Universum

[H2SO4]

Nun beginnen einzelne Staubteilchen sich zusammenzulagern, was überwiegend durch sanfte Kollisionen geschieht. Die sich bildenden Zusammenballungen gewinnen immer mehr an Größe, womit jetzt zunehmend gravitative Einflüsse zur Geltung kommen. Es entstehen unzählige Bruchstücke im Bereich von 100 bis 1000 [m], das beweisen uns heute noch die vielen Einschlagkrater auf Merkur, Mond und Mars.

MerkurEine Aufnahme von Mariner 10 aus dem Jahr 1974 zeigt uns die vielen Einschlagkrater von Bruchstücken in der Frühzeit des Planeten. Mit 4800 [Km] Durchmesser ist Merkur nur wenig größer als unser Mond (3500 [Km]). Seine Oberflächentemperatur liegt zwischen
- 180 [°C] und über 400 [°C]. Die Ähnlichkeit zum Mond ist verblüffend.

Die Wolke besteht ja aus einem Gemisch von Gas und Staub, und die enthaltenen Staubteilchen fungieren als Kondensationskeime. Ähnliches geschieht in einer Wolke, wenn verdunstetes Wasser aufsteigt, abkühlt und sich feine Tröpfchen an winzigen, in der Luft schwebenden Staubteilchen kondensieren.

Ein Sternentstehungsgebiet in der nördlichen Milchstraße, Region Cepheus in 3000 Lichtjahren Entfernung. Staubwolken werden durch Sternlicht erhellt, weil deren UV- Anteil die Elektronen atomaren Wasserstoffs anregt und sie beim Einnehmen ihrer ehemaligen Energieniveaus Photonen rötlichen Lichts aussenden. So können wir einen Blick auf dunkle Staubwolken werfen, welche die Geburtsstätten neuer Sterne und Planeten sind.

In den inneren Bereichen des Urnebels sind die Temperaturen naturgemäß höher, weil hier die Reibung zwischen den Teilchen größer ist. In diesen Zonen kondensieren schwerflüchtige Verbindungen, die Kondensate bezeichnen wir heute als Gesteine. Weiter außen sind die Temperaturen so niedrig, dass auch leichtflüchtige Moleküle wie Wasser, Ammoniak und Methan zu Eis kondensieren können, hieraus bilden sich die Gasplaneten.

Die Urnebelwolke kollabiertDie Wolke des Urnebels kollabiert. Im Zentrum hat sich bereits die Sonne gebildet, in welcher aber noch keine Kernreaktionen gezündet haben.

Die Teilchen wachsen nun langsam weiter, aber je schwerer sie werden, umso schlechter können sie vom Gas mitgeschleppt werden. Die Folge: sie sinken in Richtung der Symmetrieebene der sich durch die einsetzende Rotation der Wolke bildenden Scheibe, und sorgen hier für eine konzentrierte Partikelansammlung. Um einen Durchmesser von etwa 1 [m] zu erreichen, benötigt ein Teil mehrere Hunderttausend Jahre, aber schon in nur 1000 weiteren Jahren ist es auf 100 bis 1000 [Km] angewachsen. Nun kommt es auch immer wieder zu Zusammenstößen, wodurch manche der Brocken zertrümmert werden. Allerdings sind größere Bruchstücke bereits in der Lage, durch ihre Gravitation kleinere anzuziehen und damit das Wachstum fortzusetzen.

Planetesimale (Planetenkeime) von 100 bis 1000 [Km] waren sicher noch von größeren Gasmassen der Urwolke umgeben, weshalb sie weitere Staubpartikel auch ohne großen gravitativen Einfluss einfangen konnten. Für die Entstehung der erdähnlichen Planeten waren so nur wenige Millionen Jahre erforderlich, auch die Bildung der Riesenplaneten war vor Ablauf von etwa 10 Millionen Jahren abgeschlossen. Zu diesem Zeitpunkt begann die Sonne zu erstrahlen, nachdem zuvor die ersten Kernfusionen zündeten und die Reaktionsrate ständig weiter anstieg. Jetzt aber bereitete der erste starke Sonnenwind der weiteren Planetenbildung ein Ende, indem er lose gebundenes Gas und Staub fort blies. Das Sonnensystem wurde durchsichtig. Trotzdem konnten in den weit entfernten, kalten Außenbereichen eisartige Körper den Angriffen der jungen, wilden Sonne widerstehen, wie etwa die Satelliten von Saturn und Uranus, oder die vielen Milliarden von Kometen.

In Abhängigkeit von ihrer Masse waren die Protoplaneten noch von Teilen des Gases der Urwolke umgeben, welches sie gravitativ als Atmosphäre an sich banden. Nahe der Sonne war das durch die hohe Temperatur und den Sonnenwind natürlich schwierig, so dass die Atmosphären hier recht spärlich ausfielen. Die sonnenfernen Planeten standen sich besser, ihr Masseanteil an Gas war um ein Vielfaches größer als ihre festen Kerne, weshalb sie eine wesentlich geringere mittlere Dichte als die inneren Planeten aufweisen.

Es lässt sich nur schwer in einem Modell darstellen, wie die endgültigen Planetenmassen zustande kamen, zu viele Faktoren wie Temperatur, Dichte, Staubgehalt, Wachstumsgeschwindigkeiten und Restgasmengen spielen hier eine Rolle.

Staubscheiben im Orion Weitere Beispiele für Urnebel aus dem Gebiet des Orion- Nebels. Die kontrahierenden Wolken hatten einen bestimmten Anfangsdrehimpuls, woraus sich bei fortschreitender Verdichtung eine scheibenförmige Anordnung der Materie ergibt. In diesen Scheiben entstehen neue Planeten, auf denen vielleicht in etlichen Millionen Jahren neues Leben entsteht.

Je größer die Masse der Planeten wurde, umso schneller konnten sie Partikel und Bruchstücke einfangen. Dabei wurde die kinetische Energie beim Aufprall als Wärme freigesetzt, die Planeten wurden dadurch immer heißer. Dies war die stürmischste Phase in der Planetenentwicklung: In etwa 100 bis 200 Millionen Jahren wurden die einzelnen Körper durch die gegenseitige Anziehungskraft auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigt, die Zusammenstöße so immer heftiger. Waren die Planeten bis jetzt nur ein loser Verbund einzelner Bruchstücke, so konnte sich nun durch die einsetzende Schmelze ein Planetenkern festen Zusammenhalts bilden. Unter diesen Bedingungen traten chemische Reaktionen auf, neue Verbindungen entstanden und durch Sedimentation sanken die schweren Bestandteile immer tiefer. Wahrscheinlich enthalten die meisten Planeten einen Kern aus Eisen (und Nickel), wogegen die neu entstandenen leichteren Silikate aufschwammen.

Es sind nun etwa 500 Millionen Jahre vergangen. Die Sonne hat inzwischen durch ihren Wind die Uratmosphären der sonnennahen Planeten und restliche Staub- und Gasanteile der Scheibe aus dem Planetensystem geblasen.

Planetensystem wird durchsichtig Im Innern der Sonne laufen jetzt die Kernfusionen ab, sie ist als der Zentralstern des Systems erstrahlt und bläst durch ihren starken Wind die Reste der Urnebelwolke ins All.

Die entfernteren Riesenplaneten haben jedoch ihre Urnebel- Atmosphäre bis heute behalten, der in diesen Zonen geschwächte Sonnenwind kann den gravitativ stark gebundenen Gasen nichts anhaben. Die meisten kleineren Bruchstücke sind von den Planeten eingefangen worden und die Erde wird bereits vom Mond umkreist, der nach neuen Erkenntnissen vermutlich durch Kollision mit einem marsgroßen Körper aus ihr gerissen wurde.

Nach einer etwas unruhigen Anfangsphase betritt die Sonne nun den Hauptast im HR- Diagramm und verbrennt ab jetzt ruhig und gleichmäßig ihren Wasserstoffvorrat. Der Sonnenwind lässt nach, und auf den erdähnlichen Planeten entgasen nun die heißen Schmelzen und es setzt vulkanische Aktivität ein. Dabei werden enorme Gasmengen freigesetzt, darunter Wasserdampf, Kohlendioxid und Stickstoff. Nach weiteren langen Jahren der Abkühlung beginnt nun die Kondensation des Wasserdampfs - erste Meere bilden sich. In ihnen lösen sich große Teile des Kohlendioxids, woraus dann unlösliche Verbindungen mit Alkali- und Erdalkalimetallen, wie Kalium, Magnesium usw. entstehen, die man heute in den Sedimentgesteinen findet.

Planeten können in vielen Größen entstehen Die Vielfalt, mit welcher Planeten entstehen können, zeigt sich bereits in unserem Sonnensystem. So unterschiedlich sie auch sind, scheint ihre Entstehung doch gewissen Regeln unterworfen zu sein.

Die zweite, neue Atmosphäre der Erde enthielt nur wenig Sauerstoff, vielleicht 0,1 %. Dieser entstand durch Fotodissoziation (Aufspaltung) des Wasserdampfes infolge der kräftigen UV- Strahlung. Höher konnte der Sauerstoffgehalt nicht steigen, weil er selbst den UV- Anteil des Lichts absorbierte (Bildung von Ozon). Erst durch die einsetzende Fotosynthese von Pflanzen wird die Atmosphäre mit Sauerstoff angereichert, wobei sich gleichzeitig der Kohlendioxidanteil reduziert, da er von den Pflanzen assimiliert wird. Kleine Planeten innerhalb der Ökosphäre verloren bald ihre vulkanischen Atmosphären vollständig oder teilweise, da ihre Gravitation zu gering war. Die erdähnliche Venus konnte sie zwar an sich binden, ist jedoch zu heiß, als dass auch nur primitivstes Leben hätte entstehen können.

Die inzwischen entdeckten extrasolaren Planeten sind in der überwiegenden Zahl jupiterähnliche Gasriesen. Dies einfach aus dem Grund, weil unsere Instrumente noch nicht empfindlich genug sind, um kleinere, erdähnliche Planeten aufzustöbern. In den nächsten Jahren wird die Technik jedoch weiter verbessert und wir werden dann sicher auch kleine Planeten entdecken. Die bisher gefundenen Gasriesen besitzen zum Teil Umlaufbahnen, die zehnmal enger sind als die des Merkur. Die Wissenschaftler sind damit gezwungen, die Theorie der Planetenentstehung neu zu formulieren. Denn die Scheibe des Urnebels kann eigentlich in solch engem Abstand vom Stern nicht genügend Materie enthalten, um solche Gasriesen entstehen zu lassen, sie würde dem Stern zukommen. Selbst wenn das aber der Fall wäre, könnte sich kein Gasplanet bilden, denn er braucht Eis und Kälte zu seiner Entstehung. Und nicht zuletzt würde er sicherlich vom nahen Stern zerrissen werden.

Ypsilon AndromedaUm den Stern Ypsilon Andromeda kreisen 3 jupiterähnliche Planeten. Der innere Gasriese steht näher beim Stern als Merkur, der zweite hat etwa Erdabstand, während nur die Umlaufbahn des dritten im Bereich des Jupiter liegt, wozu er nach oben aufgezeigtem Modell auch "berechtigt" ist. Solche Planetensysteme zwingen uns dazu, unser bisheriges Bild der Planetenentstehung neu zu überdenken.

So hat man überlegt, ob solch ein Planet nicht auch von einer viel weiteren Umlaufbahn eingefangen worden sein könnte. Aber warum sollte er dann nach einem solch langen Weg nicht direkt in den Stern stürzen und stattdessen einen stabilen Orbit bilden?
Die Wissenschaft steht vor den Trümmern einer schönen Theorie, sie muss jetzt durch viele weitere Beobachtungen erweitert oder völlig neu geschrieben werden.

Der Aufbau des Sonnensystems

Durch die Entdeckung vieler anderer Planetensysteme wissen wir heute, dass unser Sonnensystem etwas ganz normales im Universum ist. Fast täglich werden außerhalb unseres Sonnensystems neue Planeten entdeckt und es scheint fast zwangsläufig zu sein, dass mit der Geburt eines neuen Sterns auch Planeten entstehen, quasi als "Abfallprodukt". In dieser Sektion wollen wir uns unserem eigenen Planetensystem zuwenden. Die meisten der Körper in unserem Sonnensystem haben sehr spezielle Eigenschaften, die einerseits durch ihre Entstehung vor 4,56 Milliarden Jahren geprägt wurden, aber ebenso durch ihre differenzierte Entwicklung. Verantwortlich dafür sind ihre unterschiedlichen Massen genauso wie ihre verschieden großen Distanzen zum Muttergestirn Sonne.

Sehen wir uns zunächst an, aus welchen Körpern (mit Ausnahme der Sonne, über sie gibt es ein separates Kapitel) das Sonnensystem besteht. Zu beachten ist dabei, dass seit dem 24. August 2006 auf Beschluss der Internationalen Astronomischen Union eine neue (umstrittene) Definition für Planeten bzw. Zwergplaneten im Sonnensystem gilt. Pluto ist demnach kein Planet mehr:

* Planet
Größerer um die Sonne kreisender Körper. Planeten sind Merkur, Venus (die inneren Planeten), Erde, Mars (terrestrische Planeten), Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun (die äußeren Planeten). Ein Körper ist dann ein Planet, wenn er die Sonne umkreist, durch seine Eigengravitation annähernd kugelförmige Gestalt annimmt und die Umgebung seiner Bahn bereinigt hat (von Kleinkörpern).
* Zwergplanet
Ein die Sonne umkreisender Körper, der durch seine Eigengravitation annähernd kugelförmige Gestalt angenommen hat und die Umgebung seiner Bahn nicht bereinigt hat. Pluto ist ein solcher Zwergplanet.
* Planetarer Körper
Allgemeine Bezeichnung für einen um einen Stern umlaufenden Körper.
* Asteroid (auch Planetoid)
Planetare Körper kleiner als Planeten und Zwergplaneten.
* Meteorid
Kleiner, die Sonne umlaufender Körper (< 1 [Km]). Seine Bahn ist unabhängig von anderen planetaren Körpern.
* Meteorit
Ein Körper mit so großer Masse, dass er beim Sturz auf die Erde nicht in der Atmosphäre verglühte und seine Überreste an der Einschlagstelle geborgen werden können.
* Meteor
Ein kleiner Meteorid, der in der Erdatmosphäre vollständig verglüht. Allgemein als Sternschnuppe bezeichnet.
* Komet
Planetarer Körper, der aus Eis und Staub besteht. Kometen weisen stark elliptische, parabolische oder gar hyperbolische Bahnen auf. Geraten sie in die Nähe der Sonne, verdampft ein Teil ihrer Substanz.
* Satellit
Allgemeine Bezeichnung für ein natürliches oder künstliches Objekt, welches einen Planeten umläuft.
* Mond
Ein natürliches Objekt meist größerer Masse, das sich im Orbit um einen Planeten befindet.

Ein Planetensystem entsteht So könnte man sich die Entstehung eines neuen Planetensystems vorstellen. Der Zentralstern hat mit seiner Energiefreisetzung durch Kernreaktionen begonnen und sein starker Wind bläst die umgebenden Gas- und Staubwolken fort. Die Planeten haben sich bereits gebildet und wachsen weiter.

Massen

 

[H2SO4]

Ein Planetensystem entsteht So könnte man sich die Entstehung eines neuen Planetensystems vorstellen. Der Zentralstern hat mit seiner Energiefreisetzung durch Kernreaktionen begonnen und sein starker Wind bläst die umgebenden Gas- und Staubwolken fort. Die Planeten haben sich bereits gebildet und wachsen weiter.

Massen

Der von der Masse her gesehen größte Körper im Sonnensystem ist natürlich unser Zentralgestirn, die Sonne. Sie vereinigt 333 000 Erdmassen in sich, das sind 99,865% der Gesamtmasse des Sonnensystems. Die acht Planeten haben zusammen nur 446,7 Erdmassen, wovon allein Jupiter 317 Erdmassen beansprucht, etwas mehr als einem Promille der Gesamtmasse. Alle bekannten Monde der Planeten haben zusammen nur 0,12 Erdmassen.

Die Größe der Planeten beginnt bei Jupiter mit rund 143 000 [km] Durchmesser und endet beim Merkur mit 4876 [Km]. Darunter liegen die Zwergplaneten wie z.B. Pluto mit 2300 [Km] oder Eris mit 2400 [Km] Durchmesser. Die Ausdehnung der Monde beginnt bei Ganymed mit 5280 [Km] und reicht hinab bis zu wenigen 10 [Km], ja in den Ringsystemen der Riesenplaneten bis in den Millimeterbereich. Asteroiden beginnen bei etwa 1000 [Km] Durchmesser bis hinunter zu einer Größe von 100 [m], ihre Anzahl kann bis zu 1010 im Sonnensystem betragen. Noch größer ist die Anzahl der Kometen, sie dürfte bei geschätzten 1012 liegen. Ihre Kerne sind 1 bis 100 [Km] groß. Die häufigste Größe der Meteoriden wird zwischen 1 [cm] und 0,01 [mm] liegen, größere Körper sind hier eher selten.

Einteilung der Körper

Die großen Körper unseres Sonnensystems lassen sich grob in 3 Gruppen unterteilen: erdartige, jupiterähnliche und eisartige Körper.

1. Erdartige Körper
Zu ihnen zählen die Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars sowie unser Mond, Io und Europa. Erdartige Körper weisen sich aus durch einen Eisenkern, der von einem festen Gesteinsmantel umgeben ist. Sie haben relativ kleine Durchmesser, dafür aber eine hohe Dichte. Auch die Planetoiden zählt man hierzu, obwohl sie keinen Eisenkern aufweisen.
2. Jupiterartige Körper
In ihrem Zentrum bergen sie einen Gesteinskern, der sich während seiner Entstehung mit einem Gasmantel umgeben hat. Er ist möglicherweise teilweise flüssig. Diese Planeten, zu ihnen zählen wir Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun, weisen recht große Durchmesser auf, dagegen aber nur geringe Dichten. Der Gasmantel entspricht in etwa der Sonnenzusammensetzung, da alle Planeten gemeinsam mit der Sonne aus einem Urnebel entstanden (siehe hierzu Planetenentstehung)
3. Eisartige Körper
Das sind recht kleine Körper, die aus Wassereis, gefrorenem Methan und Ammoniak bestehen, das sich möglicherweise um einen Gesteinskern ansammelte. Ihre Dichten sind ebenfalls niedrig. Zu ihnen zählt man den Zwergplanet Pluto und die Monde Titan, Rhea, Kallisto und Ganymed. Man könnte hierzu auch noch die Kometen zählen, sie besitzen aber keinen Gesteinskern.

Die Bahnen der inneren Planeten, maßstabgerecht dargestellt. Anhand der zusätzlich eingezeichneten Bahnen von Jupiter und Saturn kann man die ungeheuren Entfernungen erahnen.
Die Planetenbahnen der äußeren Planeten. Zur Darstellung musste ein anderer Maßstab gewählt werden. Hier ist Pluto zwar noch als Planet eingezeichnet, auffällig ist aber die Neigung seiner Bahn zur Ekliptik.

Drehimpulsverteilung

Seltsamerweise ist auf den ersten Blick die Verteilung des Drehimpulses in unserem Sonnensystem genau entgegengesetzt zur Massenverteilung. Während die Sonne fast
99,9 % der Gesamtmasse in sich vereinigt, übernimmt allein schon Jupiter 61 % des Drehimpulses. Die Sonne hat hier nur einen bescheidenen Anteil von etwa 0,5 %.
Wir müssen nun zunächst unterscheiden zwischen dem Eigendrehimpuls um die eigene Rotationsachse, und dem Bahndrehimpuls. Die Sonne weist keinen Bahndrehimpuls auf (sie kann sich ja nicht selbst umkreisen. Korrekterweise muss man jedoch beachten, dass sie das Milchstraßenzentrum umläuft, hier wird aber nur das Sonnensystem betrachtet.), aufgrund ihrer großen Masse aber einen beträchtlichen Eigendrehimpuls. Letzterer ist bei den Planeten recht klein und wir können ihn hier fast vernachlässigen. Den Bahndrehimpuls I eines Planeten kann man berechnen nach

I = m · r · v

wobei m für die Masse des Planeten steht, r für seinen Bahnradius und v seine Bahngeschwindigkeit ist. Die Bahngeschwindigkeit v wiederum errechnet sich aus der Gravitationskonstante G (G = 6.67259 · 10-11 [m3Kg-1s-2]) und der Sonnenmasse M (M = 2 · 1030 [Kg]):

Nun können wir beide Formeln zusammenfassen und erhalten den folgenden einfachen Ausdruck für den Bahnimpuls eines jeden die Sonne umkreisenden Himmelskörpers, wobei wir GM als Konstante zusammenfassen:

Wenn man es ganz genau nimmt, umkreist die Sonne sich doch gewissermaßen selbst. Durch den wenn auch nur geringen Gravitationseinfluss der Planeten schwingt sie ein wenig mit dem ganzen System um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Nur dieses winzige "Wackeln" ermöglicht es uns heute, Planetensysteme anderer Sterne zu lokalisieren, denn die Planeten selbst sind optisch nicht sichtbar.

Bis jetzt ist noch nicht genau bekannt, wie die seltsame Verteilung des Drehimpulses im frühen Sonnensystem zustande kam. Warum wurde der überwiegende Anteil auf die Planeten übertragen, wo doch die größte Masse dem Zentralkörper zukommt? Man vermutet, dass von der seinerzeit schneller rotierenden Sonne durch eine magnetische Kopplung mit dem Restsystem eine Impulsübertragung stattgefunden hat.

Ausdehnung

Leider kann man keine exakten Angaben über die Größe unseres Sonnensystems machen. , der entfernteste Planet, durchläuft eine Ellipsenbahn und kann sich bis zu 30,39 [AE] (Astronomische Einheiten) von der Sonne entfernen. Pluto entfernt sich bis zu 49 [AE], Eris sogar bis 97 [AE]. Im Mittel kann man von einem Zentralteil des Sonnensystems ausgehen, welches unter 40 [AE] liegt und die größeren Körper mit periodischen Bahnen beinhaltet. Umgeben ist das Zentrum von einer riesigen Wolke aus Kometen, die sich bis zu einer Entfernung von 150 000 [AE] erstreckt, das sind bereits rund 2,3 Lichtjahre. In einer solch großen Distanz zur Sonne kommen durchaus schon die Anziehungskräfte anderer Sterne zur Geltung, welche einzelne Kometen veranlassen können, das Sonnensystem zu verlassen.

Bewegungen

Dirigiert werden die Bewegungen aller Körper des Sonnensystems durch das Gravitationsfeld unseres Zentralsterns. Es verhindert, dass diese sich beliebig weit fortbewegen können und andererseits sorgen ihre Zentrifugalkräfte dafür, dass sie nicht in die Sonne stürzen. Auf den ersten Blick merkwürdig ist, dass die meisten Körper eine Rechtläufigkeit aufweisen, sich also in derselben Richtung bewegen wie die Erde. Wenn man aber bedenkt, dass alle Körper aus ein und derselben, rotierenden Urnebelwolke entstanden sind, ist diese Gleichmäßigkeit nicht weiter verwunderlich. Es gibt allerdings auch Körper mit einer Rückläufigkeit: Einige Satelliten, Kometen und Meteoriden zeigen dies. Sie sind vielleicht später eingefangen oder durch gravitative Störungen auf diese Bahnen gezwungen worden.

Unsere Planeten Planeten weisen fast kreisförmige Bahnen auf mit einer nur geringen Exzentrizität (= Abweichung von der Kreisform), Merkur und der Zwergplanet Pluto sowie erst recht Eris weichen allerdings von dieser Regel ab. Auch stimmen die Bahnneigungen gegen die Hauptebene in etwa mit der Ebene der Erdbahn überein, wiederum abgesehen von einigen Zwergplaneten. Die Bahnneigungen und Exzentrizitäten von kurzperiodischen Kometen sowie von Planetoiden sind spürbar größer. Die langperiodischen Kometen weisen fast parabelförmige Bahnen auf.

Die Bewegungen der Monde werden nicht mehr durch die Sonne beeinflusst, sondern durch ihre Nähe zum Planeten von dessen überwiegendem Gravitationsfeld.

Poynting- Robertson- Effekt

Bei recht kleinen Teilchen im Sonnensystem kommen neben der Gravitation auch andere Kräfte zur Geltung. So der Poynting- Robertson- Effekt. Benannt nach J.H. Poynting und H.P. Robertson bewirkt dieser eine Annäherung kleiner Teilchen an die Sonne, wenn sie deren Photonen absorbieren. Photonen übertragen einen Impuls auf das Teilchen, dieser enthält neben einer von der Sonne weggerichteten (radialen) Komponente auch eine (tangentiale), die der Vorwärtsbewegung des Partikels entgegengesetzt ist. Die Bewegungsenergie des Teilchens wird dadurch ein wenig verringert, und daraus resultiert eine winzige Annäherung an die Sonne. Je kleiner das Teilchen ist, umso stärker wirkt sich die tangentiale Komponente aus und umso schneller stürzt das Teilchen in die Sonne!

Andererseits wirkt sich natürlich der Strahlungsdruck der Sonnenphotonen ab einer gewissen Teilchengröße aus: Unterhalb eines Durchmessers von etwa 10-4 [cm] werden die Partikel von der Sonne weggeblasen, größere Teilchen spiralen durch den Poynting- Robertson- Effekt in die Sonne. Es dauert 20 Millionen Jahre, bis ein Teilchen von 1 [cm] Durchmesser in Erdentfernung durch diesen Effekt in die Sonne stürzt.

Titius- Bode- Reihe

Man kann zwar bis heute nicht theoretisch begründen, warum die von J.W. Titius und J.E. Bode 1766 aufgestellte Formel zur Berechnung der Planetenabstände zutrifft, aber sie funktioniert! Die Formel lautet:

rn = 0,4 + 0,3 · 2n

Mit dieser Formel kann man die mittleren Bahnradien r der Planeten in Astronomischen Einheiten berechnen und erhält eine Reihe. n ist dabei ganzzahlig und lautet für die Venus n = 0, für die Erde n = 1, für Mars n = 2 usw. Für Merkur ist n = - . Die Formel ist nicht exakt, da nur empirisch aufgestellt, aber sie zeigt dennoch verblüffende Übereinstimmungen. So führte sie auch zur Entdeckung der ersten Asteroiden, denn damals bestand hier noch eine Lücke für n = 3. Auch die Entdeckung des Uranus 1781 ist auf ihre Vorraussagen zurückzuführen. Lediglich bei Neptun und dem früheren Planeten Pluto zeigen sich große Abweichungen.
Die Titius- Bode- Reihe sieht folgendermaßen aus:

Planet n r berechnet r beobachtet
Merkur -  0,4 0,39
Venus 0 0,7 0,72
Erde 1 1,0 1,00
Mars 2 1,6 1,52
Asteroiden 3 2,8 2,9
Jupiter 4 5,2 5,20
Saturn 5 10,0 9,52
Uranus 6 19,6 19,16
Neptun 7 38,3 30,0
(Pluto) 8 77,2 39,40

Soviel zur allgemeinen Beschreibung unseres Sonnensystems. Unternehmen Sie nun eine Reise zu den einzelnen Planeten!

Der kleine Planet

 

[H2SO4]

Als sonnennächster und kleinster Planet erhält Merkur eine intensive Bestrahlung durch unser Zentralgestirn, es ist daher recht ungemütlich auf seiner Oberfläche. An seinem Äquator herrschen mittägliche Temperaturen von 430 [°C]. Der Tag des Merkurs ist bedeutend länger als unser Erdentag, ein Punkt auf seiner Oberfläche ist ganze 88 Tage der mörderischen Sonnenstrahlung ausgesetzt.
Merkur Taucht die Oberfläche dagegen in die Merkurnacht ein, so wird die gespeicherte Wärme sehr schnell abgestrahlt und es wird
-180 [°C] bis -200 [°C] kalt. Von einem Besuch unter diesen nicht sehr einladenden Bedingungen rät auch seine extrem dünne Atmosphäre ab: Sie beträgt nur etwa das
10-13-fache der Erdatmosphäre.

Wer den Merkur beobachten möchte, sollte dies möglichst im Frühjahr in den Morgenstunden, oder in den herbstlichen Abendstunden vornehmen. Denn trotz seiner Helligkeit von -0,2m wird er meist von der nie weit entfernten Sonne überstrahlt.

© Astrogeology Team, U.S. Geological Survey

Rotation und Bahn

Lange Zeit war man der Überzeugung, dass die Rotation des Merkurs an die Sonne gebunden ist, ähnlich wie die unseres Mondes an die Erde. Danach würde ein Merkurtag 88 Erdentage dauern, denn in dieser Zeit vollführt er einen Umlauf. 1962 suchten Radioastronomen nach Signalen vom Merkur und stellten dabei fest, dass die Nachtseite zu "warm" für eine gebundene Rotation war.

Mariner 10 1965 zeigte sich dann bei Radaruntersuchungen (Pettengill und Dyce), dass die Rotationsperiode des Merkurs 59 ± 5 Tage dauerte. Durch die Observationen der Raumsonde Mariner 10 in den Jahren 1973/1974 konnte die Rotationsdauer auf 58.646 ± 0.005 Tage verfeinert werden, genau zwei Dritteln seiner Umlaufperiode entsprechend.

Rotation und Bahnumlauf Merkur Nebenstehend wird verdeutlicht, wie Eigenrotation und Bahnumlauf des Merkurs zusammenhängen. In knapp 59 Tagen dreht er sich einmal um sich selbst (Positionen 1 bis 5), aber er braucht für einen Sonnenumlauf 88 Tage. Somit erfolgen nach zwei Umläufen drei Umdrehungen des Planeten. Damit entspricht ein Merkurtag, von Sonnenaufgang bis zum nächsten Sonnenaufgang, 176 Tagen auf der Erde.

Etwas ungewöhnlich ist auch die Umlaufbahn von Merkur. Und dazu war sie wohl eine der wichtigsten Voraussagen und gleichzeitig Prüfstein der Allgemeinen Relativitätstheorie. Gab sie doch eine Erklärung der bis dahin unverstandenen Differenz der Periheldrehung des Merkurs (Perihel = sonnennächster Punkt einer Planetenumlaufbahn). Darunter versteht man eine Verschiebung des Perihels eines Körpers entlang seiner Bahn. Dieser Effekt geht auf die gravitativen Einflüsse der großen Planeten zurück, die Merkurbahn wird insbesondere von der Venus beeinflusst. Nach Abzug dieser himmelsmechanischen Verschiebung (532 Bogensekunden/100 Jahre) blieb aber noch eine Differenz von etwa 43 Bogensekunden pro Jahrhundert übrig. Sehr exakt konnte Einstein nun diese relativistische Periheldrehung voraussagen (43,03", beobachtet: 43,11" ).
Rosettenbahn des Merkur Darstellung einer Rosettenbahn, wie Merkur sie beschreibt. Die Apsidienline (gelb), das ist die Verbindungslinie zwischen Perihel (P) und Aphel (A, Aphel = sonnenfernster Punkt der Bahn), dreht sich langsam um die Sonne durch die relativistische "Verzerrung" des Gravitationsfeldes. Dabei verschiebt sich das Perihel rechtsläufig langsam auf der Merkurbahn, wodurch diese die Form einer Rosette erhält. r zeigt den größten Halbmesser der Merkurbahn an.

Atmosphäre

Mit einem Durchmesser von 4876 [Km] ist Merkur nur etwas größer als unser Mond (3476 [Km]) und damit ebenfalls durch die geringe Schwerkraft nicht in der Lage, eine spürbare Atmosphäre zu halten. Direkt an seiner Oberfläche, dem Ort der größten Gasdichte, herrscht nur ein Druck vom 2 · 10-13-fachen des irdischen Atmosphärendrucks. Aufgrund der fast völlig fehlenden Atmosphäre haben wir deshalb wie bei unserem Mond einen ungetrübten Blick auf die Merkuroberfläche.

Wie hier im Südwestteil des Planeten zu sehen, ist er von Einschlagkratern übersät, die aus einem Bombardement stammen, welchem alle Planeten in der Frühphase des Sonnensystems ausgesetzt waren. Ein Spaziergänger auf der Oberfläche würde aufgrund der eigentümlichen Rotation Seltsames sehen: Zunächst geht die Sonne normal am Horizont auf und wandert bis zum Zenit. Hier stoppt sie aber und bewegt sich rückwärts wieder bis zum Horizont. Hier hält sie wiederum an und wandert dann sehr schnell bis zum anderen Horizont.

Mit freundlicher Genehmigung von Mariner 10, NASA
Südwestquadrant des Merkur

Die Merkuratmosphäre setzt sich zusammen aus Anteilen von Wasserstoff, Helium, Sauerstoff sowie Natrium und Kalium. Diese Elemente sind sicherlich nicht die Überreste einer früheren Atmosphäre, sondern vielmehr sind Wasserstoff und Helium aus dem Sonnenwind eingefangene Teilchen. Natrium und Kalium werden vermutlich durch den Sonnenwind aus den Mineralien der Oberfläche herausgeschlagen, das Helium könnte auch aus radioaktiven Zerfällen des Gesteins stammen. In einem Kubikzentimeter der Atmosphäre finden wir 8 Wasserstoffatome, 4500 Heliumatome und 150 000 Atome Natrium, einige wenige des Elements Kalium. Wasserstoff und Helium sind als die leichtesten Elemente mit einer relativ hohen thermischen Geschwindigkeit belastet und daher sehr flüchtig, d.h. sie entweichen rasch in den Weltraum. Natrium und Kalium dagegen haben eine viel größere Verweildauer auf dem Planeten.

Was sind Atmosphären?

Viele Körper im Universum sind von einer gasförmigen Hülle umgeben, die wir als Atmosphäre bezeichnen. Neben den gasförmigen Bestandteilen wie z.B. Sauerstoff oder Stickstoff kann eine Atmosphäre auch flüssige Bestandteile enthalten (Regenwasser auf der Erde oder Schwefelsäure auf der Venus), auch feste Anteile in Form von Schwebestoffen (Staub, Sand). Man unterscheidet zwei Arten von Atmosphären:

* Primäre Atmosphären

Sie entstehen bereits bei der Bildung des Planeten (oder eines anderen Körpers) aus dem zu dieser Zeit vorhandenen (gasförmigen) Material. Dieses kann z.B. Wassereis, gefrorenes Methan oder Ammoniak sein, was sich in Form von Kometen ansammelte. Solche Atmosphären unterliegen kaum einer Veränderung, wir finden Beispiele bei den äußeren Planeten.

* Sekundäre Atmosphären

Das sind Atmosphären, die viel später nach der Bildung des Planeten entstanden sind, und zwar durch Ausgasungen des Protoplaneten. Durch geologische (vulkanische) und vor allem biologische Prozesse wird eine solche Atmosphäre im Laufe der Zeit verändert. Bestes Beispiel ist unsere Erdatmosphäre.

Allein durch die Gravitation werden die Atome und Moleküle oder flüssigen und festen Bestandteile einer Atmosphäre an ihren Planeten, Mond oder Stern gebunden. Der Druck einer Atmosphäre an einem beliebigen Punkt wird durch das Gewicht der darüber liegenden Gassäule bestimmt. Je höher man sich über der Oberfläche des Körpers befindet, umso kleiner ist die Gassäule und umso geringer ist der Druck. Diesen Effekt kennt jeder Bergsteiger. Damit ist der Druck auf der Oberfläche stets am höchsten. Weil der Gasdruck nach außen gerichtet ist, die Gravitation jedoch zum Körperzentrum hin, stellt sich zwischen beiden Kräften ein Gleichgewicht ein.

Atmosphären müssen sich mit den relativ schnell rotierenden Körpern mitbewegen, dadurch stellen sich zwangsläufig große vertikale und horizontale Bewegungen ein, Luftströmungen, die wir manchmal unangenehm als Sturm zu spüren bekommen. Unterstützt oder verstärkt werden diese Bewegungen durch thermische Prozesse.

Die Temperatur einer Atmosphäre ist von verschiedenen Faktoren abhängig. Wesentlich ist ihre chemische Zusammensetzung und das von einem Stern empfangene Strahlungsspektrum. Die recht spezielle Erdatmosphäre ist beispielsweise durchlässig für den sichtbaren Anteil des Sonnenlichts und benachbarter Wellenlängen wie Infrarot und Ultraviolett, absorbiert aber auch einen Teil dieser Strahlung. Besonders der IR- Anteil führt zur Erwärmung des Bodens, der wiederum einen Teil der Wärme in den Weltraum abstrahlt, die Atmosphäre absorbiert erneut einen Teil dieser resorbierten Strahlung und wird selbst dabei abermals erwärmt.

Charakteristisch ist für jede Atmosphäre, dass die Temperatur in Abhängigkeit von der Höhe variiert. Das führt zu einer Einteilung der Atmosphären in verschiedene Schichten, die jeweils von einem Temperaturminimum und -maximum begrenzt sind.

Aufbau der Erdatmosphäre Im Falle der Erde nennt man die unterste, etwa 10 [Km] hohe Schicht Troposphäre. Ihre Grenze in einer Höhe von 10 bis 15 [Km] nennen wir Tropopause. Daran schließt sich die Stratosphäre an, deren Grenze Stratopause in etwa 50 [Km] Höhe über dem Boden liegt. In der folgenden Mesosphäre nimmt die Temperatur ab, während in der nächsten Schicht, der Thermosphäre die Temperatur wieder ansteigt. Eine exakte Grenze einer Atmosphäre zum umgebenden Weltraum kann man nicht angeben, der Übergang in das Vakuum ist fließend. Die äußere Übergangsschicht nennt man Exosphäre.

Da andere Planeten völlig andersartige chemische Zusammensetzungen haben können als die Erde, finden z.B. bei den anderen Planeten im Sonnensystem keine Temperaturerhöhungen in der mittleren Atmosphäre statt, so dass man dort nicht von einer Stratosphäre sprechen kann.

Oberfläche

 

[H2SO4]

Vom Aussehen her ähnelt Merkur sehr stark unserem irdischen Mond, wie nachstehendem Bild deutlich zu entnehmen ist:

Merkuraufnahme von Mariner 10

Mit freundlicher Genehmigung von Mariner 10, NASA

Wir sehen eine wüste, von Kratern und Gebirgen durchsetzte und wild zerklüftete Oberfläche. Auch erkennen wir größere, mareähnliche Flächen. Der Pfeil weist auf den Krater Kuiper mit seinem Strahlensystem, der etwa 40 km Durchmesser hat. Die größten Krater haben Durchmesser von mehr als 1000 [Km], die kleinsten, welche 1974 von der Raumsonde Mariner 10 noch erkannt wurden einen solchen von 100 [m]. Größere Krater von mehreren Kilometern aufwärts weisen wie ihre Duplikate auf dem Mond Zentralberge auf, die sehr großen sind von Sekundärkratern umgeben. Die von einem Strahlenkranz umgebenen Krater wie Kuiper sind relativ jung. Es gibt allerdings auch Unterschiede zu unserem Mond: Lange Kliffs durchschneiden an manchen Stellen die Oberfläche, was darauf schließen lässt, dass Merkur einst einem Schrumpfungsprozess unterzogen war, ein solcher fand auf unserem Mond nicht statt.

Dem Mare Imbrium auf unserem Mond entspricht das größte Einschlagbecken Merkurs mit Namen Caloris- Becken. Der Name kommt aus dem Lateinischen und bedeutet soviel wie Wärme, denn dieses Becken ist der heißeste Flecken auf Merkur.

Caloris- BeckenEin Teil des Caloris- Beckens, zusammengesetzte Aufnahme aus mehreren Bildern der Raumsonde Mariner 10. Dieses Becken entstand in der Frühgeschichte des Planeten durch einen gewaltigen Einschlag. Die zerklüfteten und gebrochenen Ebenen im Beckeninnern sind vermutlich Schmelzprodukte als Folge des Einschlags. Mit einem Durchmesser von 1300 [Km] ist dies die größte Formation auf Merkur. Wahrscheinlich wurden durch den Einschlag gewaltige seismische Wellen ausgelöst, die in der Antipodenregion (~Gegenpol) eine weitere merkurtypische Struktur formte.

Typisch für den Merkur sind wild zerklüftete Gebiete, in die Krater eingebettet sind. Sie entstanden wie schon erwähnt durch seismische Wellen, die das noch verformbare Gestein der Oberfläche in der Frühzeit des Planeten aufwarfen. Der rechte Krater hat einen Durchmesser von 100 [Km] und entspricht damit dem Krater Kopernikus auf dem Mond.

Die Merkuroberfläche unterliegt noch heute einer langsam voranschreitenden Erosion. Diese ist wegen der fast vollständig fehlenden Atmosphäre nicht wetterbedingt, sondern wird von den ständig ungebremst einschlagenden interplanetaren Staubteilchen und Kleinkörpern verursacht. Als Oberflächenmaterial vermutet man daher Regolith, ein Trümmergestein, welches durch die mechanische Zerstörung des Planetengesteins durch Meteoriden und anschließendem Sintern (Zusammenbacken) der Bruchstücke entsteht.

Terassenförmige KraterEiner der für den Merkur typischen Einschlagkrater. Er hat einen Durchmesser von 98 [Km], weist in dieser Größe einen Zentralberg auf und seine Wände fallen nach innen terrassenförmig ab. Dieselbe Erscheinung zeigen auch die kleineren Krater im Vordergrund, welche Durchmesser von etwa 25 [Km] aufweisen.

Planeteninneres

Merkur hat im Gegensatz zu anderen Planeten einen recht schlichten Aufbau. Aus seiner mittleren Dichte von 5,43 [g cm-3], die fast der Erddichte entspricht, wobei er aber nur ein Drittel der Erdgröße besitzt, kann man auf seinen Aufbau schließen. Seine Ähnlichkeit zum Mond führt zur Vermutung, dass sein Mantel aus Silikatgestein besteht, welches nur eine Dichte von etwa 3 [g cm-3] aufweist. Folglich muss Merkur einen recht schweren Kern besitzen.

Aufbau des MerkurWie in diesem Bild dargestellt, ist der Aufbau des Merkurs recht simpel. Eine dünne Kruste und der Mantel des Planeten, die zusammen nicht mehr als 600 [Km] stark sind, umschließen einen großen Kern. Dieser besteht höchstwahrscheinlich aus Eisen, wie derjenige der Erde auch. Damit beträgt die Ausdehnung des Kerns gute 75% des Gesamtradius. Dieser Eisenkern ist sicherlich auch für das schwache Magnetfeld des Planeten verantwortlich.

Mit freundlicher Genehmigung von www.solarviews.com,Copyright Calvin J. Hamilton

Die Feldstärke des Magnetfeldes beträgt an der Planetenoberfläche nur etwa 1% desjenigen der Erde und es ist 7° gegen die Rotationsachse geneigt. Wegen seiner Schwäche reicht es nur etwa 1000 [Km] in den Raum, daher bietet es auch keine Abschirmung gegen die schnellen Teilchen des Sonnenwindes wie der van Allen- Gürtel der Erde. Der Magnetschweif wird auf der sonnenabgewandten Seite 20 Merkurradien weit in den Raum gedehnt. Das Feld wird vermutlich nicht wie auf der Erde durch eine Art Dynamoeffekt erzeugt (aufgrund des flüssigen Erdkerns), sondern ist permanent im wohl festen Kern eingefroren. Neuere Messungen mit der NASA- Sonde MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) im Oktober 2008 haben gezeigt, dass Merkurs Magnetfeld sehr homogen ist und sich fast exakt entlang der Rotationsachse ausrichtet.

Die MESSENGER- Sonde nutzte das Gravitationsfeld des Merkur bei ihren zweiten Vorbeiflug, um noch einmal Schwung zu holen. 2011 wird sie dann in eine Umlaufbahn um Merkur gelenkt.

Merkur in Farbe - Anklicken für Großansicht Sie ist seit Mariner 10 erst die zweite Sonde, die Merkur besucht. Während ihres Vorbeifluges führte die Sonde Messungen des Magnetfeldes und der Atmosphäre durch und vermaß die Topologie mit einem Laser- Höhenmesser (Altimeter). Mariner 10 erfasste nur einen Teil der Merkuroberfläche, MESSENGER erweiterte die Landkarte um weitere 30% - etwa die Größe Südamerikas - so dass wir heute 95% der Merkuroberfläche kennen. Durch die über 1200 gewonnenen, hochauflösenden Bilder konnten zudem großflächige, unterschiedliche geologische Formationen aufgedeckt werden. Dennoch hat sich nun gezeigt, dass die Oberfläche Merkurs viel weniger Abwechslung zeigt wie z.B. Mars oder unser Mond. Sie ist uralt und überall von Kratern überdeckt, wenn es auch jüngere Überschwemmungsgebiete vulkanischen Ursprungs gibt. Einen kleinen Moment können Sie miterleben, was MESSENGER bei ihrem Vorbeiflug am Merkur zu sehen bekam, wenn Sie diesen Link anklicken, es öffnet sich ein Film im .mov- Format.

Die mittels Spektrometer erneut durchgeführte Analyse der Merkuratmosphäre, die lediglich aus einer Exosphäre besteht, zeigte unterschiedliche Konzentrationen von Natrium, Kalium und Magnesium, abhängig vom Ort der Messung.

Planetendaten

Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form:

Planetendaten Merkur
Planetenmasse 3,302·1023 [Kg]
Planetendurchmesser 4876 [Km]
Dichte 5,43 [g cm-3 ]
Fallbeschleunigung 3.70 [m s-2]
Entweichgeschwindigkeit 4.3 [Km s-1]
Rotationsperiode 58,646 Erdtage
Bahngeschwindigkeit 47,87 [Km s-1]
Bahnumfang 360 Mill. [Km]
Bahnneigung zur Ekliptik 7°00'11''
Abstand zur Sonne Perihel: 0,3075 [AE]
Aphel: 0,4667 [AE]
Exzentrizität 0,2056
Oberflächentemperatur -180 [°C] bis 430 [°C]
Atmosphärendruck 2·10-13 [bar]
Albedo 0,055
Magnetfeldstärke (Äquator) ~5·10-7 [Tesla]

Unser Schwesterplanet

Als nächster Nachbar ist die Venus bei größter Annäherung "nur" 41 Millionen [Km] von der Erde entfernt. Nach Sonne und Mond ist sie damit das hellste Gestirn am Firmament, mit einer visuellen Helligkeit von -3m bis -4m ist sie schon in der einsetzenden Dämmerung als Morgen- oder Abendstern zu sehen.

Venus-unsere Schwester Mit einem Durchmesser von 12104 [Km] ist sie fast so groß wie die Erde, auch in der mittleren Dichte, ihrer Schwerkraft erreicht sie fast Erdwerte und weist eine dichte Atmosphäre auf. Nicht umsonst bezeichnet man sie deshalb als unseren Schwesterplaneten.

Noch bis in die frühen sechziger Jahre des letzen Jahrhunderts hielt man es für möglich, dass auf der Venus Leben existieren könnte, oder zumindest erdähnliche Bedingungen auf ihr herrschten. Schuld daran war sicherlich die sehr dichte Atmosphäre, die keinen Blick auf ihre Oberfläche zuließ und auch sonst alle Messungen erschwerte. Erst mit den vielen interplanetarischen Missionen, Sonden wie Venus Orbiter, Venera oder Magellan erhielten wir seit 1967 die Gewissheit, dass wir von den Venusbewohnern nichts zu befürchten haben...

Rotation und Bahn

Venus umläuft die Sonne in 224,7 Tagen und hat dabei eine mittlere Geschwindigkeit von 35,02 [Km·s-1]. Ihre Bahn ist ellipsenförmig mit einem großen Halbmesser von rund 108 Millionen [Km], allerdings weist sie die geringste Exzentrizität aller Planetenbahnen des Sonnensystems auf.

Scheinbarer Durchmesser und PhasenwechselDie Venusbahn, von der Erde aus gesehen. Venus kann der Erde bis auf 41 Millionen [Km] nahe kommen, das ist der erdnächste Punkt, untere Konjunktion genannt. Sie kann sich in der oberen Konjunktion allerdings auch bis auf 257 Millionen [Km] entfernen. Damit schwankt ihr scheinbarer Durchmesser erheblich, zwischen 10'' und 60''. Aus der Skizze geht auch hervor, wieso wir bei der Venus einen Phasenwechsel beobachten. Steht sie in der unteren Konjunktion, hat sie zwar den größten scheinbaren Durchmesser, ihre Tagseite ist aber der Sonne zugewandt. In der oberen Konjunktion sehen wir dann die voll beleuchtete Scheibe, die nun allerdings den kleinsten Winkeldurchmesser aufweist. Ihre größte Helligkeit erreicht Venus etwa 35 Tage vor oder nach der unteren Konjunktion, wenn die Sichel stark verlängert erscheint. Diesen Effekt bezeichnet man auch als "Übergreifen der Hörnerspitzen", er beruht auf der starken Lichtstreuung der dichten Atmosphäre.

Eingezeichnet ist noch die größte (östliche) Elongation. Das ist der größte messbare Winkel der gedachten Verbindungslinie von Sonne und Planet.

Bei der Venus kann die östliche bzw. westliche Elongation 47° betragen, beim Merkur nur 27°, die Elongationen der äußeren Planeten können jeden Wert zwischen 0° und 180° annehmen. Die Venus wandert am Firmament zwischen westlicher und östlicher Elongation innerhalb von 584 Tagen hin und her. Allerdings sind die Zeiten durch die unterschiedlichen Bewegungen von Erde und Venus verschieden lang: Braucht Venus von der größten östlichen Elongation über die untere Konjunktion bis zur größten westlichen Elongation 144 Tage, dauert die Wanderung nun über die obere Konjunktion zurück zur größten östlichen Elongation rund 440 Tage.

Erst durch Radarmessungen in den frühen sechziger Jahren des vergangenen Jahrhunderts konnte die Rotationsdauer der Venus bestimmt werden.

Rotation der VenusWenn Sie möchten, können Sie durch Anklicken des Bildes eine Animation der Venusrotation im MPEG- Format betrachten (794 KB). Voraussetzung ist natürlich, dass auf Ihrem Rechner ein entsprechendes Programm zur Wiedergabe dieses Videoformats installiert ist.

Die Rotationsperiode dauert ganze 243 Erdtage und ist damit sogar länger wie ihre Bahnperiode von 225 Tagen. Zudem dreht sich Venus "verkehrt" herum, sie rotiert umgekehrt ("retrogard") wie die meisten andern Planeten des Sonnensystems.

Ein Besucher auf der Venusoberfläche müsste eine kräftige Lunge besitzen, 40fache Dichte und ein atmosphärischer Druck 90 Mal höher als auf dem Erdboden gilt es zu bewältigen! Das entspricht dem Druck, den wir 1000 [m] unter dem Meeresspiegel verspüren würden. Von außen gesehen ist nur eine stets geschlossene Wolkendecke zu erkennen mit wenigen Einzelheiten. Die Venus"luft" besteht zu 96% aus Kohlendioxid, 3% Stickstoff, der Rest besteht aus Wasser (0,003%), den Edelgasen Argon (0,007%) und Neon sowie Chlor- und Fluorwasserstoff und Schwefeldioxid (letztere vornehmlich größer konzentriert in den höheren Atmosphärenschichten). Eine wirklich "ätzende" Atmosphäre also, zumal die Wolkendecke der Venus in der Hauptsache aus Schwefelsäuretröpfchen besteht. Durch die dichte Wolkendecke reflektiert die Venus viel Licht, ihre Albedo liegt bei 0,76.

Was ist eine Albedo?

Unter der Albedo (lat. albus, weiß) versteht man das Rückstrahlungsvermögen einer streuend reflektierenden, nicht spiegelnden Oberfläche. Man unterscheidet dabei zwischen der sphärischen und der geometrischen Albedo. Die sphärische Albedo ist das Verhältnis der Lichtmenge, die von einer kugelförmigen Oberfläche in alle Richtungen reflektiert wird zur parallel einfallenden Lichtmenge. Das Verhältnis der Lichtmenge, die von der Scheibe eines Himmelskörpers reflektiert wird zur Lichtmenge, die von einer gleich großen weißen Scheibe zurück geworfen wird nennt man die geometrische Albedo.

Von großem Interesse für die Astronomen ist natürlich die Albedo eines nicht selbst strahlenden Himmelskörpers, also eines Planeten, Asteroiden oder Mondes des Sonnensystems. Diese Körper reflektieren lediglich das von der Sonne empfangene Licht, die Albedo ist deshalb abhängig von der Distanz des betrachteten Körpers zur Sonne sowie von seiner Größe und Oberflächenbeschaffenheit. Man kann die Albedo dann berechnen, wenn man die Sonnenentfernung und die Größe des Körpers kennt. Angegeben wird sie dann in Bruchteilen von 1, sie kann bei den Himmelskörpern aber nie gleich 1 sein, weil in diesem Fall das einfallende Licht vollkommen reflektiert würde. Hier einige Beispiele der sphärischen Albedo:

Himmelskörper Substanzen
Merkur 0,055 Ätnalava 0,04
Mond 0,07 Vesuvasche 0,15
Kallisto 0,17 Granit 0,31
Erde 0,39 Wolken 0,70
Venus 0,76 Kreide 0,86

 

[H2SO4]

Himmelskörper, die eine dunkle und raue Oberfläche aufweisen besitzen demnach eine nur geringe Albedo. Gute Beispiele hierfür sind Merkur oder unser Mond, beide haben eine nur schlecht reflektierende Oberfläche. Venus dagegen weist eine recht hohe Albedo auf, was auf ihre dichte und gut reflektierende Wolkendecke zurückzuführen ist. Auch unsere Erde hat ein gutes Reflexionsvermögen, ihre Albedo kann man aus dem so genannten aschgrauen Mondlicht ableiten, wenn die Erde den Neumond schwach erhellt. Wie die oben stehende Tabelle schon andeutet, kann man aus der Albedo auf die Beschaffenheit der Oberfläche eines Himmelskörpers schließen.

Die VenusatmosphäreIn dieser Skizze sieht man den Temperaturverlauf der Venusatmosphäre. Angedeutet sind auch mit H die Hauptwolkenschicht in etwa 50 bis 70 [Km] Höhe. Hier finden wir 3 verschieden dichte, voneinander getrennte Wolkenschichten (a bis c). Unterhalb und oberhalb dieser Wolkenformationen befinden sich jeweils dünne Dunstschichten D. Mit steigender Höhe nimmt die Temperatur zunächst in der Troposphäre stetig ab, bleibt in der etwa 10 [Km] dicken Mesosphäre fast konstant und steigt dann in der Thermosphäre wieder an. In der Exosphäre ist sie wiederum konstant.

Direkt auf der Oberfläche steigt die Venustemperatur im Mittel bis auf 470 [°C] an. Wieso ist es aber so heiß dort? Die Lösung des Rätsels liegt in der hohen Konzentration von über 95% CO2, Kohlendioxid. Dieses Gas besitzt nämlich die unangenehme Eigenschaft, infrarote Strahlung zu absorbieren. Normalerweise würde die Sonnenstrahlung wie bei der Erde die (Gesteins-) Oberfläche erwärmen, die gespeicherte Strahlung wird dann wieder als Rückstrahlung in den Weltraum zurückgegeben. CO2 absorbiert nun nicht nur den infraroten Anteil der einfallenden Strahlung, sondern auch die Rückstrahlung. Hierdurch erwärmt sich die Atmosphäre immer weiter, wir kennen diesen Effekt unter dem Namen Treibhauseffekt. Stetig ansteigende Konzentrationen des Kohlendioxids seit etwa 300 Jahren führen unweigerlich zu einer Klimaerwärmung der Erde, die Folgen sind uns allen inzwischen bekannt. Nun liegt aber der CO2- Gehalt der Erde bei nur rund 0,03%, und so wundert es uns nicht mehr, dass es auf der Venus derart heiß ist. Selbst Blei und Zinn kämen auf der dunkelrot glühenden Oberfläche nur flüssig vor!

Eine dichte Decke aus Schwefelsäurewolken verhindert jede Sicht auf die Oberfläche der Venus. Sie ist dennoch ein beliebter "Zwischenstop" für Raumsonden, die zu den großen Planeten unterwegs sind. Denn sie benutzen gerne unsere Nachbarin als Gravitationsschleuder, indem sie sich vom Gravitationsfeld zunächst beschleunigen lassen, um dann in einem geschickten Manöver wieder in die Tiefen des Sonnensystems einzutauchen. So auch die Jupitersonde Galileo, die im Februar 1990 im Vorbeiflug an Venus dieses Foto schoss.

Nun kann man sich noch fragen, wieso der CO2- Gehalt der Venus so hoch ist, derjenige der Erde aber nicht? Die Erde besitzt die so genannte Hydrosphäre, in welcher flüssiges Wasser auf der Oberfläche vorkommt. Diese Chance hatte Venus aufgrund ihrer Sonnennähe nie. Das Wasser der Erde aber konnte im Laufe der Zeit den größten CO2- Anteil auswaschen und als Karbonate in Form von Sedimenten auf den Ozeanböden ablagern. Das ist auf der Venus nicht möglich. Die hohen Temperaturen sorgten dafür, dass das ursprünglich vielleicht in ähnlicher Menge wie auf der Erde vorhandene Wasser stets gasförmig vorlag. Hierdurch konnte es in den oberen Atmosphärenschichten durch die UV- Strahlung aufgespalten werden. Wasserstoff konnte dann in den Weltraum entweichen, der Sauerstoff wurde als Oxid in den Oberflächengesteinen gebunden.

Auf dem Mars bietet sich noch eine weitere Variante an, hier kann nämlich im Winter das Kohlendoxid an den Polen ausfrieren. Allerdings ist die Durchschnittstemperatur hier zu hoch, um dauerhaft niedrige CO2- Gehalte zu gewährleisten. Deshalb entspricht auch die Marsatmosphäre in der Zusammensetzung in etwa derjenigen der Venus, sie ist aber zu dünn, um einen spürbaren Treibhauseffekt zu erzeugen. Lediglich auf der Erde wurde durch ihre Hydrosphäre, ihren besonders günstigen "Standort" und die spätere biologische Entwicklung die Atmosphäre entscheidend umgewandelt.

Oberfläche

Venus verbirgt ihre Oberfläche, wie gesehen, unter einer dichten Wolkendecke. Inzwischen haben mehrere Raumsonden den Planeten besucht und teilweise mit Radar abgetastet, einige sind sogar erfolgreich auf der Oberfläche gelandet.

Topographie der Venusoberfläche

In dieser Falschfarben- Darstellung ist die Topographie als Mercator- Projektion des größten Teils der Venusoberfläche dargestellt. Durch Anklicken des Bildes können Sie es in Großansicht (274 KB) betrachten. Vergleichen Sie bitte nicht die Farben mit ähnlichen Darstellungen unseres Planeten, Blau gibt hier keinen Hinweis auf Wasser sondern lediglich auf tiefer gelegne Gebiete, Grüntöne zeigen Gebirgszüge auf. Einige markante Gebiete sind namentlich gekennzeichnet.

Zum ersten Mal wurde die Oberfläche der Venus 1963 durch Radar von der Erde aus abgetastet. Dabei entdeckte man eine größere Oberflächenstruktur, die den Namen Alpha- Region erhielt, eben für das erste bekannte Detail.

Die Alpha- RegionDie Alpha- Region ist eine lang gestreckte Hochebene mit einer Ausdehnung von etwa 1300 [Km] und stellt zudem eine Besonderheit der Venusoberfläche dar. Sie ist charakterisiert durch ein vielfältiges Zusammenspiel von parallelen und zum Teil zerschnittenen Bergkämmen, Talmulden oder Furchen und tief gelegenen Senken. Deren Richtung ändert sich hin und wieder ganz abrupt, die Kämme sind meist 10 [Km] voneinander entfernt. Wie diese Formationen entstanden ist noch ungeklärt, vielleicht gehen sie auf eine Abwärtsbewegung magmatischen Materials im Planetenmantel zurück. Im südlichen, unteren Bildabschnitt erkennt man eine ringförmige Struktur, die man "Eva" nennt. In ihrer Mitte sehen wir im Radarlicht einen hellen Punkt, das ist exakt der Null- Meridian. Die computeranimierte Aufnahme entstand durch vielfältige Bearbeitung von Radarbildern der Sonden Venera 13 ,14 und Magellan.

Wie es scheint, ist die Venusoberfläche, die wir sehen, relativ jung. Einschlagkrater auf VenusMan kommt zu dieser Erkenntnis, weil nur relativ wenige Einschlagskrater (rund 900 insgesamt) zu finden sind. Die Wissenschaftler diskutieren heute, was zu einer völligen Umwandlung der Oberfläche vor etwa 300 bis 500 Millionen Jahren geführt haben könnte. Zumindest führte ein globales Ereignis dazu, dass alte Einschlagskrater vollständig überflutet wurden, einen aktiven Vulkanismus gab es danach nicht mehr. Vielleicht war auch der Zustand der Oberfläche aufgrund hoher Temperatur (Venus besitzt sicher auch eine "innere Heizung" durch Zerfall radioaktiven Materials) derart weich, dass einschlagende Meteoride kaum Spuren hinterließen.

Hier sehen wir nochmal die 3 Einschlagkrater aus einen anderen Perspektive, gewonnen aus Aufnahmen der Magellan- und Verena- Sonden. Im Vordergrund liegt der Krater Howe, der einen Durchmesser von 37 [Km] besitzt. Links im Hintergrund liegt der Krater Danilova mit 48 [Km] Durchmesser und daneben erkennen wir Aglaonice, den größten Einschlagkrater mit fast 63 [Km] Durchmesser.

Auffällig ist, dass wir auf der Venus keine kleinen Einschlagkrater finden wie beispielsweise auf Merkur oder dem Mond. Das liegt sicher an ihrer sehr dichten Atmosphäre, die herabstürzende Brocken noch "effektiver" verglühen lässt als die Erdatmosphäre. So finden sich kaum Krater unter 2 [Km] Durchmesser.

Auf der Venus findet man keine Meere vor, folglich ist es schwierig, ein Bezugsniveau für Höhenangaben zu finden. Daher hat man sich geeinigt, die Angaben von Höhen auf eine Kugel mit einem Radius von 6051,8 [Km] zu beziehen. Über 80% der Venusoberfläche ist von recht flachen Ebenen bedeckt, die höchstens 1000 [m] Höhenunterschied aufweisen. Tektonisch verformte Hochländer erheben sich bis zu 11 [Km], die höchste Erhebung misst etwa 14 [Km]. Hochländer wie Aphrodite Terra oder Ishtar Terra (siehe große Karte) erscheinen wie irdische Kontinente und weisen auch entsprechende Ausmaße auf. Allerdings gibt es auf Venus keine Plattentektonik wie bei uns auf der Erde. Dagegen war der Vulkanismus sehr weit verbreitet.

Der Vulkan Sapas MonsDer Vulkan Sapas Mons. Vom Doppelkegel des Vulkans ergießen sich Lavaströme über Hunderte von Kilometern. Der Vulkan selbst erstreckt sich über 400 [Km] und ist 1,5 [Km] hoch (gegen die Umgebung, bezogen auf das Venus-Null-Niveau ist er 4,5 [Km] hoch). Das Magma wurde nicht nur aus den Vulkankegeln ausgestoßen, sondern es gab vermutlich auch Eruptionen entlang der Flanken. Solche Vulkane weisen eine gewisse Ähnlichkeit zu irdischen auf, wie z.B. den Vulkanen auf Hawaii.

Planeteninneres

Über den inneren Aufbau der Venus weiß man bis heute eigentlich nur recht wenig. Aus ihrer Masse und ihrer Dichte schließt man aber auf einen ähnlichen Aufbau wie denjenigen der Erde.

Innerer Aufbau der VenusDas Bild zeigt uns den vermutlichen Aufbau der Venus. Die Darstellung der Atmosphäre stammt von Mariner 10- Bildern, die der Oberfläche von der Magellan- Sonde. Im Innern vermutet man einen eisenreichen Kern, der etwa 20% der Gesamtmasse (entsprechend etwa 3000 [Km] Durchmesser) des Planeten ausmacht. Daran schließt sich ein Mantel an, der wahrscheinlich wie derjenige der Erde aus Silikatmineralien besteht. Darüber befindet sich die dünne Kruste, die je nach Lage zwischen 25 und 40 [Km], oder auch bis zu 60 [Km] dick sein kann. Die Wissenschaftler rätseln, ob der Kern noch teilweise flüssig ist, oder bereits fest, zumindest wird er sich aber in der Phase der Verfestigung befinden.

Copyright Calvin J. Hamilton, www.solarviews.com

Darauf weist auch ein anderer Umstand hin, nämlich das nur sehr schwach ausgeprägte Magnetfeld dieses Planeten. An seiner Oberfläche liegt die magnetische Feldstärke bei nur 4·10-9 bis 10-8 Tesla, das entspricht gerade 1/10 000 der Stärke des Erdmagnetfeldes. Dieses Magnetfeld wird dann auch nicht wie bei uns durch den flüssigen Kern hervorgerufen, sondern durch ein relativ konstantes Stromsystem in der Venusionosphäre induziert. Ein so schwaches Magnetfeld kann der Sonnenwind dann auch leicht zusammenpressen, auf der sonnenzugewandten Seite ragt es gerade 2000 [Km] in die Höhe.

Venus ist heute ein inaktiver Planet, der keine aktiven Vulkane mehr besitzt und auch keine Plattentektonik mehr aufweist. Neben der Kruste wird deshalb auch der Mantel erstarrt sein, und sehr wahrscheinlich auch der Kern.

Planetendaten

Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form:

Planetendaten Venus
Planetenmasse 4,87·1024 [Kg]
Planetendurchmesser 12104 [Km]
Dichte 5,250 [g cm-3 ]
Entweichgeschwindigkeit 10,4 [Km s-1]
Rotationsperiode 243 Erdtage
Umlaufzeit 224,7 Erdtage
Bahngeschwindigkeit 35,02 [Km s-1]
Bahnumfang 680 Mill. [Km]
Bahnneigung zur Ekliptik 3°23'37''
Abstand zur Sonne Perihel: 0,27 [AE]
Aphel: 1,73 [AE]
Exzentrizität 0,0068
Oberflächentemperatur 743 [K] (Mittel)
Atmosphärendruck 90 [bar]
Albedo 0,76
Magnetfeldstärke ~4·10-9 bis 1· 10-8 [T]

Das Blaue Juwel

Ja, unsere Erde ist ein wirkliches Juwel unter allen Planeten des Sonnensystems. Einzig auf ihr herrschen gemäßigte Temperaturen, so dass Wasser in flüssiger Form vorkommen kann, welches nach unserem heutigen Wissen die Grundlage jeden Lebens darstellt.

Es gäbe vieles zu berichten über unseren Planeten, zu viel, als dass es auf einer einzigen Homepage Platz hätte. Denken Sie an die Geschichte des Planeten, die Evolution des Lebens, Meteorologie, Geographie, Biologie, Mineralogie, Seismologie - man kann gar nicht alles aufzählen. Sicher füllt das Wissen, was wir Menschen im Laufe der Zeit über unseren Planeten zusammengetragen haben, Kilometer hohe Bücherstapel.

Deshalb kann auf dieser bescheidenen Internet- Seite nur eine kleine Übersicht aus planetologischer Sicht gegeben werden.

 

[H2SO4]

Unser Blaues JuwelUnser Blauer Planet, wie er aus dem Weltraum erscheint. Über der Erde schwebt noch die längst verglühte MIR, rechts im Hintergrund sieht man den Mond. Die Erde hat eine einzigartige Stellung im Sonnensystem, nur auf ihr ist Leben in der uns bekannten Form möglich. Wir sollten daher unsere Heimat im Kosmos sorgsam hegen und pflegen, schützen und erhalten, anstatt ihre Ressourcen hemmungslos auszubeuten und die Natur, unsere Lebensgrundlage, achtlos mit Füßen zu treten.

otation und Bahn

Unser Planet umläuft die Sonne auf einer elliptischen Bahn, und zwar vom Nordpol der Erdbahnebene aus gesehen entgegen dem Uhrzeigersinn. Die Abweichung von der Kreisform ist jedoch nur gering, die Exzentrizität beträgt lediglich 0,0162. Für einen kompletten Umlauf um die Sonne benötigt die Erde, wie wir alle wissen, ein Jahr oder 365 Tage. Das ist aber abhängig, von welchem Bezugspunkt aus wir diese Betrachtung anstellen:

* Tropisches Jahr

Das ist die Zeit zwischen zwei aufeinander folgenden Durchgängen der Sonne durch den Frühlingspunkt, auf ihrer scheinbaren Wanderung durch die Ekliptik. Das tropische Jahr hat eine Länge von 365,2422 Tagen. Der Frühlingspunkt ist der Zeitpunkt, an dem die Sonne auf ihrem scheinbaren Weg genau auf dem Schnittpunkt zwischen Ekliptik und Himmelsäquator steht. Dieser Zeitpunkt ("Äquinoktium") ist die Tag- und Nachgleiche, im Frühling um den 21. März, im Herbst etwa am 23. September.

Die Ekliptik Die Ekliptik ist die Erdbahnebene um die Sonne, genauer gesagt die Verbindungslinie des Sonnenmittelpunktes zum gemeinsamen Schwerpunkt des Erde- Mond- Systems. Der letztere Punkt liegt nicht im Erdzentrum, sondern ist etwa 4700 [Km] vom Erdzentrum entfernt. Den Himmelsäquator erhält man, wenn man sich den Erdäquator an die Himmelskugel verlängert denkt.
* Siderisches Jahr

Hierunter versteht man die Zeit zwischen zwei aufeinander folgenden Durchgängen der Sonne auf ihrer scheinbaren Bahn in Bezug auf einen Fixstern. Das siderische Jahr ist mit 365,2564 Tagen länger als das tropische, weil sich der Frühlingspunkt durch die Präzession (= Taumelbewegung der Erdachse) auf der Ekliptik verschiebt.
* Anomalistisches Jahr

Hierunter versteht man die Zeit zwischen zwei Durchgängen der Erde durch ihr Perihel (sonnennächster Punkt), dieses Jahr ist 365,2596 Tage lang.

In unserem Kalenderwesen benutzten wir bis zum Jahr 1582 in christlichen Ländern das Julianische Jahr mit 365,25 Tagen mittlerer Länge, seither verwenden wir das Gregorianische Jahr mit einer Länge von 365,2425 Tagen. Erwähnt werden soll noch das Platonische Jahr, das allerdings eine Dauer von rund 25 700 Jahren umfasst. Darunter versteht man die Umlaufperiode des Frühlingspunktes auf der Ekliptik.

Jahreszeiten

Weil die Bahn der Erde um die Sonne keine Kreisform besitzt sondern die einer Ellipse, könnte man irrtümlich vermuten, dass bei uns der Winter einkehrt, wenn die Erde sich auf ihrem sonnenfernsten Bahnpunkt ("Aphel") befindet. Diesen Punkt erreicht unser Planet aber Anfang Juli! Die Ursache der Jahreszeiten müssen wir also woanders suchen. Die Äquatorebene der Erde ist gegen die Erdbahnebene geneigt, und zwar um einen Winkel von 23° 26'. Je nachdem, auf welcher Position der Umlaufbahn die Erde sich aufhält, ist entweder die Nord- oder die Südhalbkugel der Sonne zugewandt. Im Frühjahr und Sommer ist dies die Nordhalbkugel, weshalb zu dieser Zeit in den südlichen Gefilden Herbst bzw. Winter herrscht. Diese klimatischen Unterschiede werden noch dadurch verstärkt, dass zum einen im Frühling und Sommer die Sonnenstrahlung steiler einfällt als im Winter, hinzu kommt noch die unterschiedliche Dauer der Sonneneinstrahlung durch die verschiedenen Tageslängen.

Der Astronom formuliert eine Jahreszeit als den Zeitraum zwischen einer Tagundnachtgleiche ("Äquinoktium") und einer Sonnenwende ("Solstitium") bzw. umgekehrt. Die Jahreszeiten haben folgende Längen:

* Frühling
Die Zeit zwischen Frühlingsäquinoktium und Sommersolstitium.
21.3 bis 21.6. Dauer: 92[d] 19[h]
* Sommer
Die Zeit zwischen Sommersolstitium und Herbstäquinoktium.
21.6. bis 23.9. Dauer: 93[d] 15[h
* Herbst
Die Zeit zwischen Herbstäquinoktium und Wintersolstitium.
23.9. bis 21.12. Dauer: 89[d] 20[h]
* Winter
Die Zeit zwischen Wintersolstitium und Frühlingsäquinoktium.
21.12. bis 21.3. Dauer: 89[d] 0[h]

Enstehung der JahreszeitenWie man sieht, ist also der Winter die kürzeste Jahreszeit, auch wenn wir es meist anders empfinden. Diese unterschiedliche Dauer ist begründet in der ungleichmäßigen Geschwindigkeit der Erde auf ihrer Bahn, in der Nähe der Sonne ("Perihel") läuft sie schneller als im Aphel, im Mittel hat sie eine Geschwindigkeit von 29,8 [Km s-1]. Die Grafik veranschaulicht die Entstehung der Jahreszeiten. a und b deuten den unterschiedlichen Einfallswinkel der Sonnenstrahlung an. Auch ist die Neigung des Äquators zur Ekliptikebene angedeutet.

Präzession

Wie wir schon sahen, ist die Äquatorebene der Erde gegen die Ekliptik um 23° 26' geneigt. Damit weist auch die Rotationsachse (Verbindungslinie vom Nord- zum Südpol) nicht zum Pol der Ekliptik. Man kann sich die Erde somit als einen etwas schief liegenden Kreisel vorstellen und aus unserem Krabbelalter wissen wir noch, dass ein solcher Kreisel eine Taumelbewegung ausführt. Verursacht wird dies durch Sonne und Mond, die sich stets auf der Ekliptik oder in ihrer Nähe befinden. Ihre Anziehungskräfte zerren an der Erde und üben ein Drehmoment auf den Äquatorwulst aus. Mit anderen Worten: diese Kräfte versuchen, die Äquatorebene in die Ekliptikebene zu ziehen. Hierdurch wird die Rotationsachse der Erde in die taumelartige Kreiselbewegung gezwungen, das bezeichnet man als die Präzession. Die Erdachse bewegt sich damit auf der Außenfläche eines gedachten Doppelkegels, dessen Spitze im Erdmittelpunkt liegt.

Präzession der ErdachseDie Skizze verdeutlicht die Taumelbewegung der Erdachse (grün). Weil die Erdachse sich auf dem Präzessionskreis bewegt, verlagern sich die Äquatorebene und damit auch der Himmelsäquator, wodurch sich der Frühlings- und Herbstpunkt (Schnittpunkt Himmelsäquator-Ekliptik) verschiebt. Ein Umlauf des Frühlingspunktes dauert 25700 Jahre, ein platonisches Jahr. Die Verschiebung der Erdrotationsachse bedingt auch eine stetige Veränderung des Himmelsnordpols, der Polarstern wird deshalb nicht immer den Weg nach Norden weisen.

Die Erde dreht sich einmal in 24 Stunden (genau 23[h] 56[min] 48s]) um sich selbst. Wenn man den Erdumfang von rund 40 000 [Km] durch diese Zeitdauer dividiert, erhalten wir einen Wert von 1667 [Km/h], was bedeutet, dass wir mit 1,3facher Schallgeschwindigkeit rotieren! Die Tageslänge von 24 Stunden ist aber kein konstanter Wert, sondern variiert in regelmäßigen und unregelmäßigen Abständen. Die unregelmäßigen Schwankungen entstehen durch Masseverschiebungen im Erdinnern, jahreszeitlich bedingte Änderungen der Tageslänge werden verursacht durch meteorologische Vorgänge, es erfolgt nämlich auch ein Drehimpulsaustausch zwischen der Atmosphäre und dem Planetenkörper. Diese Einflüsse sind allerdings recht gering, viel stärker wirkt sich dagegen die Gezeitenkraft des Mondes aus!

Was sind Gezeitenkräfte?

Wenn sich zwei Körper umkreisen, so wirken ihre Gravitationskräfte gegenseitig aufeinander ein. Nun sind Planeten und auch Monde keine völlig starren Körper, sondern in gewissen Grenzen verformbar. Im Falle der Erde kommt noch hinzu, dass ihre Oberfläche zu rund 71% von festem und flüssigem Wasser bedeckt ist, das sind relativ frei bewegliche und leicht verformbare Massen. Durch die Mondanziehungskraft treten somit besondere Effekte auf, die wir alle als Ebbe und Flut kennen und als Gezeiten bezeichnen. Weil auch die Sonne eine Anziehungskraft auf die Erde ausübt, erzeugt sie ebenfalls Gezeitenkräfte. Sie sind aber nur 1/3 so groß wie diejenigen des Mondes und wir können sie vorerst bei den weiteren Betrachtungen vernachlässigen.

Gezeiten sind also Kräfte, die an der Oberfläche eines planetaren Körpers zerren und sie regelrecht "durchwalken". Die Anziehungskraft des Mondes erzeugt auf der ihm zugewandten Erdseite eine Beule, welche die Küstenbewohner als Flutberg nur zu gut kennen. Aber nicht nur die Wassermassen werden angehoben, sondern auch die Landmassen, wenn auch um deutlich geringere Beträge. Nun gibt es aber gleichzeitig 2 Flutberge auf der Erde, die um 180° versetzt sind. Wie ist das möglich, wo doch der Mond in erster Linie die ihm zugewandte Seite anzieht? Der Grund dafür sind die Kräfte, die im Erde- Mondsystem auftreten.

Taumelbewegung der Erde Erde und Mond bewegen sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt, der, wie wir oben schon sahen, etwa 4700 [Km] vom Erdmittelpunkt entfernt im Erdinneren liegt. Hierdurch "eiert" die Erde auf ihrer Bahn um die Sonne etwas hin und her. Diese Schlingerbewegung erzeugt an jedem Punkt des Planetenkörpers eine überall gleich große Zentrifugalbeschleunigung, und ist vom Mond weggerichtet.

Auch die Fliehkraft spielt eine Rolle Überlagert ist dieser Fliehkraft die Anziehungskraft des Mondes, welche auf der mondzugewandten Seite natürlich größer ist als auf der abgewandten Seite, die ja um den Erddurchmesser weiter vom Mond entfernt ist. Dadurch ergibt sich, dass auf der mondnahen Seite die Gravitationskraft des Mondes überwiegt und sich auf der abgewandten Seite die Fliehkraft stärker auswirkt. Beide Kräfte erzeugen jeweils einen Flutberg!

Es gibt allerdings noch einen weiteren Effekt, der zu den Gezeiten führt.

Seitliche Komponente der GezeitenkraftDie vom Mond ausgehende Gezeitenkraft ist immer auf das Mondzentrum ausgerichtet. Sie hat aber auch eine seitliche Komponente, die auf der linken Seite der Erde eine leichte Rechtskomponente ist, auf der rechten Seite eine Linkskomponente. Somit werden die Meere an den Seiten quasi zusammengepresst oder verdrängt, und das führt mit zur Ausbildung des zweiten Flutberges. Bisher haben wir die Gezeitenkraft der Sonne vernachlässigt, sie spielt aber zusammen mit derjenigen des Mondes. So verstärken sich beide, wenn Erde, Mond und Sonne in einer Linie stehen, dann kommt es zu den Springfluten. Stehen die drei Körper dagegen im rechten Winkel, so heben sich die Kräfte z.T. gegenseitig auf und das Hochwasser fällt relativ niedrig aus.

Die Gezeitenkräfte führen auf der Erde zu einem weiteren Effekt: Sie verlängern unseren Tag! Die Eigenrotation der Erde ist viel schneller als die Bewegung des Mondes um die Erde. Hierdurch bewegen sich die beiden Flutberge einmal in 24 Stunden um die Erde. Die ständige Verformung des Planetenkörpers bleibt aber nicht ohne Folgen, denn dabei entsteht Reibung. Und zwar eine innere Reibung des Meerwassers als auch eine Reibung des Wassers an den Landmassen. Im Endeffekt ergibt sich damit eine Bremswirkung, die Tageslänge wird ständig größer. Der Betrag ist allerdings recht gering, in 100 Jahren wird der Tag nur um 0,0015 verlängert. Jedoch bedeutet dies, dass die Rotationsgeschwindigkeit der Erde früher viel schneller war, bei ihrer Entstehung dauerte ein Tag nur rund 4 Stunden.

Nach dem Impulserhaltungssatz muss der Gesamtdrehimpuls des Systems Erde- Mond erhalten bleiben. Wenn nun aber die Erde im Laufe der Zeit einen Teil ihres Eigendrehimpulses (Rotation) durch die Gezeitenwirkung verliert, so muss der Bahndrehimpuls des Mondes sich um diesen Betrag vergrößern. Das bedeutet in der Praxis, dass sich der Mond ständig weiter von der Erde entfernt! Der Betrag ist allerdings nicht groß, immerhin können wir aber eine Zunahme der Mondentfernung von 3 [cm] jährlich bestimmen.

Pankor Island, MalaysiaIrgendwo am Strand von Pankor Island in Malaysia...
Wer denkt schon in solchen Momenten an Eigendrehimpuls oder Gezeitenwirkung?

Danke an Frank Neumann, der dieses Bild zur Verfügung stellte

Natürlich spielen die Gezeiten nicht nur beim Erde- Mond-System eine Rolle. Auch die anderen Planeten haben in bestimmtem Umfang elastische Oberflächen. Die Verformungen durch Gezeiten führen z.B. beim Jupitermond Io zu deutlichem Vulkanismus, wahrscheinlich wurden auch Merkur und Venus von der Sonne "geformt". Auch führen Gezeitenwirkungen dazu, den Eigendrehimpuls von Monden zu verlangsamen und dem Bahndrehimpuls anzugleichen. Mit anderen Worten: es wird ein Zustand gebundener Rotation erreicht, bei dem wie im Falle unseres Mondes dieser der Erde stets dieselbe Seite zuwendet. Er führt somit bei einem Erdumlauf genau eine Umdrehung aus.

Empfinden wir Ebbe und Flut schon als gewaltige Kräfte der Natur, so gibt es doch Körper im Kosmos, die solche Effekte geradezu als lächerlich erscheinen lassen: das sind die kompakten Überreste der Sterne, Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher. Weiße Zwerge entwickeln bereits eine solche Anziehungskraft, dass sie von einem Roten Riesen als Begleitstern dessen Materie schlichtweg "absaugen". Auf einem Neutronenstern ist die Gravitation so stark, dass die größten "Berge" allerhöchstens einen Millimeter in die Höhe ragen können. Wehe dem armen Astronauten, der sich in die Nähe eines solchen Gravitationsgiganten wagt! Die Gezeitenkräfte ziehen ihn in die Länge wie ein Kaugummi, gleichzeitig quetschen sie ihn seitlich immer mehr zusammen. Ähnliches widerfährt ihm bei Annäherung an ein Schwarzes Loch, doch ist der Effekt noch um ein Vielfaches verstärkt. Würde der Astronaut sogar bis zur Singularität gelangen, so wäre er durch die nun größte aller Gezeitenkräfte unendlich lang gezogen und gleichzeitig zu dem "unendlich schlanken Menschen" zusammengequetscht!

Atmosphäre

Während wir auf unserem Planeten herumlaufen und unseren alltäglichen Beschäftigungen nachgehen, verschwenden wir kaum einen Gedanken an unsere Atmosphäre.

Die Atmosphäre- eine sehr dünne, empfindliche SchaleMenschen, die das Glück haben, einmal als Astronaut unsere Heimat von oben zu betrachten sehen mehr als deutlich, wie dünn und zart die Atmosphäre in Wirklichkeit ist. Wir alle sollten viel mehr bestrebt sein, diese empfindliche Gashülle zu schützen und zu erhalten, denn ohne sie ist kein Leben auf unserem Planeten möglich.

 

[H2SO4]

Durch die Gravitation gebunden, nimmt die Atmosphäre an der Erdrotation teil. In einigen hundert Kilometern Höhe lässt dies allerdings mehr und mehr nach. Die Gesamtmasse der Lufthülle beträgt nur 5,3·1018 [Kg], das ist weniger als ein Millionstel der Erdmasse von 5,974·1024 [Kg]. Rund 90% der Gesamtmasse finden wir bis zu einer Höhe von 20 [Km], bis 50 [Km] sind 99,9% der Masse enthalten. Man teilt die Atmosphäre in verschiedene Schichten ein, einen groben Überblick gibt folgende, nicht maßstabgerechte Skizze:

Aufbau der Erdatmosphäre

Wir fristen unser Leben in der Troposphäre, der untersten Schicht. Sie erstreckt sich bis zu etwa 12 [Km] Höhe. Ab 10 [Km] beginnt eine Übergangsschicht, die Tropopause. In der Troposphäre spielen sich die Wettervorgänge ab, ihre Temperatur sinkt um etwa 6,5 Grad pro Kilometer und beträgt an der Obergrenze nur noch -50 [°C] bis -65 [°C]. Gleichzeitig ist die Troposphäre dafür verantwortlich, dass die Erde ihren Wasservorrat über Milliarden von Jahren nicht verloren hat, denn durch die niedrige Temperatur der Tropopause kondensiert hier praktisch der gesamte aufgestiegene Wasserdampf aus. Wenn wir einmal im Flugzeug sitzen, lassen sich die mit steigender Flughöhe abfallenden Temperaturen sehr schön verfolgen. In der üblichen Flughöhe von ca. 10 000 [m] erreichen wir dann etwa -60 [°C]. Hier oben ist der atmosphärische Druck bereits so gering, dass ein Überleben ohne technische Hilfsmittel unmöglich wäre.

An die Tropopause schließt sich die Stratosphäre an, die sich bis in eine Höhe von 50 [Km] erstreckt. Die Temperatur bleibt zunächst bis etwa 25 [Km] Höhe konstant und steigt dann bis 50 [Km] auf 0 [°C] an. Für diesen Anstieg ist die Ozonschicht verantwortlich. Die energiereiche Ultraviolettstrahlung der Sonne verwandelt den hier vorhandenen molekularen Sauerstoff O2 in das Ozonmolekül O3. Dieses nun giftige Gas absorbiert Strahlung mit einer Wellenlänge unter 300 [nm] (UV- Licht), wobei Wärmeenergie freigesetzt wird. In der Stratopause, der folgenden Übergangsschicht, erreicht die Temperatur bei 0 [°C] in einer Höhe von 50 [Km] ihr Maximum. Hier schließt sich nun die Mesosphäre an, in welcher die Temperatur wieder stark absinkt, und zwar im Mittel auf -70 [°C]. Im Sommer liegt die Temperatur bei -100 [°C], im Winter bei -40 [°C]. Der Temperaturrückgang ist auf den sinkenden Ozonanteil zurückzuführen.

Es folgt nun nach der Mesopause die Thermosphäre, die bis in eine Höhe von 500 [Km] reicht. Durch die intensive UV- Strahlung der Sonne wird hier ein großer Teil der Moleküle und Atome ionisiert, weshalb man auch von der Ionosphäre spricht.

Schichten der AtmosphäreDiese Schicht hat die angenehme Eigenschaft, Radiowellen, vor allem im Kurzwellenbereich, zu reflektieren. Dies nutzen seit vielen Jahren Kurzwellenamateure, um mit geringen Sendeleistungen Funkverbindungen um die ganze Welt herzustellen. Nebenstehend die genauere Einteilung der Atmosphäre und die Temperaturen in den einzelnen Schichten.
Die Ionosphäre wird in weitere Schichten unterteilt. Die D- Schicht in ca. 80 [Km] Höhe wird nur tagsüber aufgebaut. So auch die E- Schicht, in der molekularer Sauerstoff und Stickstoffmonoxid in 100 [Km] Höhe ionisiert sind. Die F1- und F2 -Schicht in 200 bis 300 [Km] und 300 bis 400 [Km] Höhe enthalten ionisierten, atomaren Sauerstoff. Ab etwa 500 [Km] Höhe geht die Atmosphäre in die äußere Schicht über, in die Exosphäre. Die Lufthülle wird hier immer dünner und geht nahtlos in den freien Weltraum über.

Hier oben können einzelne, neutrale Atome bzw. Moleküle in den interplanetaren Raum entweichen. Beim Zusammenprall mit anderen Teilchen (begünstigt durch die hohe Temperatur) erhalten sie die notwendige kinetische Energie, um das Gravitationsfeld der Erde zu verlassen. Ionisierten Teilchen gelingt dies nicht, weil sie im Magnetfeld der Erde gefangen bleiben.

Die Atmosphäre entspricht heute nicht mehr der ursprünglichen Zusammensetzung, welche die Erde bei ihrer Entstehung erhielt. Die erste Atmosphäre der Erde, welche der Zusammensetzung derjenigen der Riesenplaneten entsprach, ging durch die starke Strahlung der jungen Sonne und ihren heftigen Sonnenwind verloren. Anschließend entstand eine zweite Gashülle durch Ausgasungen der Schmelzen im Erdinneren und durch Vulkanismus. Die Atmosphäre bestand jetzt zum größten Teil aus Wasserdampf und Kohlendioxid, nur wenig Stickstoff und Sauerstoff. Während der einsetzenden Abkühlung kondensierte der Wasserdampf und bildete die Gewässer (zusammen mit noch niedergehenden Eisbrocken aus dem Urnebel des Sonnensystems). Dabei wurde der größte Teil des Kohlendioxids gelöst, welches sich in den Sedimenten als Kalium/Magnesiumkarbonat abschied. Mit der pflanzlichen Eroberung des Planeten begann die Photosynthese, wobei Kohlendioxid verbraucht und Sauerstoff freigesetzt wurde. Der seinerzeit vorhandene Stickstoff nahm an diesen ganzen Umwandlungen nicht teil, seine Menge blieb unverändert bis heute erhalten und wurde zum häufigsten Element der Atmosphäre. Diese hat heute folgende Zusammensetzung:

Element/Verbindung Prozentualer Anteil
Stickstoff 78,08
Sauerstoff 20,95
Argon 0,93
Kohlendioxid 0,03
Neon 0,0018
Helium 0,00052
Krypton 0,00015
Methan 0,00014

Oberfläche

Selbst wenn man von den Unebenheiten der Erdoberfläche absieht, weicht der Erdkörper doch deutlich von der Kugelgestalt ab. Durch die Erdrotation werden Fliehkräfte hervorgerufen, die dazu führen, dass der Äquator wulstförmig einen "Bauch" bildet, während an den Polen keine Fliehkräfte auftreten und sie daher abgeplattet sind. Durch Satellitenmessungen weiß man, dass der Polradius 6356,777 [Km] und der Äquatorradius 6378,163 [Km] betragen. Die Erde ist sogar leicht birnenförmig, ihre Form bezeichnet man als Rotationsellipsoid.

Da wir unser Leben direkt auf der Erdoberfläche verbringen, wissen wir naturgemäß am besten darüber Bescheid, denn wir können sie ja vor Ort untersuchen. Die Kruste ist auf den Kontinenten im Mittel nur 35 [Km] stark, kann unter Gebirgen bis zu 65 [Km] tief sein und unter den Ozeanen zwischen 8 und 15 [Km].

Seit ihrer Entstehung hat die Erde ihr Oberflächenbild ständig verändert. Daran sind folgende Ursachen beteiligt:

* Kosmische Einwirkungen

Hierzu zählt man die Einschläge von Körpern unterschiedlicher Größe. Beim Niedergang können z.T. recht hohe Energien freigesetzt werden, die nicht nur Einschlagkrater erzeugen, sondern auch weiterreichende Folgen haben. Die Krater können mit flüssigem Material aus dem Planeteninnern überflutet werden, die Atmosphäre durch den erzeugten Staub regelrecht verseucht, wodurch einschneidende Klimaveränderungen entstehen können (man denke an das Aussterben der Dinosaurier). Geringere Einwirkungen auf die Erdoberfläche zeigen der Niedergang von kosmischem Staub und der Sonnenwind aufgrund der schützenden Atmosphäre bzw. des Magnetfeldes.
* Einwirkungen von Innen

Auch von ihrem Innern wurde und wird die Erdoberfläche ständig geformt, und zwar durch den Vulkanismus sowie tektonische Vorgänge.
* Oberflächenprägung durch Atmosphäre und Hydrosphäre

Durch atmosphärische Vorgänge werden chemische Reaktionen ausgelöst (z.B. Korrosion), indem die Gase mit den Mineralien reagieren. Durch Erosion, die wechselnde Wirkung von Hitze, Kälte und Wind, werden Gesteine zersetzt. Gase (z.B. Kohlendioxid) werden ausgewaschen und bilden Sedimente in den Ozeanen. Fließende Gewässer und die Meeresbrandung verformen in hohem Maß die Oberflächenstruktur.

Der Manioua- Krater in KanadaDer Manicoua -Krater in Nordkanada ist einer der ältesten Einschlagkrater der Erde. Er wurde vor etwa 200 Millionen Jahren durch einen gewaltigen Einschlag erzeugt und weist einen Durchmesser von 70 [Km] auf.

Die von Alfred Wegener begründete Theorie der Plattentektonik geht von der Auffassung aus, dass es vor 500 Millionen Jahren einen einzigen zusammenhängenden Kontinent gab, Pangäa genannt. Dieser zerbrach in mehrere Platten, welche in unterschiedlichen Richtungen auseinanderdriften.

Die Kontinetalplatten Die mehr oder weniger großen Kontinentalplatten werden von den tieferen Formationen des Erdmantels (Asthenosphäre) getragen und bewegen sich in unterschiedlichen Richtungen. An den Plattengrenzen finden wir z.T. tiefe Spalten und Gräben, an denen wir die Naturgewalten deutlichst zu spüren bekommen. Erdbeben entstehen, wenn zwei Platten aneinander reiben und die Spannungen plötzlich freigesetzt werden. An feinen Haarrissen der Kruste tritt flüssiges Gestein aus dem Erdinneren in Form von Magma aus Vulkanen aus. Schieben sich Platten untereinander, so werden Gebirge wie der Himalaja und die Alpen aufgeworfen.
Durch Anklicken des Bildes können Sie eine größere Version der Karte sehen. Die Richtung, in der Gesteine bei ihrer Entstehung magnetisiert worden sind, ist quasi in ihnen eingefroren und bleibt erhalten. Aus ihnen kann man rekonstruieren, wie sich die Kontinentalplatten im Laufe der Zeit verschoben haben. So lag z.B. Europa während der Karbonzeit, in welcher die Kohlelagerstätten entstanden, in direkter Nähe zum Äquator.

Ausbruch des StromboliDen Naturkräften stehen wir häufig völlig machtlos gegenüber, wie hier bei einem Ausbruch des Vulkans Stromboli. Bei den Eruptionen werden neben großen Mengen von Magma auch vulkanische Gase und Staub ausgestoßen.Gletscher und die Erosion haben sein "Gesicht" im Laufe der Zeit geglättet, doch der harte Fels an der Einschlagstelle hat die komplexe Struktur konserviert. Der Flügel im linken Bildteil gehört zum Space Shuttle Columbia, dessen Besatzung die Aufnahme 1983 machte. Mehr zu Einschlagkratern im Kapitel über den Mond.

der Frühzeit der Erde trat Magma noch aus einem anderen Grund aus: In den ersten 500 Millionen Jahren war das Sonnensystem mit Myriaden kleiner Körper bevölkert, die nach und nach von den Planeten eingefangen wurden. Die bereits festen Kontinentalplatten wurden dabei durchschlagen und die Einschlagkrater mit Magma gefüllt. Noch katastrophaler führten mehrfach in der Erdgeschichte so genannte Plumes zu gewaltigen Lavaergüssen. Das sind pilzartig aufsteigende Magmablasen, riesige Mengen glutflüssigen Gesteins, die vom äußeren Kern bis zur Oberfläche aufsteigen und sich unter großem Druck den Weg durch die Kruste bahnen. Neben der Lava wurden dabei auch ungeheure Mengen an Kohlendioxid, Schwefel und Chlor freigesetzt, die nachhaltig das Erdklima beeinflussten und zu großen Massensterben in der Flora und Fauna führten. Das Aussterben der Dinosaurier ist allerdings wahrscheinlich auf ein anderes Ereignis, den Einschlag eines großen Körpers, zurückzuführen.

Auch Luft und Wasser verändern stetig das Aussehen der Erdoberfläche.

Wasser beherrscht unseren PlanetenWasser beherrscht die Oberfläche des Planeten Erde. Mit einem Blick auf die nördliche Beringsee sehen wir die drei Zustandsformen: Eis an den Polen, Wasserdampf in Form von Wolken und flüssiges Wasser in den Meeren. Die Meere "nagen" ständig durch ihre Brandung an den Küsten, Flüsse graben sich tief in die Landschaften ein und Gletscher können, wie in den Eiszeiten geschehen, ganze Gebirge "glatt hobeln". Bei allen diesen Vorgängen werden ständig große Massen an Gesteinen transportiert.


ch die Luft kann das Bild der Erde verändern, man denke zum Beispiel an Wanderdünen, oder dass sogar Saharastaub bis in hohe Bereiche der Atmosphäre gelangen kann und sich bei uns "abregnet". Oder halten Sie sich die zerstörerische Wirkung von Hurricans oder Tornados vor Augen. In den letzten Jahren werden diese Stürme durch die Klimaerwärmung immer stärker, die fürchterlichen Folgen kennen wir alle aus den Nachrichten.

Planeteninneres

 

[H2SO4]

Selbst mit den tiefsten Bohrungen von vielleicht 13 [km] können wir nur leicht die Erdkruste "ankratzen" und nicht allzu viel über das Erdinnere erfahren. Etwas weiter bringen uns schon Vulkane, die Material aus mehreren 100 [Km] Tiefe an die Oberfläche befördern. Da wir auf diesem Weg nicht weiter kommen, helfen uns nur theoretische Überlegungen. Aus astronomischen Beobachtungen können wir die Masse eines Planeten bestimmen und auch sein Volumen und die Oberflächenzusammensetzung. Daraus lässt sich auf die mittlere Dichte schließen. Des Weiteren kann man ableiten, welcher Druck und welche Temperatur im Innern herrschen. Im Falle der Erde helfen uns letzthin seismische Untersuchungen, die wichtige Aufschlüsse über den Aufbau liefern, weil Erdbebenwellen in verschiedenen Tiefen ihre Ausbreitungsgeschwindigkeit sprunghaft ändern.

Aus allen diesen Betrachtungen heraus wissen wir, dass die Erde einen schalenförmigen Aufbau besitzt.

Aufbau des ErdinnernDie Lithosphäre besteht aus der Kruste und dem oberen, noch festen Teil des Mantels. Sie ist zwischen 100 und 200 [Km] stark und keine durchgehende Kugelschale, sondern in viele Platten zerbrochen, die sich über die Asthenosphäre schieben. Das ist eine Schicht, die plastischer als die Lithosphäre ist. Aus ihr steigt basaltische Magma in den ozeanischen Vulkanen auf, welche die Platten auseinander schiebt. Unterstützt durch thermisch bedingte Strömungen in der Asthenosphäre ist das der Antriebsmotor der Plattentektonik.

An anderen Stellen schieben sich ozeanische Platten oder Ränder von Kontinenten untereinander und lösen sich im Erdmantel auf. Recht dicke und leichte Platten können nicht absinken, sondern falten sich beim Zusammentreffen zu Gebirgen auf. Die Plattenränder sind zugleich die vulkanisch aktivsten Regionen.

Die äußere Erdkruste kann bis zu 65 [km] dick sein, in den Tiefseegräben jedoch auch nur 8 [Km]. Abgesehen von den Sedimenten, die durch Verwitterung, Transport und Ablagerung sowie Reaktionen mit der Atmosphäre entstanden, besteht die Kruste aus kieselsäurereichen, magmatischen Gesteinen wie z.B. Granit. Hingegen besteht die untere Kruste überwiegend aus basischen und daher kieselsäurearmen Gesteinen wie dem Basalt. Wenn wir bis zum oberen Erdmantel vordringen, werden die Gesteine ultrabasisch, weil der Kieselsäureanteil noch weiter abgenommen hat. Der Erdmantel ist zwar fest, aber plastisch verformbar.

Das ErdinnereSeismische Untersuchungen ergaben einen schalenförmigen Aufbau unseres Planeten. Man kann eine Unterteilung in eine rund 30 [Km] dicke Kruste vornehmen, der ein 2840 [Km] starker Mantel folgt und der 3500 [Km] dicke Kern. Jede Region lässt sich feiner abstufen, so die Kruste in eine kontinentale und ozeanische. Der Mantel besteht aus oberer und unterer Sektion und der Kern aus äußerer flüssiger und innerer festen Zone.

An anderen Stellen schieben sich ozeanische Platten oder Ränder von Kontinenten untereinander und lösen sich im Erdmantel auf. Recht dicke und leichte Platten können nicht absinken, sondern falten sich beim Zusammentreffen zu Gebirgen auf. Die Plattenränder sind zugleich die vulkanisch aktivsten Regionen.

Die äußere Erdkruste kann bis zu 65 [km] dick sein, in den Tiefseegräben jedoch auch nur 8 [Km]. Abgesehen von den Sedimenten, die durch Verwitterung, Transport und Ablagerung sowie Reaktionen mit der Atmosphäre entstanden, besteht die Kruste aus kieselsäurereichen, magmatischen Gesteinen wie z.B. Granit. Hingegen besteht die untere Kruste überwiegend aus basischen und daher kieselsäurearmen Gesteinen wie dem Basalt. Wenn wir bis zum oberen Erdmantel vordringen, werden die Gesteine ultrabasisch, weil der Kieselsäureanteil noch weiter abgenommen hat. Der Erdmantel ist zwar fest, aber plastisch verformbar.

Das ErdinnereSeismische Untersuchungen ergaben einen schalenförmigen Aufbau unseres Planeten. Man kann eine Unterteilung in eine rund 30 [Km] dicke Kruste vornehmen, der ein 2840 [Km] starker Mantel folgt und der 3500 [Km] dicke Kern. Jede Region lässt sich feiner abstufen, so die Kruste in eine kontinentale und ozeanische. Der Mantel besteht aus oberer und unterer Sektion und der Kern aus äußerer flüssiger und innerer festen Zone.

Dem Hauptmagnetfeld der Erde, welches in ihrem Innern erzeugt wird, ist ein weiteres schwaches Feld überlagert. Dieses Feld wird durch die Ionosphäre hervorgerufen. Elektrisch geladene Teilchen des Sonnenwindes dringen in die Ionosphäre ein und wechselwirken mit den ionisierten Teilchen der Atmosphäre, wodurch elektrische Ströme fließen. Letztere wiederum erzeugen ein schwaches Magnetfeld.

Plasmasphäre der ErdeWie hier im Ultraviolettlicht in einer Aufnahme des IMAGE- Satelliten erstmals zu sehen, ist die Erde von einem heißen, dünnen Plasmafeld umgeben. Der rechte "Arm" weist zur Sonne. Die hellen Ringe in der Bildmitte sind Auroren über der nördlichen Hemisphäre, welche man vom Erdboden als Nordlichter sieht. Das Erdmagnetfeld steuert und bestimmt die Bewegungen der geladenen Teilchen des Plasmafelds. Das Plasma selbst wird durch die energiereiche UV- Strahlung der Sonne erzeugt.

Das Erdmagnetfeld wird durch Wechselwirkung mit den elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwindes verformt. Es wirkt als Hindernis für die mit Überschallgeschwindigkeit auftreffenden Teilchen, sie werden hier auf Unterschallgeschwindigkeit abgebremst und es bildet sich eine Stoßfront aus. Dabei erhitzen sie sich stark und das Magnetfeld wird soweit zusammengepresst, bis der innere Druck des Feldes gleich dem kinetischen Druck der Teilchen ist.

Diese Fläche gleichen Drucks bezeichnet man als die Magnetopause. Weil die Teilchen des Sonnenwindes in ihrer Anzahl und Geschwindigkeit variieren, ändert sich auch die Distanz der Magnetopause von der Erde. Sie liegt zwischen 10 und 12 Erdradien von der Erdoberfläche entfernt, während die Bugstoßfront (im Bild violett dargestellt) rund 14 bis 16 Erdradien weit entfernt ist. Zwischen der Bugstoßfront und der Magnetopause befindet sich ein turbulenter Bereich magnetischer Ladungen. Auf der sonnenabgewandten Seite wird das Magnetfeld zu einem Schweif von 1000 Erdradien Länge gedehnt. Hier können entgegen gerichtete Feldlinien parallel verlaufen, zwischen ihnen herrscht dann eine neutrale Zone in der hohe Ströme fließen. Die Feldlinien können sich hierbei auch neu orientieren, wodurch eine energetisch günstigere Situation für das gesamte Magnetfeld entsteht. Magnetische Energie wird dann in thermische umgewandelt und Teilchen werden beschleunigt. Dringen diese in die Ionosphäre ein, beobachten wir vermehrt Polarlichter.

Planetendaten

Abschließend die wichtigsten Planetendaten in tabellarischer Form:

Planetendaten Erde
Planetenmasse 5,974·1024 [Kg]
Mittl. Planetendurchmesser 12742 [Km]
Mittl. Dichte 5,515 [g cm-3 ]
Entweichgeschwindigkeit 11.2 [Km s-1]
Rotationsperiode 23 [h] 56 [min] 4
Umlaufzeit 365,25 Tage
Bahngeschwindigkeit 29,8 [Km s-1]
Bahnumfang 940 Mill. [Km]
Neigung Erdachse zur Ekliptik 23°26'
Abstand zur Sonne Perihel: 147,1 Mio. [Km]
Aphel: 152,1 Mio. [Km]
Exzentrizität 0,0162
Oberflächentemperatur +40/-60 [°C]
Atmosphärendruck 105 [Pa]
Albedo 0,39
Magnetfeldstärke 3,05·10-4 [T]

Unser Nachbar

Der bekannte englische Astronom Sir Arthur Eddington hat einmal gesagt:

"Wenn ich jemals auf einem anderen Planeten zu Gast sein sollte, so könnte ich mit der Größe meines Heimatplaneten nicht allzu viel Staat machen. Mit unserem Mond allerdings würde ich vermutlich etwas prahlen".

Was wollte er damit ausdrücken? Nun, im Verhältnis zu ihrer eigenen Größe ist die Erde stolzer Besitzer des größten Trabanten im Sonnensystem (nur 3 Monde sind größer als unser). Daher kann man durchaus von einem Doppelplanetensystem sprechen, hat doch Merkur nur einen um 1000 [Km] größeren Durchmesser.

Der tief stehende MondDass der Mond seit jeher eine große Faszination auf die Menschen ausübte ist kein Wunder, neben seiner Größe ist er uns auch sehr nahe! Im Schnitt nur 384 400 [Km] entfernt, können wir schon mit bloßem Auge Details auf seiner Oberfläche erkennen. Die großen Jupiter- und Saturnmonde sind über eine Million [Km] von ihren Planeten entfernt und erscheinen lediglich als kleine Scheibchen. Eine weitere Besonderheit des Erde- Mondsystems bekommen viele von uns täglich fast "hautnah" mit, wenn sie im Bereich der Küsten wohnen: die Gezeiten.

Diese Aufnahme zeigt den Mond am 7. Februar 2001, als gerade das Space Shuttle Atlantis zur ISS startet.

Entstehung

Über die Entstehung unseres Begleiters gibt es sehr unterschiedliche Theorien. Wir wollen hier kurz untersuchen, welche davon mit größter Wahrscheinlichkeit zutreffen könnte.

1. Staubwolkentheorie

Nach dieser bereits etwas älteren Überlegung, die auf den Physiker Carl-Friedrich von Weizsäcker zurückgeht, könnten Erde und Mond sich gleichzeitig aus der Urwolke gebildet haben. Wenn sich in dieser Wolke ein größerer Brocken gebildet hat, so kann er leicht weiteres Material einfangen und dadurch stetig wachsen. Die Keimzelle der Erde braucht nur etwas größer als die des Mondes gewesen sein, um den Größenunterschied zu erklären. Für diese Theorie spricht, dass alle anderen Monde des Sonnensystems auf dieselbe Weise entstanden sein könnten. Und sie erklärt auch, warum Merkur und Venus keinen Mond haben: Das Schwerkraftfeld der Sonne war viel zu stark, sie hat die Bildung von Monden wohl vereitelt.

Aber: Wenn diese These zuträfe, müssten Erde und Mond die selbe Dichte aufweisen, da beide aus demselben Material entstanden sind. Die Erde hat aber eine mittlere Dichte von 5,515 [g·cm-3], der Mond dagegen aber nur eine solche von 3.340 [g·cm-3]. Es ist nun nicht einzusehen, dass am (astronomisch gesehen) gleichen Ort durch irgendeinen Prozess leichtes Material für den Mond ausgesiebt worden ist. Wir können dieses Modell also aufgrund des gewichtigen Arguments getrost beiseite legen.
2. Ablösungstheorie

Ablösung des Mondes von der glutflüssigen ErdeNach einer Theorie von Darwin und Poincaré rotierte (richtigerweise) die noch glutflüssige Erde recht schnell. Die Dichte des Erdmantels war bereits etwas gesunken, weil schwere Bestandteile nach innen abgesunken waren. Durch die rasche Rotation könnte sich nun, wie im Bild dargestellt, ein Teil der Erde abgespalten haben. Vieles spricht für diese Hypothese:

Weil die Materie des Mondes aus den oberen Erdschichten abgeschieden wurde, entspricht die mittlere Monddichte auch der heute beobachteten Dichte der Erdkruste. Zudem weisen Verfechter dieser Theorie darauf hin, dass der Stille Ozean einen fast kreisrunden Umriss hat, hier würde der Mond leicht hineinpassen. Leider gibt es aber das überall gültige Gesetz von der Erhaltung des Drehimpulses! Damit sich der Mond von der Erde abspalten konnte, musste diese recht schnell rotieren. Aus dieser berechenbaren Rotation und dem heutigen Mondumlauf kann man auf den Gesamtdrehimpuls schließen, doch wir finden heute nur noch 25% des damaligen Drehimpulses. Wo aber sind die restlichen 75%? Durch die Gezeitenreibung ist dies nicht erklärbar, denn der Drehimpulsverlust durch sie beträgt nur einen kleinen Bruchteil dieses Betrages. Damit kommen die Vertreter der Ablösungstheorie in große Erklärungsnot!
3. Einfangtheorie

Eine weitere Möglichkeit wäre, dass der Mond als eigenständiger Planet irgendwo im Sonnensystem gebildet wurde. Auf einer bestimmten Bahn umlaufend, müsste er dann der Erde immer näher gekommen sein, ein Vorgang, der vielleicht viele Jahrmillionen andauerte. Als die Distanz nur noch 60 000 [Km] betrug, wurde der Mond vom Schwerkraftfeld der Erde eingefangen, aus dem Planeten wurde ein Mond. Auch diese Theorie würde sehr elegant erklären, warum Erde und Mond eine verschiedene Dichte aufweisen.

Aber: Solch ein Einfang ist höchst unwahrscheinlich, denn hierzu hätte der Mond eine sehr diskrete Bahn innerhalb enger Toleranzen beschreiben müssen. Es wäre mehr oder weniger reiner Zufall gewesen, daher ist die Wahrscheinlichkeit für diese Variante auch nur sehr gering
4. "Giant Impakt" (Große Kollision)

Aufgrund vieler neuer Erkenntnisse geht man heute davon aus, dass der Mond durch Verschmelzung einer die Erde umkreisenden Trümmerscheibe entstand. Sie entstand, als vielleicht 50 Millionen Jahre nach Geburt des Sonnensystems ein etwa marsgroßer (!) Körper auf der Erde einschlug. 1975 wurde diese Theorie von Dr. William K. Hartmann und Dr. Donald R. Davis vorgestellt.

Dieser Brocken wird heute "Theia" genannt, die Mutter der Mondgöttin "Selene" in der griechischen Mythologie. Er kollidierte mit der Protoerde, die bereits rund 90% ihrer heutigen Masse aufwies. Bei einem solchen Zusammenprall werden ungeheure Energiemengen frei, die sicherlich die Erde schmelzen und einen gehörigen Anteil ihrer Masse verdampfen ließ. Durch die Kollision wurden große Mengen an Trümmern in den Raum geschleudert, die sich in einer die Erde umkreisenden Scheibe ansammelten.

Bild: Copyright William K. Hartmann

Nach und nach lagerten sich nun die Trümmer zusammen und bildeten letztendlich den Mond. Durch die Gezeitenwirkung bremste der Mond nun die Erdrotation und entfernte sich immer weiter von unserem Planeten, was auch heute noch anhält. Durch die Apollo- Missionen bekamen wir die Möglichkeit, Mondgestein intensiv zu untersuchen (es ist fast besser erforscht als jedes irdische Gestein!). Daher wissen wir, dass z.B. die Zusammensetzung der Sauerstoff- Isotope von Erde und Mond praktisch identisch sind. Das Bild zeigt den Vorgang 1/2 Stunde nach der Kollision.

Bild: Copyright William K. Hartmann

5 Stunden nach der Kollision.

Zum Zeitpunkt des Zusammenpralls war das schwere Material (Eisen, Nickel usw.) bereits größtenteils ins Erdinnere gesunken, so dass die Trümmerstücke aus der silikatreichen Erdkruste herausgeschlagen wurden. Sie bestanden ebenfalls aus Teilen des Theia- Silikatmantels. Nun könnte man sich noch fragen: Wenn Erde und Mond aus demselben Material bestehen, wieso ist dann die Erde größtenteils mit Wasser bedeckt, der Mond aber fast trocken (das gesamte Mondwasser schätzt man auf etwa 1/3 des Zürichseeinhalts)? Die Antwort ist einfach: Der Mond hat keine schützende Atmosphäre, die ein Entweichen des Wassers in den Weltraum verhindert, und seine geringe Gravitation hätte diese leichtflüchtige Verbindung nicht halten können.

Bild: Copyright William K. Hartmann

Es sprechen also sehr gewichtige Argumente für die Richtigkeit dieser wahrscheinlichsten aller Theorien. Bei seiner Bildung war auch der Mond geschmolzen, so dass ebenfalls wie bei der Erde eine Separation stattfand: Schweres Material sank zum Innern hinab. Die ältesten Gesteinsproben, die bisher vom Mond mitgebracht wurden, weisen ein Alter von 4,4 Milliarden Jahren auf, ein weiterer Hinweis auf das Zutreffen des Giant Impact.

Rotation und Bahn

Der Mond umkreist unseren Planeten mit einer mittleren Geschwindigkeit von 1,023 [Km/s] auf einer elliptischen Bahn, die eine Exzentrizität (= Abweichung von der Kreisbahn) zwischen 0,044 und 0,067 (variabel durch Störungen der Sonne) aufweist. Im Mittel ist er 384 400 [Km] von uns entfernt, die Distanz schwankt zwischen 356 410 [Km] (Perigäum) und 406 740 [Km] (Apogäum). Die Neigung der Mondbahn zur Ekliptik beträgt 5°9'. Die Zeit, die der Mond für einen Umlauf benötigt, nennen wir Monat. Das sind 27,32166 Tage zwischen zwei gleichen Positionen unseres Trabanten in Bezug auf einen Fixstern ("siderischer Monat", siehe hierzu auch Erde).

Stellen Sie sich vor, Sie befinden sich in einem Raumschiff weit entfernt von der Erde und blicken auf Ihre Bahnebene. Wie würden Sie die Mondbahn sehen? Die folgende Skizze verdeutlicht (in überzogenem Maßstab), dass man eigentlich nur ein Hin- und Herpendeln beobachten würde, denn während der Mond die Erde umkreist, bewegt diese sich selbst auf ihrer Bahn weiter.

 

[H2SO4]

Die Mondbahn

Eine Besonderheit ist die relative Nähe des Mondes zur Erde und die Nähe dieses Systems zur Sonne. Durch die Gravitationsbeeinflussung beider Körper wird die Bewegung des Mondes relativ zur Erde recht kompliziert. Denn die Masse der Erde wirkt durch das im Erdinnern liegende, gemeinsame Schwerkraftzentrum nicht wie in einem Punkt vereinigt, zudem beeinflusst die räumliche Ausdehnung der Erde und ihre Abweichung von der Kugelform die Mondbahn. Zusammen mit der Sonne ergeben sich so zahlreiche Störungen, dass sie hier gar nicht alle aufgeführt werden können.

Wie in obiger Skizze angedeutet, schneidet die Mondbahn diejenige der Erde. Diese Schnittpunkte nennt man Knoten. Von einem aufsteigenden Knoten spricht man, wenn ein Himmelskörper die Ekliptik (die Ebene der Erdbahn) in nördlicher Richtung schneidet, dementsprechend ist der absteigende Knoten der Schnittpunkt in südlicher Richtung.

Die HimmelskugelDie Skizze zeigt die Himmelskugel und die Bahnen von Mond und Sonne auf ihr. Die Verbindungslinie beider Knoten, die Knotenlinie, bewegt sich entgegengesetzt der Mondbewegung, also rückläufig. Als Drakonitischen Monat bezeichnet man die Zeit zwischen zwei Durchgängen des Mondes durch denselben Knoten. Dieser ist 0,10944 Tage kürzer als der Siderische Monat. Für einen Umlauf benötigt die Knotenlinie 18,6 Jahre. Die Verbindungslinie von Apogäum und Perigäum nennt man Apsidenlinie. Diese bewegt sich vorwärts, wodurch das Perigäum sich längs der Bahn des Mondes bewegt und für eine Umrundung 8,85 Jahre benötigt.

Die Drehung der Apsidenlinie geschieht aber sehr ungleichmäßig durch die oben genannten Störungen und kann sogar rückläufig sein. Daher ist die Zeit zwischen 2 Durchgängen durch das Perigäum, ein anomalistischer Monat, deutlichen Schwankungen unterzogen.

Befindet sich der Mond in der Nähe des Perigäums, so ist seine Bahngeschwindigkeit größer als die mittlere Geschwindigkeit, in der Nähe des Apogäums entsprechend kleiner(Keplersche Gesetze!). Ein gedachter, sich auf der Mondbahn gleichmäßig bewegender Punkt wird als Mittelpunktsgleichung bezeichnet. Durch die unterschiedlichen Geschwindigkeiten weicht der Mond aber bis zu ±6° von diesem Punkt ab. Schon Ptolemäus (90 bis 160 n.Chr.) fand eine weitere, der Mittelpunktsgleichung überlagerte Störung, die so genannte Evektion, sie bewirkt eine Bahnabweichung von bis zu 1,3°. Tycho Brahe (1546- 1601) fand weitere Schwankungen von 40' und 11', die Variation und die jährliche Ungleichung, beides periodische Störungen. Nicht periodisch ist die von E. Halley (1656- 1742) entdeckte säkulare Akzeleration, eine durch die Gezeitenreibung verursachte Beschleunigung des Mondes auf seiner Bahn, die jedoch nur 22" pro Jahrhundert beträgt. Trotzdem noch viele weitere Störungen die Mondbahn beeinflussen, ist es den Astronomen möglich, seine Position auf viele Jahre im voraus genau zu berechnen.

Eine Besonderheit des Mondes ist seine Rotation. Seine Rotationsdauer entspricht nämlich exakt seiner Umlaufzeit, weshalb er uns stets die gleiche Seite zuwendet. Nachstehende Skizze verdeutlicht dies:

Gebundene MondrotationIm linken Bild haben wir einen Punkt auf der Mondoberfläche angebracht. Durch die gebundene Rotation vollführt dieser Punkt während eines Umlaufs eine volle Umdrehung von 360°. Würde der Mond nicht rotieren, wie im rechten Bild angedeutet, würde der Punkt stets in dieselbe Raumrichtung zeigen, und wir könnten ständig andere Teile der Mondoberfläche sehen.

Die gebundene Rotation, die bei den Monden im Sonnensystem sehr häufig auftritt, ist eine Auswirkung der Gezeitenreibung. In seiner Frühzeit war der Mond noch plastisch und verformbar, und die Erdanziehungskraft bewirkte eine Flutwelle in der Mondkruste. Die hohe Reibung bremste die damals schnellere Mondrotation, bis der Flutberg stillstand und stets zum Erdmittelpunkt wies. Siehe hierzu auch Gezeiten.

Trotz der gebundenen Rotation des Mondes können wir etwas mehr als die Hälfte der Mondoberfläche von der Erde aus sehen, nämlich 59%. Das ist bedingt durch die so genannte Libration (lat. libra, 'Waage'). Das ist eine Art "Wackelbewegung", die verschiedene Ursachen hat. Die Libration der Länge entsteht, weil der Mond im Apogäum langsamer läuft als im Perigäum, seine Winkelgeschwindigkeit des Bahnumlaufs ist also schwankend. Dagegen ist seine Winkelgeschwindigkeit der Rotation konstant, so dass wir etwas über den Ost- bzw. Westrand hinaussehen können. Die Libration der Breite ist eine Schwankung infolge der Neigung der Rotationsachse des Mondes zu seiner Bahnebene um 6,7°. Hierdurch können wir einmal im Monat um diesen Betrag über den Nord- und Südpol hinausschauen. Die tägliche Libration entsteht, weil wir den Mond von verschiedenen Stellen der Erde aus mit unterschiedlichem Blickwinkel sehen. Auch von derselben Beobachtungsstelle aus erscheint diese Schwankung im Laufe des Tages, bedingt durch die Erdrotation. Schließlich wird die physische Libration dadurch bedingt, dass der Mond keine ideale Kugel ist und deshalb im Gravitationsfeld der Erde etwas schwingt, was aber nur etwa 1 [Km] seiner Oberfläche zusätzlich sichtbar macht. Alle Librationen zusammen lassen uns aber 59% der Oberfläche sehen.

Mondphasen

Weil der Mond die Erde umläuft und sich dabei seine Stellung in Bezug auf die Sonne ständig ändert, sehen wir ihn unterschiedlich beleuchtet. Befindet sich der Mond in Konjunktion zur Sonne (siehe Abbildung), wird nur seine Rückseite beleuchtet und uns wendet er die völlig dunkle Nachtseite während der Neumondphase zu. Dies nennt man auch Interlunium, der Mond geht in etwas gleichzeitig mit der Sonne auf und unter.

Die MondphasenWandert der Mond weiter auf seiner Bahn und kommt in die östliche Quadratur, sehen wir ihn am Nachmittag und in der ersten Nachthälfte als Halbmond im ersten, zunehmenden Viertel. In der Opposition befindet sich unser Trabant, wenn wir ihn die ganze Nacht als Vollmond betrachten können. Im letzten Viertel steht der Mond in der zweiten Nachthälfte und am Vormittag über dem Horizont, er befindet sich dann in der westlichen Opposition.

Die Lunation Den vollständigen Durchlauf aller Mondphasen, also z.B. von Neumond bis zum nächsten Neumond, nennt man eine Lunation. Sie entspricht gleichzeitig einem synodischen Monat, das sind 29 Tage, 12 Stunden, 44 Minuten und 2,9 Sekunden. Zwischen den einzelnen Phasen gibt es fließende Übergänge, angefangen von einer schmalen Sichel bis hin zur fast vollen Scheibe.

Besonders interessant zu beobachten ist das so genannte aschgraue Mondlicht, welches man kurz nach oder vor Neumond sehen kann.

Das aschgraue MondlichtDie schwache Beleuchtung ist Sonnenlicht, welches von der Erde reflektiert wird und die Nachtseite des Mondes beleuchtet. Die Erde ist jetzt als fast volle Scheibe von der Mondoberfläche zu sehen.

Mondfinsternisse

Wenn Sonne, Erde und Mond in einer Linie stehen (Mond und Sonne sind in Opposition), fällt der Schatten der Erde auf den Vollmond. Dazu muss er aber in oder nahe einem Knoten stehen, sonst "taucht" er unterhalb des Erdschattens weg.

Entstehung einer MondfinsternisBei einer totalen Finsternis durchläuft der Mond den Kernschatten (Umbra) der Erde, welcher dreimal so groß wie der Mond ist. Dieser muss sich also zweimal um seinen Durchmesser fortbewegen, um wieder aus den Schatten auszutreten und in den Halbschatten, die Penumbra zu gelangen. Eine totale Mondfinsternis kann bis zu 100 [min] dauern, der gesamte Vorgang, vom Eintritt in den Halbschatten bis zum Ende der Finsternis 3 1/2 Stunden. Bei größerer Distanz des Mondes von einem seiner Knotenpunkte streift er nur den Erdschatten und wir sehen eine partielle (= teilweise) Mondfinsternis. Es kann auch geschehen, dass sich seine Scheibe nur durch den Halbschatten bewegt. Dann bemerkt man kaum eine Helligkeitsänderung und spricht daher auch nicht mehr von einer Finsternis.

Wie in der obigen Skizze angedeutet, hat der Erdschatten die Form eines Kegels, der sich theoretisch 217 Erdradien weit in den Raum erstreckt. Das Sonnenlicht wird allerdings von der dichten Erdatmosphäre zum Kegel hin abgelenkt, so dass dieser nicht mehr scharf begrenzt ist und nur noch eine praktische Länge von 40 Erdradien hat. Damit reicht der Kernschattenkegel nicht bis zur 60 Erdradien entfernten Mondbahn!

Der sich verfinsternde MondDamit ist der Mond nie vollständig dunkel! Vielmehr wird das blaue, kurzwellige Sonnenlicht in der Erdatmosphäre mehr gestreut als das rote, weshalb wir den Mond nun in einem dunklen, rotbraunen Licht sehen. Aus dieser Färbung kann man heute auf physikalische Vorgänge in der hohen Atmosphäre schließen, dies ist dann auch das einzige Interesse der heutigen Wissenschaft an Mondfinsternissen. Wie bereits gesagt, ist das Auftreten einer Mondfinsternis vom Zusammentreffen der Voll- oder Neumondphase mit einem Knotendurchgang abhängig. Wir sehen die gleiche Mondphase nach einem synodischen Monat wieder, ein Durchgang durch denselben Knoten erfolgt nach einem drakonitischen Monat. 223 synodische Monate entsprechen etwa 242 drakonitischen Monaten, das ist ein Zyklus von rund 18 Jahren und 11 Tagen. Nach dieser Zeit, die man Saros nennt, wiederholt sich die Finsternis unter fast gleichen Bedingungen.

Mondatmosphäre

Wenn wir den Mond mit einem Fernrohr betrachten, selbst wenn uns das beste Teleskop zur Verfügung steht, können wir keine Trübungen durch atmosphärische Einflüsse bei Betrachtung des Bildes erkennen. Auch bei Sternbedeckungen nehmen wir keine allmähliche Abnahme der Helligkeit war. Der Mond besitzt also nicht das, was wir gemeinhin unter einer Atmosphäre verstehen. Dennoch ist seine Gasdichte über der Oberfläche von der Gasdichte des interplanetaren Raums verschieden.

Durch radioaktive Zerfälle in der Mondkruste werden Helium, Neon und Argon freigesetzt. Der Sonnenwind schlägt auf der Tagseite Natrium- und Kaliumatome aus dem Gestein und die Kosmische Strahlung verdampft ein wenig Bestandteile der Oberfläche. Die Bewegungsgeschwindigkeit aller freigesetzten Teilchen ist zwar geringer als die Entweichgeschwindigkeit, der Druck der Sonnenstrahlung bläst sie dennoch in den freien Raum.
Insgesamt ist die Mondatmosphäre wenigstens um den Faktor 10-13 dünner als die der Erde, das ist ein nahezu perfektes Vakuum!

Oberfläche

Seit Galileo Galilei zu ersten Mal den Mond mit dem Fernrohr betrachtete, ist uns die der Erde zugewandte Seite des Mondes sehr vertraut. Als nächst benachbartem Himmelskörper können wir Details auf ihm erkennen, wie es bei keinem anderen der Fall ist. Und Dank der Apollo- Missionen waren wir sogar in der glücklichen Lage, viele Gesteinsproben aus den unterschiedlichsten Regionen äußerst gründlich zu untersuchen. Somit haben wir heute ein recht abgerundetes Bild von unserem Trabanten.
Apollo 17- MissionWir sehen den Astronauten Harrison Schmitt während der Apollo 17- Mission am Lunarmobil arbeiten. Was wir schon längst aus den Erdbeobachtungen wussten, hat sich durch Apollo bestätigt: Der Mond ist eine trostlose Gesteinswüste! Durch Anklicken erhalten Sie das Bild in voller Größe.

Bereits mit bloßem Auge kann man helle von dunklen Gebieten unterscheiden. Die frühen Astronomen haben die dunklen Flächen als Meere interpretiert und auch den anderen Oberflächenstrukturen Namen in Anlehnung an die Geografie gegeben. So spricht man in der Selenografie nach lateinischen Bezeichnungen vom Mare (Plur. Maria, = Meer), Oceanus (Ozean) oder Lacus (See) und Pallus (Sumpf).

Die MondoberflächeDie größte dunkle Struktur auf der sichtbaren Oberfläche ist der Oceanus Procellarum ("Ozean der Stürme"), eine große Ebene von 5 Millionen [Km2]. Die nächst größeren sind das Mare Nubium ("Wolkenmeer") mit 1 Million [Km2] und das etwas kleinere Mare Imbrium ("Regenmeer"). Die weiteren Maria haben ebenfalls fantasievolle Bezeichnungen wie Mare Serenitatis ("Meer der Heiterkeit"), Mare Nectaris ("Nektarmeer"), Mare Tranquillitatis ("Meer der Träume"), Mare Frigoris ("Meer der Kälte") oder Mare Crisium ("Krisenmeer") usw. Wenn Sie das Bild anklicken, sehen Sie die Oberfläche in Großansicht, die wichtigsten Maria und Krater sind bezeichnet, Zahlen stellen die Landplätze der entsprechenden Apollo- Missionen dar.

Die Höhenunterschiede in den Maria sind nur gering, so dass man sie von der Erde aus kaum feststellen kann (mit großen Teleskopen sind unter günstigen Bedingungen Einzelheiten von 100 [m] Ausdehnung zu erkennen). Die so genannten Dorsa ("Rücken") sind flache Aufwölbungen von vielleicht 100 [m] Höhe, die sich über mehrere 10 [Km] erstrecken. Sie werfen kaum Schatten und sind deshalb nicht erkennbar.

Apollo 17Falls Sie zufällig eine rot- blaue Stereobrille zur Hand haben (rot für das linke Auge), können Sie diese Aufnahme auch räumlich betrachten (einfach das Bild anklicken). Wir sehen den Astronauten Harrison Schmitt der Apollo-17- Crew an einem großen Felsbrocken im östlichen Mare Serenitatis, im so genannten Taurus-Littrow- Tal. Die Apollo-17-Mannschaft löste durch Explosionen künstliche Mondbeben aus zur Erforschung des Mondaufbaus und sie brachten die meisten Gesteinsproben mit zur Erde.

Zwar nicht typisch für die Maria, aber doch eine der auffälligen Mondstrukturen sind die Rillen. Das sind breite, lange und gerade Rinnen, über deren Entstehung man sich auch heute noch nicht sicher ist.

Ariadaeus Rille

Auf diesem Bild der Apollo 10- Mission, die während ihrer historischen Annäherung bis auf 14 [Km] der Mondoberfläche nahe kam, sieht man die so genannte Ariadaeus Rille. Sie steht als Vertreter für eine der 3 vorkommenden Arten von Rillen ("Rima", Plur. Rimae), nämlich der für die Maria typischen geraden Rille. Manchmal bis zu 5 [Km] breit, meist nur 100 [m] tief, ziehen sich diese Rillen teilweise mehrere hundert Kilometer über die Mondoberfläche. Wir beobachten weiterhin bogenförmige Rimae wie auch geschlängelte, mäanderförmige, die fast wie ehemalige Flussbetten aussehen.

Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 10, NASA

Die Entstehung der bogenförmigen Rimae denkt man sich heute als ehemalige Fließbetten flüssiger Lavaströme, der Ursprung der anderen Erscheinungsformen ist auch heute noch Thema intensiver Forschung.

Die MondalpenEine weitere Rille, wohl die bekannteste, schneidet eine Schneise durch die Mondalpen (Aufnahme: Lunar Orbiter 5) und bildet das Mondalpental. Sie windet sich wie ein Flussbett durch das Gebirge. Im Hintergrund sieht man das Mare Imbrium. Die Gebirge sind längst nicht so markant wie die Maria. Sie lassen sich am besten beobachten, wenn sie an der Grenze zwischen Tag- und Nachtseite liegen und deshalb lange Schatten werfen. Aus deren Länge kann man die Höhe der Gebirge bestimmen, sie steht denen ihrer irdischen Namensgenossen in nichts nach. Man hat sie teilweise einfach nach irdischen Gebirgen benannt, so finden wir neben den Alpen auch die Apenninen, den Kaukasus und die Karpaten auf dem Mond wieder.

In der Frühphase des Mondes war er sicherlich geschmolzen. Zum einen durch die bei seiner Bildung in Wärme umgesetzte kinetische Energie, daneben auch durch das intensive Bombardement von Kleinkörpern und radioaktiver Zerfallsprozesse. So kam es zu einer Sedimentation; schwere Bestandteile sanken nach innen ab, während die leichteren die langsam erstarrende Kruste bildeten. Oben kristallisierte nun festes Gestein aus und es setzte durch die Abkühlung eine Schrumpfung ein, wobei sich die Gebirge bildeten.

Vor allem auf der Südhälfte der erdzugewandten Seite finden wir große, helle Strukturen, die so genannten Terrae (=Land). Auf der Nordhalbkugel finden sich dagegen nur Reste von ihnen, sie bilden hier die großen Kettengebirge um die Maria.

Mare Imbrium und SerenitatisWir sehen in südliche Richtung über das Mare Imbrium, die Ebene im unteren rechten Bildteil. Oben links erstreckt sich das Mare Serenitatis und oben rechts Sinus Medii. In der Bildmitte erheben sich die Apenninen, welche das Mare Imbrium begrenzen. Man sieht deutlich, wie hoch sich das Gebirge über das Mare erhebt, die größten Höhen liegen bei 6 [Km] über dem Mare- Niveau.
Hier, in zunehmend nördlichen Regionen, beherrschen die Maria das Oberflächenbild.

Terrae beherrschen auch das Bild der Mondrückseite. In dieser Aufnahme von Apollo 12, die während des Rückfluges zur Erde entstand, sehen wir links oben das Mare Tranquillitatis, daneben das Mare Crisium und in der Mitte Mare Marginus und Mare Smythii. Nach rechts unten sehend erkennt man erste Teile der Rückseite.

Mit freundlicher Genehmigung von Apollo 12 und NASA

In diesem Bild von Apollo 16 sehen wir nun einen großen Teil der Rückseite des Mondes. Etwas befremdlich aussehend zeigt sich diese Seite erst recht ziemlich rau und zerklüftet, überwiegend von den gebirgigen Formationen der Terrae bedeckt. Überraschenderweise scheint hier die Mondkruste dicker und härter gewesen zu sein als auf der Vorderseite, so dass geschmolzenes Material, aus dem Innern austretend, kaum in der Lage war die von der Vorderseite so bekannten Maria zu bilden.

 

[H2SO4]

Lange bevor überhaupt irgendeine der vielen bemannten und unbemannten Sonden auf dem Mond aufsetzte, befürchteten viele Wissenschaftler, dass ein landendes Gefährt in einer meterhohen Staubschicht versinken könnte. Schließlich besitzt der Mond nicht das, was wir unter einer Atmosphäre verstehen, und damit konnte jeder kosmische Schmutz im Laufe der Jahrmilliarden ungehindert auf die Oberfläche niedergehen. In der Tat ist der Mond mit einer Staubschicht belegt, die allerdings nicht so tief ist wie zunächst befürchtet wurde.

Spuren auf dem Mond

Wie auf diesem Bild zu sehen, versinkt Astronaut James Irwin nicht im Mondstaub während seiner Arbeit am ersten Mondvehikel (Aufnahme seines Kollegen David Scott), vor der allerersten Fahrt. Im Hintergrund die Berge des Hadley Delta und der Apenninen.

Die Temperaturgegensätze auf der Mondoberfläche sind beträchtlich. Die Stellen, die einen halben Monat lang der Sonnenstrahlung ausgesetzt sind, erhitzen sich auf etwa 130 [°C]. Während der Mondnacht sinken sie dann sehr schnell auf bis zu -160 [°C], weil keine schützende Atmosphäre die Abstrahlung dämpft. Nicht alle Stellen auf dem Mond haben aber dieselbe Temperatur. So können beispielsweise junge Krater wie Tycho die Sonnenstrahlung besser speichern, weil die Staubschicht (ein schlechter Wärmeleiter) hier noch relativ dünn ist.

In der Tat stellte sich bei den Untersuchungen des Mondgesteins heraus, dass es überwiegend aus Regolith besteht, einem Gestein, dass sich durch die mechanische Zerstörung des Mondgesteins aufgrund des andauernden "Beschusses" aus dem Weltraum bildet, indem anschließend die Trümmerpartikel wieder zusammenbacken.
MondstaubDie orangefarbenen "Glasperlen" in nebenstehendem Bild sind die feinsten je vom Mond zurückgebrachten Gesteinsproben. Die Partikel haben eine Größe von nur 20 bis 45 [µm] (0,020 bis 0,045 [mm]). Interessanterweise sind sie vermischt mit schwarzen Körnern und ähneln damit sogar einem Schlamm auf der Erde. Die Proben wurden aus der Taurus-Littrow- Region der Apollo 17- Mission gewonnen, vom Wissenschaftsastronauten Harrison J. Schmitt. Analysen zeigten, dass diese Proben denen der Apollo 11- Landung (Mare Tranquilitatis) entsprachen, die Hunderte von Kilometern südwestlich dieses Landeplatzes niedergingen. Die orange Körnchen sind reich an Titan (8%) und Eisenoxid (22%), aber im Gegensatz zu den Proben von Apollo 11 auch reichlich zinkhaltig. Der gefundene Staub ist allerdings kein Regolith, sondern man ist sich heute sicher, dass er vulkanischen Ursprungs aus der frühen Mondgeschichte ist.

Wenn ein Meteorit auf dem Mond niedergeht, wird die kinetische Energie in Wärme umgewandelt, wodurch Teile des Gesteins schmelzen können.

MondkörnchenZerschlagen in winzigste Fragmente, kühlen kleine Partikelchen recht schnell ab und bilden dabei solche glasartigen Kügelchen. Diese hier hat einen Durchmesser von nur 1/4 [mm] und weist sogar eine Besonderheit auf: Oben links auf diesem Winzling sieht man einen Miniaturkrater, umgeben von einer Störungszone, die sich durch die Schockwelle des Aufpralls eines Mikrometeoriten bildete. Aus Altersbestimmungen solcher Proben, welche die Apollo- Besatzungen zuhauf mitbrachten, weiß man, dass die Kraterbildung vor 500 Millionen Jahren ihren Höhepunkt hatte, allerdings auch heute noch anhält.

Die wohl markantesten Oberflächenerscheinungen des Mondes kennt jeder: Die Krater. Sie finden wir überwiegend in den Terrae, die förmlich übersät mit ihnen sind. Krater sind dort so zahlreich, dass man sogar von einer Übersättigung spricht. Es gibt keinen Platz mehr, an dem nicht alte Krater zerstört werden, wenn ein neuer entsteht.

MondkraterWie hier ein Ausschnitt der nördlichen Halbkugel zeigt, finden wir auf der Oberfläche Krater aller Größenordnungen. Von der Erde aus kann man etwa 40 000 dieser Objekte ausmachen, bis herab zu einem Durchmesser von rund 100 [m]. Die Zahl der Krater wird aber riesengroß, wollten wir alle erfassen, denn dazu zählen selbst solche mit Durchmessern von weniger als 0,001 [mm], die wir auf den oben gezeigten kleinen Glaskügelchen finden.

Was sind Krater?

Grundlegend kann man zwischen 3 verschiedenen Einflüssen unterscheiden, welche die Oberfläche eines Himmelskörpers gestalten. Diese sind:

1. Einflüsse aus dem Weltraum

Hierzu zählen in erster Linie die Einschläge großer und auch kleinerer Himmelskörper. Hier werden beim Aufschlag große Energien umgesetzt und es entstehen Einschlagkrater. Je nach Größe des Projektils kann sogar die Kruste eines Planeten durchschlagen werden, so dass die Einschlagstelle mit flüssigem Magma aus dem Innern überflutet wird.

2. Prozesse aus dem Innern

Unter diesen Prozessen verstehen wir den Vulkanismus und die Plattentektonik, welche die Oberfläche eines Körpers gestalten können. Die dazu notwendige Energie entstammt aus dem Körper selbst. Vulkankrater, die hier nicht näher besprochen werden, sind den Einschlagkratern ähnlich, zeigen aber meist andere Formen.

3. Atmosphären

Zu deren "Oberflächenarbeit" zählen auch die Hydrosphären. Chemische Reaktionen mit Gesteinen, Sedimentbildungen und die Erosion durch Wind und Wasser verformen ständig die Oberflächen.

Zunächst wollen wir uns einmal vor Augen halten, mit welchen Energien Körper auf Monden und Planeten einschlagen können. Aus der Beobachtung von Meteoriden in der Erdatmosphäre wissen wir, dass diese Geschwindigkeiten von 10 bis 70 [Km/s] aufweisen, das sind zwischen 36 000 und 252 000 [Km/h]! In den meisten Fällen liegt die Geschwindigkeit aber im niedrigeren Bereich. Nun bremst die Atmosphäre kleinere Körper bei ihrem Niedergang aber ab, und zwar bis auf eine Fallgeschwindigkeit von 200 [m/s] (720 [Km/h]). Das trifft aber nur auf Körper bis zu einer maximalen Masse von einigen Tonnen zu, sind die Körper größer, werden sie fast ungebremst einschlagen. Auf dem Mond gibt es ja keine Atmosphäre, hier schlagen alle Körper ungebremst ein.

Beim Einschlag eines Brockens wird in einem Sekundenbruchteil die gesamte kinetische Energie freigesetzt und auf den Boden übertragen. Ein Projektil, das mit 36 000 [Km/h] auftrifft, hat eine kinetische Energie von etwa 50 000 [Joule/g], mehr als die 10fache Menge des Sprengstoffs TNT, der bei der Explosion "nur" 4600 [J/g] freisetzt. Ein kleiner Körper von 20 Tonnen setzt demnach bereits die unvorstellbare Energie von 1 Billion [J] frei, was sich in einer gewaltigen Explosion äußert. Der entstehende Krater ist dann etwa 20- mal so groß wie der aufschlagende Körper.

Der Einschlag Die Entstehung eines Kraters. Wenn ein Projektil auf einen Körper wie den Mond trifft, so ist seine Aufschlaggeschwindigkeit viel größer als die Schallgeschwindigkeit im Gestein (etwa bis 4 [Km/s]). Die freiwerdende Energie kann deshalb nicht in Form seismischer Wellen abtransportiert werden. Aus diesem Grund entwickelt sich eine Stoßwelle, die sich radial und in Richtung des einschlagenden Körpers ausbreitet.
Auswurf von Materie Durch die hohe Energie der Stoßwelle wird das Material stark verdichtet, ein großer Teil der geschockten Materie wird ausgeworfen. Im Zentrum des Einschlags verdampft durch die in Wärme umgewandelte kinetische Energie die Materie, größere Einschlagkörper werden dabei selbst vollständig verdampft.
Der Krater ist gebildet Geformt wie eine Schüssel hat der Krater seine endgültige Form angenommen. Er ist 20- mal so groß wie das eingeschlagene Projektil, seine Tiefe beträgt nun 1/5 seines Durchmessers. Größere Krater zeigen einen Zentralberg, der durch das Zurückschwingen des am meisten verdichteten Teils des Einschlagzentrums entsteht.

In der Küche können Sie selbst einmal einen Krater herstellen: Lassen Sie dazu einfach eine Glasmurmel in eine Schüssel mit Mehl aus unterschiedlichen Höhen fallen. Doch lassen Sie Vorsicht walten, falls später aus dem Mehl ein Kuchen entsteht! Mit diesem Experiment kann man aber die Kraterentstehung gut nachempfinden.

Bei der Bildung eines Kraters werden auch große Gesteinsbrocken ausgeworfen, die anschließend mit solcher Wucht niedergehen, dass sie ihrerseits Sekundärkrater in der Umgebung erzeugen.

KopernikusDer Krater Kopernikus zeichnet sich nicht nur durch einen Zentralberg aus, sondern man erkennt auch deutlich das terrassenförmige Abfallen der Kraterwände. Diese Terrassen bilden sich durch Abrutschen von Gesteinsmassen. Durch Anklicken des Bildes öffnet sich eine weitere Großaufnahme eines der bekanntesten Krater auf dem Mond.

Die größeren Mondkrater sind von einem ringförmigen Wall umgeben, man bezeichnet sie deshalb als Wallebenen. Sie können Durchmesser von mehr als 200 [Km] erreichen.>

Schnitt durch eine WallebeneEin Schnitt durch eine typische Wallebene, in der Mitte erhebt sich ein Zentralberg. Der Ringwall steigt vom Kraterboden recht steil an, fällt nach außen hin aber viel flacher ab. Der Kraterboden liegt meist tiefer als die Umgebung. Meist beträgt der Kraterdurchmesser das 10 bis 30fache der Wallhöhe, es gibt jedoch auch Ausnahmen von dieser Regel. So ist die Wallebene Ptolemaeus 2,4 [Km] hoch, hat aber einen Durchmesser von 150 [Km].

Von vielen der großen Krater gehen helle Strahlensysteme aus, die sich wie im Fall Tycho bis zu 1800 [Km] weit erstrecken.
Krater Tycho und Kopernikus, anklicken für GroßansichtSchon im Feldstecher lässt sich, besonders bei Vollmond, leicht der Strahlenkranz um den Krater Tycho (unten rechts) ausmachen. Die mehrere Kilometer breiten Streifen werfen kaum Schatten, erheben sich also nicht wesentlich über ihre Umgebung. Tycho mit einem Durchmesser von 85 [Km] ist der jüngste Krater der uns zugewandten Seite. Ebenfalls einen Strahlenkranz weist Kopernikus auf, den man oben links sieht. Er hat 93 [Km] Durchmesser und liegt im Mare Imbrium.

Mondinneres

Nach der Erde ist der Mond der Körper im Sonnensystem, dessen innerer Aufbau uns am besten bekannt ist. Das haben wir vor allem den durch die Apollo- Missionen montierten Seismometern zu verdanken. Sie konnten jahrelang betrieben werden und lieferten wertvolle Daten.

MondaufbauWir sehen einen recht einfachen Aufbau des Mondes, bestehend aus der äußeren Kruste, einem Mantel und einem Kern im Innern. Die Kruste, aufgebaut aus feldspathaltigem Erdgestein, ist zwischen einigen 10 [Km] und - im Bereich der Hochländer - bis 100 [Km] dick, im Mittel 70 [Km]. Das Material der Kruste ist von Basalt durchzogen, welches aus dem festen Basaltmantel stammt, der sich 800 bis 1000 [Km] in die Tiefe erstreckt. Der Kern ist von seiner Oberfläche bis in eine Tiefe von 200 [Km] flüssig, seine genaue Zusammensetzung ist nicht bekannt.

Aus reinem Eisen, wie bei der Erde, kann der Kern jedoch nicht bestehen, dazu ist die mittlere Dichte des Mondes zu niedrig. Allerdings enthält er vielleicht doch einen gewissen Eisenanteil, denn der Mond besaß einmal ein Magnetfeld, welches heute nur noch äußerst schwach, praktisch nicht mehr vorhanden ist. Vielleicht ist aber auch Schwefel ein wesentlicher Bestandteil des Kerns, der in seinem Innern eine Temperatur von 1200 [°C] haben dürfte. In einer Tiefe von etwa 800 bis 1100 [Km], dem Übergang zwischen festem und zähflüssigem Mantel, entstehen die Mondbeben. Die Häufigkeit der Mondbeben schwankt regelmäßig: Im Apogäum und Perigäum sind sie besonders häufig (allerdings bei weitem nicht so häufig wie Erdbeben!), was auf die Gezeitenwirkung der Erde zurückzuführen ist.

Zukunft

Wie sieht die Zukunft des Mondes aus, nicht aus planetologischer, sondern eher aus astronautischer Sicht? Sicherlich werden irgendwann verschiedene Nationen den Ehrgeiz entwickeln, auch einmal bemannte Missionen auf dem Mond zu landen. Das mögen vielleicht China oder Indien sein, die intensiv in die Raumfahrt drängen. Es wurden in der Vergangenheit schon viele Pläne geschmiedet, dass der Mond vielleicht einmal als Sprungbrett zu den Sternen dienen könnte. Die USA haben nun wieder Mondlandungen konkret geplant, die möglicherweise die Vorbereitung für bemannte Marsmissionen sein werden.

Ein Motel auf dem Mond?Willkommen im Mondhotel! Ein niederländischer Architekt hat einmal die besonderen Bedingungen auf dem Mond (1/6 der Erdschwere!) einbezogen, um einen gewagten Entwurf eines Gebäudes auf dem Mond zu erstellen. Wir sehen zwei 160 [m] hohe Türme in den wolkenlosen Mondhimmel ragen, mit einer auf der Erde unmöglichen Neigung. Als Baumaterial könnte Mondgestein dienen mit einer Wandstärke von 50 [c]m. Darunter müsste sich zur Absorption kosmischer Strahlung noch eine 35 [cm] starke Wasserschicht befinden.

Bereits in den 60er Jahren gab es Pläne, auf dem Mond eine ständig besetzte Station zu errichten. Sie sollte vor allem dazu dienen, die großen Teleskope zu bedienen, die man dort errichten wollte. Man stelle sich nur einmal vor, die 4 großen 8,2 [m]- Teleskope der europäischen Südsternwarte könnten ohne die störende Erdatmosphäre beobachten! Abgesehen davon, würde es die geringe Schwerkraft zulassen, noch wesentlich größere Spiegelteleskope auf dem Mond zu betreiben. Das wäre ein wirklicher Segen für die Astronomie! Leider ist solchen und anderen Plänen durch die politischen Entwicklungen der vergangenen Jahre und den damit verbundenen finanziellen Kürzungen ein vorerst fast unüberwindlicher Riegel vorgeschoben worden. Wir werden sehen, ob die Amerikaner ihre ehrgeizigen Ziele tatsächlich weiter verfolgen und der Mond wieder Ziel bemannter Raumfahrt sein wird. Ein Urlaub auf dem Mond liegt jedoch für "normalsterbliche" Touristen noch in sehr weiter Ferne...

In jedem Fall aber können wir uns in klaren Nächten am Anblick unseres Mondes erfreuen und ein wenig stolz darauf sein, den im Vergleich zur Größe unseres Planeten prächtigsten Mond im Sonnensystem zu besitzen.

Monddaten

 

[H2SO4]

Abschließend die wichtigsten Daten des Mondes in tabellarischer Form:

Daten Mond
Masse 7,3483×1022 [Kg]
Mittl. Durchmesser 3476 [Km]
Mittl. Dichte 3,343 [g cm-3]
Entweichgeschwindigkeit 2,37 [Km s-1]
Rotationsperiode 27,32166 Tage
Umlaufzeit 27,32166 Tage
Bahngeschwindigkeit 1,023 [Km s-1]
Perigäum 356 410 [Km]
Apogäum 406 740 [Km]
Neigung Mondbahn zur Ekliptik 5°9'
Exzentrizität 0,044 bis 0,067
Oberflächentemperatur +130/-160 [°C]
Atmosphärendruck 10-13 × Erde
Albedo 0,04 bis 0,14
Magnetfeldstärke weniger als 0,01% der Erde

Nach der Titius-Bodeschen Reihe, die seit 1766 bekannt ist, sollte sich eigentlich zwischen Mars und Jupiter ein Planet befinden. Doch alle Suche blieb trotz Einsatz von Fernrohren vergeblich. So wurde schließlich in Astronomenkreisen diskutiert, ob der Planet vielleicht zerstört worden sein könnte. Franz Xaver von Zach (1754 - 1832), ein Hofastronom in Sachsen, veranlasste eine Versammlung seiner Kollegen, worauf eine systematische Suche begann. Es dauerte dann auch nicht lange, bis Giuseppe Piazzi am 1. Januar 1801 fündig wurde und einen "neuen Stern" entdeckte, der sich wie ein Planet verhielt. Er nannte ihn Ceres Ferdinandea, nach einer römischen Göttin und dem König von Neapel, Ferdinand IV. Aus den wenigen Beobachtungsdaten eine Bahn zu berechnen, war schwierig. So entwickelte der junge Carl Friedrich Gauss eine neue Methode zur Bahnberechnung, und schon ein Jahr später wurde Ceres wieder aufgefunden.

Benannt hatte man die Planetoiden, die nun einer nach dem anderen entdeckt wurden, zunächst nach griechischen oder römischen Gottheiten: Pallas Athene (1802), Juno (1804), Vesta (1807). Bald aber war der Vorrat an Namen erschöpft, und man ging neben einer Nummer zu weltlichen Namen über, wobei die Nomenklatur merkwürdige Blüten trieb: (933) Susi, (1034) Mozart, (526) Jena, (1773) Rumpelstilz oder (3623) Chaplin.

Unter Planetoiden (griech., Planetenähnlicher) versteht man die Sonne umlaufende Himmelskörper, deren Durchmesser kleiner als etwa 1000 [Km] ist. Man bezeichnet sie auch als Asteroiden, im Gegensatz zu Kometenkernen (Schmutzige Schneebälle) bestehen sie aber durchweg aus festem Gesteinsmaterial. Planetoiden sind kleine, inaktive Körper, die selbst in großen Teleskopen nur punktförmig erscheinen und lediglich durch ihre Relativbewegung zum Sternhintergrund als solche erkennbar sind. Nach einer etwas überholten Theorie sollen die Planetoiden aus einem zerborstenen Planeten entstanden sein. Viel wahrscheinlicher ist jedoch, dass sie übrig gebliebenes Material aus der Zeit der Planetenbildung sind. Rechnet man ihre Massen zusammen, so würde insgesamt nur ein Körper mit etwa 1500 [Km] Durchmesser entstehen - weniger als die halbe Größe unseres Mondes.

Planetoidengürtel

Die Bahnen der meisten Planetoiden befinden sich zwischen den Bahnen von Jupiter und Mars, man bezeichnet diesen Bereich daher als Planetoiden- (bzw. Asteroiden-)gürtel. Am häufigsten findet man Abstände zur Sonne von 2,2 bis 3,2 [AE] (Mars ist 1,5 [AE], Jupiter 5,2 [AE] entfernt). Die Umlaufzeiten der kleinen Körper liegen zwischen 3,2 und 5,8 Jahren, wobei sie sich rechtläufig bewegen.

Der PlanetoidengürtelDer Planetoidenhauptgürtel. Die Bahnen der meisten Asteroiden liegen zwischen der Mars- und Jupiterbahn, wenn auch einige von ihnen recht exzentrische Bahnen verfolgen. Angefangen von der Größe eines Kieselsteins finden wir in diesem Gürtel auch Felsbrocken bis zu 1000 [Km] Durchmesser.

In dieser Skizze nicht ersichtlich ist, dass die Verteilung der Planetoiden im Hauptgürtel nicht gleichmäßig erscheint. Einige der Kleinplaneten weisen recht ähnliche Bahnen auf, die man deshalb zu Gruppen zusammenfasst.

Die einzelnen Gruppen werden z.T. nach ihren bekanntesten Vertretern benannt. Eine Gruppe von Planetoiden kreuzt die Marsbahn und ihre Bahnen verlaufen sogar ein wenig auf derjenigen der Erde, wir bezeichnen sie als die Amor- Gruppe. Die Apollo- Gruppe kreuzt die Erdbahn und dringt somit noch etwas tiefer ins Innere des Sonnensystems. Innerhalb der Erdbahn bewegt sich sogar eine weitere Gruppe, die Aten- Planetoiden:

Planetoidengruppen

Wenn man die Häufigkeit der Asteroiden in Abhängigkeit von ihrem mittleren Sonnenabstand in ein Diagramm einträgt, fällt sofort auf, dass in bestimmten Abständen Lücken existieren. Diese treten immer dann auf, wenn die Umlaufperioden von Jupiter und Planetoid in einem ganzzahligen Verhältnis stehen. Ein Verhältnis von 2 : 1 besagt z.B., dass Jupiter einmal die Sonne umläuft, während der Planetoid in derselben Zeit zwei Umläufe vollbringt.

Kommensurabilitätslücken der PlanetoidenJupiter nimmt durch seine große Masse erheblichen Einfluss auf die Bahnen anderer Körper. Steht seine Umlaufperiode in einem festen Verhältnis zu derjenigen eines Asteroiden, so wird stets an derselben Stelle der Bahn eine Kraft auf den Kleinkörper ausgeübt, welche ihn schließlich aus seiner Bahn verdrängt. Das erklärt die z.T. großen Exzentrizitäten (Abweichung von der Kreisform) der Planetoidenbahnen und dass sie bis zur Mars- und Erdbahn gelangen. Sie können dort durchaus mit den Planeten kollidieren!

An diesen Resonanzstellen, Kommensurabilitäts- oder Kirkwood- Lücken genannt, wird man daher kaum Planetoiden antreffen. Im Diagramm sind als Beispiel besonders gekennzeichnet die Hestia- ((46) Hestia) und die Hecuba- ((108) Hecuba) Lücke. Bei einigen Resonanzen ergeben sich allerdings besonders stabile Bahnen. Am bekanntesten sind hierbei die Trojaner, eine Gruppe Planetoiden, die eine Bahnresonanz von 1 : 1 aufweisen, weil sie sich in Lagrangeschen Punkten aufhalten. Selbst Mars besitzt einen solchen Trojaner, mit dem er eine 1 : 1 Resonanz bildet, (1990) MB.

Einige der Planetoiden gelten aufgrund ihrer Bahnen als Meteoritenquelle. Das sind insbesondere die oben erwähnten Kleinkörper der Apollo- und Atengruppe. Auch andere Asteroiden weisen außergewöhnliche Bahnen auf:

* (944) Hidalgo hat zwar ein Perihel von 2,0 [AE], sein Aphel dagegen liegt mit 9,6 [AE] bereits jenseits der Saturnbahn.
* (5145) Pholus hat seinen sonnennächsten Bahnpunkt zwischen der Jupiter- und Saturnbahn, er entfernt sich bis 32,1 [AE], hinter der Neptunbahn.
* Am weitesten entfernt sich 1992 QB mit 49,1 [AE] von der Sonne.
* (3200) Phaeton entfernt sich bis hinter die Marsbahn von der Sonne, kommt ihr im Perihel aber bis auf ein Drittel des Merkurabstandes nahe.

Wie viele Planetoiden gibt es eigentlich? Das Problem einer exakten Erfassung ist die geringe Größe der Planetoiden und damit der verschwindend kleinen Leuchtkraft im optischen Bereich. Erfolgreich jedoch war das ISO- Infrarotteleskop der ESA. Bis heute sind damit etwa 40 000 dieser Körper mit einer Größe von mindestens 1 [Km] erfasst und katalogisiert worden. Nach neueren Berechnungen bewegt sich ihre Gesamtzahl allerdings allein im Hauptgürtel zwischen 1,1 und 1,9 Millionen! Allgemein kann man von folgenden Zahlen ausgehen: 29 Planetoiden mit einem Durchmesser über 200 [Km] sind bekannt, bis 10 [Km] wird ihre Zahl auf 50 000 geschätzt, größer als 100 [m] dürften sogar etwa 1010 Körper existieren.

Warum nun beschäftigt die Astronomen das Thema Planetoiden so sehr, dass sie möglichst genaue Kenntnis ihrer Bahnen, Größe und Anzahl erlangen, handelt es sich doch um uninteressante, tote Gesteinsbrocken?

Vagabundierende Planetoiden

Im April 2002 warnten uns die Astronomen: "Am 16. März 2880 wird der vagabundierende Planetoid 1950 DA mit der Erde kollidieren!"

1950 DAImmerhin ein "Brocken" mit einem Durchmesser von 1,1 [Km]. Wenn solch ein Geschoss auf die Erde fällt, und das kann mit Geschwindigkeiten von 50 000 [Km/h] oder mehr geschehen, wird dies enorme Auswirkungen auf das irdische Leben haben. Wie schwierig die Berechnung der Bahnen solcher Körper sind sieht man schon daran, dass bei 1950 DA die Beeinflussung des Sonnenwindes genauso berücksichtigt werden musste wie auch die einwirkenden Kräfte von weiteren 7000 Körpern. Künftige Generationen haben allerdings noch genug Zeit, um 1950 DA z.B. weiß anzustreichen oder ihn mit Dreck zu beladen. Das würde nämlich sein Reflexionsvermögen ändern, so dass der Sonnenwind ihn ganz sacht im Laufe der Jahrhunderte weit genug von seiner Bahn ablenkt...

Der russisch- polnische Ingenieur I.O. Yarkovsky beschrieb schon um 1900 einen weiteren, nach ihm benannten Effekt, der die Berechnung von Asteroidenbahnen erschwert. Planetoiden rotieren und ihre Oberfläche wird deshalb unterschiedlich durch die Sonnenstrahlung erwärmt. Somit erfolgt auch die Abstrahlung der Wärme asymmetrisch. Die am meisten erwärmte Stelle des Körpers wirkt nun wie ein winziger Raketenantrieb, wenn sie sich durch die Rotation von der Sonne abwendet und die Wärme wieder in den Raum abstrahlt (Rückstoßprinzip). Über die Oberflächenbeschaffenheit und die Rotationsachse von 1950 DA wissen wir so gut wie nichts, so dass keine Vorhersage gemacht werden kann, in welche Richtung der Yarkovsky- Antrieb arbeitet.

Wie wir schon oben sahen, werden die Bahnen der Asteroiden durch die Planeten, ganz gewaltig besonders durch die große Jupitermasse, beeinflusst. So weisen die Planetoiden der Gruppen Aten, Amor und Apollo dynamisch instabile Bahnen auf, weshalb ihre Lebenszeit recht begrenzt ist. Man schätzt sie auf etwa 100 Millionen Jahre, dann sind die Körper entweder aus dem Sonnensystem ausgestoßen, oder mit Planeten kollidiert. Wie groß ist nun die Gefahr, dass eine solche "kosmische Bombe" auf der Erde einschlägt?
PlanetoideneinschlagNach Schätzungen von Fachleuten wird die Erde etwa alle 100 Millionen Jahre von einem Körper mit über 10 [Km] Durchmesser getroffen, die Möglichkeit, dass uns ein Planetoid von 1,5 [Km] auf den Kopf fällt, liegt schon bei
500 000 Jahren. Die Wahrscheinlichkeit für eine Kollision ist also gar nicht so gering, zumal der letzte große Impakt vor 65 Millionen Jahren stattfand, als ein solcher Treffer das Ende der Dinosaurier besiegelte. Die Liste der beobachteten gefährlichen Körper wird immer größer, man kann sie unter ständig verfolgen. Hier gibt es auch interessante Bilder und Animationen, welche die fast erschreckende Anzahl von Kleinkörpern verdeutlichen.

Beide Bilder: Mit freundlicher Genehmigung der NASA

Es ist also recht wichtig, die Bahnen möglichst aller größeren Körper genau zu kennen, um das Risiko einer Kollision abschätzen zu können, zumal selbst in diesem Jahrhundert bereits einige größere Körper überraschend in Erdnähe auftauchten. Für die Astronomen eine wahre Sisyphus- Arbeit, zum Glück werden sie aber von vielen Hobby- Astronomen unterstützt, die regelrecht "Jagd" auf Planetoiden machen. Hätten wir überhaupt eine Chance, uns gegen eine drohende Kollision zu wehren? Die NASA plant, 50 Raketen mit Atomsprengköpfen im schwerkraftfreien Raum zwischen Erde und Mond zu stationieren. Wie wirkungsvoll solch ein System wäre bleibt dahingestellt, genauso wie die völlig offen stehende Frage der Finanzierung.

Jedenfalls weisen die Astronomen immer wieder auf die nicht zu unterschätzende Gefahr hin. Ein Körper von nur 3 oder 5 Metern Durchmesser kann bereits einen Krater von 100 [m] schlagen, wenn auch ein "Treffer" nur alle 200 bis 400 Jahre erfolgt. Am 30. Juni 1908 zerstörte ein etwa 50 [m] großer Asteroid in der sibirischen Tunguska- Region 2000 Quadratkilometer Wald. Der Schaden war relativ gering, weil der Asteroid bereits in der Atmosphäre explodierte. Etwa alle 200 000 Jahre können uns Körper von über 200 [m] Durchmesser treffen. Von diesen geht neben der enormen Zerstörungskraft eine weitere Gefahr aus: die Ausbildung von Tsunamis. Das sind plötzlich auftretende Flutwellen von ungeheurer Wucht, die normalerweise durch Erd- oder Seebeben ausgelöst werden. Sie erreichen üblicherweise Höhen von 10, sogar bis 30 [m] und können mit bis zu 700 [Km/h] auf Land laufen. Welche zerstörerische Kraft bereits eine kleine Flutwelle dieser Art hat, wissen wir alle noch vom Dezember 2004! Durch Asteroidentreffer oder extreme Erdrutsche kann die Höhe eines Tsunami bis auf 500 [m] ansteigen... nicht auszumalen, welche Katastrophe das zur Folge hätte!

Woraus bestehen Planetoiden?

 

[H2SO4]

Bedingt durch ihre geringe Masse waren die Planetoiden nie geologischen Aktivitäten wie z.B. Vulkanismus ausgesetzt. Ihr Material hat sich damit seit ihrer Entstehung kaum verändern können, sie bestehen aus dem Material des Urnebels. Durch fotometrische und spektralanalytische Untersuchungen fand man heraus, dass sich die Planetoiden in mehrere Gruppen einteilen lassen:

* Spektraltyp C
Hierzu gehören etwa 75% aller Asteroiden. Sie bestehen überwiegend aus Silikaten und Kohlenstoff und haben damit Ähnlichkeit mit den kohligen Chondriten und nur eine geringe Albedo
* Spektraltyp S
Zu dieser Gruppe zählt man 15% der Kleinkörper. Ihr Material ist deutlich heller und besteht aus Silikaten und Metall und ähnelt Steinmeteoriten
* Spektraltyp M
5% der Planetoiden bestehen überwiegend aus Metall und ähneln Eisenmeteoriten
* Spektraltyp E
Die Körper bestehen überwiegend aus Silikaten
* Spektraltyp D
Dunkle, rötlich erscheinende Planetoiden mit vielleicht viel organischen Bestandteilen.
* Spektraltyp P
Sie wie diejenigen Körper des Typs D entsprechen keinen bekannten Meteoriten

Planetoid (951) Gaspra, Anklicken für GroßansichtDer Planetoid (951) Gaspra, aufgenommen von der Raumsonde Galileo (Anklicken für Großansicht). Sein Erscheinungsbild ähnelt stark den Marsmonden Phobos und Deimos. Die Untersuchungen durch Galileo zeigen eine durch viele Einschlagkrater von Kilometergröße bis zu Durchmessern von 100 [m] zerklüftete Oberfläche. Gaspra ist etwa 20 [Km] lang und befindet sich im Hauptgürtel.

Einige der Planetoiden könnten entgaste und heute inaktive Kometenkerne sein. So bildete der Planetoid (2060) Chiron zeitweilig eine Koma aus, abnorme Helligkeitsänderungen und in der Koma entdeckte Staubteilchen weisen darauf hin.

(1979) VA, wurde bei seiner Entdeckung als ein Planetoid der Apollo- Gruppe angesehen. Jedoch zeigte sich später, dass er bereits 1949 als Komet Wilson- Harrington identifiziert wurde.

Erstaunlich ist, dass Planetoiden trotz ihrer geringen Größe sogar Monde besitzen können.

Planetoid Ida mit Mond DactylusWie eine ungeschälte Kartoffel sieht der Planetoid (243) Ida aus. Fotografiert von der automatischen Raumsonde Galileo, sieht man am rechten Bildrand den Mond Dactylus. Während Ida 58 [Km] lang und rund 23 [Km] breit ist, hat Dactylus einen Durchmesser von 1,5 [Km].

Die Satelliten der Planetoiden entstehen vermutlich bei Zusammenstößen etwa gleich großer Körper. Die Trümmerstücke werden in dieselbe Richtung fortgeschleudert, und auf diese Weise können kleinere Bruchstücke gravitativ an einen größeren Planetoiden gebunden bleiben.

Kollisionen zwischen den Planetoiden werden häufig stattfinden, allein schon aufgrund ihrer hohen Anzahl und durch die vielen gravitativen Bahnstörungen. Stoßprozesse führten wahrscheinlich schon in der Frühzeit zur Zertrümmerung der seinerzeit vermutlich nur wenigen Urkörper, die gleichzeitig mit den Planeten entstanden. In dieser Region des Sonnensystems war die Materiedichte wohl zu gering, um einen einzelnen größeren Körper entstehen zu lassen. Was wir heute als Planetoiden bezeichnen, sind die Überreste der vielen Kollisionen.

Daten einiger Planetoiden

Zum Abschluss hier die Daten einiger Planetoiden:

Name Große Halbachse [AE] Exzentrizität Durchmesser [Km] Masse [Kg]
Große Planetoiden im Hauptgürtel
(1) Ceres 2,768 0,076 980 11,8×1020
(2) Pallas 2,771 0,234 533 2,16×1020
(4) Vesta 2,361 0,089 544 2,79×1020
(10) Hygiea 3,135 0,129 443 0,94×1020
Erdbahnkreuzer
(3200) Phaeton 1,271 0,890 ? ?
(2062) Aten 0,967 0,183 1,1 ?
(1862) Apollo 1,471 0,560 1,6 0,2×1013
Marsbahnkreuzer
(1221) Amor 1,919 0,436 ? ?
Trojaner
(588) Achilles 5,181 0,148 70 ?
(617) Patroclus 5,234 0,138 159 ?
Äußere Planetoiden
(153) Hilda 3,981 0,143 119 ?
(944) Hidalgo 5,799 0,658 29 ?
(2060) Chiron 13,749 0,385 180 4×1015
(5145) Pholus 20,5 0,58 140? ?
1992 QB 44,39 0,107 ? ?

Das Erscheinen eines hellen Kometen ist in der Tat ein eindruckvolles Naturschauspiel, zumal wenn man ein solches Objekt etwa ein- oder zweimal pro Jahrzehnt mit bloßem Auge beobachten kann. Kometen sind kleine Körper unseres Sonnensystems, ihr häufig überraschendes Auftauchen (nur etwa 40% aller Kometen kehren regelmäßig wieder) hat die Menschen früher häufig dazu veranlasst, sie als Vorboten schlimmer oder auch positiver Ereignisse anzusehen.

Komet Hyakutake1996 passierte der Komet Hyakutake die Erde in 14 Millionen [Km] Entfernung. Überraschend war, dass er recht stark im Röntgenlicht strahlte. Normalerweise sind für solche Strahlungen Kernprozesse erforderlich, wie sie im Innern von Sternen stattfinden. Kometen jedoch sind die kalten "Eisberge" des Sonnensystems. Man nimmt an, dass hier Teilchen der Koma, durch den Sonnenwind geschockt, zur Röntgenemission angeregt wurden.

Man benennt die Kometen zunächst nach der Jahreszahl ihres Erscheinens mit einer fortlaufenden Buchstabenkennzeichnung für die Reihenfolge der Entdeckung, z.B. 2003a, 2003b usw. Ist später die Bahn des Kometen gut bekannt, erfolgt als endgültige Bezeichnung die Jahreszahl des Periheldurchgangs mit einer römischen Ziffer für die Reihenfolge der Durchgänge. Periodisch wiederkehrende Kometen erhalten des Zusatz P, auch eine Namensgebung nach dem Entdecker ist üblich. So kann der wohl bekannteste, der Halleysche Komet benannt werden nach:

P/Halley = 1982i = 1986III

Aufbau

Seitdem die Raumsonde Giotto 1986 den Halleyschen Kometen näher untersuchen konnte, sind einige Rätsel dieser Objekte gelöst worden. Kometen sind mit die dunkelsten Körper des Sonnensystems, Halley hat z.B. eine Albedo von nur 0,04. Wenn sich ein Komet der Sonne nähert, wird er allerdings deutlich heller. Woran liegt das?

Der relativ kleine Kometenkern entwickelt jetzt durch die Strahlungen der Sonne eine Atmosphäre aus Gas und Staub, die man Koma nennt. Die Teilchen der Atmosphäre reflektieren das Sonnenlicht oder werden hierdurch zu Strahlungsemissionen angeregt.

Komet Hale-Bopp, 1977Der Komet Hale-Bopp in einer Aufnahme aus 1997. Er war einer der hellsten Kometen in der Vergangenheit. Hale-Bopp hatte vor Eintritt ins Sonnensystem eine Periode von 4206 Jahren, wurde aber durch Jupiter abgelenkt und kehrt jetzt nach 2380 Jahren zurück. Deutlich kann man Staub- und Ionenschweif unterscheiden

Aufbau - Der Kern

Der eigentliche Kern eines Kometen besteht aus einer lockeren Mischung verschiedener Eisarten und festen Staubpartikeln. Nicht ganz zu Unrecht bezeichnet man daher Kometenkerne häufig als Schmutzige Schneebälle. Als Eis finden wir im Kern in der Hauptsache (bis zu etwa 80 %) Wassereis, daneben auch größere Anteile von gefrorenem Ammoniak (NH3) und Methan (CH4). Letztere Eise bezeichnet man oft als Gefrorene Gase, weil sie unter Erdbedingungen normalerweise gasförmig auftreten. Geringere Mengen von Kohlenmonoxid (CO), Kohlendioxid (CO2), Blausäure (HCN) sowie weitere einfache Verbindungen wie Formaldehyd und Ethylen vervollständigen das Eisgemisch.

Kern des Kometen BorrellyUm einmal einen Blick direkt auf einen Kometen werfen zu können, startete die NASA 1998 die eigens hierzu entwickelte Raumsonde Deep Space 1. In sehr riskanten Manövern, bei denen durchaus der Verlust des Gerätes einkalkuliert war, gelangen die bislang besten Aufnahmen eines Kometenkerns. Wir sehen den Kern des Kometen Borrelly, ein "Schneeball" von 8 [Km] Länge. Borrelly ist inzwischen recht inaktiv, d.h. er bildet kaum noch eine Koma aus, da er seine flüchtigen Bestandteile im Laufe vieler Sonnenpassagen verloren hat.

Die dem Eis beigemischten Staubpartikel finden wir überwiegend in der Größenordnung von 0,0001 bis zu 0,1 [mm], es können jedoch auch Gesteinsbrocken von bis zu mehreren Metern Durchmesser im Eis eingeschlossen sein. Der Staub besteht einerseits aus organischen Verbindungen, in der Hauptsache also aus den Elementen Kohlenstoff (C), Wasserstoff (H), Sauerstoff (O) und Stickstoff (N), man spricht deshalb von den CHON- Teilchen. Auf der anderen Seite enthält der Staub silikatisches Material, das aus den Elementen Silizium (SI), Magnesium (Mg), Aluminium (Al) und Sauerstoff aufgebaut ist. In der Frühzeit der Erde könnte durch Einfang von Kometen der Hauptanteil an Wasser auf den Planeten gelangt sein, möglicherweise dienten sie auch zur "Impfung" mit primitiven organischen Verbindungen, aus denen sich später das Leben entwickeln konnte (siehe hierzu auch Kosmische (Bio-)Chemie).
Aufbau eines KometenkernsKometenkerne sind einfach strukturierte Körper. Ein vermutlich fester Kern aus Gesteinsmaterial wird umschlossen von einem Gemisch verschiedener Eise, welches mit Staub und Gesteinsbrocken durchsetzt ist. Im Laufe der Zeit bildet sich eine äußere, feste Kruste, weil der Eisanteil schneller abgetragen wird als die Staubkörnchen. Bei Erwärmung durch die Sonnennähe sublimiert das Eis im Innern und Gase durchbrechen nun als Jets die Kruste, von der jetzt auch Staub in die Koma mitgerissen wird.

Aufbau - Die Koma

Wenn nun also der Komet auf seiner Bahn eine Distanz zur Sonne unter etwa 5 AE erreicht, beginnt das Eis seiner Oberfläche zu sublimieren (Sublimation: Der direkte Übergang vom festen in den gasförmigen Aggregatzustand) und die Koma bildet sich aus. Dabei werden die eingelagerten Staubteilchen mitgerissen, und zwar mit Ablösegeschwindigkeiten von 100 bis 1000 [m/s]. Durch die Sonneneinstrahlung kommt es so zu einem Masseverlust von rund 0,1 Tonnen je Sekunde bei "alten", schon oft ins Sonnensystem eingedrungenen Kometen. Relativ "neue" Kometen erleiden einen Masseverlust von sogar 10 bis 50 [t/s]. Der unterschiedliche Masseverlust ist darin begründet, dass sich bei den "alten" Kometen nach und nach eine Kruste ausbildet, weil das Eis in deutlich größerem Umfang abgetragen wird als die eingelagerten Staubpartikel.

Schema eines KometenDer schematische (hier nicht maßstabgerechte) Aufbau eines Kometen. Den Kern kann man nicht beobachten, wenn sich die Koma ausgebildet hat. Auch ist die schwache Wasserstoffkoma nicht von der Erde aus zu sehen. Staubschweife sind breiter aufgefächert als die Ionenschweife, dafür aber kürzer.

Wie groß und schwer ist denn nun eigentlich ein Komet? Nun, man konnte durch Radarmessungen und fotometrische Untersuchungen Kerndurchmesser von 0,6 bis zu 10 [Km] bestimmen, es können aber auch "Schneebälle" von 100 [Km] Ausdehnung vorkommen. Ihre Masse liegt dann bei etwa 1011 bis 1014 [Kg], bietet also genügend Material für viele Besuche des inneren Sonnensystems.

Die dem Eis beigemischten Staubpartikel finden wir überwiegend in der Größenordnung von 0,0001 bis zu 0,1 [mm], es können jedoch auch Gesteinsbrocken von bis zu mehreren Metern Durchmesser im Eis eingeschlossen sein. Der Staub besteht einerseits aus organischen Verbindungen, in der Hauptsache also aus den Elementen Kohlenstoff (C), Wasserstoff (H), Sauerstoff (O) und Stickstoff (N), man spricht deshalb von den CHON- Teilchen. Auf der anderen Seite enthält der Staub silikatisches Material, das aus den Elementen Silizium (SI), Magnesium (Mg), Aluminium (Al) und Sauerstoff aufgebaut ist. In der Frühzeit der Erde könnte durch Einfang von Kometen der Hauptanteil an Wasser auf den Planeten gelangt sein, möglicherweise dienten sie auch zur "Impfung" mit primitiven organischen Verbindungen, aus denen sich später das Leben entwickeln konnte (siehe hierzu auch Kosmische (Bio-)Chemie).

Aufbau eines KometenkernsKometenkerne sind einfach strukturierte Körper. Ein vermutlich fester Kern aus Gesteinsmaterial wird umschlossen von einem Gemisch verschiedener Eise, welches mit Staub und Gesteinsbrocken durchsetzt ist. Im Laufe der Zeit bildet sich eine äußere, feste Kruste, weil der Eisanteil schneller abgetragen wird als die Staubkörnchen. Bei Erwärmung durch die Sonnennähe sublimiert das Eis im Innern und Gase durchbrechen nun als Jets die Kruste, von der jetzt auch Staub in die Koma mitgerissen wird.

Aufbau - Die Koma

Wenn nun also der Komet auf seiner Bahn eine Distanz zur Sonne unter etwa 5 AE erreicht, beginnt das Eis seiner Oberfläche zu sublimieren (Sublimation: Der direkte Übergang vom festen in den gasförmigen Aggregatzustand) und die Koma bildet sich aus. Dabei werden die eingelagerten Staubteilchen mitgerissen, und zwar mit Ablösegeschwindigkeiten von 100 bis 1000 [m/s]. Durch die Sonneneinstrahlung kommt es so zu einem Masseverlust von rund 0,1 Tonnen je Sekunde bei "alten", schon oft ins Sonnensystem eingedrungenen Kometen. Relativ "neue" Kometen erleiden einen Masseverlust von sogar 10 bis 50 [t/s]. Der unterschiedliche Masseverlust ist darin begründet, dass sich bei den "alten" Kometen nach und nach eine Kruste ausbildet, weil das Eis in deutlich größerem Umfang abgetragen wird als die eingelagerten Staubpartikel.

Schema eines KometenDer schematische (hier nicht maßstabgerechte) Aufbau eines Kometen. Den Kern kann man nicht beobachten, wenn sich die Koma ausgebildet hat. Auch ist die schwache Wasserstoffkoma nicht von der Erde aus zu sehen. Staubschweife sind breiter aufgefächert als die Ionenschweife, dafür aber kürzer.

Wie groß und schwer ist denn nun eigentlich ein Komet? Nun, man konnte durch Radarmessungen und fotometrische Untersuchungen Kerndurchmesser von 0,6 bis zu 10 [Km] bestimmen, es können aber auch "Schneebälle" von 100 [Km] Ausdehnung vorkommen. Ihre Masse liegt dann bei etwa 1011 bis 1014 [Kg], bietet also genügend Material für viele Besuche des inneren Sonnensystems.

Die dem Eis beigemischten Staubpartikel finden wir überwiegend in der Größenordnung von 0,0001 bis zu 0,1 [mm], es können jedoch auch Gesteinsbrocken von bis zu mehreren Metern Durchmesser im Eis eingeschlossen sein. Der Staub besteht einerseits aus organischen Verbindungen, in der Hauptsache also aus den Elementen Kohlenstoff (C), Wasserstoff (H), Sauerstoff (O) und Stickstoff (N), man spricht deshalb von den CHON- Teilchen. Auf der anderen Seite enthält der Staub silikatisches Material, das aus den Elementen Silizium (SI), Magnesium (Mg), Aluminium (Al) und Sauerstoff aufgebaut ist. In der Frühzeit der Erde könnte durch Einfang von Kometen der Hauptanteil an Wasser auf den Planeten gelangt sein, möglicherweise dienten sie auch zur "Impfung" mit primitiven organischen Verbindungen, aus denen sich später das Leben entwickeln konnte (siehe hierzu auch Kosmische (Bio-)Chemie).

Aufbau eines KometenkernsKometenkerne sind einfach strukturierte Körper. Ein vermutlich fester Kern aus Gesteinsmaterial wird umschlossen von einem Gemisch verschiedener Eise, welches mit Staub und Gesteinsbrocken durchsetzt ist. Im Laufe der Zeit bildet sich eine äußere, feste Kruste, weil der Eisanteil schneller abgetragen wird als die Staubkörnchen. Bei Erwärmung durch die Sonnennähe sublimiert das Eis im Innern und Gase durchbrechen nun als Jets die Kruste, von der jetzt auch Staub in die Koma mitgerissen wird.

Aufbau - Die Koma

 

[H2SO4]

Wenn nun also der Komet auf seiner Bahn eine Distanz zur Sonne unter etwa 5 AE erreicht, beginnt das Eis seiner Oberfläche zu sublimieren (Sublimation: Der direkte Übergang vom festen in den gasförmigen Aggregatzustand) und die Koma bildet sich aus. Dabei werden die eingelagerten Staubteilchen mitgerissen, und zwar mit Ablösegeschwindigkeiten von 100 bis 1000 [m/s]. Durch die Sonneneinstrahlung kommt es so zu einem Masseverlust von rund 0,1 Tonnen je Sekunde bei "alten", schon oft ins Sonnensystem eingedrungenen Kometen. Relativ "neue" Kometen erleiden einen Masseverlust von sogar 10 bis 50 [t/s]. Der unterschiedliche Masseverlust ist darin begründet, dass sich bei den "alten" Kometen nach und nach eine Kruste ausbildet, weil das Eis in deutlich größerem Umfang abgetragen wird als die eingelagerten Staubpartikel.

Schema eines KometenDer schematische (hier nicht maßstabgerechte) Aufbau eines Kometen. Den Kern kann man nicht beobachten, wenn sich die Koma ausgebildet hat. Auch ist die schwache Wasserstoffkoma nicht von der Erde aus zu sehen. Staubschweife sind breiter aufgefächert als die Ionenschweife, dafür aber kürzer.

Wie groß und schwer ist denn nun eigentlich ein Komet? Nun, man konnte durch Radarmessungen und fotometrische Untersuchungen Kerndurchmesser von 0,6 bis zu 10 [Km] bestimmen, es können aber auch "Schneebälle" von 100 [Km] Ausdehnung vorkommen. Ihre Masse liegt dann bei etwa 1011 bis 1014 [Kg], bietet also genügend Material für viele Besuche des inneren Sonnensystems.

Die dem Eis beigemischten Staubpartikel finden wir überwiegend in der Größenordnung von 0,0001 bis zu 0,1 [mm], es können jedoch auch Gesteinsbrocken von bis zu mehreren Metern Durchmesser im Eis eingeschlossen sein. Der Staub besteht einerseits aus organischen Verbindungen, in der Hauptsache also aus den Elementen Kohlenstoff (C), Wasserstoff (H), Sauerstoff (O) und Stickstoff (N), man spricht deshalb von den CHON- Teilchen. Auf der anderen Seite enthält der Staub silikatisches Material, das aus den Elementen Silizium (SI), Magnesium (Mg), Aluminium (Al) und Sauerstoff aufgebaut ist. In der Frühzeit der Erde könnte durch Einfang von Kometen der Hauptanteil an Wasser auf den Planeten gelangt sein, möglicherweise dienten sie auch zur "Impfung" mit primitiven organischen Verbindungen, aus denen sich später das Leben entwickeln konnte (siehe hierzu auch Kosmische (Bio-)Chemie).

Aufbau eines KometenkernsKometenkerne sind einfach strukturierte Körper. Ein vermutlich fester Kern aus Gesteinsmaterial wird umschlossen von einem Gemisch verschiedener Eise, welches mit Staub und Gesteinsbrocken durchsetzt ist. Im Laufe der Zeit bildet sich eine äußere, feste Kruste, weil der Eisanteil schneller abgetragen wird als die Staubkörnchen. Bei Erwärmung durch die Sonnennähe sublimiert das Eis im Innern und Gase durchbrechen nun als Jets die Kruste, von der jetzt auch Staub in die Koma mitgerissen wird.

Aufbau - Die Koma

Wenn nun also der Komet auf seiner Bahn eine Distanz zur Sonne unter etwa 5 AE erreicht, beginnt das Eis seiner Oberfläche zu sublimieren (Sublimation: Der direkte Übergang vom festen in den gasförmigen Aggregatzustand) und die Koma bildet sich aus. Dabei werden die eingelagerten Staubteilchen mitgerissen, und zwar mit Ablösegeschwindigkeiten von 100 bis 1000 [m/s]. Durch die Sonneneinstrahlung kommt es so zu einem Masseverlust von rund 0,1 Tonnen je Sekunde bei "alten", schon oft ins Sonnensystem eingedrungenen Kometen. Relativ "neue" Kometen erleiden einen Masseverlust von sogar 10 bis 50 [t/s]. Der unterschiedliche Masseverlust ist darin begründet, dass sich bei den "alten" Kometen nach und nach eine Kruste ausbildet, weil das Eis in deutlich größerem Umfang abgetragen wird als die eingelagerten Staubpartikel.

Schema eines KometenDer schematische (hier nicht maßstabgerechte) Aufbau eines Kometen. Den Kern kann man nicht beobachten, wenn sich die Koma ausgebildet hat. Auch ist die schwache Wasserstoffkoma nicht von der Erde aus zu sehen. Staubschweife sind breiter aufgefächert als die Ionenschweife, dafür aber kürzer.

Wie groß und schwer ist denn nun eigentlich ein Komet? Nun, man konnte durch Radarmessungen und fotometrische Untersuchungen Kerndurchmesser von 0,6 bis zu 10 [Km] bestimmen, es können aber auch "Schneebälle" von 100 [Km] Ausdehnung vorkommen. Ihre Masse liegt dann bei etwa 1011 bis 1014 [Kg], bietet also genügend Material für viele Besuche des inneren Sonnensystems.

Die nun den Kometenkern als gasförmige Atmosphäre umgebende Koma ist mit Abstand der hellste Teil des Kometen. Sie wird ständig erneuert, die abgelösten Gas- und Staubpartikel entweichen in den interplanetaren Raum. Je nach Sonnennähe kann die Koma Durchmesser bis zu 1 Million [Km] erreichen. Nicht nur die das Sonnenlicht reflektierenden Staubteilchen tragen zur hohen Helligkeit bei, sondern durch die kurzwelligen (= energiereichen) Anteile der Sonnenstrahlung werden vielatomige Moleküle aufgespalten (z.T. in sogenannte Radikale, ionisierte und sehr reaktive Molekülreste) und zum Leuchten angeregt.

Hale- Bopp über dem Kaukasus, zu Weihnachten 1997 Zu Weihnachten 1997 hatte man nicht nur in Russland einen wunderbaren Anblick des Winterhimmels, Hale- Bopp über den schneebedeckten und durch den Vollmond erhellten Erhebungen des Kaukasus.

Man kann sich die Koma schichtförmig aufgebaut vorstellen: Im Innern finden wir noch stabile Moleküle, wie sie auch im Kern vorhanden sind. Darüber, in einer Schicht bis zu 100 000 [Km], sind ebenfalls noch neutrale Moleküle enthalten, die allerdings bereits die Zerlegungsprodukte der ursprünglichen Verbindungen darstellen. Die Kometenatmosphäre ist hier recht dünn, in einem Volumen von 1 Kubikzentimeter findet man höchstens 10 000 Moleküle. In Nähe des Kerns sind es noch 1012 bis 1014 Moleküle je [cm3]. Die äußere, noch dünnere Schicht der Koma besteht überwiegend aus Wasserstoff und einigen anderen, neutralen Atomen (Wasserstoffkoma). Im sichtbaren Licht nicht zu erkennen, kann diese äußerste Koma eine Ausdehnung von über 10 Millionen [Km] erreichen. Man bedenke, dass sie damit deutlich größer als unsere Sonne ist (Ø 1,5 Mio. [Km]).

Aufbau - Der Schweif

Das wohl markanteste an einem Kometen ist sein Schweif. Dieser kann sich allerdings nur ausbilden, wenn der Komet sich der Sonne auf mindesten 2 [AE] nähert. Wie entsteht denn nun eigentlich solch ein Schweif, woraus besteht er und wie sind die Abmessungen?

Bei relativer Sonnennähe unterliegen die äußeren Komaschichten dem Einfluss des Sonnenwinds, er führt die Teilchen mit sich. Deshalb ist der Schweif auch stets radial von der Sonne weggerichtet.

Kometen können (gleichzeitig) zwei unterschiedliche Schweife ausbilden, den so genannten Plasmaschweif (auch Gas- oder Ionenschweif) genannt, sowie einen Staubschweif.

Typ I - Plasmaschweif

Diese Schweife sind recht gerade, schmal und oft über 100 Millionen [Km] (!) lang. Wir erkennen in ihnen deutliche, sich ständig ändernde Strukturen. Untersucht man den Schweif, so findet man ausschließlich ionisierte Atome bzw. Moleküle. Sie bilden zusammen mit den abgelösten Elektronen ein Plasma, welches mit dem Sonnenwind reagiert. Vor dem Kometenkopf entsteht durch die hohe Geschwindigkeit des Sonnenwinds (ca. 400- 600 [Km/s], das bedeutet relativ zum Kometen Überschallgeschwindigkeit) eine Stoßfront, wodurch die Teilchen des Sonnenwinds schlagartig abgebremst werden. Seitlich der Koma kann aber eine Umströmung erfolgen, Plasmateilchen werden dabei mitgerissen und auf 100 [Km/s] beschleunigt. Plasmaschweife werden so auf Längen von 10 Millionen [Km] ausgedehnt, ja, man hat sogar schon Schweife von 250 Millionen [Km] ("Großer Märzkomet 1843 I") beobachtet. Die Breite eines Plasmaschweifs kann 1 Million [Km] erreichen. Man kann sich leicht vorstellen, dass die Teilchendichte im Schweif wesentlich dünner als in der Koma ist. An Verbindungen/Elementen konnte man nachweisen: C, CO, CO2, CN, N, H2O, Ca, S, H2S, OH u.a.

Staub- und Plasmaschweif von Hale- BoppNochmals Hale- Bopp, der hellste Komet der letzten hundert Jahre. Links erkennt man deutlich den blauen Plasmaschweif, der entgegengesetzt zur Sonne ausgerichtet ist. Die Farbe stammt von rekombinierten Elektronen des Kohlenmonoxids. Der fast weiße Staubschweif ist zu sehen, weil Myriaden von Staubpartikeln das Sonnenlicht reflektieren.

Plasmaschweife sind nicht ganz exakt antisolar ausgerichtet. Die Rotation der Sonne bewirkt einen Effekt, wie wir ihn von einem auf dem Boden liegenden, wild hin- und herzappelnden Gartenschlauch kennen, der das Wasser bogenförmig in der Landschaft verteilt. Ähnlich verhalten sich die Teilchen des Sonnenwinds, sie treffen das Kometenplasma unter einem Winkel von etwa 6°, so dass auch die Plasmateilchen mit diesem Winkel radial von der Sonne abgetrieben werden.

Typ II - Staubschweif

Diese Schweife sind breiter als die des Typs I, meist aber deutlich kürzer. Stets weisen sie auch eine gekrümmte Form auf. Wie wir schon oben sahen, werden durch die Sublimation der gefrorenen Gase Staubteilchen aus dem Kometenkern abgesprengt und anschließend aus der Koma ausgetrieben. Man kann sich gut vorstellen, dass der Staub das Sonnenlicht absorbiert und damit einem Strahlungsdruck unterliegt, wodurch die Staubteilchen von der Sonne weggetrieben werden. Es ist einleuchtend, dass die kleinen, massearmen Teilchen dabei wesentlich stärker beschleunigt werden als die massereicheren. Recht große Partikel bleiben gänzlich unbeeindruckt davon und werden sich nicht aus der Komanähe vertreiben lassen. Diejenigen Teilchen, die schon weiter von der Sonne entfernt sind, bewegen sich langsamer als die sonnennahen (2. Keplersche Gesetz). Damit "dümpeln" sie den sonnennahen Teilchen quasi hinterher, wodurch die gekrümmte Schweifform entsteht. Die abgelösten Staubpartikel ziehen später auf Keplerschen Bahnen um die Sonne. Wenn die Erde eine solche Bahn passiert, können wir nachts das Schauspiel eines Meteorschauers beobachten, wie z.B. die bekannten Augustmeteore (Perseiden, verursacht vom Kometen 1862 III).

Bahnen

Die Bahn eines Kometen kann man meistens nur aus fotografischen Beobachtungen ableiten. Aus ihnen geht zunächst die scheinbare Bahn an der Himmelsphäre hervor. Carl Friedrich Gauß hat gezeigt, wie man mit nur 3 Positionsbestimmungen durch Lösen recht komplizierter Gleichungen die 6 notwendigen Bahnelemente ableiten kann, um die Lage der Bahn im Raum zu beschreiben. Die Bahnelemente sind:

* Form der Ellipse durch Bestimmung der großen Halbachse
* Numerische Exzentrizität
* Neigung der Bahn zur Ekliptik
* Länge des aufsteigenden Knotens der Bahn auf der Ekliptik, vom Frühlingspunkt aus gesehen
* Perihelwinkel (Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten
* Perihelzeit (Zeit des Durchgangs durch das Perihel)

Die Kometenbahnen lassen sich in verschiedene Gruppen unterteilen. Wir unterscheiden zwischen periodischen, also wiederkehrenden Kometen, die auf elliptischen Bahnen umlaufen, wohingegen Parabel- oder Hyperbelbahnen von unperiodischen Kometen eingenommen werden.

Die Bahnen sind damit recht langgestreckt, ihre Exzentrizität liegt meistens in der Nähe von 1:

ExzentrizitätUnter der Exzentrizität versteht man die Abweichung der Bahnen von Himmelskörpern von der Kreisform (kein bekannter Körper bewegt sich auf einer exakt kreisförmigen Bahn). Man bezeichnet sie mit dem Formelzeichen e. Es gilt:

e = 0 Exakter Kreis
e > 0, e < 1 Ellipse
e = 1 Parabel
e > 1 Hyperbel

Die Bahnen der Kometen bzw. Planeten bewegen sich damit auf Kegelschnitten. Ellipsen stellen dabei in sich geschlossene Kurven dar, während Parabeln und Hyperbeln ihren Ursprung im Unendlichen haben und auch wieder dorthin zurücklaufen.

Man unterscheidet zwei Arten der Exzentrizität:

Lineare Exzentrizität
Hierunter versteht man die Entfernung vom Brennpunkt zum Mittelpunkt bei Ellipsen und Hyperbeln.

Numerische Exzentrizität
Das ist die lineare Exzentrizität, dividiert durch die halbe große Achse. Bei Ellipsen liegt dieser Wert, wie gezeigt unter 1, bei einem Kreis ist sie gleich Null, bei einer Parabel gleich 1.

Bei vielen der Parabel- oder Hyperbelbahnen konnte man zurückrechnen, dass sie ursprünglich einmal Ellipsen gewesen sein müssen. Die Kometen wurden beim Vorübergang an großen Planeten durch deren Gravitationsfeld auf eine andere Bahn gezwungen. So können auch aus Ellipsen fast kreisförmige Bahnen werden, es besteht auch die Möglichkeit, dass der Komet gar vom Planeten eingefangen wird. So geschehen beim Kometen 1993e Shoemaker-Levy: Dieser Komet wurde von Jupiter eingefangen, zerbrach unter dessen Gravitation in 21 Bruchstücke und stürzte 1994 auf den Planeten.

Einige KometenbahnenEinige skizzierte Bahnen von Kometen. Deren Lage ist auf die Ekliptikebene bezogen. Man erkennt, dass die Bahnen alle möglichen Formen und Lagen annehmen können, denn die relativ kleinen Kometenkerne werden leicht von planetaren Gravitationsfeldern beeinflusst.

Kometen, deren Bahn in eine Hyperbelform gezwungen wird, verlassen das Sonnensystem für immer. Manche der Kometenbahnen sind derart gestreckt, dass die "Schneebälle" sich bis zu 0,6 Lichtjahren von der Sonne entfernen. Damit verbringen sie ihre meiste Zeit weit außerhalb unseres Planetensystems.

Woher stammen Kometen?

 

[H2SO4]

Man schätzt die Gesamtzahl der Kometen im Sonnensystem auf etwa 100 bis 1000 Milliarden (!), entsprechend vielleicht 1 bis 100 Erdmassen. Diese riesige Menge von Kleinkörpern ist versammelt in einem Gebiet um die Sonne, genannt Oortsche Wolke (benannt nach Jan Hendrik Oort, 1900- 1992, niederl. Astronom). Diese Wolke nimmt einen Raum von rund 300 000 [AE] ein, d.h. ihr äußerer Rand befindet sich in 150 000 [AE], das sind rund 2,4 Lichtjahre!

Die meisten der kurzperiodischen Kometen dürften sich allerdings in einem Gürtel aufhalten, der etwa im Bereich der Neptunbahn (30 [AE]) beginnt und 50, vielleicht auch 500 [AE] ausgedehnt ist. Diesen Gürtel bezeichnet man nach dem niederl.-amerik. Astronomen Gerard P. Kuiper (1905- 1973) als Kuiper- Gürtel. Hier tummeln sich vermutlich zwischen 10 Millionen und 10 Milliarden Kometen, deren Bahnebenen wohl annähernd mit der Ebene der Planetenbahnen übereinstimmen. Nach neuesten Beobachtungen des Hubble- Teleskops muss man allerdings davon ausgehen, dass sich hier bedeutend weniger große Körper aufhalten als bislang vermutet. Man geht davon aus, dass sie durch ständige Kollisionen nach und nach zertrümmert wurden, so dass hier nur noch relativ wenige Kometenkerne von Ausdehnungen im Kilometerbereich existieren.

Sehr wahrscheinlich sind die Kometen aber nicht in den genannten Zonen entstanden. Während der Entstehung des Sonnensystems war die Dichte des Urnebels in diesen Regionen wohl viel zu gering, so dass ein Zusammenballen größerer Körper nicht möglich war. Eher waren die geeigneten Bedingungen im Bereich zwischen der Saturn- und Uranusbahn gegeben. Die Bildung massiver, eisartiger Körper konnte hier bevorzugt stattfinden. Solche Körper findet man ja heute noch als Satelliten dieser Planeten.

Nachdem die Entwicklung der Planeten und Monde abgeschlossen war, blieben noch genügend kleinere Körper übrig. Nach und nach konnten deren Bahnen durch die Gravitation der großen Planeten abgelenkt werden. Hierdurch gelangten sie in die Außenbereiche des Sonnensystems, viele von ihnen verließen es für immer. Ein großer Teil der Kometen ging sicherlich auch auf den Planeten nieder (siehe hierzu auch Kosmische (Bio-) Chemie) und "versorgte" sie mit Wasser und organischem Grundmaterial.

Im Laufe der Jahrmilliarden übten auch vorüberziehende Sterne und Materiewolken Gravitationskräfte aus. Die Bahnexzentrizitäten verringerten sich dadurch, und deswegen können die meisten der Kometen heute nicht mehr ins innere Sonnensystem eindringen.

Komet NeatNicht alle Kometen lassen sich von der Erde aus erkennen, selbst wenn sie recht hell sind. Komet Neat leuchtete erst auf, als er sich bereits innerhalb der Merkurbahn befand, viel zu nah an der Sonne, als dass man ihn entdecken könnte. Der die Sonne umkreisende SOHO- Forschungssatellit jedoch hatte einen ungetrübten Blick auf den Kometen. Nachdem Neat jedoch die Nähe der Sonne verließ, konnte er schon im Feldstecher auf der Südhalbkugel bewundert werden.

Daten einiger Kometen

Zum Abschluss hier die Daten einiger bekannter, kurzperiodischer Kometen:

Elemente kurzperiodischer Kometen
Name Umlaufzeit (Jahre) Perihel [AE] Aphel [AE] Exzentrizität
Encke 3,31 0,341 4,10 0,846
Tempel 2 5,27 1,369 4,69 0,548
Tempel-Swift 5,68 1,153 5,22 0,638
Schwassmann-Wachmann 2 6,51 2,142 4,83 0,386
Borrelly 6,76 1,316 5,84 0,632
Whipple 7,44 2,469 5,15 0,352
Kojima 7,85 2,399 5,50 0,393
Wolf 8,43 2,506 5,78 0,407
Tuttle 13,77 1,023 10,46 0,829
Schwassmann-Wachmann 1 15,03 5,448 6,73 0,105
Tempel-Tuttle 32,91 0,982 19,54 0,905
Olbers 69,47 1,178 32,62 0,930
Halley 76,08 0,587 35,32 0,967
Herschel-Rigollet 154,90 0,748 56,94 0,974

Benennung

Höchstwahrscheinlich gehen nicht immer alle Wünsche in Erfüllung, die von Menschen beim Erspähen einer Sternschnuppe insgeheim gedacht werden. Wie sollten das auch die kleinen Trümmerstücke von 1 [mm] bis zu wenigen Zentimetern Durchmesser bewerkstelligen, wenn sie, von der Gravitation der Erde eingefangen, in einer Höhe von etwa 90 bis 110 [Km] über dem Erdboden in der Atmosphäre verglühen?

Allerdings können wir viel von diesen Gesteinen extraterrestrischen Ursprungs lernen, wenn sie uns aus dem interplanetaren Raum erreichen. Sie sind Boten aus einer Zeit, als unser Sonnensystem entstand, vielmehr noch wurden sie vielleicht "produziert" von früheren Sterngenerationen, die heute längst nicht mehr existieren. Doch zunächst zur korrekten Benennung:

* Sternschnuppe
Leuchterscheinung in der Atmosphäre, die durch Verglühen kleiner Körper von 1 [mm] bis einige [cm] Durchmesser verursacht wird. Helligkeit max. -4m
* Feuerkugel ("Bolide")
Sehr helle, seltene Sternschnuppe. Ein Körper von 10 [cm] Durchmesser erreicht Vollmondhelligkeit, längs der Bahn treten Lichtausbrüche oder Funkenschauer auf, sogar minutenlang nachleuchtende Schweife. Noch hellere Objekte werden beim Absturz von Donner begleitet.
* Meteor
Allgemeine Bezeichnung für die durch einen in die Atmosphäre eindringenden Kleinkörper verursachte Leuchterscheinung
* Meteorit
Ein Kleinkörper, der nicht vollständig in der Atmosphäre verglüht, sondern bis zum Erdboden gelangt.
* Meteoroid
Ein die Sonne umlaufender Kleinkörper mit einem Durchmesser unter einem Kilometer. Manchmal auch als Meteorid bezeichnet, was aber sicherlich auf einen Schreibfehler zurückzuführen ist.
Die Begriffe Meteor, Meteoroid, Meteorit stammen vom griechischen meteoros ab, was soviel wie "in der Luft schwebend" oder allgemein eine "Erscheinung in der Luft" bedeutet. Hieraus leitet sich auch die Meteorologie ab, welche atmosphärische Phänomene wie Wind, Niederschläge in fester (Hagel, Schnee) und flüssiger (Regen) Form, Leuchterscheinungen (Polarlichter, Blitze) usw. beobachtet.

Vorgänge in der Atmosphäre

Es ist nur von seiner Masse abhängig, ob ein Meteoroid den "Ritt" durch die Atmosphäre übersteht und bis zum Erdboden gelangen kann. Sehen wir uns einmal an, was einem Körper auf seinem Weg zu uns geschieht.

Leoniden über Ayers RockEin Schauer von Sternschnuppen, die so genannten Leoniden, über dem Ayers Rock in Australien. Diesen Schwarm von Meteoren kann man regelmäßig im November, in der Zeit vom 10.11. bis 20.11 beobachten. Deutlich sieht man, wie scheinbar alle Meteore aus einem Punkt des Himmels hervorgehen - dem Sternbild Leo (Löwe).

Wenn ein Meteoroid in die oberen Luftschichten eindringt, wird er mit den einzelnen Luftmolekülen kollidieren. Durch diesen Zusammenprall werden aus der Oberfläche des "Eindringlings" einzelne Atome herausgeschlagen, die nun ihrerseits die neu gewonnene kinetische Energie wiederum an Luftmoleküle abgeben. Der größte Teil dieser Energie (fast 99%) wird als Wärme freigesetzt, der geringe Rest regt Elektronen der Luftmoleküle an oder führt sogar zur Ionisation (Abtrennung einzelner Elektronen). Wenn die Elektronen wieder ihren Grundzustand einnehmen bzw. wenn die Ionen sich mit freien Elektronen rekombinieren werden Photonen freigesetzt und wir sehen das Leuchten des Meteors. Auf einen Nenner gebracht kann man also sagen, dass die Leuchtspur eines Meteors eine Spur glühenden Gases ist, das zum Teil aus dem Meteoroiden selbst herausgeschlagen wird und zum Teil aus hocherhitzter Luft besteht. Häufig wird aber sogar eine zweite Leuchtspur gesichtet! Jüngste Untersuchungen (Kelly et al.) zeigen, dass es sich dabei um eine Spur glühenden kosmischen Staubes handelt, die sogar Dutzende von Metern unterhalb der eigentlichen Spur liegen kann.

Durch die immer heftiger werdenden Zusammenstöße mit Luftmolekülen verliert ein Meteoroid ständig an Masse, je tiefer er gelangt. Zum Schluss verglühen die Körper mittlerer Größe vollständig (Sternschnuppen).

Sehr kleine Körper mit Durchmessern von weniger als etwa 0,1 [mm] sind entsprechend leicht, man bezeichnet sie als Mikrometeoroide. Ihr Weg durch die Atmosphäre fällt ihnen im wahrsten Sinne des Wortes damit auch viel leichter, denn sie werden so stark von der Atmosphäre abgebremst, dass sie praktisch unverändert und unversehrt herunter schweben. Sie erzeugen somit auch keine Leuchterscheinungen. Feuerkugeln haben wesentlich mehr Masse als Sternschnuppen oder Mikrometeoroide, sie dringen daher viel tiefer in die Atmosphäre ein. Hier, in Höhen von 10 [Km] bis 50 [Km], treffen sie auf deutlich dichtere Luftschichten, wodurch sie sich bis auf rund 3000 [K] erhitzen. Das lässt sie an der Oberfläche schmelzen, Explosionen können sogar zur Zertrümmerung des Körpers führen. Vor dem fallenden Meteoroiden bildet sich in der Atmosphäre eine Stoßfront aus, woraus eine hinter ihm liegende, erhitzte Zone verdichteter Gase entsteht. Die meisten Leuchterscheinungen bilden sich hier aus.

Nicht verdampfte Reste des Meteoroiden können nun im freien Fall als Meteorit zur Erde gelangen.

Peekskill- MeteoritAm 9. Oktober 1992 konnte man über 40 Sekunden lang den Niedergang einer Feuerkugel in den USA beobachten. Sie schuf eine Leuchtspur von rund 700 bis 800 [Km] Länge. In einer Höhe von etwa 40 [Km] fragmentierte der Mutterkörper, der immerhin eine Masse von bis zu 20 Tonnen (!) besessen haben musste. 16 Videos dokumentierten den Fall dieses Meteoriten, der mit einer Geschwindigkeit von 14,7 [Km/s] niederging.
Im Januar 2004 konnten die Menschen im Rhein- Main- Gebiet in den frühen Morgenstunden eine ebensolche Beobachtung machen.

Ein Fragment der Feuerkugel erreichte im Format einer Bowling- Kugel als Meteorit die Erde. Er ging in Peekskill, New York, nieder und demonstrierte an diesem Auto, welche Energien beim Aufschlag freigesetzt werden. Der "Übeltäter" ist vor dem Auto zu sehen. Aus den Videos konnte sogar die Bahn des 50 bis 100 [cm] durchmessenden Mutterkörpers rekonstruiert werden. Sein Aphel (sonnenfernster Punkt) von 2,1 AE weist auf seine Zugehörigkeit zum Planetoidengürtel hin. Bis heute kennt man erst drei weitere Bahnen von Meteoriten. Das liegt daran, dass ihr Erscheinen völlig unvorhersagbar ist und somit nur selten dokumentiert wird.

Beobachtung

Weil Meteore nur unvoraussagbar auftreten, gestaltet sich ihre Beobachtung naturgemäß sehr schwierig. Insbesondere, wenn man aus den Leuchtspuren auf die Bahnen schließen will. Eine sinnvolle Möglichkeit bietet sich hier aber durch Langzeitaufnahmen bestimmter Himmelsregionen an. Man positioniert hierzu mindestens zwei lichtstarke Kameras in mehreren Kilometern Entfernung voneinander. So kommt man zu einem Stereobild des Himmelsausschnitts und kann die räumliche Lage evtl. fotografierter Meteore feststellen. Durch eine rotierende Scheibe vor dem Objektiv, welche eine Öffnung aufweist und so den Lichtweg periodisch unterbricht, erhält man Unterbrechungen in der Leuchtspur. Die Scheibengeschwindigkeit ist bekannt, und somit kann man eine Aussage über die Geschwindigkeit des fallenden Körpers machen.

Eine verwandte Methode bedient sich der Radioastronomie. Hier werden zwei Radioteleskope verwendet, die kurze Impulse aussenden. Diese werden durch freie Elektronen des ionisierten Gases, verursacht durch den fallenden Meteoroiden, reflektiert. Aus der Laufzeit und Form der reflektierten Pulse kann man auf die Lage der Bahn und die Geschwindigkeit schließen. Dieses Verfahren lässt sich natürlich auch am Tag einsetzen.

Bahnen

Die Bahnen der Meteoroiden können Ellipsenform zeigen, wenn sie die Sonne umlaufen, sie treten jedoch auch parabel- oder hyperbelförmig auf, wenn sie aus dem interstellaren Raum stammen. Der größte Teil dieser Körper kommt jedoch mit Sicherheit aus dem Sonnensystem.

Meteore können sporadisch erscheinen, also zu völlig unberechenbaren Zeitpunkten. Jeder kennt aber auch die Meteorströme (Meteorschwärme), die uns regelmäßig mit den faszinierenden Himmelserscheinungen versorgen. Die Bahnen der sporadischen Meteore sind demnach völlig wahllos am Himmel verteilt, wohingegen die Meteore eines Schwarms scheinbar alle von einem Punkt des Himmels ausgehen. Benannt wird ein Meteorstrom nach dem Ort am Himmel (der Radiant), aus dem die Meteore scheinbar entspringen. So gehen z.B. die Orioniden aus dem Sternbild Orion nieder. Liegt der Radiant in Richtung Sonne, haben wir es mit einem Tageslichtstrom zu tun. Diese Meteore lassen sich nicht optisch beobachten, wohl aber mit Radioteleskopen.

Meteoridenschwarm kreuzt ErdbahnWenn die Erde auf ihrem Weg um die Sonne die Bahn eines Meteoroidenschwarms kreuzt, erleben wir einen Meteorschauer. Am bekanntesten sind z.B. die August- Meteore, die Perseiden. Die einzelnen Meteoroide eines Schwarms ordnen sich in einem schlauchförmigen Gebilde an. So sehen wir zu Beginn nur wenige Meteore, wenn die Erde in die Randzonen eintritt. Befindet sich die Erde mitten im Schwarm, so können wir bei den Perseiden im Höhepunkt des Auftretens am 12. August 40 Meteore je Stunde beobachten.

Nun wird man sich fragen, wieso denn überhaupt Meteore entweder vereinzelt oder gleich als ganzer Schwarm auftreten. Wer den Abschnitt über Kometen gelesen hat, wird bereits die Erklärung kennen:
Kommt ein Komet in relative Sonnennähe, verdampft (genauer: sublimiert) durch die Erwärmung sein Eis zu Gas, dabei werden feste Teilchen mitgerissen und bilden eine Teilchenwolke entlang der Bahn des Kometen aus. Kreuzt die Erde auf ihrer Bahn diese Meteoroidenwolke, erleben wir einen Meteorschauer. Wir wissen dies, weil die Bahnen einiger Kometen recht exakt mit denen der Meteoroidenschwärme übereinstimmen. Durch den Sonnenwind, durch Zusammenstöße innerhalb der Wolke und durch die gravitationsbedingte Beeinflussung der Planeten löst sich nach und nach die Teilchenwolke auf. Der scheinbare Ursprungsort der Meteore am Himmel wird immer größer und schließlich sehen wir sie nur noch sporadisch.

Mögliche Kometenbahn Ist die Bahn eines Meteoroidenschwarms nur wenig gegen die Ebene der Erdbahn (Ekliptik) geneigt, können sich sogar zwei Schnittpunkte ergeben, so dass wir von einem Strom zweimal jährlich einen Meteorschauer beobachten können (z.B. Orioniden, Aquariniden). Einer der Schauer kann allerdings auch als Tageslichtstrom auftreten. Ähnlich wie in dieser Skizze sind die Verhältnisse bei den im November erscheinenden Leoniden, nur liegt die Bahn des verursachenden Kometen 1866 I weiter außerhalb der Erdbahn, so dass wir durch nur eine Schnittstelle lediglich einen Schauer zu sehen bekommen.

Häufigkeit

Jeden Tag könnten wir theoretisch etwa 100 Millionen (!) Meteore auf der gesamten Erde sehen. Hierdurch steigt auch die Masse unseres Planeten an, man geht von jährlich rund 50 000 Tonnen aus. Wenn wir uns allerdings in einer klaren Nacht das Firmament ansehen, können wir meist nicht mehr als vielleicht 8 Sternschnuppen je Stunde erblicken. Selbst dann nicht, wenn wir den Höhepunkt eines Meteorschauers erleben, denn man kann nicht gleichzeitig den gesamten Himmel beobachten. Könnten wir das, wären etwa 25 bis 40 Ereignisse in der Stunde zu sehen, in "ergiebigen" Jahren bei den großen Meteorströmen sogar bis zu 1000.

 

[H2SO4]

Zur Meteorhäufigkeit Die beste Zeit zur Beobachtung liegt in den frühen Morgenstunden. Seltsam? Nein, denn die Erde rotiert ja in Richtung ihrer Bahnbewegung. Das bedeutet, dass wir in den frühen Abendstunden kaum in den Genuss eines Meteors kommen werden. Erst wenn sich die Erde weiter in ihre "Zielrichtung" gedreht hat, nimmt die Häufigkeit der Sternschnuppen zu, denn ihr "Bug" taucht nun mehr und mehr in den Meteoroidenschwarm. Neben dieser täglichen Variation existiert auch eine jährliche: im Mittel sieht man im Herbst viel mehr Meteore als im Frühjahr (hier die wenigsten), weil die in die Bewegungsrichtung der Erde weisende Hemisphäre quasi den vor ihr liegenden Raum "säubert".

Meteore lassen sich nur schwerlich untersuchen, da man ihrer nicht so leicht habhaft wird. Einige zur Erde schwebende Körnchen wurden schon mit hochfliegenden Flugzeugen eingefangen, wobei deren Herkunft natürlich ungewiss war.

Komet Wild 2 Viel effektvoller ist hier die NASA- Mission Stardust, die aktuell, im Januar 2004, den Staubschweif des Kometen Wild 2 durchflog und dabei mit einer speziellen Einrichtung Proben des Staubs einfing. Die kleine Sonde kam dem 5,3 [Km] durchmessenden Kometen dabei (Bild) bis auf 230 [Km] nahe. Die Aktion fand in 390 Millionen [Km] Entfernung von der Erde statt, die Sonde brauchte 5 Jahre für diese Strecke. In 2006 wurden die Proben in einer Kapsel erfolgreich zur Erde gebracht, wo sie nun in Labors untersucht werden und uns neue Erkenntnisse über den Ursprung des Sonnensystems liefern können.

Es gibt aber auch einen bequemeren Weg, um an Proben des kosmischen Materials zu gelangen. Man wartet einfach, bis ein "Stein" vom Himmel fällt, oder man weiß, wo man danach suchen muss. Von diesen Meteoriten handelt der nächste Abschnitt.

Steine fallen vom Himmel

Ein Meteorit ist also ein Kleinkörper, der aus dem interplanetaren Raum stammt und in der Atmosphäre nicht vollständig verglühte, sondern bis zum Erdboden gelangte. Wie können wir nun an solche Fundstücke gelangen, um sie zu untersuchen und Näheres über die Zusammensetzung der Materie aus der Frühzeit des Sonnensystems zu erfahren?

Zunächst überlegen wir, wie sich ein Meteorit von einem "gewöhnlichen" Stein unterscheiden sollte. Wir wissen inzwischen, dass der Meteorit sehr heiß geworden ist. Demnach muss seine Oberfläche deutliche Schmelzspuren aufweisen, es entsteht eine dunkle Kruste von etwa 1 [mm] Stärke.

Meteoritenfund in der SaharaAm leichtesten kann man solche Funde machen in Umgebungen, die durch ihre Färbung einen guten Kontrast zu Meteoriten bilden. Das könnten z.B. Wüsten sein, im hellen Sand sind dunkle Steine gut auszumachen. Wie im Bild zu sehen an einem Meteoritenfall in der libyschen Sahara. Ein derartig voluminöser Fund ist natürlich ein großer Glücksfall, einzelne Fragmente wiegen hier bis zu 25 [Kg]. Eher findet man Einzelstücke im Bereich von wenigen Gram

Mit großem Glück kann man auf dem Schwarzen Kontinent auch noch völlig andere Funde machen. Vor 28 Millionen Jahren schlug in der Sahara ein größerer Meteorit ein, der sogar den Sand zum Schmelzen brachte. Im Gebiet des N´Giffel Khabir Plateaus findet man noch heute das so genannte Wüstenglas (unten), das zu über 98% aus Siliziumoxid - dem geschmolzenen Sand - besteht. Nicht nur unsere Vorfahren hielten das Wüstenglas für kostbar. Ein solcher Stein ziert beispielsweise die Totenmaske des jugendlichen Pharaos Tutanchamun, sein Grab befand sich immerhin rund 1000 [Km] vom Fundort entfernt. Aus dem sehr harten Material wurden vermutlich häufig Werkzeuge wie Klingen, Speerspitzen usw. gefertigt, und auch Schmuck. Noch heute kann man ein faustgroßes Stück für etwa 1000 Euro erwerben.
Wüstenglas

Eine weitere Fundgrube für Meteoriten stellt die Antarktis dar. Als Suchgebiet weist sie große Vorteile auf:

* Kaum flüssiges Wasser. Meteorite verwittern nicht und werden auch nicht fortgeschwemmt.
* Auf den Eisflächen lassen sich auch kleine Meteorite leicht entdecken.
* Das antarktische Eis bewegt sich, manchmal gegen Hindernisse wie Gebirge. Hier wird der oberflächliche Eisfluss gestoppt, wodurch nun aber Eis aus tiefen Schichten nach oben gedrückt wird. Meteorite werden damit nach oben befördert und durch Verdunstung der oberen Eisschichten freigelegt.

Meteoritenfund in der AntarktisDie meisten Meteorite in der Antarktis sind allerdings verloren, weil das Eis ins arktische Meer fließt. Der Konzentrationsmechanismus funktioniert nur, wenn die Eisbewegung durch ein Hindernis gestoppt wird. Auf den so genannten Blaueisfeldern wird abgelagerter Schnee durch starke Winde fortgeweht und durch Sublimation nimmt der Eispanzer jährlich etwa um 6 [cm] ab. So kann man hier Meteorite finden, die schon Jahrhunderte im Eis eingeschlossen waren. Auch auf Mikrometeorite kann man hier stoßen, jedoch ist ihre Identifizierung recht schwierig.

Quelle: Ansmet- Projekt

Wie oft kommt es eigentlich vor, dass Meteorite zu uns gelangen? In den beiden oben genannten Regionen, in denen kaum eine Verwitterung stattfindet kann man aus der Fundhäufigkeit ableiten, dass jährlich auf eine Fläche von 1 Million Quadratkilometer zwischen 10 und 100 Meteorite von mindestens 1 [Kg] Masse niedergehen. Man findet sie in Größen von wenigen Zentimetern bis hin zu mehreren Metern Durchmesser. Der größte je gefundene Meteorit besteht aus Eisen und hat eine Masse von etwa 60 Tonnen (Grootfontein, Namibia).

Barringer- Krater in Arizona Es ist leicht einzusehen, dass solch große Körper einen "tiefen Eindruck" hinterlassen, wenn sie auf die Erde fallen. Es entstehen dabei Meteoritenkrater an der Einschlagstelle, die beachtliche Ausmaße annehmen können. So hat z.B. der bekannte Krater im Canyon Diablo, Arizona ("Barringer- Krater"), einen Durchmesser von 1300 [m]. Er wurde von einem 100 000 Tonnen schweren Eisenmeteoriten erzeugt, der mit einer Geschwindigkeit von 15 [Km/s] auf de Erde traf. Die kinetische Energie wird beim Einschlag als Wärme freigesetzt und der Einschlag entspricht einer gewaltigen Explosion (im Falle des Arizona- Kraters entsprach die Explosionsenergie 20 Million Tonnen TNT!)

Wir kennen heute etwa 150 Meteoritenkrater auf der Erde, davon auch einige in Deutschland (Nördlinger Ries, Steinheimer Becken)

Aus vielen Funden weiß man, dass Meteorite die unterschiedlichsten Zusammensetzungen haben können. Früher hat man sie unterteilt in Eisen-, Stein- Eisen- und Steinmeteorite, diese Klassifizierung reicht aber längst nicht mehr aus. Zunächst aber können wir unsere Fundstücke grob zwei Gruppen zuordnen, den so genannten differenzierten sowie den undifferenzierten Meteoriten. Undifferenzierte Meteorite weisen keine Anzeichen für eine Anreicherung oder Verarmung von Elementen auf (im Vergleich zur mittleren Elementhäufigkeit). Man sagt, das Material sei "primitiv", es hat keine geochemischen Veränderungen durchgemacht. Bei der Erde dagegen fand schon bei ihrer Entstehung eine Fraktionierung statt, als sich schwere Elemente (Eisen) im Innern ansammelten. Diese Gruppe von Meteoriten ist deshalb von besonderer Bedeutung, weil wir aus ihnen Informationen über die chemischen und physikalischen Zustände im jungen Sonnensystem erfahren können. Die differenzierten Meteorite dagegen können uns Aussagen liefern über die Veränderungen, die ihre Mutterkörper durchliefen (Meteorite sind kleinere Körper, die meist bei Zusammenstößen von Asteroiden, den Mutterkörpern, abgesprengt wurden).

Undifferenzierte Meteorite

Den größten Anteil in dieser Gruppe haben die Chondrite. Ihr Name leitet sich von den Chondren ab (griechisch chondros, Korn), das sind kleine, kugelförmige, bis zu 1 [mm] große Gesteinströpfchen in diesen Meteoriten, die aus Mineralen mit hohen Schmelzpunkten bestehen (Silikate, Olivin).

ChondrenDie Chondrite bestehen bis zu 80% aus Chondren (Bild), sie sind in ein feinkörniges Material eingebettet. Chondren entstehen, wenn mineralisches Material sehr schnell auf hohe Temperaturen - an die 2000 [° C] - erhitzt wird und dann relativ rasch abkühlt. Welcher Prozess im Urnebel des Sonnensystems zur Chondrenbildung führte, ist bisher unbekannt. Man vermutet, dass auskondensiertes Material des Urnebels die Chondren einschloss. Leider ist auch nichts darüber bekannt, aus welcher Materialform die Kügelchen entstanden sind, es könnte sich aber um dasselbe Urnebelmaterial handeln. Bei möglichen Prozessen zur Bildung denkt man an magnetische Flares, Schockwellen oder sehr heiße Gebiete im Urnebel des Sonnensystems.

Den kohligen Chondriten kommt eine besondere Bedeutung zu in der Untergruppe der Chondrite. Ihren Namen haben sie vom relativ hohen Kohlenstoffgehalt von bis zu 5 %, ihr Anteil an Meteoritenfällen liegt bei rund 4 %. Der Kohlenstoff tritt dabei in verschiedenen Zustandsformen auf, neben Grafit findet man zahlreiche, mehr oder weniger komplexe organische Verbindungen. Polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe, Aminosäuren, aliphatische und aromatische Verbindungen und sogar Basen der DNA sind hier zu verzeichnen. All diese organischen Verbindungen sind nicht durch biologische Prozesse entstanden, sondern durch "kosmische Synthese" in langen Zeiträumen aus den Elementen entstanden (siehe dazu auch Kosmische (Bio-) Chemie). Daneben finden sich noch weitere leichtflüchtige Verbindungen und Wasser, welches an Minerale (überwiegend Silikate) gebunden ist. Chondrite könnten mit ihrer chemischen Fracht dazu beigetragen haben, die Voraussetzungen für das Leben auf unserem Planeten geschaffen zu haben. Kohlige Chondrite sind die "primitivsten" aller Meteorite.

Murchinson- Chondrit CI (oder auch C1) genannte Chondrite enthalten viel an flüchtigen Bestandteilen, es sind nur wenige von ihnen aus aktuellen Fällen bekannt, weil sie sehr schnell verwittern. Seltsamerweise enthalten sie überhaupt keine Chondren. CM- Chondrite (benannt nach dem bekanntesten Fall von Murchinson, Victoria, Australien) weisen dagegen Chondren auf. Im Bild ein Teil des Murchinson- Meteoriten. Er wog insgesamt 100 [Kg]. Neben 22 % Eisen und 12 % Wasser fand man über 100 verschiedene Aminosäuren in diesem Chondriten. CO und CV- Chondrite (benannt nach Ornans und Vigarano, Meteorite werden stets nach ihrem Fundort benannt) bestehen aus Mineralien, die nur bei hohen Temperaturen entstehen können und sind daher wohl aus dem Urnebel kondensiert. Die einfachen oder gewöhnlichen Chondrite, deren Anteil an Funden über 80 % liegt, ähneln irdischen Gesteinen. Sie enthalten Olivin und Feldspate sowie metallische Komponenten aus Eisen- Nickel- Legierungen. Enstatit- Chondrite enthalten nur wenig Eisen und seltene, unter reduzierenden Bedingungen entstandene Minerale. Sie sind recht selten.

Differenzierte Meteorite

Achondrite entstanden durch Schmelzvorgänge einfacher Materialien. Damit sind wir in der Gruppe der differenzierten Meteorite. Überwiegend finden wir hier die Minerale Olivin, Feldspat und Pyroxen. Man zählt sie zu den Basalten, die magmatischen Ursprung haben. Diogenite, Eukrite und Howardite sind miteinander "verwandte" Untergruppen, die eine ähnliche chemische Zusammensetzung haben.

Hier zur Übersicht die Zusammensetzung einiger Minerale, die in Meteoriten enthalten sind:

Name Mischkristall aus Chemische Zusammensetzung
Olivin
Forsterit Mg2SiO4
Fayalit Fe2SiO4
Pyroxen
Enstatit MgSiO3
Ferrosilit FeSiO3
Diopsid CaMgSi2O6
Pigeonit (Mg,Fe,Ca)2Si2O6
Feldspat
Orthoklas KAlSi3O8
Albit NaAlSi3O8
Anorthit CaAl2Si2O8
Nickeleisen
Kamazit FeNi (4-7 % Ni)
Tänit FeNi (20-50 % Ni)

Marsmeteorit EETA79001 Ureilite weisen einen Kohlenstoffgehalt von rund 2 % auf, der sogar teilweise als Diamant erscheint. Sie sind äußerst selten. Aubrite bestehen nur aus Pyroxen. Durch den Aufschlag eines Körpers auf unserem Nachbarplaneten Mars könnten Bruchstücke ins All geschleudert worden sein, die auf Irrwegen zur Erde gelangten. SNC- Meteorite weisen jedenfalls eine Zusammensetzung auf, die diesen Schluss nahe legt. Im Bild sieht man den ersten Marsmeteoriten mit der Bezeichnung EETA79001. Hierzu zählen auch die Mondmeteorite, bei denen die Herkunft eindeutig nachgewiesen werden konnte und die durch ähnliche Vorgänge zu uns kamen.

Eisenmeteorite fallen zwar nur selten, sind aber recht interessant. Natürlich bestehen sie überwiegend aus Metall, neben Eisen auch aus Nickel. Doch enthalten sie auch kleinere Mengen an Eisensulfid (FeS, Troilit) sowie Grafit oder Spuren von Silikaten. Der Nickelgehalt schwankt im Bereich von 5 % bis 60 %, diese Meteorite enthalten nickelarme (Kamazit, Balkeneisen) und nickelreiche (Tänit, Bandeisen) Minerale. Wenn man einen Eisenmeteoriten anschleift, poliert und die Oberfläche anätzt, kann man charakteristische Figuren erkennen. Das liegt am unterschiedlichen Angriff der Säure auf die beiden enthaltenen Eisen- Nickel- Minerale, wobei das Kamazit stärker angeätzt wird. Die nun sichtbaren Bänder werden nach dem österreichischen Chemiker Aloys von Widmannstätten (1754- 1849) Widmanstättensche Figuren genannt. Durch verschiedene Gehalte weiterer Elemente wie Germanium oder Gallium erfolgt eine weitere Untergruppierung der Eisenmeteorite.

 

[H2SO4]

Eisenmeteorite sind vermutlich aus einer Schmelze entstanden, in der eine Fraktionierung stattfand. Die schweren Metalle Eisen und Nickel sammelten sich dabei im Innern, während Silikate außen als Mantel erkalteten.

Zwischen Eisenmeteoriten und Achondriten ordnen sich die Steineisenmeteorite ein.

Steineisenmeteorit Dar al Gani 962Sie entstanden auch aus einer Schmelze, in der jedoch keine Fraktionierung leichte und schwere Bestandteile trennte. Neben rund 50 % Eisen und Nickel besteht der Rest aus Silikaten, die in das Nickeleisen eingebettet sind. Nebenstehend der Steineisenmeteorit Dar al Gani 962 aus der Sahara. Gut zu erkennen, wie die mineralischen Bestandteile in das Nickeleisen eingebettet sind. Unterteilt wird diese Meteoritengruppe in zwei Untergruppen, die Palasite und die Mesosiderite. Während die ersteren gröbere Olivinkristalle aufweisen, liegen die Silikate in den Mesosideriten feinkörniger vor.

Das Alter der Meteoriten

Durch die Meteorite wollen wir ja etwas über die Frühzeit des Sonnensystems erfahren, dazu ist zunächst wichtig zu wissen wie alt sie sind. Wie kann man so etwas messen? Die Chemiker wenden hierzu einen einfachen Trick an: sie benutzen radioaktive Isotope, die in den Meteoriten enthalten sind. Ein Isotop eines Elementes weist die gleiche Anzahl an Protonen im Atomkern auf wie das Element, hat aber eine unterschiedliche Zahl von Neutronen. Manche Isotope sind nicht stabil, sondern unterliegen dem radioaktiven Zerfall. Die Zeit, nach der die Hälfte der radioaktiven Atomkerne (Radionuklide) zerfallen ist, nennt man Halbwertszeit. Halbwertszeiten können von Sekundenbruchteilen bis hin zu Jahrmilliarden liegen, so haben z.B.

* 235U (Uranisotop) - 4 510 000 000 Jahre
* 137Cs (Cäsiumisotop) - 30 000 Jahre
* 214Ra (Radonisotop) - 2,6 Sekunden

Der Trick besteht nun darin, den Anteil an Zerfallsprodukten zu bestimmen, denn diese sind stabil. Aus dem Verhältnis von Zerfallsprodukt zu Isotop kann man dann recht genau das Alter bestimmen. Die älteste in Meteoriten gefundene Materie (Einschlüsse in kohligen Chondriten) weist nach dieser Methode ein Alter von 4,559 ± 0,004 Milliarden Jahre auf. Dieses Alter von rund 4,6 Milliarden Jahren wird dann auch als das Alter des Sonnensystems bezeichnet, denn es war der Zeitpunkt, an dem die Meteorite bzw. ihre Mutterkörper erstarrten.

Das ist aber noch nicht alles, was wir aus den Meteoriten lesen können. So ist man erstaunlicherweise durchaus imstande, aus dem Nickelgehalt der Eisenmeteorite auf die Größe des Mutterkörpers zu schließen. Denn im noch glutflüssigen Material konnte ja eine Fragmentierung stattfinden, bei der schweres Material durch gravitativen Einfluss nach innen drang. Der Nickelanteil hängt damit direkt vom Temperaturabfall ab, der während der Kristallisation des Mutterkörpers herrschte. So konnte ermittelt werden, dass die verschiedenen Körper sich um 0,5 bis 500 [K] pro 1 Million Jahre abkühlten, und das entspricht Größen von etwa 10 [Km] bis knapp 1000 [Km] Durchmesser. Eisenmeteorite stammen damit aus den Kernbereichen fraktionierter, zertrümmerter Körper.

Dagegen stammen die Steineisenmeteorite aus Zonen des Mutterkörpers, in denen die Trennung der Fraktionen noch nicht vollständig abgelaufen war. Achondrite sind aus den unteren Schichten des Mantels abgesprengt worden und Chondrite aus etwa 300 [°C] bis 800 [°C] warmen Zonen, in denen eine leichte Rekristallisation möglich war. Die kohligen Chondrite können dagegen höchstens aus den äußeren Schichten größerer Körper stammen, da hier keine Rekristallisation nachzuweisen ist, eher noch entsprangen sie kleinen Körpern, bei denen eine Fragmentierung nicht möglich war. In einigen von ihnen fand man so genannte Fremdlinge, Einschlüsse, die eine von der übrigen Meteoritenzusammensetzung abweichende Isotopenhäufigkeit haben. Diese Einschlüsse sind, so ist man sich sicher, aus dem interstellaren Raum gekommen und wurden dann Bestandteil des solaren Urnebels. Entstanden sind sie wohl in den Atmosphären früherer Sterngenerationen. So haben wir mit den kohligen Chondriten ein Material in den Händen, das selbst noch vor der Geburt des Sonnensystems entstanden ist.

Aus der Analyse der Substanzen des radioaktiven Zerfallsprozesses kann man also die Zeit bestimmen, die seit Entstehung des Meteoriten vergangen ist. Nachdem das Bruchstück aus dem Mutterkörper herausgeschlagen wurde, trieb es für eine bestimmte Zeit frei im Weltraum umher. Dabei war das Material ungeschützt der Kosmischen Strahlung ausgesetzt, die ihrerseits Veränderungen in der Zusammensetzung verursachte.

Bildung kosmogener NukleideDurch die Einwirkung hochenergetischer Teilchen der Kosmischen Strahlung auf die Meteoridenmaterie werden größere Atomkerne gespalten. In diesem Beispiel wird ein Siliziumkern zertrümmert und es entstehen Isotope des Heliums und des Neons. Überwiegend sind es auch Edelgase, deren geringe Konzentration neben anderen radioaktiven Nukliden gemessen werden kann. Die herausgeschlagenen, niederenergetischen Neutronen können zu weiteren Reaktionen führen. Aus den Analysen der Spaltungsprodukte kann man schließen, dass Eisenmeteorite zwischen 1 Million und 2 Milliarden Jahren der Kosmischen Strahlung ausgesetzt waren, Steinmeteorite zwischen 1 Million und 200 Millionen Jahren.

Wenn aus dem Meteoriden ein Meteorit geworden ist, er also auf die Erde fiel, endet das Bombardement der Kosmischen Strahlung. Durch diesen Einfluss stellte sich ein bestimmtes, relativ konstantes Verhältnis von "normalem" Kohlenstoff 12C zum radioaktiven, unstabilen Isotop 14C ein. Mit Fortfall der Kosmischen Strahlung nach dem Eindringen in die schützende Atmosphäre wurde aber kein 14C- Isotop mehr gebildet, so dass dessen Konzentration immer weiter abnahm. Aus dem heutigen Verhältnis von Isotop und stabilem Element kann man schließen, wie lange der Meteorit sich schon auf der Erde befindet. Neben dem Isotop des Kohlenstoffs können 26Al, 36Cl und 81Kr zur Bestimmung der irdischen Verweildauer herangezogen werden.

Es war einmal

Es war einmal ein sehr einsames und verlassenes Universum, nämlich als es noch sehr jung war. Nachdem sich die Strahlung von der Materie abkoppelte - im Alter von 379 000 Jahren - wurde es zunächst für lange Zeit recht finster. Es gab nicht einen einzigen Stern, der das All hätte erhellen können. Erst im Zeitraum zwischen 100 und 200 Millionen Jahren flammten die ersten Sterne auf.

Zu dieser Zeit und für viele weitere Jahre hätte ein Beobachter vergeblich Ausschau nach Planeten, Monden, Kometen oder sonstigen Himmelskörpern gehalten. Alle vorhandene Materie bestand lediglich aus Wasserstoff und ein wenig Helium. Aus diesen beiden Elementen konnten nur große Kugeln aus Gas entstehen, eben die ersten Sterne. Die waren dann auch wahrhaft groß, 200, 500, ja sogar vielleicht bis zu 1000 Sonnemassen schwer waren diese Giganten. In ihrem Innern müssen im Vergleich zu den heutigen Sternen höllische Bedingungen geherrscht haben. Durch diese ungeheuren Massen entstanden immense Drucke und Temperaturen im Innern, so dass die Fusionen rasend schnell abliefen. Schon nach ein paar Millionen Jahren vergingen diese Boliden als Hypernova - es müssen die heftigsten Explosionen gewesen sein, die unser Kosmos je erlebte.

Aber das war auch gut so! Denn in den Sternen wurden durch die Fusionen ja neue, noch nie dagewesene Elemente ausgebrütet und durch die Energie der Explosionen kamen weitere hinzu. Sie wurden nun ins All ausgestoßen und kondensierten zu Staubkörnchen, die sich mit den Gaswolken vermischten. Hier tragen die Staubteilchen einen wesentlichen Beitrag zur Kühlung der kontrahierenden Wolke und daraus resultieren im Endeffekt viel masseärmere Sterne, die jetzt aber eine deutlich längere Lebensdauer haben. Das wiederum ist Voraussetzung für die Ausbildung von Planeten (welche ebenfalls aus einer den jungen Stern umgebendendem Staubscheibe auskondensieren) und letzten Endes für die Entwicklung von Leben.

Wir können also festhalten, dass die ersten Sterne keinerlei Planeten aufweisen konnten. Erst spätere Sterngenerationen konnten sich mit diesen Begleitern schmücken. Und uns ist klar, dass alles im Universum, was aus anderen Elementen besteht als Wasserstoff und Helium (also auch wir selbst), nichts anderes ist als die Brennasche längst vergangener Sterngenerationen.

Wir sind nicht allein - der erste Exoplanet

Damit liegt es auf der Hand festzustellen, dass die Erde bzw. unser Sonnensystem kein Einzelfall sein kann. Die beschriebenen Vorgänge laufen überall im Universum nach gleichem Schema ab, denn die Naturgesetze haben im gesamten Kosmos Gültigkeit. Damit sind überall, wo es große Gas- und Staubwolken gibt, die Voraussetzungen für die Bildung von Planeten und vielleicht auch für Leben gegeben.

Aus diesen Überlegungen heraus haben Astronomen und Astrophysiker schon lange vermutet, dass es eine Menge extrasolarer Planeten geben muss. Das Problem in ihrem Nachweis liegt aber in der Tatsache, dass ein Stern millionenfach heller ist als ein Planet und diesen hoffnungslos überstrahlen würde. Zudem stehen Planeten relativ nah an ihrer Sonne, weshalb auch die besten Teleskope kaum in der Lage sind, beide voneinander zu trennen. So gelang es erst 1995 Michel Mayor und Didier Queloz vom Genfer Observatorium beim Stern 51 Pegasi b den ersten extrasolaren Planeten zu entdecken (heute, im Juni 2007, sind es bereits 246, doch diese Zahl überholt sich täglich selbst). Damit müssen wir uns zunächst fragen, auf welche Weise ein solcher Nachweis überhaupt möglich ist.

Der erste extrasolare Planet wurde durch die Messung der Radialgeschwindigkeit aufgespürt. Wenn ein Körper einen anderen umkreist (z.B. der Mond die Erde), so bewegen sich beide um einen gemeinsamen Masseschwerpunkt, Baryzentrum genannt. Im Falle eines Sterns, der von einem Planeten umkreist wird bedeutet dies, dass er ein ganz klein wenig hin- und her wackelt. Hierdurch kommt er einmal um einen winzigen Betrag auf den Beobachter zu, ein andermal entfernt er sich. Daraus resultieren kleine Blau- bzw. Rotverschiebungen, die gemessen werden können.

Messung der Radialgeschwindigkeit von 51 Pegasi bHier sieht man in einer Kurve dargestellt die Änderung der Radialgeschwindigkeit von etwa 70 [m/s] von 51 Pegasi b, erfasst mit einem hochauflösenden Spektrografen. In 50,1 Lichtjahren Entfernung wird dieser gelbe Zwergstern der Spektralklasse G2,5IVa oder G4-5Va von einem Planeten umkreist, der etwa 0,46 Jupitermassen aufweist und den Stern einmal in 4,2 Tagen umkreist. Er ist so schnell, weil seine Umlaufbahn nur 0,05 [AE] von seiner Sonne entfernt ist. Die Oberflächentemperatur wurde zu 982 [°C] berechnet, weshalb dieser Körper nicht für das Tragen von Leben in Betracht kommt.

Wollte man nun Stern für Stern nach dieser oder anderen Methoden auf Planeten untersuchen, so wäre das ein recht langwieriges Unterfangen und kaum von Erfolg gekrönt. Es werden daher stets gleichzeitig viele Tausend Sterne vermessen, so dass die Wahrscheinlichkeit, dass einer "ins Netz geht", zu vernünftigen Größen verschoben wird.

Objekte dieser Größe bezeichnet man übrigens auch als Planemos, abgeleitet von planetary mass object). Allgemein ist ein Planemo ein Körper, der durch seine Gravitation zwar annähernd Kugelgestalt annimmt, sie aber nicht ausreicht, um in seinem Innern Kernfusionen zu zünden. Größere Monde, Planeten und Zwergplaneten sowie auch kleine Braune Zwerge sind Planemos. Man vermutet, dass Planemos einen wesentlichen Beitrag zur Dunklen Materie leisten könnten.

Wie man schon vielleicht vermutet hat, beruht die Messung der Radialgeschwindigkeit auf dem Doppler- Effekt. Nach dieser Methode wurden bisher die meisten der inzwischen über 200 bekannten extrasolaren Planeten entdeckt. Eine weitere Methode ist die der Fotometrie. Man kann die Helligkeit eines Sterns sehr genau messen, und sie bleibt über lange Zeit auch sehr konstant. Zieht nun ein Planet an der Sternscheibe vorbei, wird er das Licht des Sterns um einen winzigen Betrag verdunkeln. Solche Transits kann man durchaus messen, wenn auch die erdgebundenen Teleskope durch atmosphärische Störungen hierbei an ihre Grenze stoßen. Gegenüber dem Doppler- Effekt hat diese Art des Nachweises einen weiteren großen Nachteil: Sie funktioniert nur, wenn die Bahnebene des Planeten so liegt, dass sie in unserer Blickrichtung am Stern vorbei führt. Wenn wir aber quasi von oben auf das System sehen, wird keine Sternfinsternis erfolgen und wir können den Planeten auf diesem Weg nicht nachweisen. So ist dann auch bis heute nur ein einziger Planet nach dieser Methode gefunden worden, und zwar beim Stern HD 209458

Eine weitere Möglichkeit stellt die Astrometrie dar. Ein Stern hat zwar scheinbar eine "feste" Position am Himmel (abgesehen von seiner Eigenbewegung). Wird er aber von einem (oder mehreren) Planeten umkreist, so führen beide eine Taumelbewegung um das gemeinsame Schwerkraftzentrum aus. Der Stern "wackelt" um einen winzigen Betrag hin und her, bewegt sich auf einer kleinen Kreis- bzw. Ellipsenbahn. Diese Positionsänderungen kann man messen. Allerdings stoßen auch hier selbst unsere heutigen Großteleskope an die Grenzen ihrer Möglichkeiten, denn die Positionsänderungen sind verschwindend gering. Besser geeignet sind Weltraumteleskope wie Hubble, und mit diesem gelang auch bislang eine astrometrische Bestimmung (Gl 876b).

Ein Planet mit 5,5facher Erdmasse verrät sich durch MikrolinseneffektEin Exoplanet kann sich auch durch den Mikrolinseneffekt (Microlensing) verraten. Basierend auf dem Gravitationslinseneffekt wirkt ein Stern als Linse, wenn er an einem Hintergrundstern vorbei zieht. Es wird jedoch kein Bild des Hintergrundsterns erzeugt, sondern das Licht in charakteristischer Weise verstärkt. Weist der Vordergrundstern einen Planeten auf und wandert dieser sehr nahe an der Sichtlinie zum Hintergrundstern vorbei, wird die Lichtkurve noch mal um einen kleinen Peak modifiziert. Wir sehen hier die Lichtkurve eines Mikrolinsenereignisses, in der linken Kurvenhälfte der kleine Peak eines Planeten von 5,5 Erdmassen (im lila Rahmen nochmals vergrößert), der typischerweise meist nur einen Tag dauert. Links ist die Helligkeit aufgetragen, die unteren Skalen geben die Länge des Ereignisses in Tagen wieder.

Es sind insbesondere 2 Astronomenteams, die wir getrost als die erfolgreichsten Planetenjäger bezeichnen können. Zum einen die schon erwähnten Michel Mayor und Didier Queloz vom Genfer Observatorium, die den ersten Exoplaneten entdeckten. Prof. Geoffrey Marcy und Paul Butler vom Carnegie Institut in Washington stellen ihre Konkurrenz dar. Sie entdecken die neuen Planeten heute meist gleich im Bündel. Hatte man bis Mitte 2002 für die ersten 100 gefundenen Planeten noch 7 Jahre benötigt, waren es in den vergangenen 5 Jahren schon rund 150. Das ist natürlich auch der immer besser werdenden Technik zu verdanken.

Astronomen der Uni Jena haben das wohl erste Bild eines Exoplaneten mit dem Very Large Telescope (VLT) der ESO und dem Instrument NACO gewinnen können. Es handelt sich dabei um den 400 Lichtjahre entfernten Stern GQ Lupi A mit seinem Begleiter GQ Lupi b im südlichen Sternbild Wolf. Die Aufnahme konnte nur gelingen, weil der Begleiter 3 Mal so weit vom Stern steht wie Pluto von der Sonne. Aufgrund der sehr langsamen Umlaufgeschwindigkeit bewegen sich beide parallel über die Himmelskugel, deshalb ist man sich sicher, dass es sich um einen echten Begleiter handelt. Sehr unsicher ist jedoch die Bestimmung der Masse: Angaben schwanken zwischen etwa 1 und 40 Jupitermassen, weshalb der Begleiter auch ein Brauner Zwerg sein kann.

Schon seit 1999 ist der Exoplanet HD 209458b bekannt, inzwischen auch unter dem Namen Osiris. Wir finden ihn in 150 Lichtjahren Entfernung im Sternbild Pegasus.

OsirisZwar umkreist Osiris seine Sonne in nur 5,9 Millionen [Km] Distanz und seine Oberfläche ist deshalb mindestens 1000 [K] heiß, dennoch konnte man in seiner Atmosphäre Kohlenstoff und Sauerstoff aufspüren. Osiris ist zudem der erste extrasolare Planet, bei dem eine Atmosphäre nachgewiesen werden konnte. Aus dieser entweicht ständig Wasserstoff, welcher eine Art Schweif ausbildet und dabei Kohlenstoff- und Sauerstoffatome mitreißt. Bedeutsam ist jedoch, dass auf einem Exoplaneten diese beiden Grundbausteine des Lebens vorhanden sind. Wenn auch auf solch heißer Oberfläche kein Leben möglich ist, so wurde nun auch noch Wasserdampf in der Atmosphäre gefunden (Travis Barman vom Lowell Observatory, April 2007). Dies gelang mit Hilfe des Spektrografen des HST (Hubble Space Telescope). Wenn auch vorhergehende Untersuchungen mit dem Spitzer-Infrarotteleskop keinen Hinweis von Wasser auf diesem jupitergroßen Planeten erbrachten ist es doch sehr wahrscheinlich, dass diese häufige Verbindung im Kosmos auf vielen extrasolaren Planeten vorkommt. Damit sind alle Grundbausteine für die Entwicklung von Leben überall vorhanden. Unsere Erde ist sicherlich nicht die einzige große Ausnahme im Universum und alle diesbezüglichen Annahmen sind nun längst hinfällig.

Jeder Star Trek- Fan kennt natürlich den Planeten Vulcan, Spocks Heimat, der den Stern 40 Eridani umläuft. Noch wissen wir nicht, ob dieser Stern in der Tat von einem erdgroßen Planeten begleitet wird. Doch eine der vielen geplanten Missionen zum Aufspüren neuer Exoplaneten, NASA's SIM PlanetQuest dürfte dazu durchaus in der Lage sein. Zwar handelt es sich bei 40 Eridani um ein System aus 3 Sternen, doch diese sind so weit voneinander entfernt, dass ein Planet durchaus eine stabile Umlaufbahn um den Hauptstern 40 Eridani A einnehmen könnte. Würde er sich hier in einem Abstand von etwa 0,6 AE aufhalten, so befände er sich sogar in der habitablen Zone, einem Bereich also, in welchem Wasser in flüssiger Form vorliegen könnte und damit die Voraussetzung für die Existenz der Vulcanier gegeben wäre...

 

[H2SO4]

So das wars jetzt von mir, falls ich noch was finde schreibe ich es dazu aber jetzt seit ihr dran mit posten :lol:

 

[Gast1253]

Wow nicht schlecht... :surprised: :surprised:
das muss ich jetzt erstmal verdauen..

 

[H2SO4]

:augenzu: Ich hab Chaos und verwirrung ins Forum gebracht.

Wollts ja alles in einen Beitrag fassen ging aber nicht wegen der Zeichenbegrenzung-.- jetzt ist es halt unübersichtlicher geworden.

 

[dutti]

OMG *hust* danke für deine mühe ich muss jetz erst ma zeit finden dies lles zu lesen. ich bin mir sicher das beantwortet alle frage die jemals jemand stellen könnte :lol:
großes lob an dich lieber H2S04!

 

[H2SO4]

Thx

Kein problem immer wieder gerne =)

 

[dutti]

wollte eigentlich auch ma nach anderen dimensionen fragen aber wenn wir grade ma so die 4te dimension(zeit) vertseheh dann lassen wir die 5te erst mal :lol: :lol:
sollten wir uns aber vormerken, die nöchste zu diskutieren und verstehende dimension wär dann die 5te hehe

 

[H2SO4]

Haste meinee Beiträge zur erklärung was zeit ist gelesen sind auch 4 Lange post mit erklärungen.

Würd mal sagen jetzt erstmal das was ich hier gepostet habe, dann fang ich mit den ganzen dimensionen an. Aber denke mal das erstmal genug lesestoff vorhanden ist.

 

[dutti]

aufjeden fall :yes:
das muss ich erst ma lesen hehe bzw zeit dafür finden. deswegen fang ich gleich :lol:

 

[Tiver]

Wollte das gerade schnell mal durchlesen, wurde mir aber dann doch zuviel.
Ob das die Fragen beantworten kann ?
Man muss erstmal Fragen wo die Antwort überhaupt ist, aber trozdem Respekt für den Bericht...