 2370 km. Diese Mission liefert viele neue Erkenntnisse über den Zwergplaneten. Abgesehen von den Gebirgsketten entdeckte man fließendes Eis und eine überraschend ausgedehnte Dunstschicht die bis in eine Höhe von 130 Kilometern über Plutos Oberfläche reicht.
Die Raumsonde suchte beim Endanflug auf Pluto auch nach weiteren noch unentdeckten Monden, aber die analysierten Daten lieferten – zur Überraschung der Wissenschaftsteams - keinerlei Anzeichen auf das Vorhandensein weiterer Satelliten.
Das helle herzförmige Gebiet auf Pluto, wurde vom New Horizons Team, nach dem Pluto-Entdecker Clyde Tombaugh, "Tombaugh Region" genannt. Die Namen dieser und anderer Strukturen auf Pluto sind jedoch nur informell.
New Horizons wird die Daten, die in seinem Bord-Rekorder gespeichert sind, noch bis Ende 2016 zur Erde zurücksenden. Zehn Tage nach dem Vorbeiflug war die Sonde bereits rund 12,2 Millionen Kilometer jenseits von Pluto. Sie ist gesund und fliegt jetzt tiefer in den Kuiper-Gürtel hinein, wo sie eventuell ein oder zwei weitere Transneptun-Objekte aus der Nähe erforschen soll.



Zwergplanet Ceres

(1) Ceres

Monde: 0

Entfernung von der Sonne
Größte Entfernung: 2.977 AE
Kleinste Entfernung: 2.5572913 AE
Neigung der Bahnebene: 10.58°
Exzentrizität: 0.0789
Umlaufzeit: 4,6 Jahre
Rotationsperiode: 9,08 Stunden
Absolute Helligkeit: 3.34 mag

Ceres
wurde am 1. Jänner 1801 von Giuseppe Piazzi im Sternbild Stier entdeckt. Piazzi hielt das Objekt zunächst für einen schweiflosen Kometen und nach weiteren Beobachtungen für einen Planeten. Der Entdecker nannte den Planeten Ceres, nach der Schutzgöttin Siziliens.
Ceres Bahn verläuft zwischen Mars und Jupiter innerhalb des Asteroidengürtels. Nach einer Vielzahl weiterer Entdeckungen bekamen diese Objekte den Namen Kleinplaneten.
Jetzt hat sich der Status von Ceres erneut geändert. Er ist jetzt ein Zwergplanet.

Die Umlaufzeit von Ceres beträgt 4,6 Jahre. Der Zwergplanet hat einen Äquatordurchmesser von ungefähr 963 km und ist das größte Objekt im Asteroidengürtel.

Mit Hilfe des ESA-Weltraumteleskops Herschel konnte bei infraroten Wellenlängen das eindeutige Erkennungszeichen von Wasserdampf auf Ceres festgestellt werden. Wenn sich Teile der Ceres-Oberfläche leicht erwärmen, schießen Wolken aus Wasserdampf in die Höhe. Dies beweist, dass Ceres eine eisige Oberfläche hat. Ceres ist somit das erste Objekt des Asteroidengürtels auf dem Wasserdampf nachgewiesen wurde.

Am 6. März 2015 erreichte Dawn den Zwergplaneten Ceres und schwenkte als erste Raumsonde überhaupt - in eine Umlaufbahn um den Zwergplaneten ein. ➤ Dawn Mission NASA


Zwergplanet Eris und Mond Dysnomia


(136199) Eris

Monde: 1

Entfernung von der Sonne
Größte Entfernung: 97.666 AE
Kleinste Entfernung: 38.1385505 AE
Neigung der Bahnebene: 43.93161°
Exzentrizität: 0.4383318
Umlaufzeit: 560 Jahre
Absolute Helligkeit: -1.2 mag

Eris
wurde von Mike Brown im Januar 2005 auf Aufnahmen aus dem Jahr 2003 entdeckt.
Zunächst wurde angenommen, Eris sei das größte Objekt jenseits von Neptun, was die Diskussion um eine neue Planetendefinition erneut entfachte.
Aufgrund späterer Beobachtungen - Eris erwies sich als nahezu schneeweiß - kam man zu dem Schluss, dass der eisige Zwergplanet keine 2340 km groß ist, sondern wahrscheinlich einen kleineren Durchmesser hat. Seither vermutet man, dass Eris ein wenig kleiner als Pluto ist. Das bestärkt auch der neue, von New Horizons beim Vorbeiflug 2015 gemessene Pluto-Radius.
Astronomen sind jedenfalls der Meinung, dass Eris rund 25 Prozent massereicher als Pluto ist.

Eris hat einen bekannten Mond und eine hochelliptische Umlaufbahn die von 38.1 AE bis auf eine Entfernung von 97,6 AE reicht. Damit ist Eris etwa doppelt so weit entfernt wie Pluto. Wissenschaftler glauben, dass die Temperaturen auf der Oberfläche zwischen -217° und -243° Celsius schwanken.
Ein Jahr auf Eris dauert etwa 560 Jahre.
Eris trägt den Namen der griechischen Göttin der Zwietracht und des Streits. Der Mond des Zwergplaneten heißt Dysnomia.


Zwergplanet Makemake


(136472) Makemake

Monde: 0

Entfernung von der Sonne
Größte Entfernung: 52.842 AE
Kleinste Entfernung: 38.4954881 AE
Neigung der Bahnebene: 29.00976°
Exzentrizität: 0.1570756
Umlaufzeit: 309 Jahre
Absolute Helligkeit: -0.4 mag

Makemake
wurde am 31. März 2005 von den Astronomen M. Brown, C. Trujillo und D. Rabinowitz am Mt. Palomar-Observatorium entdeckt. Bekannt gegeben wurde die Entdeckung aber erst am 29. Juli gleichen Jahres.

Dieses Objekt hat eine annähernd runde Form und befindet sich aller Wahrscheinlichkeit nach im hydrostatischen Gleichgewicht. Makemake hat einen Durchmesser von etwa 1800 km und ist damit fast doppelt so groß wie der sich im Asteroidengürtel befindliche Zwergplanet Ceres.
Die Vermutung Makemake besitze eventuell eine Atmosphäre konnte durch weitere Beobachtungen nicht bestätigt werden.

Makemake ist in der Rapa Nui Kultur der Osterinsel der Schöpfergott der Menschheit und der Gott der Fruchtbarkeit.
Ein Tag auf dem Zwergplaneten dauert 22.48 Stunden.


Zwergplanet Haumea mit Monden
(136108) Haumea

Monde: 2

Entfernung von der Sonne
Größte Entfernung: 51.473 AE
Kleinste Entfernung: 34.8568822 AE
Neigung der Bahnebene: 28.19137°
Exzentrizität: 0.1924754
Umlaufzeit: 285 Jahre
Absolute Helligkeit: 0.1 mag

Haumea
Kurz nach Weihnachten 2004 entdeckte ein Team von Astronomen unter der Leitung von Mike Brown am Palomar-Observatorium auf Aufnahmen die im Frühjahr 2004 gemacht worden sind, ein kleines, etwa plutogroßes Objekt. Die Astronomen gaben diesem Objekt den Spitznamen "Weihnachtsmann". Etwa zu gleichen Zeit als Browns Team ihre Entdeckung bekanntgab, hat auch eine Astronomen-Gruppe vom Sierra-Nevada-Observatorium unter der Leitung von J. O. Moreno, die Entdeckung des Objekts bekannt gegeben, die sie auf Bildern die vom März 2003 stammen, gemacht hatten.
Laut dem Minor Planet Center wurde Haumea am Sierra-Nevada-Observatorium entdeckt.
Das Objekt bekam die Bezeichnung 2003 EL61 und wurde als Kuiper-Gürtel-Objekt klassifiziert, bis die IAU es als fünften Zwergplaneten des Sonnensystems, nach Ceres, Pluto, Eris und Makemake, einstufte. Der Zwergplanet wurde auf den Namen Haumea getauft, einer hawaiianischen Fruchtbarkeitsgöttin.

M. E. Brown, A. H. Bouchez und das Keck Observatory Adaptive Optics Team entdeckten 2005 die beiden Monde des Zwergplaneten. Die Monde bekamen die Namen Hi'iaka und Namaka, den beiden Töchtern Haumeas. Hi'iaka wurde am 26. Januar, Namaka am 7. November entdeckt.
Die beiden Monde Haumeas sind wesentlich kleiner als Haumea. Der größere Mond, Hi'iaka, hat nur 1 Prozent, der kleinere Mond, Namaka, etwa ein 0,1 Prozent der Masse von Haumea.
Hi'iaka umkreist Haumea auf einer nahezu kreisförmigen Bahn in 59 Tagen, während der kleinere Mond, Namaka, eine elliptische Umlaufbahn hat und 18 Tage für eine Umkreisung braucht. Beide Monde bestehen vermutlich aus purem Wassereis, das ursprünglich von Haumea stammt. Obwohl etwa ein Zehntel aller Kuiper-Gürtel-Objekte einen Satelliten haben, haben nur sehr wenige mehr als einen Mond, was Haumea zu etwas besonderem macht.

Haumea braucht für einen Umlauf um die Sonne 285 Jahre. Im Perihel nähert sich der Zwergplanet bis auf 34 AE und entfernt sich auf 51 AE. Diese große Entfernung kombiniert mit der relativ geringen Größe würde es den Forschern sehr schwer machen, Masse und Dichte dieses Objekts zu bestimmen. Doch nachdem Anfang 2005 der erste der beiden Monde entdeckt wurde konnten die Forscher die Masse des Objekts bestimmen. Haumea hat etwa ein Drittel von Plutos Masse und eine Rotationsperiode von 3,9 Stunden. Damit ist dieser Zwergplanet das am schnellsten rotierende größere Objekt im Sonnensystem. Die rasche Rotation verhindert eine sphärische Form. Er hat stattdessen die Form eines leicht abgeflachten "American Football".
Eine Sternbedeckung im Jänner 2017 ermöglichte es, die wichtigsten physikalischen Eigenschaften zu bestimmen. Haumea ist um 17% größer als zunächst angenommen wurde. Er misst in seiner größten Ausdehnung 2322 Kilometer und ist damit etwa so groß wie Pluto. Aber die größte Überraschung war das Vorhandensein eines Ringes um den Zwergplaneten. Dieser Ring ist 70 Kilometer breit und hat einen Durchmesser von etwa 4574 Kilometer.

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Der Kuipergürtel
Der Kuipergürtel ist eine ringförmige, relativ flache Zone, die sich im Sonnensystem außerhalb der Neptunbahn in einer Entfernung von ungefähr 30 bis 50 Astronomische Einheiten (AE) von der Sonne entfernt erstreckt und schätzungsweise mehr als 70 000 Objekte mit mehr als 100 km Durchmesser, sowie viele kleinere Objekte enthält.

Ursprünglich postulierte der niederländisch-amerikanische Astronom Gerard Kuiper den nach ihm benannten Gürtel als Ursprungsort für die sogenannten kurzperiodischen Kometen, die relativ nahe an der großen Ebene des Sonnensystems bleiben. Im Nachhinein betrachtet kann man auch Pluto als das erste Kuiper-Gürtel Objekt bezeichnen. Die ersten Hinweise, dass es dort mehrere Objekte gibt, brachte die Entdeckung von 1992 QB1 durch Jane Luu und Dave Jewitt. Heute trägt das Objekt die Nummer 15760 und blieb ohne Namen.

Objekte die sich in dieser Zone bewegen, werden Kuipergürtel-Objekte genannt. Aufgrund ihrer Bahnelemente lassen sie sich in mehrere unterschiedliche Gruppen einteilen.

Klassifizierung
Die klassischen Kuipergürtel-Objekte bewegen sich mit kleinen Exzentrizitäten auf nahezu kreisförmigen Bahnen zwischen 42 und 50 AE und Bahnneigungen von bis zu 30 Grad um die Sonne.
Die resonanten Kuipergürtel-Objekte besitzen Umlaufzeiten, die in einem Resonanzverhältnis zur Umlaufzeit von Neptun stehen, z. B. die sogenannten Plutinos haben ein Resonanzverhältnis von 2:3. das heißt, zwei Plutinojahre entsprechen drei Neptunjahren.
Dann gibt es noch die "gestreuten" Objekte, die große Bahnexzentrizitäten haben, sowie Periheldistanzen von 30 AE und Apheldistanzen von bis zu 1000 AE. Bei den gestreuten Objekten ist die Bezeichnung transneptunische Objekte passender, da ihre Bahn weit über den Kuipergürtel hinausreicht.

Man kann sagen, alle Kuipergürtel-Objekte sind auch transneptunische Objekte, aber nicht alle transneptunischen Objekte sind Kuipergürtel-Objekte. Dies sind nur jene Objekte, die sich in der Zone zwischen 30 und 50 AE um die Sonne bewegen.
Die derzeit größten bekannten Objekt im Kuipergürtel sind die Zwergplaneten (136199) Eris und der Zwergplanet (134340) Pluto. Welcher von den beiden tatsächlich der größere ist, werden erst zukünftige Messungen zeigen.



Kleinkörper

Alle Himmelskörper die unsere Sonne umkreisen, aber weder den Planeten noch den Zwergplaneten zuzuordnen sind, werden in der Gruppe der Kleinkörper zusammengefasst.
Diese Klassifizierung wurde erst 2006 von der IAU im Zuge der neuen Planetendefinition eingeführt.
Zu den Kleinkörpern gehören alle Kleinplaneten (Asteroiden), Kometen und Meteoriden.

Kleinplaneten

Im Jahr 1766 vermerkte Johann Daniel Titius zu seiner deutschen Übersetzung der "Comptemplation de la Nature" von Charles Bonnet, eine einfache Vorschrift zur Ermittlung der Planetenabstände von der Sonne. Sie lautet: Man nehme die Zahlen 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192 und 384. Nach der 3 ist jede Zahl das doppelte der vor ihr stehenden Zahl. Jetzt addiere man 4 zu jeder Zahl. Setzt man die Entfernung der Erde von der Sonne gleich 10, dann liefert diese Zahlenreihe die Entfernungen aller Planeten von der Sonne. In einer weiteren Übersetzung des gleichen Werkes aus dem Jahre 1772 vermerkte Titius diese Zahlenreihe nur noch in einer Fußnote.
Doch Johann Elert Bode, Direktor der Berliner Sternwarte, übernahm 1772 diese Reihe in seiner "Anleitung zur Kenntnis des gestirnten Himmels", allerdings ohne Titius zu erwähnen. Das hat er erst später nachgeholt.

Die sogenannte Titius-Bode-Reihe hat heute keine Bedeutung mehr. Nicht nur aufgrund der fehlerhaften Vorhersage (kein Planet zwischen Mars und Jupiter und ein beträchtlicher Unterschied bei Neptun) sondern weil wir heute wissen, dass sich dahinter kein unbekanntes Naturgesetz verbirgt und die Ordnung der Planetenbahnen heute anders verstanden wird. Dabei spielt die Masse der Planeten eine entscheidende Rolle, welche in der Titius-Bode-Reihe gar nicht vorkommt. Kurz: die Tuitius-Bode-Reihe besagt, Planeten brauchen Platz, mehr wenn sie weiter von der Sonne entfernt sind. Die moderne Version: Planeten brauchen je nach Masse Platz und bei den für Sonnensystemkörper möglichen Orten spielt das Wechselspiel der Planeten eine entscheidende Rolle. Das spiegelt sich in der modernen Planetendefinition wieder: ein Planet hat die Nachbarschaft seiner Bahn aufgeräumt.

In der Geschichte der Astronomie spielte die Titius-Bode-Reihe hingegen eine nicht unwesentliche Rolle.
Denn Bode wies in der oben erwähnten Schrift, ausdrücklich auf die Lücke zwischen Mars und Jupiter hin, in welcher der Regel entsprechend ein Planet zu erwarten sei.
Nachdem Herschel 1781 den Planeten Uranus entdeckt hatte, dessen Abstand weniger als 2% von der nach Titius und Bode erwarteten Position entfernt lag, trieben trotz wachsender Kritik an dem "Gesetz", die Anhänger der Reihe die Planetensuche weiter.
1800 schlug der Astronom Franz Xaver von Zach vor, eine geschlossene Gesellschaft von etlichen über ganz Europa verstreuten Astronomen zu gründen, die gemeinsam den fehlenden Planeten zwischen Mars und Jupiter suchen sollten.
Das war die Gründungsstunde der Astronomischen Gesellschaft.

Die erste Entdeckung
Obwohl die Erwartungen nicht sehr groß sein konnten - immerhin hatten Himmelsbeobachtungen eine Jahrtausend lange Tradition und ein Planet in dieser Lücke war niemandem aufgefallen - begann eine fieberhafte Suche.
Am 1. Jänner 1801 entdeckte Giuseppe Piazzi ein Objekt zwischen Mars und Jupiter im Sternbild Stier. Die Entfernung stimmte mit dem von der Titius-Bode-Reihe vorausgesagten Wert überein. Piazzi, hielt das Objekt zunächst für einen Kometen, nach weiteren Beobachtungen für einen Planeten. Er nannte den Planeten Ceres. Allerdings stellte sich schon bald heraus, dass Ceres nur einen Durchmesser von etwa 950 Kilometer hat. Das ist zu klein für einen Planeten.

Die Suche nach dem fehlenden Planeten wurde fortgesetzt. Am 28. März 1802 entdeckte Wilhelm Olbers, ein weiteres Objekt "Palles" genannt, mit einer ganz ähnlichen Bahn. Daraufhin schlug Herschel vor diese Gruppe "Asteroiden" (sternähnliche Körper) zu nennen. Asteroid (sternähnlich) ist eigentlich eine unzutreffende Bezeichnung, da diese Objekte keine Sterne sind. Dennoch hat sich dieser Begriff weit verbreitet. Herschel wählte ihn für diese Objekte, aufgrund ihres eher sternähnlichen Erscheinungsbildes im Fernrohr. Planeten hingegen lassen sich im Fernrohr eindeutig als Scheibchen erkennen.
Der Begriff Kleinplanet für diese Objekte passt wesentlich besser. Aber auch heute noch wird der Name Asteroid synonym verwendet.
1804 entdeckte Karl Harding den Kleinplaneten "Juno" und 1807 fand Olbers "Vesta".
Nach der Entdeckung der vier Kleinplaneten Ceres, Pallas, Juno und Vesta hatte man keine weiteren Asteroiden gefunden. Einige vermuteten, dass es nur diese vier gäbe. Bis dann Karl Ludwig Hencke 1845 den Kleinplaneten "Astraea" entdeckte. Danach ging es Schlag auf Schlag: Bis zur Jahrhundertwende waren schon 463 Kleinplaneten entdeckt. Und alle bis auf einen, nämlich Eros (entdeckt 1898 von G. Witt), befinden sich im sogenannten Asteroidengürtel, einer Zone zwischen Mars und Jupiter, in der sich der größte Teil der Kleinplaneten bewegt. Ceres galt lange Zeit als größter Kleinplanet und ist seit 2006 ein Zwergplanet.

Entstehung der Kleinplaneten
Heute zeigt sich die Kleinplanetenpopulation, als Überrest von der Entstehung des Sonnensystems. Die Gesamtmasse der Kleinplaneten des Asteroidengürtels beträgt weniger als ein Fünfundzwanzigstel der Mondmasse. Die relativ hohen Bahnneigungen und oft stark von Kreisen abweichenden Bahnen sowie die immer wieder aufgetauchten Familien weisen auf ein durcheinander wirbeln dieser Himmelskörper durch die Planeten, allen voran Jupiter, hin. Kleinplaneten haben kreuzende Bahnen und hohe Geschwindigkeiten untereinander, sodass es bei Zusammenstößen immer wieder zu Zerstörungen kommt, die gut dokumentiert sind. Insgesamt sehen ihre Größen aus wie man es für das Ergebnis eines Zermahlungsprozesses durch Zusammenstöße im Laufe der letzten Milliarden Jahre erwarte würde. Diese Zusammenstöße versorgen uns auch mit Meteoriten und immer wieder neuen Erdbahnkreuzenden Objekten (NEOs). Fügt man alles zusammen ergibt sich folgendes Bild von der Entstehung:
Zwischen Erde und Jupiter wurde das Planetenwachstum abgebrochen sobald Jupiter in relativ kurzer Zeit seine heutige Masse erreicht hatte. Damals war das Wachstum der erdähnlichen Planeten noch nicht abgeschlossen und Jupiter begann diese sogenannten Planetenembryonen mit seiner Schwerkraft zu bearbeiten. Mars mit seiner recht Jupiter nahen Position am Innenrand des Kleinplaneten Hauptgürtels und am Außenrand des inneren Planetensystem, ist wahrscheinlich der letzte Überlebende der Planetenembryonen die alle rund ein Zehntel der Erdmasse hatten sowie Mars auch heute.
Während Planet Jupiter beginnt die Nachbarschaft seiner Bahn aufzuräumen fliegen die etwa 30 Embryonen die sich zwischen Mars und Jupiter befanden immer wieder durcheinander. Die Schwerkraft Jupiters beschleunigt sie, bis sie so schnell sind dass sie keine Planeten mehr bilden können. Sie fliegen stattdessen in die Sonne (der Großteil), treffen Venus oder Erde (letzteres könnte auch die Mondentstehung zur Folge haben) oder werden aus dem Sonnensystem geschleudert. Letzteres typischerweise nach einem engen Vorbeiflug an Jupiter.
Mit den Zusammenstößen dieser Embryonen untereinander wechselt der Planetenentstehungsprozess in dieser Region zu einem Zerstörungsprozess. Jupiter beschleunigt Embryonen und Bruchstücke zu Geschwindigkeiten, die immer mehr Trümmerstücke erzeugen. Mehr Trümmerstücke mit hohen Geschwindigkeiten bedeuten mehr Zerstörungen die zu einer Lawinenartigen Zerkleinerung führt die alles zermalmt was ihnen in den Weg kommt. Dabei räumt Jupiter weiter die immer kleiner werdenden Himmelskörper aus der Zone bis es so wenige sind, dass die Häufigkeit der Zusammenstöße nachlässt und sie so wie heute nur mehr recht selten stattfinden. Der Asteroidengürtel ist heute vergleichsweise praktisch leer (nur noch etwa ein tausendstel der ursprünglichen Masse) und die Asteroiden befinden sich nur mehr dort wo sie möglichst gut vor der Gravitationskraft Jupiters geschützt sind.
Die Asteroiden sind so ähnlich wie Sand in einem reißenden Gebirgsfluss. Der hinunter rauschende Fluss zertrümmert größere Brocken mit seinen Strömungskräften und reisst die meisten mit. An ruhigen Uferstellen oder hinter großen Steinen bleiben einige Sandkörner in dem reißenden Gewässer zurück.
Ähnlich wie der Fluss die Berge erodiert und die Brocken zu Sand zerkleinert, erodiert Jupiter die Reste von der Entstehung des Sonnensystems.
Die Asteroiden sind zermahlene Planetenbausteine. Die alte Vermutung dass sie Bruchstücke eines Planeten sind, gilt heute als widerlegt. Möglich wäre, das in der Frühzeit des Sonnensystems ein Planet etwa in einem Vesta ähnlichen Orbit existiert hat, der aber nach einigen hundert Millionen Jahren spurlos verloren gegangen ist.

Verteilung der Kleinplaneten im Sonnensystem
Kleinplaneten befinden sich nicht nur im Asteroidengürtel sondern an praktisch allen Orten im Sonnensystem an dem es die Planeten erlauben, also dort wo sich einigermaßen stabile Bahnen finden.
Trojaner beispielsweise sind Kleinplaneten, die sich in den stabilen Punkten 60° vor und hinter der Bahn (Lagrange-Punkten L4 und L5) des zweiten Körpers bewegen. Das erste Objekt dieser Klasse, der Jupiter-Trojaner "Achilles", wurde von Max Wolf im Jahr 1906 entdeckt. Mittlerweile fand man Trojaner bei allen Planeten außer bei Merkur und Saturn. Die mit Abstand meisten Trojaner fand man bei Jupiter. Man schätzt, dass diese dort so zahlreich vorhanden sind, wie Kleinplaneten im Asteroidengürtel.

NEOs (Near-Earth objects, erdnahe Objekte) sind Asteroiden oder auch Kometen die Umlaufbahnen haben, auf denen sie der Erde bedrohlich nahe kommen. Der erste erdnahe Asteroid der entdeckt wurde, war Eros.
Die erdnahen Kleinplaneten werden je nach ihrer Umlaufbahn in unterschiedliche Gruppen unterteilt: Amor, Apollo und Atens. Eros gehört zu den Amor-Asteroiden, welche die Marsbahn kreuzen. Apollo-Asteroiden sind Erdbahnkreuzer. Und Aten-Asteroiden haben Umlaufbahnen, die zum größten Teil innerhalb der Erdbahn liegen und deren Halbachse kleiner als 1 AE ist.

Daneben gibt es noch eine Reihe anderer Gruppen von Kleinplaneten wie etwa die Transneptun-Objekte im äußeren Sonnensystem, sowie Asteroiden-Familien. Das sind Kleinkörper die ähnliche Bahnen haben, wie etwa der Haufen von Asteroiden-Fragmenten der "Baptistina-Familie". Etwa 20 Prozent der erdnahen Objekte stammen aus der Baptistina-Familie.

Moderne Suchprogramme
Seit 1950 gibt es automatische Suchprogramme nach Asteroiden. Diese Suchprogramme dienen nicht nur zur Auffindung möglichst vieler Kleinplaneten im Sonnensystem sondern sind vor allem dazu ins Leben gerufen worden, um erdnahe, für uns in der Zukunft eventuell gefährliche werdende Asteroiden rechtzeitig zu entdecken und ihre Bahnen zu beobachten.
Als potentiell gefährlich werden Asteroiden eingestuft, die der Erde auf eine Entfernung von 0,05 AE (7,5 Mio. km) nahe kommen können und eine Helligkeit von mindestens 22 mag erreichen. Ein Asteroid mit dieser absoluten Helligkeit läßt auf einen Durchmesser von 110 bis 240 m schließen.

Bisher (Stand Juli 2014) wurden schon 645148 Kleinplaneten entdeckt. Mehr als 11000 davon sind erdnahe Objekte. Die unten abgebildeten Plots vom Minor Planet Center vermitteln einen guten Eindruck über die Verteilung der Kleinkörper in unserem Sonnensystem.
Diese Plots zeigen verschiedene Regionen unseres Sonnensystems. Links Merkur bis Mars, in der Mitte Merkur bis Jupiter und rechts die Region von Jupiter bis Neptun. Jedes Pünktchen entspricht einem Himmelskörper. Die roten, grünen und blauen Punkte entsprechen verschiedenen Typen von Kleinkörpern. Im Hauptgürtel liegen die zehntausenden Punkte der Asteroiden so dicht, dass sie verschwimmen.
Bildquelle: ➤ Minor Planet Center (Unter dieser Adresse finden Sie auch Animationen)



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Links
Kleinplaneten Missionen NASA


Die Kometen

Kometen unterscheiden sich von Kleinplaneten dadurch, dass sie so kalt geblieben sind, dass sie flüchtige Stoffe, die schon bei niedrigen Temperaturen zu Gasen werden, seit der Entstehung des Sonnensystems behalten haben. Oft spricht man davon, dass sie weit draußen im Kühlschrank des Sonnensystems aufgehoben waren.

Da die regelmäßig beobachteten Kometen irgendwo herkommen müssen, schließt man auf ein großes Reservoir von Kometenkernen dessen Eigenschaften sich aus den Bahnen der beobachteten Kometen ergibt. Demnach müssen bei Sonnenabständen von 1000 bis rund 50 000 AE viele Milliarden von 100 Meter bis 100 Kilometer großen Körpern sehr langsam um die Sonne kreisen.
Da die Kometen aus großen Abständen aus allen Richtungen in das innere Sonnensystem kommen, muss diese Region kugelförmig sein. Man spricht von der Oortschen Wolke. Erstmals wurde die Existenz dieser Wolke, 1950 vom niederländischen Astronomen Jan Hendrik Oort als Ursprungsort langperiodischer Kometen postuliert.
Neben dem Kometenspeicher ergibt sich die Oortsche Wolke auch als natürliches Nebenprodukt der Spätphasen der Entstehung des Sonnensystems, bei der die großen Planeten, allen voran Jupiter, überschüssige Bestandteile ausräumen (aus der Nachbarschaft ihrer Bahn räumen). Das ist ein Teil des Prozesses mit dem Planeten die Nachbarschaft ihrer Bahn aufräumen. Viele Kometen werden dabei in den interstellaren Raum geschleudert, manche landen auf sehr langgestreckten Bahnen die fast bis zur halben Distanz des nächsten Fixsterns reichen und sind gerade noch an die Sonne gebunden. Dort verbleiben sie Milliarden Jahre nahezu unverändert bis ein nahe am Sonnensystem vorbeigehender Stern oder die galaktischen Gezeiten ihre Bahn verändern und damit den Anstoß dazu geben, dass sie ins innere Sonnensystem gelangen. Wir sehen dann eine neue Kometenerscheinung. Der letzte große Komet dieser Art war Hale-Bopp 1995/1996.

Die Asteroiden bestehen Großteils aus den Elementen die auch im Erdgestein häufig vorkommen. Bis zur Rosetta-Mission (siehe auch weiter unten) dachte man, dass bei Kometen die Eise allen voran das Wassereis, aber auch Kohlendioxideis Ammoniakeis und Methaneis einen überwiegenden Anteil beitragen. Der Rosetta-Komet 67P/Churyumov-Gerasimenko ist bei Temperaturen von unter –235 Grad Celsius entstanden. Seine ursprünglichen Eigenschaften sind bis heute konserviert. Anders als erwartet besteht er hauptsächlich aus Staub (ca. 75 Gewichtsprozent), hat wenig Eis (25 Gewichtsprozent) und ist sehr porös. Kometen sind also keine eisreichen "schmutzigen Schneebälle" aus lockerem Material, sondern eisige, "poröse Staubbälle" mit einer unerwartet harten Oberfläche. Der Kometenstaub beinhaltet zahlreiche organische Verbindungen und Mineralien.

Kometen bewegen sich wie die Planeten und Kleinplaneten um die Sonne, meist aber auf einer sehr elliptischen Bahn. Diese führt sie weit weg von der Sonne und nur für kurze Zeit nahe an die Sonne heran.
Wenn ein Komet auf seiner Bahn der Sonne zu nahe kommt, erhitzt sich dessen Oberfläche und das Eis verdampft. Der Komet zeigt dann eine durch das Ausgasen erzeugte Koma die aus Gasen und Staubpartikel besteht. Meist entwickeln Kometen auch einen leuchtenden Schweif, der entsteht weil die Koma vom Sonnenwind weggeblasen wird.
Rosetta konnte bestätigen, dass Koma und Schweif durch Sublimation (direkter Übergang von fest zu gasförmig) von Eis und durch das Wegreißen von Staubpartikeln entstehen, wenn der Komet nahe genug an die Sonne kommt. Die wichtigsten Eise dabei bestehen aus Wasser, Kohlenmonoxid und Kohlendioxid ("Trockeneis"). Aufgrund der niedrigen Gravitation können sogar metergroße Brocken ausgeworfen werden.

Wenn ein Komet in die Nähe der Sonne kommt, verliert er also Material, dass sich entlang seiner Bahn verteilt. Kreuzt die Erde auf ihrem Umlauf um die Sonne eine solche Kometenbahn, dann kommt es praktisch zu einer Kollision mit diesen Kometenteilchen und es wird, je nachdem wieviel Material der Komet hinterlassen hat, ein mehr oder weniger starker Meteorschauer zu sehen sein. Als Ursprung der berühmtesten Sommer-Sternschnuppen, den Perseiden, gilt beispielsweise der Komet Swift Tuttle.

Kometen, vor allem sehr helle Kometen, sind spektakuläre Objekte. Manchmal bietet sich sogar die seltene Gelegenheit einen Kometen am Taghimmel zu beobachten.

Die Rosetta-Mission: ein Meilenstein der Raumfahrtgeschichte

Am 6. August 2014 ist Europas Raumsonde Rosetta, nach einer zehnjährigen Reise bei dem Kometen Churyumov-Gerasimenko angekommen. Das Ziel dieser völlig neuartigen Mission, ist das erste Rendezvous, das Einschwenken in seine Umlaufbah und die Landung auf einem Kometen.
Der Komet benötigt für einen Umlauf um die Sonne 6,45 Jahre. Der sonnenfernste Punkt seiner Bahn geht über jene des Jupiters hinaus, der sonnennächste liegt zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Erde. Churyumov-Gerasimenko bewegt sich auf seiner elliptischen Bahn damit in einem Abstand von etwa 185 bis 800 Millionen Kilometer von der Sonne.
Kurz vor Rosettas Ankunft entpuppte sich der Komet als mögliches „Contact Binary“ Objekt. In solchen Systemen umkreisen einander zwei Körper auf so engem Raum, dass sie einander unter Umständen sogar berühren. Zusammen sind sie ungefähr 4 Kilometer groß. Ob es sich tatsächlich um ein „Contact Binary“ Objekt handelt ist nicht bekannt. Aufgrund dieser Form, war es jedenfalls schwierig einen geeigneten Landeplatz für Philae auf der Oberfläche des Kometen auszuwählen.
Am 12. November 2014 erfolgte die historische Kometenlandung. Um 9.35 Uhr MEZ wurde der Lander von Rosetta abgekoppelt und um 17:03 erreichte das Landesignal die Erde. Zwar verlief nicht alles reibungslos - die Harpunen, mit denen sich der Lander im Boden des Kometen verankern sollte, haben nicht gezündet - aber Philae war auf dem Kometen gelandet. Trotz einiger Schwierigkeiten konnten alle geplanten Experimente durchgeführt werden.

Am 30. September 2016 hat die ESA-Raumsonde Rosetta ihre Mission mit einem kontrollierten Aufprall auf dem Kometen planmäßig abgeschlossen. Die Bestätigung vom Ende der Mission kam um 13:19 MESZ vom Operations-Center der ESA mit dem Verlust des Signals beim Aufprall.

Rosetta hat der Kometenforschung unerwartete Forschungsergebnisse beschert. Die wichtigsten Ergebnisse betreffen die dem Kometenkern entströmenden Gase. Die Massenspektrometer ROSINA und COSAC sowie andere Instrumente konnten so viele verschiedene Stoffe in der Kometenkoma identifizieren, dass sich die Anzahl der bekannten kometaren Stoffe damit mehr als verdoppelt hat. In der inhomogenen Koma des Kometen wurden neben Staub, Wasser- und Kohlendioxideis sowohl sehr flüchtige als auch hochkomplexe organische Moleküle gefunden. Darunter auch eine Aminosäure. Rosetta hat damit bestätigt, dass komplexe organische Moleküle auch auf anderen Himmelskörpern entstehen konnten.
Zudem konnte nachgewiesen werden, dass das Wasser auf der Erde nicht oder nur zu einem kleinen Teil von Kometen stammen kann. Denn die Messungen ergaben, dass die Zusammensetzung des Wasserdampfs (Verhältnis von Deuterium zu Wasserstoff) beim Komet 67P/Churyumov-Gerasimenko signifikant anders ist, als die Zusammensetzung des Wassers auf der Erde. ➤ Rosetta wirft Debatte über Ursprung der irdischen Weltmeere auf

➤ 26. 8.: Mögliche Landeplätze für Philae ausgewählt
➤ 15. 9.: Der Landeplatz wurde bekanntgegeben.
➤ 12. 11.: Philae ist gelandet (MPS)
➤ Historische Kometenlandung der Rosetta-Mission (Veranstaltungsseite mit Links zu Videos)
➤ Alle Fotos der Rosetta-Mission (ESA)
➤ 30. 9. 2016: Ende der Mission - Rosettas letztes Bild vor dem Aufprall



Links
Die Rosetta-Kometenmission im Überblick (ESA)
Rosetta - Europas Kometenjäger (DLR)
Rosetta Blog (ESA)


Meteoriden, Meteore und Meteoriten

Neben den Planeten, einer gewaltigen Anzahl von Kleinplaneten und Kometen schwirren in unserem Sonnensystem noch unzählige kleinere feste Körper herum, die zu klein sind, als dass man sie noch als Kleinplaneten bezeichnen könnte. Diese kleinen Körper nennt man Meteoroide.

Die meisten Meteoroiden sind winzig kleine Staubteilchen. Sobald ein Teilchen aber ungefähr die Größe eines Sandkorns besitzt, können wir ein kurzes Aufleuchten am Himmel sehen, wenn es mit rasender Geschwindigkeit (Die mittlere Geschwindigkeit der Perseiden durch die Atmosphäre beträgt 60,4 km/s.) in die Erdatmosphäre eintritt.
Diesen beobachtbaren Leuchtvorgang bezeichnet man als Meteor oder Sternschnuppe. Sehr helle Meteore nennt man Feuerkugeln oder Boliden.
Wenn ein in die Atmosphäre eingedrungener Meteoroid nicht vollständig verglüht und die Planetenoberfläche erreicht, wird er Meteorit genannt.

Die Herkunft der Meteoroiden ist unterschiedlich. Bei vielen handelt es sich wahrscheinlich um Fragmente von Asteroiden. Man fand aber auch schon Meteoriten auf der Erde, von denen man annimmt, dass sie vom Mars stammen. Wenn Sternschnuppen gehäuft auftreten spricht man von einem Meteorstrom. Meteorströme entstehen oft aus ➤ Kometen.

Sternschnuppen sind aufgrund ihrer Geschwindigkeit keine Fernrohr-Objekte. Alles was man braucht ist ein möglichst dunkler Himmel, abseits der lichtverschmutzten Städte.

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➤ Sternschnuppen - Highlights (In unserem Meteorschauer - Kalender finden Sie die Termine der bekanntesten, aber auch weniger bekannten Meteorströme)

➤ Aktuell am Himmel, astronomische online "Beobachtungswerkzeuge" für Sonne, Mond, Planeten, ISS, Iridiumblitze etc.

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1 ) Die Daten sind im wesentlichen der NASA Datenbank "Planetary Fact Sheets" entnommen. Zu beachten ist, dass die Bahnparameter variabel sind und sich die physikalischen Daten aufgrund neuer Forschungsergebnisse ständig ändern. Zu näheren Informationen dieser inoffiziellen Werte siehe: "Notes on the Fact Sheets"


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Verein Kuffner-Sternwarte