___________________________________________________________________

Die allgemein beschreibenden Texte sind dem Astronomie-Lexikon aus dem virtuellen Planetarium RedShift 5 entnommen und sind Public Domain. Im Original gibt es zu sehr vielen Begriffen weitere Verweise, in denen diese nochmals erklärt sind. Die Texte stellen auch ein sehr schönes Beispiel für die umfangreichen Informationen in diesem Astronomie-Lexikon dar.
___________________________________________________________________

Die inneren Planeten

Merkur

Der sonnennächste, kleinste der terrestrischen Planeten ist der Planet Merkur.

Die Beobachtung Merkurs von der Erde aus ist sehr schwierig, da er zum einen sehr klein ist und sich zum anderen am Himmel nicht weiter als 28° von der Sonne entfernt. Aus diesem Grunde zeigt Merkur ebenso wie der zweite innere Planet, Venus, ähnlich wie der Mond Phasen. Bis zum Vorbeiflug der Sonde Mariner 10 in den Jahren 1974 und 1975 war nur wenig über die Oberfläche und die sonstige Eigenschaften des Planeten bekannt. Die Sonde lief auf einer Bahn um die Sonne, auf der sie dreimal an dem Planeten vorbeiflog, bevor ihr Treibstoff zur Höhensteuerung zur Neige ging und sie sich nicht mehr kontrollieren ließ. Mit den übermittelten Aufnahmen ließen sich etwa 35 Prozent der Oberfläche kartieren.

Etwa 70 Prozent des erfaßten Gebietes sind stark von Kratern zerfurcht. Die auffälligste Formation ist das Caloris-Becken, ein riesiger Einschlagkrater mit einem Durchmesser von 1300 Kilometern, der einem Viertel des Planetendurchmessers entspricht. Sein verhältnismäßig ebener Boden ist durch geschmolzenes Material aus der Asthenosphäre entstanden, das auch Abschnitte des Auswurfmaterials überflutet hat. Der Einschlag ereignete sich vor etwa 3,8 Milliarden Jahren und führte zu einem zeitweiligen Wiederaufleben des bereits seit rund hundert Millionen Jahren erloschenen Vulkanismus, wodurch das ebene Terrain innerhalb des Beckens und in dessen Umgebung entstanden. Auf der gegenüberliegenden Seite des Planeten findet man ein merkwürdig chaotisches Gebiet, das vermutlich durch die beim Aufschlag ausgelöste Schockwelle entstanden ist.

Auffällig sind ebenfalls gewundene Böschungen. Sie erstrecken sich zwischen einigen hundert und 3000 Meter hohen Bergrücken, die vermutlich entstanden, als sich die Kruste beim Abkühlen des Planeten zusammenzog. In einigen Fällen durchziehen sie auch Krater.

Der Planet rotiert so langsam, daß ein Tag zwei Jahren entspricht. Hierdurch entstehen enorme Temperaturunterschiede. Im sonnennächsten Punkt (Perihel) treten auf der Tagseite Temperaturen bis zu 430°C auf, während sie auf der Nachtseite auf -170°C absinken.

Wegen dieser hohen Temperaturen und der geringen Masse kann der Merkur keine Atmosphäre halten. Es wurden jedoch geringe Mengen an Schwefel und Helium nachgewiesen. Sie werden vermutlich frei, wenn Mikrometeorite auf der Oberfläche einschlagen, wenn radioaktive Elemente im Oberflächenmaterial zerfallen, oder sie werden aus dem Sonnenwind eingefangen.

Die Dichte des Merkur ist nur wenig geringere Dichte als die der Erde. Zieht man die geringe Größe und damit einen geringeren Druck im Innern in Betracht, so kommt man zu der Vermutung, daß etwa 70 Prozent der Gesamtmasse in einem ausgedehnten Eisenkern stecken müssen, der etwa 75 Prozent des Radius einnimmt. Auch ein schwaches Magnetfeld, das etwa ein Prozent des irdischen erreicht, spricht für einen metallischen Kern.

Venus

Von der Sonne aus gesehen der zweite Planet des Sonnensystems. Er gehört zu den terrestrischen Planeten und ist in der Beschaffenheit der Erde ähnlich und nur wenig kleiner als diese. Wie die Erde ist die Venus von einer ausgeprägten Atmosphäre umgeben.

Von allen Planeten kommt die Venus der Erde am nächsten und ist nach Sonne und Mond das hellste Objekt am Himmel. Da ihre Umlaufbahn innerhalb der Erdumlaufbahn liegt, kann sie am Himmel nie weiter als 47° von der Sonne entfernt stehen. Aus diesem Grund ist sie entweder abends am Westhimmel oder morgens am Osthimmel zu sehen und wird entsprechend als Morgen- oder Abendstern bezeichnet.

Aufgrund ihrer Lage innerhalb der Erdumlaufbahn durchläuft die Venus die Phasen ähnlich dem Mond. Zum Zeitpunkt ihrer größten Helligkeit und Erdnähe ist die Sichelgestalt schon in einem kleinen Teleskop zu sehen.

Die Oberfläche von Venus ist ständig von dichten, stark reflektierenden Wolken bedeckt, die im sichtbaren Licht nur wenige Strukturen zeigen, im ultravioletten Licht aber eine Bandstruktur aufweisen, einschließlich einer charakteristischen Y-förmigen Struktur. Diese Wolken bestehen aus Schwefelsäure-Tröpfchen, die sich durch die Einwirkung des Sonnenlichts auf in der Atmosphäre vorhandenem Kohlendioxid, Schwefelverbindungen und Wasserdampf bilden.

Die Atmosphäre besteht überwiegend aus Kohlendioxid. Der Druck an der Oberfläche ist 90mal höher als auf der Erde. Die außergewöhnlich hohe Oberflächentemperatur von 450°C ist eine Folge des Treibhauseffekts.

Venus war in den 70er und 80er Jahren das Ziel zahlreicher sowjetischer und amerikanischer Raumsonden, namentlich der sowjetischen Venera- und Vega-Programme und der amerikanischen Pioneer Venus-Sonden. Die extremen Temperaturen und Drucke stellen erhebliche Porbleme dar; viele der Raumsonden wurden nach relativ kurzer Zeit zerstört, manchmal sogar bevor sie Daten übermitteln konnten. Dennoch war es möglich, die chemische Zusammensetzung einiger Gesteinsproben zu bestimmen und Panoramaaufnahmen der unmittelbaren Umgebung der Landestellen zu übermitteln, auf denen eine wüste Felsenlandschaft zu sehen war.

Die ersten Radarkarten, die von Raumsonden auf einer Umlaufbahn um die Venus angefertigt wurden, zeigten, daß der überwiegende Teil der Oberfläche aus ausgedehnten Ebenen mit mehreren großen Plateaus besteht, die Höhen von einigen Kilometern erreichen. Die beiden größten Hochebenen sind Ishtar Terra auf der nördlichen Halbkugel und Aphrodite Terra in der Äquatorregion. Die Maxwell Montes mit einer Höhe von 11 Kilometern über dem mittleren Niveau der Planetenoberfläche stellen die höchste Erhebung dar.

1990 trat die US-Raumsonde Magellan in eine Umlaufbahn um die Venus ein und begann mit der Kartierung der Oberfläche, wobei sie auf eine hochentwickelte Radartechnik zurückgreifen konnte, die eine wesentlich bessere Auflösung als bisher lieferte. Zahlreiche Hinweise sowohl auf Einschlagstrukturen als auch auf Vulkanismus in der jüngeren Vergangenheit wurden entdeckt. Im Vergleich zum Sonnensystem ist die Venusoberfläche jung: Der älteste Krater entstand vor 800 Millionen Jahren. Dennoch wurde kein Hinweis auf noch aktiven Vulkanismus gefunden.

Durch die dichte Atmosphäre und hohe Oberflächentemperatur unterscheidet sich die Form der Einschlagkrater erheblich von denen anderer Planeten und Monde. Kleine Meteoriten verglühen vollständig beim Eintritt in die Atmosphäre, so daß es keine kleinen Krater gibt. Das beim Aufprall eines großen Meteoriten ausgeworfene Material fliegt nicht weit und ist um den Krater in aufgeschmolzener Form verstreut.

Eine große Anzahl vulkanischer Strukturen konnte identifiziert werden: Lava-Ströme, kleine Dome mit 2 bis 3 Kilometern Durchmesser, große Vulkankegel mit Hunderten von Kilometern Durchmesser, Coronae und sog. Arachnoiden. Die Coronae der Venus sind runde oder ovale vulkanische Strukturen, die von Gebirgskämmen, Rillen und radialen Linien umgeben sind. Sie erscheinen wie eingestürzte Vulkane und unterscheiden sich von allem, was man bisher auf anderen Planeten und Monden gesehen hat. Die Arachnoiden, die diesen Namen aufgrund ihres spinnenähnlichen Aussehens erhielten, weisen die gleiche Form wie die Coronae auf, sind aber kleiner. Nach einer anderen Theorie sind die Arachnoiden Vorläufer der Coronae. Die hellen, sich nach außen über viele Kilometer ausdehnenden hellen Linien deuten auf Formationen hin, die möglicherweise entstanden sind, als Magma vom Inneren des Planeten aufstieg und die Oberfläche aufbrach.

Erde

Der dritte Planet von der Sonne. Aus Sicht der Astronomie gehört die Erde - neben Merkur, Venus und Mars - zur Gruppe der terrestrischen Planeten. Ursprung, Struktur und Entwicklung der Erde sowie des Monds werden häufig mit den entsprechenden Vorgängen auf diesen Planeten verglichen.

Die Erde verfügt über eine Atmosphäre, deren Dichte zwischen der der Venus und des Mars liegt. Sie besitzt als einziger Planet ausgedehnte Ozeane mit flüssigem Wasser. Das komplexe Zusammenspiel zwischen Ozeanen, Atmosphäre und Planetenoberfläche bestimmt das Energiegleichgewicht und den Temperaturbereich. Wolken bedecken im Schnitt 50 Prozent der Erde; der Wärmestau innerhalb der Atmosphäre (Treibhaus-Effekt) lässt die mittlere Temperatur um über 30 Grad ansteigen.

Die gegenwärtige Atmosphäre setzt sich aus 77 Prozent molekularen Stickstoff, 21 Prozent molekularen Sauerstoff, 1 Prozent Wasserdampf und 0,9 Prozent Argon zusammen. Kohlendioxid stellt den wichtigsten Spurenanteil. Die große Sauerstoffkonzentration, deren Ursprung 2 Milliarden Jahre zurückliegt, ist eine direkte Folge des Pflanzenbewuchses. Der Sauerstoff ermöglicht in großen Höhen die Bildung der Ozonschicht, die die Oberfläche vor der tödlichen Ultraviolettstrahlung der Sonne schützt.

Die Erde ist der einzige größere Planet, von dem man weiß, dass er geologisch aktiv ist. Die großräumigen Merkmale entstanden durch den Aufbau, die Zerstörung, die relative Verschiebung und die Wechselwirkung zwischen den etwa einem Dutzend Platten der Erdkruste - sie bilden die Lithosphäre -, welche sich auf der weniger festen, darunter liegenden Asthenosphäre verschieben. Zusammenstöße zwischen den Platten verursachen entlang der Plattengrenzen Faltengebirge und Erdbebenzonen.

Seismische Wellen infolge von Erdbeben geben durch die Art ihrer Ausbreitung Aufschluss über die innere Struktur der Erde. Im Zentrum liegt ein metallischer Kern aus geschmolzenem Eisen und Nickel, der möglicherweise einen festen Kern umschließt. Die Temperatur im Zentrum beträgt etwa 4.000°C. Über diesem Kern liegt ein Silikatmantel. Die äußerste Kruste ist unter den Ozeanen etwa 10 Kilometer dick, unter den Kontinenten etwa 30 Kilometer.

Die Oberfläche der Erde ist nach planetarischen Maßstäben noch sehr jung. Das Basaltgestein, das die Meeresböden bildet, gehört zu den jüngsten Gesteinen. Die präkambrischen Rücken, die etwa 10 Prozent der Erdoberfläche ausmachen, sind die ältesten; sie kommen den von Kratern übersäten Gebieten, die einen Großteil der Oberflächen anderer Planeten bilden, am nächsten. Durch Verwitterung sind nahezu alle Spuren ehemaliger Einschlagkrater auf der Erde verschwunden.

Der geschmolzene Metallkern verursacht das Magnetfeld und die Magnetosphäre der Erde. Eine Schicht elektrisch geladener Teilchen in einer Höhe zwischen 50 und 500 Kilometern bildet die Ionosphäre. Geladenen Teilchen, die in den Gebieten zwischen 60° und 75° geografischer Breite durch das Magnetfeld eingefangen werden, erzeugen das Phänomen des Polarlichts. Satellitenmessungen zeigten, dass die Erde auch eine starke Radioquelle im Kilometerwellenbereich ist, allerdings werden diese Wellen in großen Höhen erzeugt und können daher am Boden nicht nachgewiesen werden.

Mars

Der von der Sonne aus gesehen vierte Planet, der wegen seiner bereits mit bloßem Auge erkennbaren roten Färbung häufig auch Roter Planet genannt wird.

Der Mars gehört zu den terrestrischen Planeten, sein Durchmesser ist etwa halb so groß wie der der Erde. Lange Zeit wurde er als der wahrscheinlichste Ort für die Existenz außerirdischen Lebens angesehen. Unterstützt wurde diese Vermutung durch die Entdeckung der Polkappen, die jahreszeitliche Änderungen aufweisen. Im 19. Jahrhundert gab es mehrere Beobachter, darunter insbesondere Percival Lowell, die meinten, auf der Oberfläche ein ausgedehntes, von intelligenten Wesen angelegtes System von Kanälen ausmachen zu können. Die Ergebnisse der Raumsonden haben bislang keinerlei Hinweise auf lebende Organismen geliefert. Allerdings wurden durch Untersuchungen an Meteoriten, die vermutlich vom Mars stammen, Spekulationen entfacht, daß es in ferner Vergangenheit, als es auf Mars noch feuchter und wärmer gewesen war, mikroskopisches Leben gegeben haben könnte - die Möglichkeit der Existenz lebender Organismen in unterirdischem Gestein auf der Mars kann bislang nicht ausgeschlossen werden.

Zu den erfolgreichen US-Sonden zum Mars gehören: Mariner 4 im Jahr 1965, 1969 Mariner 6 und 7, 1971 Mariner 9 und 1976 Viking 1 und 2. Nach dem Fehlschlag des Mars Observer 1993 starteten die USA den Mars Pathfinder, der im Juli 1997 landete, den Mars Global Surveyor, der 1999 aus der Marsumlaufbahn mit der Kartierung der Oberfläche begann. und die Mission 2001 Mars Odyssey.

Der Mars verfügt über eine relativ geringe Dichte, die 3,95mal größer ist als die von Wasser. Hieraus schließt man, daß 25 Prozent seiner Masse in einem Eisenkern stecken. Die Kruste weist hohe Anteile an Olivin und Eisenoxid auf, was ihm seine rote Färbung verleiht. Er besitzt ein schwaches Magnetfeld, dessen Feldstärke nur zwei Prozent der irdischen ausmacht.

Er besitzt eine dünne Atmosphäre, deren Druck am Boden nur 0,7 Prozent von dem auf der Erde beträgt. Sie besteht zu 95,3 Prozent aus Kohlendioxid, 2,7 Prozent aus molekularem Stickstoff und 1,6 Prozent Argon. Sauerstoff ist nur in geringen Spuren vorhanden. Trotz der geringen Dichte kommt es hin und wieder zu Staubstürmen, die den gesamten Planeten einhüllen können.

Ebenfalls kann es zu Wolken- und Dunstbildung kommen. Morgennebel entsteht in Tälern, und orographische Wolken treten auf, wenn ein kühler Wind die Atmosphäre über die hohen Berge insbesondere der Tharsis-Region weht. Im Winter ist die Nordpolkappe in einen Schleier aus eisigem Dunst und Staub eingehüllt. Über dem Südpol ist dieser Effekt weniger stark ausgeprägt.

Die Polkappen sind mit einer dünnen Schicht aus Eis, wahrscheinlich einem Gemisch aus Wassereis und gefrorenem Kohlendioxid, bedeckt. Aufnahmen mit hoher Auflösung zeigen spiralförmige und vom Wind verwehte Ablagerungen. Die Nordpolregion ist von ausgedehnten Dünen umgeben. Die Ausdehnung der Eiskappen schwankt mit den Jahreszeiten. Dieser Effekt wird, ebenso wie auf der Erde, durch die Neigung der Rotationsachse (um 25°) gegen die Umlaufebene verursacht.

Da ein Marsjahr etwa zwei Erdjahren entspricht, dauern auch die Jahreszeiten doppelt so lang. Wegen der starken Exzentrizität der Marsbahn sind sie jedoch unterschiedlich lang. Der Sommer auf der Südhalbkugel, wenn sich der Planet nahe am Perihel befindet, ist kürzer und heißer als auf der Nordhalbkugel. Jahreszeitliche Änderungen in der Erscheinungsform von Oberflächenmerkmalen werden mit physikalischen und chemischen Vorgängen erklärt.

Die Topographie zeigt auf zwei Hemisphären ein unterschiedliches Aussehen, wobei die beiden Hälften durch einen Kreis markiert werden, der um etwa 35° gegen den Äquator geneigt ist. Der südliche Teil besteht größtenteils aus altem, stark mit Kratern zerfurchtem Gelände. Hier findet man auch die großen Becken der Hellas, Argyre und Isidis Planitia. Die nördliche Hemisphäre wird dagegen von jüngerem, weniger mit Kratern übersäten Gelände dominiert, das zudem 2 bis 3 Kilometer tiefer liegt als das südliche. Die höchsten Gebiete sind die großen Vulkane des Tharsis und Elysium Planitia. In beiden Gegenden gibt es riesige, erloschene Vulkane, von denen der größte Olympus Mons ist.

Diese Vulkangebiete befinden sich am östlichen und westlichen Ende eines enormen Canyon-Systems, den Valles Marineris, das sich über eine Länge von 5000 Kilometern in der Äquatorgegend erstreckt und im Durchschnitt 6 Kilometer tief ist. Vermutlich entstand es durch eine Faltung, bei der sich der Tharsis-Rücken aufschob.

Einige Beobachtungen von Kanälen deuten darauf hin, daß es früher flüssiges Wasser auf dem Mars gegeben hat. Kanäle in den Valles Marineris scheinen durch plötzliche Überflutungen entstanden zu sein. Außerdem gibt es einige stark gewundene, ausgetrocknete Flußbetten mit zahlreichen Nebenflüssen, die ausschließlich in den stark mit Kratern zerfurchten Gebieten auftreten.

Zwei kleine Monde, Phobos und Deimos, umrunden den Mars in geringem Abstand auf nahezu kreisförmigen Bahnen, die in der Äquatorebene liegen. Von der Erde aus sind sie nur schwer beobachtbar. Da sie sich stark von ihrem Planeten unterscheiden, vermuten einige Astronomen, daß es sich um eingefangene Asteroiden handelt.

Die äußeren Planeten

Jupiter

Der größte Planet im Sonnensystem und der fünfte von der Sonne. Nach der Venus ist er von der Erde aus gesehen der zweithellste Planet.

Jupiter ist zehnmal so groß wie die Erde und erreicht ein Zehntel der Sonnengröße. Seine Masse beträgt 0,1 Prozent der Sonnenmasse, in seiner Zusammensetzung gleicht er dem Zentralgestirn - er besteht zu 90 Prozent aus Wasserstoff (der in Jupiter in molekularer Form vorliegt) und zu etwa 10 Prozent aus Helium. Von den Spurengasen sind die wichtigsten Wasserdampf, Methan und Ammoniak. Es gibt unter den Wolkenschichten keine feste Oberfläche. Stattdessen findet mit dem nach unten hin zunehmenden Druck ein langsamer Übergang vom gasförmigen zum flüssigen Zustand statt, gefolgt von einem plötzlichen Übergang zu einer metallischen Flüssigkeit, in der die Atome von ihren Elektronen befreit sind. Ganz im Zentrum könnte sich ein kleiner Kern aus Gestein oder vielleicht Eis befinden.

Durch seine innere Energiequelle - die Wärme, die während seiner Entstehung durch den Gravitationskollaps erzeugt wurde -, strahlt der Planet zwischen 1,5 und zweimal so viel Wärme ab, wie er von der Sonne absorbiert.

Im visuellen Licht erkennt man, daß die Scheibe des Jupiter von abwechselnd hellen und dunklen Gürteln durchzogen ist. Die Ergebnisse von vier Raumsonden, die Jupiter zwischen 1973 und 1981 erreichten (Pioneers 10 und 11, Voyagers 1 und 2), haben die Komplexität der Flußverteilung innerhalb dieser Bänder deutlich gemacht. Es gibt fünf oder sechs auf jeder Hemisphäre, die mit Windströmungen korrelieren.

Weiße oder farbige Ovale erscheinen als relativ langlebige Merkmale. Das bekannteste und auffälligste ist der Große Rote Fleck, der bereits seit etwa 300 Jahren beobachtet wird. Der Ursprung dieses Merkmals, das so breit ist wie die Erde, ist unsicher. Nach gängiger Theorie könnte es sich im wesentlichen um einen riesigen Antizyklon handeln.

Die farbigen Wolken befinden sich in den höchsten Schichten - die Dicke dieser Schichten macht nur 0,1 bis 0,3 Prozent des Gesamtradius aus. Die Herkunft der starken Färbung gibt nach wie vor Rätsel auf, obwohl es als sicher gilt, daß Spurenanteile der Atmosphäre daran beteiligt sind. Die Färbung der Wolken variiert mit der Höhe: Blaue Bereiche sind die tiefsten, gefolgt von den braunen, weißen und schließlich den roten, die sich in höchsten Regionen finden.

Eine von der Raumsonde Galileo ausgesetzte Atmosphärenkapsel sank 1995 an einem Fallschirm durch die obere Jupiteratmosphäre und funkte Daten über die dort vorkommenden Bestandteile und die physikalischen Bedingungen. Erdgebundene Beobachtungen der Eintrittsstelle der Kapsel zeigten, daß es sich dabei um einen relativ wolkenfreien Fleck handelte, wodurch sich erklärte, warum nahezu keine Spuren der erwarteten drei Wolkenschichten - Ammoniakkristalle ganz oben, Ammoniakhydrosulphid in der Mitte und Wasser und Eiskristalle ganz unten - gefunden wurden. Die Windgeschwindigkeit war mit bis zu 530 km/h sogar höher als angenommen. Die Kapsel registrierte vor dem Eintritt in die Atmosphäre einen intensiven Strahlungsgürtel.

Die Existenz eines schwachen Rings um Jupiter wurde erstmals 1974 aufgrund der Pioneer-11-Ergebnisse vermutet; die Voyager-Bilder lieferten schließlich die direkte Bestätigung. Der Hauptteil des Rings liegt zwischen 1,72 und 1,81 Jupiter-Radien vom Zentrum des Planeten entfernt. Aufgrund der Beschaffenheit des Rings müssen viele Teilchen eine Größe von wenigen Mikrometern aufweisen. Der Ring muß ununterbrochen aufgefüllt werden. Die dafür in Betracht kommende Quelle stellt vermutlich eine Ansammlung von Felsbrocken in der Umlaufbahn dar, die kontinuierlich von Hochgeschwindigkeits-Partikeln bombardiert werden.

Bis 1999 wurden sechzehn natürliche Monde entdeckt, die Jupiter umkreisen. Dann wurden aufgrund einer systematischen Suche zahlreiche weitere äußere Trabanten des Riesenplaneten entdeckt. Bis zum Anfang März 2003 stieg die Zahl der bekannten Monde auf 52 und man geht mittlerweile davon aus, dass in den nächsten Jahren bis zu 100 weitere Monde gefunden werden könnten. Sie werden in mehrere Gruppen aufgeteilt:

Die vier kleinen inneren Monde (Metis, Adrastea, Amalthea und Thebe) sowie die vier großen Galileischen Monde (Io, Europa, Ganymed und Kallisto) befinden sich auf Kreisbahnen in der Äquatorebene.

Weiter davon entfernt befinden sich die Themisto- und die Himalia-Gruppe (Leda, Himalia, Lysithea, Elara und andere), kleine Monde in Kreisbahnen, die gegen die Äquatorebene geneigt sind.

Die Monde der äußersten Gruppe sind kleine Körper auf retrograden Bahnen, die relativ exzentrische Ellipsen und deutlich gegen die Äquatorebene geneigt sind. Diese Bahnen liegen alle im Abstand zwischen 18 und 24 Millionen Kilometer von Jupiter entfernt.

Die vier Galileischen Monde und ihre Bahnbewegungen sind mit einem kleinen Teleskop oder einem Feldstecher leicht zu erkennen.

1955 wurde die Radioemission des Jupiter entdeckt. Es war der erste Hinweis auf ein starkes Magnetfeld, das 4000mal stärker ist als das der Erde. Die Magnetosphäre ist infolgedessen 100mal größer. Die Radioemission wird von Elektronen verursacht, die sich spiralförmig um die Feldlinien bewegen. Eingefangene Elektronen in der Nähe des Planeten verursachen Synchrotronstrahlung im Bereich der Dezimeter-Wellenlängen. Dekameterstrahlung, die nur in bestimmten Gebieten des Planeten beobachtet wird, hat mit der Wechselwirkung zwischen Jupiters Ionosphäre und seinem Mond Io zu tun, dessen Bahn innerhalb eines riesigen Plasmatorus liegt. Durch diese Wechselwirkung kommt es auch zu Polarlichterscheinungen. Von den Voyager-Sonden wurde auch Strahlung im Kilometer-Wellenlängenbereich entdeckt, die ihren Ursprung in hohen Breiten nahe des Planeten und im Plasmatorus hat.

Saturn

Der sechste Planet im Sonnensystem, vom Zentrum aus gezählt. Saturn gehört zu den vier Riesenplaneten und ist nach Jupiter der zweitgrößte Planet. Sein Äquatordurchmesser ist 9,4mal größer als der der Erde, seine Masse übertrifft die der Erde um das 95fache. Dennoch beträgt seine durchschnittliche Dichte nur das 0,7fache der Dichte von Wasser. Zum Hauptanteil seiner Masse tragen Wasserstoff und Helium bei. Saturn verfügt über einen inneren Kern, der zehn bis fünfzehn Erdmassen auf sich vereinigt und aus einer Mischung von Gestein und Eis besteht. Die darauffolgende Schicht aus Wasserstoff steht unter extremem Druck, so daß der Wasserstoff hier metallische Eigenschaften annimmt. Die äußere Planetenhälfte besteht aus einer dichten Atmosphäre. Der direkten Beobachtung zugänglich sind Wolkenbänder in der oberen Atmosphäre.

Normalerweise weist die Strukturierung der Wolkenbänder bei Saturn keine starken Farbkontraste auf. Dennoch entdeckte man hier Ende September 1990 einen großen weißen Fleck, der wochenlang anwuchs und schließlich einen großen Teil der Äquatorregion einnahm. Offenbar handelte es sich dabei um aufsteigendes, tiefer liegendes Atmosphärenmaterial. Derartige Erscheinungen kehrten bislang in einem regelmäßigen Rhythmus von 30 Jahren wieder, das entspricht etwa der Zeit, die Saturn für einen Sonnenumlauf benötigt. Ähnliche Flecken wurden bereits in den Jahren 1876, 1903, 1933 und 1960 in der nördlichen Hemisphäre des Planeten zur Zeit des Saturnsommers beobachtet. Weniger ausgeprägte Ausbrüche erscheinen von Zeit zu Zeit. Einen beobachtete das Hubble Space Telescope 1994.

Durch die elektronische Nachbearbeitung der Photos, welche die Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 während ihrer Vorbeiflüge 1980 und 1981 von Saturn aufnahmen, wurden komplizierte Zirkulationsströmungen sichtbar, wie sie auch auf Jupiter beobachtet werden. Saturn rotiert ziemlich schnell. Der Planet dreht sich in 10 Stunden und 32 Minuten einmal um seine Achse, doch hängt die Rotationsgeschwindigkeit der Wolkenhülle auch von der geographischen Breite ab. Aufgrund der enormen Drehgeschwindigkeit ist Saturn an den Polen deutlich abgeflacht; der polare und der äquatoriale Umfang des Planeten unterscheiden sich um 11 Prozent.

Auffälligstes Merkmal sind die spektakulären Ringe, die Saturn umgeben. Sie liegen in der Äquatorebene und sind im Winkel von 27° gegen die Bahnebene um die Sonne geneigt. Die Saturnringe können bereits in einem kleinen Teleskop bewundert werden. So wie sich die relativen Positionen von Erde und Saturn ändern, präsentiert sich auch das Ringsystem dem Betrachter unter verschiedenen Blickwinkeln. Manchmal erscheinen die Ringe weit geöffnet, zu anderen Zeiten zeigen sie sich von der Kante, so daß sie sogar für eine Weile unsichtbar werden. Die Ringe scheinen in einer Reihenfolge von Regionen unterschiedlicher Helligkeit geteilt zu sein, die durch dunkle Bereiche voneinander getrennt sind. Die wohl markantesten Teilungen sind die Cassini- und die Enckesche Teilung. Die Photos, die die Voyager-Sonde von den Saturnringen erstellte, enthüllten ein aus vielen tausend zarten, konzentrischen Reifen bestehendes Ringsystem, das in der Aufsicht einen ähnlichen Anblick wie die Rillen einer Schallplatte bietet. Die Saturnringe sind nur etwa je einen Kilometer dick und bestehen aus einer Vielzahl größerer Gesteinsbrocken und kleinerer Teilchen, die sich wahrscheinlich auf einen Größenbereich zwischen hundert Metern und einem Mikrometer verteilen.

Bis zum Jahr 1980 kannte man insgesamt 10 Satelliten des Saturn. Seither wurden weitere gefunden; einige wurden 1980 mit Hilfe von Teleskopen entdeckt, als das Ringsystem sich von der Kante präsentierte und die Monde vom Streulicht angestrahlt wurden, andere spürten die Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 in den Jahren 1980 und 1981 auf. 12 weitere Monde wurden im Jahr 2000 erneut mit Hilfe von Teleskopen entdeckt. Inzwischen gelten 30 Monde als gesichert, die Existenz weiterer gilt als wahrscheinlich.

Uranus

Der siebte große Planet von der Sonne aus gesehen, 1781 von William Herschel entdeckt. Er ist gerade hell genug, um bei guten Bedingungen mit dem bloßen Auge gesehen zu werden. Von der Erde erscheint er selbst in großen Teleskopen als strukturlose, grünliche Scheibe. 1986 ging die Raumsonde Voyager 2 nahe am Uranus und seinen Monden vorbei und lieferte Nahaufnahmen. Zehn kleine Monde wurden von Voyager 2 entdeckt; fünf größere - Miranda, Ariel, Umbriel, Titania und Oberon - waren bereits zuvor bekannt.

Uranus ist einer der vier Riesenplaneten des Sonnensystems, der über den vierfachen Durchmesser der Erde und die fünfzehnfache Masse verfügt. Er besteht fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium. Man nimmt an, daß es einen kleinen, felsigen Kern im Innern des Planeten gibt, der von einem dicken, eisigen Mantel aus gefrorenem Wasser, Methan und Ammoniak umgeben ist. Die äußerste Schicht ist eine Atmosphäre aus Wasserstoff und Helium mit einem kleinen Anteil molekularer Verbindungen.

Sogar auf den Voyager-Nahaufnahmen erscheint Uranus weich und nahezu strukturlos, obwohl es Anhaltspunkte für eine schwache Bänderung parallel zum Äquator gibt. Ein Kuriosum des Planeten ist seine fast in der Ebene des Sonnensystems liegende Rotationsachse (im Gegensatz zu den nahezu senkrecht stehenden Achsen der anderen Planeten). Die interne Rotationsperiode beträgt 17 Stunden und 14 Minuten.

1977 wurden schwache Ringe in der Äquatorebene des Uranus entdeckt. Die Ringe sind jeder nur wenige Kilometer breit und von der Erde nicht sichtbar. Sie wurden gefunden, als Uranus einen Stern 8. Größe bedeckte, da die Ringe leichte Einsenkungen in der beobachteten Helligkeit des Sterns kurz vor und kurz nach der Bedeckung durch die Planetenscheibe verursachten. Spätere Bedeckungen von Beta Scorpii und Sigma Sagittarii bestätigten die Entdeckung. Das Ringsystem wurde später von Voyager 2 1986 aufgenommen, wobei zwei weitere Ringe festgestellt wurden. Insgesamt sind es nun elf. Mit der Entdeckung eines weiteren Trabanten im Jahr 2001 ist die Zahl der bekannten Uranus-Monde mittlerweile auf 21 angewachsen.

Neptun

Der von der Sonne aus gesehen achte Planet.

Aufgrund seiner exzentrischen Umlaufbahn steht Pluto - befindet er sich nahe am Perihel - für etwa zwanzig Jahre lang näher an der Sonne, wodurch Neptun der neunte und sonnenfernste Planet wird; dies war das letzte Mal zwischen 1979 und 1999 der Fall.

Neptun gehört zu den vier 'Riesen'-Planeten. Er besitzt einen kleinen Gesteinskern, der von einem Mantel aus gefrorenem Wasser, Methan und Ammoniak umgeben ist. Sein Durchmesser ist fast viermal so groß wie der der Erde. Die äußere Atmosphäre besteht im wesentlichen aus molekularem Wasserstoff sowie 15 bis 20 Massenprozent Helium und geringen Mengen Methan.

Johann Gottfried Galle entdeckte Neptun am 23. September 1846 am Berliner Observatorium, nachdem John Couch Adams in England und Urbain J. J. Leverrier in Frankreich seine Existenz und seine Position am Himmel unabhängig voneinander vorausgesagt hatten. Ihre Berechnungen basierten auf Differenzen zwischen der vorausgesagten und der tatsächlich beobachteten Bahn des Uranus seit seiner Entdeckung im Jahre 1781, die sie der Schwerkraftwirkung eines unbekannten Planeten zuschrieben.

Von der Erde aus gesehen ist Neptun ein Objekt 7. oder 8. Größe und damit mit bloßem Auge nicht sichtbar. Mit starker Vergrößerung und einem großen Teleskop erscheint der Planet als blaue Scheibe, deren Färbung von Methan in der oberen Atmosphäre herrührt.

Im August 1989 machte die Sonde Voyager 2 erstmals Nahaufnahmen von dem Planeten. Beobachtungen mit dem Hubble Space Telescope (HST), das atmosphärische Details erkennen kann, begannen 1994. Neptun ähnelt in mancherlei Hinsicht, etwa in Größe und Aufbau, seinem Nachbarplaneten Uranus. Im Gegensatz zu Uranus gibt es in der sehr dynamischen Neptunatmosphäre jedoch zahlreiche Wolkenstrukturen. Das auffälligste war der Große Dunkle Fleck, den Voyager 2 entdeckt hatte, der eine ähnliche Ursache zu haben scheint wie der Große Rote Fleck auf Jupiter. Etwa 20° südlich des Äquators rotiert er gegen den Uhrzeigersinn mit einer Periode von 16 Tagen. Oberhalb von ihm bilden sich helle, zirrusähnliche Wolken und weitere, kleine dunkle Flecken. Allerdings war er bei den Beobachtungen des HST 1994 völlig verschwunden. Mittlerweile hat sich ein anderer dunkler Fleck, den Voyager nicht gesehen hat, auf der Nordhalbkugel gebildet. Auch er wurde von hellen Wolken begleitet. Spätere Beobachtungen mit dem HST zeigten, daß sich die Wolkenmuster ändern, die darunter liegende Bandstruktur der Atmosphäre aber stabil bleibt.

Es gibt zwei wesentliche Wolkenschichten in der oberen Atmosphäre. Die höchste besteht aus Methaneiskristallen, darunter liegt eine durchsichtigere Schicht, die möglicherweise gefrorenes Ammoniak und Wasserstoffsulfit aufweist. Darüber hinaus existiert ein sehr hoch liegender Dunst aus Kohlenwasserstoffen, die durch die Einwirkung des Sonnenlichts auf das Methan entstehen.

Voyager 2 registrierte regelmäßige Radioausbrüche. Neptun besitzt also ein Magnetfeld und ist von einer Magnetosphäre umgeben. Die Ausbrüche ereignen sich in Abständen von 16,11 Tagen, was offensichtlich der Rotationsperiode des festen Kerns entspricht. Die atmosphärischen Gebilde rotieren hingegen mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten und bewegen sich darüber hinaus über verschiedene Breiten hinweg. Windgeschwindigkeiten bis zu 2200 km/h wurden gemessen. Die Magnetfeldachse ist um 47° gegen die Rotationsachse geneigt. Man vermutet, daß das Magnetfeld eher im Mantel als im Kern entsteht.

Aus der insgesamt abgestrahlten Energie ergibt sich eine mittlere Temperatur von 59 Kelvin. Bis heute ist unklar, warum Neptun 2,7mal mehr Energie abstrahlt, als er von der Sonne erhält.

Bereits von der Erde aus hatte man bei Sternbedeckungen des Planeten Hinweise auf die Existenz von nicht vollständigen 'Ringbögen' erhalten. Voyager 2 entdeckte nun vier dünne Ringe, die an einigen Stellen Verdickungen besaßen. Dieses waren die von der Erde aus registrierten Ringfragmente. Darüber hinaus fand man mit der Sonde sechs weitere Monde, so daß die Gesamtzahl zusammen mit den damals bereits bekannten Triton und Nereide auf insgesamt acht anwuchs. Einer der neu entdeckten Monde, Proteus, ist mit einem Durchmesser von 400 Kilometern sogar doppelt so groß wie Nereide.

Pluto

Der neunte Planet im Sonnensystem, der am 18. Februar 1930 von Clyde Tombaugh am Lowell-Observatorium als Objekt 15. Größe entdeckt wurde.

Die Suche nach einem Planeten jenseits des Neptun begann im Jahre 1905, als man Abweichungen zwischen der beobachteten und der berechneten Bewegung von Uranus und Neptun fand. Heute weiß man allerdings, daß Pluto lediglich ein Fünftel der Mondmasse besitzt und insofern Uranus und Neptun gravitativ nicht stören kann.

Die Plutobahn ist stärker gegen die Ekliptik geneigt und weist eine stärkere Elliptizität auf als jede andere Planetenbahn. Sein Abstand von der Sonne schwankt zwischen 30 und 50 AE. Sein Perihel erreichte er 1989, und zwischen 1979 und 1999 war er der Sonne näher als Neptun.

Durch die Entdeckung des Mondes Charon wurde es möglich, den Durchmesser und die Masse Plutos genauer zu bestimmen. Der heute beste Wert für den Durchmesser ist 2320 ± 25 Kilometer. Plutos durchschnittliche Dichte ist etwa doppelt so groß wie die von Wasser. Der Planet besteht vermutlich aus einer dicken Wassereisschicht, die teilweise hydratisierten Felsen umgibt. Charon und Pluto sind in einer synchronen Rotation mit einer Periode von 6,39 Tagen gefangen. Plutos Rotationsachse ist 122° gegen die Ekliptikebene geneigt, so daß der Planet - wie Uranus - sich retrograd dreht und gleichsam 'auf der Seite liegt'.

Zwischen 1985 und 1990 kam es zu einer Reihe von gegenseitigen Bedeckungen der beiden Objekte. Eine solche Serie von Ereignissen findet von der Erde aus gesehen nur zweimal im Laufe eines Plutojahres von 248 Erdjahren statt. Dabei war es möglich, die spektralen Signaturen von Pluto und Charon zu unterscheiden und die ersten groben Albedo-Karten der Plutooberfläche zu erstellen. Sie bestätigten die früheren Vermutungen ein stark uneinheitlichen und veränderlichen Oberfläche, die auf Helligkeitsänderungen während der Rotationsperiode, aber auch auf längerer Zeitskala basierten. Im Gegensatz zu Charon, der grau ist, ist Plutos Oberfläche rötlich gefärbt. Mit Infrarotspektroskopie entdeckte man schon 1976 Methaneis auf Pluto. Die Bedeckung eines Sterns durch Pluto im Jahr 1988 enthüllte die Existenz einer dünnen, ausgedehnten Atmosphäre. Stickstoff- und Kohlenmonoxid-Eis wurden 1992 auf der Oberfläche entdeckt. Die Oberflächentemperatur beträgt etwa 40 K. 1996 zeigten Beobachtungen mit dem Hubble Space Telescope erstmals breite helle und dunkle Strukturen auf der Plutooberfläche.

Sonne, Mond und Meteore

Sonne

Zentralstern des Sonnensystems. Gemessen an anderen Sternen ist die Sonne nur ein Stern mittlerer Größe und durchschnittlich hell, obgleich die überwiegende Mehrheit der Sterne in ihrer Nachbarschaft noch kleiner und somit lichtschwächer sind. Die Sonne ist ein Zwergstern des Spektraltyps G2 mit einer Oberflächentemperatur von ungefähr 5700 Kelvin. Wie alle Sterne stellt sie eine Kugel aus heißem Gas dar, die ihre Energie durch die Kernfusion im Zentrum bei Temperaturen um 15 Millionen Kelvin gewinnt. Jede Sekunde verliert die Sonne durch atomare Verschmelzung von Wasserstoff in Helium rund 4 Millionen Tonnen an Masse.

Jenseits des Kerns erstreckt sich die Strahlungszone, in der hochenergetische, während der Fusion erzeugte Photonen mit Elektronen und Ionen zusammenstoßen und in Form von Licht und Hitze zurückgestrahlt werden. Auf die Strahlungszone folgt die Konvektionszone. Hier steigen Gasströme auf, in denen die Energie an die Oberfläche transportiert wird, bevor das Gas wieder absinkt, um sich erneut aufzuheizen. Diese Zirkulationsströme sind die Ursache für die gesprenkelte Oberflächenstruktur der Sonne, die sogenannte Granulation. Die Oberflächenschichten, die sogenannte Photosphäre, in der das Licht erzeugt wird, welches unsere Augen auffangen, sind nur wenige hundert Kilometer dick.

Auf die Photosphäre folgt weiter außen die Chromosphäre der Sonne. Sie ist während einer totalen Sonnenfinsternis als leuchtender rosafarbener Kranz um die Sonne sichtbar. Aus der Chromosphäre schießen Spiculen und Protuberanzen heraus. Nach außen setzen sich die dünnsten Schichten der Sonnenatmosphäre fort und bilden die Korona, die schließlich in den interplanetaren Raum übergeht.

Eigenschaften der Sonne 

Mond    

Der einzige natürliche Satellit der Erde. Er ist ein fester, mit Kratern übersäter Körper, der weder über flüssiges Wasser noch eine Atmosphäre verfügt. Er wurde zwischen 1969 und 1972 von amerikanischen Astronauten während der Apollo-Missionen untersucht und ausführlich von Sonden in der Mondumlaufbahn kartographiert.

Gezeitenkräfte haben bewirkt, daß der Mond der Erde nun stets dieselbe Seite zuwendet - sieht man von dem verhältnismäßig kleinen Effekt der Libration ab. Da der Mond lediglich das auf ihn einfallende Sonnenlicht reflektiert, zeigt er beim Umlauf um die Erde innerhalb eines Monats den bekannten Phasen-Zyklus. Die Größe der von der Erde aus sichtbaren, beleuchteten Seite hängt von den jeweiligen Positionen von Erde, Sonne und Mond ab, die sich kontinuierlich während des Umlaufs ändern.

Auf der Vorderseite sind zwei Arten von Geländetypen zu finden: stark mit Kratern zerklüftete, helle Hochländer ('terrae', dt. 'Länder') und die dunkleren, weniger mit Kratern übersäten 'Maria' (dt. 'Meere'). Die Maria sind nahezu kreisförmig und entstanden in der Frühzeit des Mondes, als große Meteorite auf seiner Oberfläche einschlugen. Eine andere Art von Oberflächenformation wurde durch Auswurfmaterial. gebildet. Weite Gebiete weisen deutliche Spuren des vom Mare Imbrium und Mare Orientale stammenden Auswurfmaterials auf.

Über die Entstehung des Mondes herrscht nach wie vor Unklarheit; er existierte jedoch bereits vor 4,5 Milliarden Jahren als eigenständiger Körper. Nach der gegenwärtig favorisierten Erklärung entstand er durch einen gewaltigen Einschlag eines Asteroiden, der mit der noch jungen Erde kollidierte. Ergebnisse des Lunar Prospector weisen darauf hin, daß der Mond über einen sehr kleinen Kern von 700 km Durchmesser verfügt, was der Impakttheorie entsprechen würde.

In der Frühzeit war der Mond heiß und geschmolzen. Als er abkühlte, entstand die feste Kruste, die jedoch einem heftigen Meteoriten-Bombardement ausgesetzt war, deren größte Einschläge die großen Maria erzeugten. Diese füllten sich dann mit dunkler basaltischer Lava. Die vulkanische Aktivität kam vor mindestens 2 Milliarden Jahren zum Erliegen.

Die Rückseite des Mondes unterscheidet sich wesentlich von der Vorderseite und weist keine großen, lavaüberfluteten Mare-Becken auf.

Sternschnuppenströme

Sternschnuppenströme nennt man auch Meteorschauer. Es handelt sich dabei um einen Strom von Meteoren, die am Himmel aus einem kleinen Gebiet zu kommen scheinen. Ein solcher Schauer tritt zu einer bestimmten Zeit im Jahr auf und dauert im allgemeinen wenige Tage oder Stunden. Er entsteht dadurch, daß die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne eine Meteoritenwolke durchquert. Man kennt heute Dutzende von jährlich wiederkehrenden Strömen, aber nur eine Handvoll von ihnen sorgt für eindrucksvolle Schauspiele. In seltenen Fällen bewegt sich die Erde durch eine besonders dichte Meteoritenwolke. Dann ereignen sich besonders heftige Schwärme mit einigen zehn oder hundert Meteoren pro Minute. Typischerweise werden aber nur Werte von etwa 50 pro Stunde erreicht.

Mitglieder eines Schauers lassen sich identifizieren, indem man ihre Leuchtspur zum Anfang zurückverfolgt. Die Meteore eines Schauers scheinen nämlich alle von einem eng begrenzten Gebiet am Himmel, dem Radiant, auszugehen. Dies ist jedoch ein perspektivischer Effekt. Tatsächlich gelangen die Meteorite auf parallelen Bahnen in die Erdatmosphäre.

Viele Bahnen solcher Meteoritenschwärme stimmen mit denen bekannter Kometen überein, so daß man davon ausgehen kann, daß der Komet Lieferant dieser Teilchen ist. Vermutlich ist ein junger Strom noch in einer Wolke auf dieser Bahn konzentriert. Im Laufe der Zeit weitet diese sich jedoch auf, und die Teilchen verteilen sich entlang der Bahn.

Die Erde wird ständig von Material verschiedenster Größe aus dem Weltraum bombardiert. Die Massen reichen von einem Millionstel Gramm bis zu mehreren Kilogramm. Im Verlaufe eines Jahres gelangt auf diese Weise Material mit einer Gesamtmasse von schätzungsweise 200 Millionen Kilogramm in die Atmosphäre. Etwa ein Zehntel davon erreicht den Boden in Form von Meteoriten und Mikrometeoriten. Die übrigen verglühen und erscheinen als Meteore.

Meteorite treten in die Atmosphäre mit einer typischen Geschwindigkeit von 15 km/s ein. Mittelgroße Teilchen verdampfen dabei durch die Reibungshitze. Sie erzeugen eine Leuchtspur und einen Kanal ionisierten Gases. Diese Spur reflektiert Radarstrahlen, so daß sie sich hiermit auch am Tage nachweisen lassen.

Neben den Schauern kann man das ganze Jahr über Meteore sehen, die aus allen Richtungen zu kommen scheinen.