Der Merkur

Merkur trägt den Namen nach dem römischen Gott des Handels. Er ist mit einem Abstand von 57.9 Millionen Kilometern der sonnennächste und mit 4.800 Kilometern der zweitkleinste Planet nach Pluto in unserem Sonnensystem. Erste genauere Erkenntnisse über die Verhältnisse auf Merkur erbrachte die amerikanische Raumsonde Mariner 10. Sie passierte Merkur im Jahr 1974.

(Merkurbahn)

Merkur ist der innerste Planet im Sonnensystem. Seine Bahn um die Sonne ist relativ exzentrisch, weicht also stärker von der Kreisform ab als etwa die Erde. Dadurch schwankt der Sonnenabstand des Merkur zwischen 46 und 70 Millionen Kilometern. Außerdem ist die Merkurbahn mit sieben Grad im Vergleich zu den anderen Planeten relativ stark geneigt. Merkur rotiert innerhalb von etwa 59 Erdtagen einmal um sich selbst und braucht für einen Umlauf um die Sonne 88 Tage. Ein Sonnentag, also der Abstand zwischen zwei
Sonnenaufgängen, dauert auf dem Merkur 176 Erdentage. Demzufolge dauert ein Tag auf Merkur zwei Merkurjahre.

(Merkuroberfläche)

Die ersten Bilder von der Oberfläche des Planeten Merkur zeichnete der griechisch-französische Astronom Eugenios Antoniadi (1870 - 1944) Anfang des 20. Jahrhunderts. Er fertigte eine der ersten Karten vom Merkur an.

Neue Erkenntnisse gewann man erst 1974, als die US-Raumsonde Mariner 10 den Planeten passierte und fotografisch dokumentierte. Danach ähnelt die Oberfläche sehr der unseres Mondes, da sie mit Einschlagskratern übersät ist. Es gibt auch glattere Ebenen, die offenbar aus jüngerer Zeit stammen. Eine besondere Geländeformation auf dem Merkur sind kilometerhohe Böschungen, die auf dem gesamten Planeten zu finden sind. Sie entstanden vermutlich, als der Planet infolge der Abkühlung deutlich zusammenschrumpfte.

Merkur verfügt nur über eine äußerst dünne Atmosphäre, deren Hauptbestandteile Sauerstoff, Natrium, Wasserstoff und Helium sind. Wegen ihrer geringen Dichte wird sie auch als "Exosphäre"bezeichnet. Die genaue Konsistenz der Atmosphäre wird seit August 2004 von der Sonde MESSENGER ermittelt. Diese wird den Planeten mehrmals umkreisen und dabei dessen gesamte Oberfläche fotografieren. Bisher sind 45 Prozent kartographisch erfasst. Daneben nimmt sie Messungen am Magnetfeld vor, ermittelt die Zusammensetzung
der Oberfläche und untersucht die Struktur des Kerns. Die mittlere Dichte des Merkur von 5,43 Gramm pro Kubikzentimeter entspricht etwa der Dichte der Erde.

(Sichtbarkeit)

Wegen seiner großen Sonnennähe kann Merkur schlecht beobachtet werden. Er ist nur kurz vor Sonnenaufgang bzw. kurz nach Sonnenuntergang zu sehen. In unseren Breiten erkennt man den Planeten am besten im Frühjahr abends oder im Herbst am Morgen. Das sind die Zeiten, in denen er seinen größten Winkelabstand von der Sonne hat. Diese Elongation beträgt 28 Grad.




Die Venus

Den Namen Venus verdankt der zweite Planet in unserem Sonnensystem der Göttin der Liebe. Lange glaubte man, dass sich auf Venus Leben entwickelt haben könnte, ähnelt sie doch in vielerlei Hinsicht der Erde: Ihre Masse beträgt 81,5 Prozent der Erdmasse, die mittlere Dichte liegt bei 5,25 Gramm pro Kubikzentimeter und ihr Durchmesser ist mit rund 12.100 Kilometern nur geringfügig kleiner als das der Erde. Dazu besitzt Venus eine Atmosphäre mit dicken Wolkenschichten.

Dennoch ist der Planet alles andere als eine angenehme Umgebung. Unter der Wolkendecke herrschen überall Temperaturen von mehr als 470 Grad Celsius. Von der Sonne aufgeheizt, verhindert der Treibhauseffekt der äußerst dichten Atmosphäre, die zu 96,5 Prozent aus Kohlendioxid besteht, die Wärmeabstrahlung. An der Oberfläche von Venus ist der Druck daher 90-mal größer als auf der Erde. Die mittlere Sonnenentfernung beträgt 108 Millionen Kilometer.

(Venusbahn)

Venus benötigt für einen Sonnenumlauf 224,7 Erdentage und führt sie auch in eine Position zwischen Erde und Sonne. Dadurch erscheint sie ähnlich wie Mond und Merkur - in verschiedenen Phasen ( Neu-Venus bis Voll-Venus). Die Eigenrotation von Venus ist retrograd, sie dreht sich - im Gegensatz zu den anderen Planeten im Sonnensystem - im Uhrzeigersinn um die eigene Achse. Diese Eigendrehung geht zudem ausgesprochen langsam vonstatten.

Ein Venustag dauert länger als ein Venusjahr. Das heißt, Venus dreht sich schneller um die Sonne als um sich selbst. Erst nach 243 Erdentagen hat sich die Venus einmal um sich selbst gedreht. Die Rotationsachse ist mit 2,7 Grad nur schwach gegen die Senkrechte zur Umlaufbahn geneigt (bei der Erde 23,5 Grad).

(Atmosphäre)
Der Planet Venus wird von einer geschlossenen Wolkendecke umgeben. Die oberen Wolkenregionen rotieren in nur vier Tagen einmal um den Planeten. Die Atmosphäre besteht überwiegend, nämlich zu 96,5 Prozent, aus Kohlendioxid. Gelegentlich regnet es in dieser lebensfeindlichen Umgebung sogar. Dieser Regen besteht allerdings aus Schwefelsäure. Aufgrund der enormen Hitze erreichen die Regentropfen nicht die Oberfläche, sondern verdampfen vorher.

Trotz dieser ungastlichen Bedingungen gelang es Raumsonden, auf Venus zu landen und Fotografien von der rauen Oberfläche zu machen. Auf Venus herrschen 470 Grad Celsius. Das reicht immerhin, um Blei zum Schmelzen zu bringen. Diese Hitze wird in fast allen Regionen erreicht, nur an den Polen ist es ein wenig kühler. Ein dramatischer Treibhauseffekt der Kohlendioxidatmosphäre macht Venus zum heißesten Planeten im Sonnensystem.

Während die Sonne die Oberfläche erwärmen kann, verhindert die zusammensetzung der dichten Atmosphäre mit ihren gewaltigen Dunstschichten eine Wärmeabgabe. Der Druck ist in diesem "Dampfkessel" gewaltig. Die oberen Wolkenschichten rotieren relativ schnell um den Planeten. In Oberflächennähe hingegen ist die Windgeschwindigkeit relativ gering.

(Oberfläche)

Die Oberfläche von Venus besteht aus heißen Wüsten sowie großen Ebenen und wenigen Gebirgen und Tälern. Das größte Gebirge oder besser Hochplateau trägt die Bezeichnung "Aphrodite Terra". Es liegt in Höhe des Venusäquators und hat in etwa die größe Afrikas.

Insgesamt ist Venus weniger gebirgig als die Erde. Zwar gibt es Erhebungen, die nahezu elf Kilometer hoch sind (Maxwell Montes), aber insgesamt bestehen nur zehn Prozent der Oberfläche aus gebirgigen Formationen. 70 Prozent sind große Ebenen und 20 Prozent Senken. Anders als auf der Erde hat man auf Venus keinerlei Plattentektonik festgestellt. Davon abgesehen, ähneln sich die Planeten aber im Aufbau. Im Inneren befindet sich ein großer Eisen-Nickel-Kern, darauf folgen der Mantel und die dünne äußere Kruste

Zumindest bis vor einigen hundert Millionen Jahren gab es auf Venus auch einen ausgeprägten Vulkanismus. Möglicherweise gibt es bis heute aktive Vulkane. Man hat jedenfalls erkaltete Lavaströme entdeckt, die länger als die längsen Flüsse der Erde sind. Auch Meteoritenkrater sind auf der Oberfläche festzustellen. Es sind jedoch sehr viel weniger als auf Merkur, was vermutlich daran liegt, dass die dichte Atmosphäre das Eindringen kleinerer Himmelskörper verhindert hat. Größere Gesteinsbrocken erreichten
jedoch die Oberfläche und hinterließen Einschlagskrater.

(Venusbeobachtung)

Venus zählt zu den inneren Planeten und verläuft zwischen der Sonne und der Umlaufbahn der Erde. Befindet sich der Planet rechts von der Sonne, also in der zunehmenden Phase, so wird er als Morgenstern bezeichnet; befindet er sich in der abnehmenden Phase, fungiert er als Abendstern. Je größer der Winkelabstand von Venus zur Sonne ist, desto besser ist sie zu sehen. Venus ist nach Sonne und Mond das hellste Objekt am Himmel und kann zum Zeitpunkt ihrer größten Helligkeit sogar mit bloßem Auge am Tage
beobachtet werden.




Der Mars

Unser äußerer Nachbar im Sonnensystem ist Mars. Er ist nach dem römischen Gott des Krieges (griechisch = Ares) benannt. So ist es nicht verwunderlich, dass vermeintliche Marsbewohner in der Fantasie der Science-Fiction-Autoren meist ein kriegerisches Volk waren und die Menschheit angriffen.

Konnte sich aber wirklich Leben auf Mars entwickeln? Diese Frage stellten sich einige Forscher, als der amerikanische Unternehmer und Astronom Percival Lowell (1855 - 1916) die bereits 1877 vom italienischen Astronomen Giovanni Schiaparelli (1835 - 1910) entdeckten Schluchten und Gräben, die so genannten "Marskanäle", als künstliche Bewässerungssysteme deutete. Bessere Teleskope und moderne Sonden haben dies aber längst widerlegt und die meisten Wissenschaftler haben nie an Marsbewohner geglaubt.

1976 suchten die Viking-Sonden vergeblich nach Lebensspuren auf dem Roten Planeten. Dass es einfachste Lebensformen gab oder vieleicht in wasserhaltigen, tieferen Bodenschichten sogar noch gibt, ist dennoch nicht völlig ausgeschlossen. Sollte es aber tatsächlich Leben auf dem Mars geben oder gegeben haben, dürfte es sich nach Meinung von Wissenschaftlern um sehr einfache Formen von Bakterien oder anderen Einzellern handeln. Viele Forscher sind davon überzeugt - und aktuelle Messergebnisse von Raumsonden
sprechen dafür -, dass es auf dem Roten Planeten einmal Wasser gab und eventuell unter der Oberfläche in gefrorener Form noch gibt.

Man vermutet auch, dass Mars in seiner Urzeit einmal deutlich wärmer war und über große Seen oder gar Ozeane verfügte. Damit hätte er ähnlich günstige Bedingungen für die Entwicklung von Leben geboten wie die Erde. Vielleicht verbergen sich in bestimmten Nischen tatsächlich primitive Lebensformen, denn auch auf der Erde werden immer wieder kleinste Mikroorganismen entdeckt, die selbst unter extremsten Umweltbedingungen existieren können. So leben in heißen Quellen oder im Eis der Antarktis primitive
Bakterien.

Diese Funde auf der Erde ermutigen die Wissenschaft, auch auf anderen Planeten mit extremen Bedingungen nach Leben zu suchen. Dies dürfte sich aber vermutlich nur unter der Oberfläche finden lassen, wo es vieleicht Wasser gibt. Mars ist etwa halb so groß wie die Erde. Ein Marstag dauert nur ca. 40 Minuten länger als ein Erdentag. Außerdem gibt es auf dem Roten Planeten Jahreszeiten, die wiederum doppelt so lange währen wie unsere. Seine maximale Entfernung von der Erde beträgt 400 Millionen Kilometer.

Stehen die Planeten günstig zueinander, nähern sie sich bis auf 55,65 Millionen Kilometer an. Dies spielt bei dem Start von Marsmissionen eine entscheidende Rolle, weswegen es immer nur alle zwei Jahre günstige Termine für den Start von Sonden und Satelliten gibt. Für eine Sonnenumkreisung benötigt Mars etwa zwei Erdenjahre. Auf der Marsoberfläche ist es deutlich kälter als auf der Erde. Die Durchschnittstemperatur liegt bei -25 Grad Celsius. Die Temperatur kann aber zwischen +20 Grad und -120 Grad Celsius
schwanken, was an der geringen Dichte der Marsatmosphäre liegt.

Sie kann die Sonnenwärme nicht speichern und gibt sie rasch wieder ab. Zu 95 Prozent besteht diese dünne Atmosphäre aus Kohlendioxid. Bleibt die Frage, warum der Planet rötlich erscheint. Das liegt daran, dass der Oberflächenstaub viel Eisenoxid enthält - oder anders ausgedrückt: Mars ist "verrostet".

(Marsbahn)

Mars ist, von der Sonne aus gesehen, der vierte Planet. Da seine Umlaufbahn nicht parallel zur Umlaufbahn der Erde verläuft, ergeben sich erhebliche Schwankungen im Abstand von Erde und Mars. Durch die schwankenden Entfernungen wechselt auch die Helligkeit von Mars als Beobachtungsobjekt am Firmament.


Wenn man Mars über eine längere Zeit hinweg beobachtet, stellt man fest, dass er eine scheinbare Schleifenbewegung vollzieht: Mars folgt am Himmel seiner rechtläufigen Bahn nicht mehr, sondern er "stoppt" und läuft dann sogar rückwärts am Himmel entlang. Dieses Phänomen erklärt sich durch die unterschiedlichen Bahngeschwindigkeiten von Mars und Erde. In Opposition überholt der innere Planet Erde den außen liegenden Mars, weil dieser ja den weiteren Weg zurückzulegen hat.

(Marsoberfläche)

Die Landschaften auf dem Roten Planeten sind sehr vielfältig. Neben Kratergebieten und Gebirgen gibt es weite Wüsten, vereiste Polkappen, tiefe Schluchten und sehr hohe Vulkane. Die Krater stammen von Einschlägen zahlreicher Meteoriten und sind - anders als bei Venus - zum Teil erodiert. Dazu tragen starke Winde bei, die sich zu schweren Stürmen auswachsen können. Diese Winde wirbeln Staub auf, sodass auch die dünne Marsatmosphäre rötlich schimmert.

Sandstürme können sich über Monate hinziehen und, wie zum Beispiel 2001, Mars komplett einhüllen. Auf Mars findet man auch den höchsten Berg des Sonnensystems. Olympus Mons ist fast 27 Kilometer hoch und sein Durchmesser liegt bei rund 600 Kilometer. Dies entspricht der dreifachen Größe des nur knapp neun Kilometer hohen Mount Everest (8.848 Meter). Auch die Ausmaße verschiedenen sich. Im  Äquatorbereich befindet sich eine ausgedehnte Ebene (Valles Marineres).
Darin sind Schluchten, die viermal so tief und zehnmal so lang sind wie der Grand Canyon in Amerika.

(Marsmonde)

Mars hat zwei Trabanten. Ihre Namen wurden den Begleitern des Kriegsgottes Mars gewählt: Deimos und Phobos, also Schrecken und Angst. Sie wurden 1877 vom Astronomen Asaph Hall (1829 - 1907) entdeckt. Wegen ihrer Form werden sie auch Kartoffelmonde genannt. Ihr Aussehen deutet darauf hin, dass es sich bei ihnen um Asteroiden handelt, die von der Schwerkraft des Mars "eingefangen" wurden.



Der Jupiter


Jupiter ist der größte Planet in unserem Sonnensystem. 70 Prozent der Gesamtmasse aller Planeten entfallen auf ihn. Zu erkennen ist für uns nur die mächtige Atmosphäre, die zu 90 Prozent aus Wasserstoff und zu 10 Prozent aus Helium besteht. Daneben auch Methan, Amoniak und einige Bestandteile wie etwa Phosphin vorhanden. Weiter zum Kern hin folgt eine Schicht mit flüssigem Wasserstoff.
Durch Kristallisation, eine Folge des enormen Drucks, geht diese Schicht in metallischen Wasserstoff über.

Im Zentrum befindet sich vermutlich ein Gesteinskern, der etwa eine Masse von 10 bis 15 Erdmassen haben dürfte. Hier ist die Temperatur mit 19.000 Grad Celsius am höchsten. Nach außen nimmt die Wärme stark ab. In den oberen Wolkenschichten schließlich ist es bis -150 Grad Celsius kalt.

Jupiter gibt mehr Energie an seine Umgebung ab, als er von der Sonne erhält - eine Folge der langsamen Kontraktion des Planetenkerns. Für die Zündung von nuklearen Fusionsprozessen im Inneren ist Jupiter aber immer noch viel zu klein: Er müsste mindestens die 80fache Masse haben um das nukleare Feuer zünden zu können.

Jupiter ist nicht nur der größte, sondern auch der "schnellste" Planet. Für eine Eigenrotation benötigt er weniger als zehn Stunden. Diese hohe Drehgeschwindigkeit beeinflusst die Wolkenstrukturen merklich. So entstehen Wolkenbänder, die in Zonen um den Planeten kreisen. Man unterscheidet etwa zehn Zonen (gemäßigte, tropische und äquatoriale). Die
einzelnen Wolkenzonen rasen mit 400 bis 500 Kilometern pro Stunde in entgegengesetze Richtungen um Jupiter. Sie scheinen recht stabil und langlebig zu sein.
Seit genauere Beobachtungen möglich sind, also seit etwa 50 Jahren, haben sich die Strukturen kaum verändert.

Jupiter verfügt auch über ein ausgeprägtes und sehr starkes Magnetfeld, das sogar die Bahn von Saturn erreicht. Ein besonderes Schauspiel bot sich den Astronomen im Juli 1994. Der Komet Shoemaker-Levy-9 zerbrach in mehrere Fragmente, die auf den Planenten stürzten. Die Helligkeit, die als Folge der gewaltigen Kollisionsexplosionen entstand, überschritt die Helligkeit von Jupiter um das 50fache.

(Der Große Rote Fleck)

Der Große Rote Fleck ist auf fast jeder Fotografie von Jupiter zu sehen. Er ist der größte und langlebigste Sturm im Sonnensystem. Genauer gesagt, handelt es sich um einen antizyklischen Wirbelsturm. Er ragt mehrere Kilometer über die Wolkenschichten hinaus. Seine Ausmaße sind enorm: Der Durchmesser des Großen Roten Flecks übertrifft den der Erde mehr als das Zweifache. Der Supersturm wurde - freilich ihn als solchen deuten zu können - schon vor 300 Jahren entdeckt und seitdem immer wieder gezeichnet und
später fotografiert.

Wie sich zeigt, verändert er gelegentlich seine Größe, doch an seinem Bestand hat sich seit 300 Jahren nichts geändert. Die charakteristische Färbung verdankt er vermutlich dem Phosphor, der entsteht, wenn aufgewirbelte Gase in der oberen Atmosphäre mit dem Sonnenlicht reagieren. Der Große Rote Fleck dreht sich in etwa zehn Tagen einmal um sich selbst und wandert um den Planeten herum. Auch andere Sturmsysteme auf Jupiter scheinen sich über mehrere Jahrzehnte zu halten. Wie das gelingt, haben die
Wissenschaftler immer noch nicht vollständig enträtselt.

(Jupiterbahn)

Jupiter benötigt für einen Umlauf um die Sonne 11,86 Erdjahre. Die mittlere Sonnenentfernung beträgt 779 Millionen Kilometer. Seine Bahngeschwindigkeit liegt bei 13,1 Kilometer pro Sekunde.

(Aufbau von Jupiter)

Jupiter ist ein Wasserstoffplanet, d.h. er besteht überwiegend aus Wasserstoff. Sein Äquatordurchmesser beträgt 143.000 Kilometer. Über sein Inneres weiß man wenig: Im Zentrum befindet sich vermutlich ein Gesteinskern mit einer Temperatur um 19.000 Grad Celsius. Darauf folgt eine Schicht metallischen Wasserstoffes. Dieser dürfte zusammen mit der hohen Rotationsgeschwindigkeit für das stark ausgeprägte Magnetfeld des Planeten verantwortlich sein.

Der metallische Wasserstoff geht über in einen breiten Gürtel aus flüssigem Wasserstoff. Daran schließt sich die Atmosphäre an. Diese besteht wiederum zu 90 Prozent aus Wasserstoff. Fast 10 Prozent Helium sowie Spuren von anderen Stoffen wie Amoniak, Methan und Wasserdampf sind die übrigen Beimengungen. Die Ausmaße von Jupiter sind so gewaltig, dass die Erde 1.300 mal dort hineinpassen würde.



Der Saturn


Der Niederländer Christiaan Huygens (1629 - 1695), ein Astronom, Physiker und Mathematiker, erkannte 1656, dass es sich um Ringe handelt.

Saturn ist fast doppelt so weit von der Sonne entfernt wie Jupiter. Um die aus Milliarden von Eis- und Gesteinsbrocken bestehenden Ringe von der Erde aus erkennen zu können, benötigt man nur ein kleines Teleskop mit mindestens 30facher Vergrößerung. Zwischen den Ringen gibt es eine auffällige Lücke. Sie wurde von Giovanni Cassini (1625 - 1712) entdeckt und nach ihm benannt - die Cassini-Teilung. Seinen Namen trug auch die im Oktober 1997 gestartete Saturnsonde Cassini.

Aufgabe der Raumsonde und des kleinen Landers Huygens ist unter anderem die Erforschung des Saturnmondes Titan. Dieser hat als einziger Mond eine dichte Atmosphäre, was immer wieder zu Spekulationen über mögliches primitives Leben auf diesem Saturntrabanten geführt hat. Saturn hat zahlreiche Begleiter, bislang wurden mindestens 30 Monde entdeckt. Es wird aber angenommen, das es noch weitere kleine Trabanten gibt.

Saturn benötigt für einen Sonnenumlauf fast 29,5 Jahre, wobei die mittlere Sonnenentfernung bei nahezu 1,5 Milliarden Kilometern liegt. Die Eigenrotation ist beinahe so schnell wie bei Jupiter: Ein Saturntag dauert etwa zehn Stunden und 25 Minuten. Die hohe Drehgeschwindigkeit bewirkt eine Abplattung an den Polen und eine Wölbung am Äquator. So betragen der Äquatordurchmesser 120.000 Kilometer und der Poldurchmesser 106.900 Kilometer. Diese Differenz ist damit im Verhältnis größer als auf der Erde.

Auch Saturn verfügt über ein starkes Magnetfeld und wie bei Jupiter umlaufen helle und dunkle Wolkenbänder den Planeten. Auf Saturn ist es aber noch weit stürmischer als auf seinem Nachbarn. Die Winde fegen in Äquatornähe mit Geschwindigkeiten von über 2.000 Kilometern pro Stunde über die Oberfläche. Die Temperatur liegt in dieser stürmischen Atmosphäre bei -180 Grad Celsius. Der innere Aufbau ähnelt dem von Jupiter: Im Inneren vermutet man einen Kern aus Gestein und Eis. Darauf folgt eine Schicht aus
metallischem Wasserstoff. Der Saturn strahlt - auch hier eine Paralele zu Jupiter - mehr Energie ab, als er von der Sonne erhält. Die Masse Saturns ist 95-mal höher als die der Erde. Seine Dichte ist jedoch geringer als die von Wasser.

(Saturnringe)

Neben Saturn haben auch die anderen drei Planeten Jupiter, Uranus und Neptun Ringe, aber bei keinem dieser Planeten sind sie so komplex und beeindruckend. Von der Erde aus sind drei Ringe zu sehen. Außen liegt der A-Ring. In ihm ist eine schmale Lücke, in der sich die inneren Monde befinden. Der B-Ring besitzt dunkle Speichen. Das bedeutet, dass die Materie nicht gleichmäßig in ihm verteilt ist. Der Grund dafür dürften vermutlich elektromagnetische Felder sein. Der lichtschwächste Ring, der von der Erde aus
erkennbar ist, ist der C-Ring. Auch er besteht, genau wie die anderen, wiederum aus vielen einzelnen Bändern.

Vier weitere Ringgruppen (D-G) wurden von Raumsonden entdeckt. Der nur lichtschwache E-Ring besteht aus ganz feinen Partikeln. Er hat die größte Ausdehnung. Teile des F-Ringes sind ineinander verschlungen. Die so genannten Schäferhundmonde Pandora und Prometheus bewirken dies durch ihre wechselseitige Anziehungskraft. Zudem gibt es noch den kaum wahrnehmbaren G-Ring und den inneren D-Ring, der sich fast bis an die Saturnatmosphäre erstreckt.
Trotz der großen Ausdehnung ist die Gesamtmasse der Ringe gering. Sie beträgt nur etwa ein 25.000stel der Saturnmasse.

Die einzelnen Partikel, aus denen sich das Ringsystem zusammensetzt, bestehen aus Gestein und Eis. Wie das Ringsystem genau entstanden ist, weiß man allerdings bis heute nicht. Das Auseinanderbrechen von Monden unter der Anziehungskraft des Planeten dürfte aber eine Rolle gespielt haben.



Der Uranus

Uranus ist von der Sonne etwa doppelt so weit entfernt wie Saturn. Der im Jahr 1781 von Friedrich Wilhelm Herschel entdeckte Planet ist der siebte im Sonnensystem und zugleich der drittgrößte. Aufgrund der hohen mittleren Sonnenentfernung kommt im Vergleich zu den sonnennäheren Planeten nur noch ein Bruchteil der Sonnenstrahlen auf dem Planeten an. Dadurch ist es mit -215 Grad Celsius auch außergewöhnlich kalt auf Uranus.

Sein Aufbau ähnelt dem von Jupiter und Saturn. Die Atmosphäre besteht zum größten Teil (83 Prozent) aus Wasserstoff. Andere Bestandteile sind Helium (15 Prozent) und Methan (zwei Prozent). Durch den Methandunst schimmert Uranus leicht grün-bläulich. Bis Mitte der 1980er - Jahre waren fünf Monde bekannt. Durch Voyager 2 wurden weitere zehn Monde entdeckt, die allerdings viel kleiner sind.

Inzwischen werden - wie bei Saturn und Jupiter - immer neue Monde gesichtet. Die Monde erhielten Namen, die aus Stücken von William Shakespeare stammen. Ungewöhnlich ist die einzigartige Neigung der Rotationsachse. Der Planet "liegt" quasi auf seiner Bahnebene, was dazu führt, dass mal der Nordpol und der Südpol der Sonne zugewandt ist.

(Uranusbahn)

Uranus benötigt für einen Umlauf um die Sonne 84 Jahre (= ein Uranusjahr). Um seine eigene Achse dreht sich der Planet dabei in 17 Stunden und 15 Minuten (= ein Uranustag). Die mittlere Sonnenentfernung liegt bei 2,88 Milliarden Kilometern. Uranus folgt seiner Bahn mit einer Geschwindigkeit von 6,84 Kilometern pro Sekunde. Mit 98 Grad ist die Neigung seiner Rotationsachse zur Bahnebene weit größer als bei allen anderen Planeten (zum Vergleich Erde = 23,4 Grad).


Wegen der großen Sonnenentfernung ist der Temperaturunterschied zwischen den Jahreszeiten mit zwei Grad Celsius äußerst gering. Während es in Bodennähe extrem kalt ist, herrschen in einer Wasserstoffhülle jenseits der Troposphäre des Planeten Temperaturen von bis zu 470 Grad Celsius. Uranus besitzt ein schwach ausgebildetes Ringsystem. Mindestens 21 Monde umlaufen den Planeten auf Bahnen, die teils innerhalb, teils außerhalb des Ringsystems liegen.

(Aufbau von Uranus)

Der Äquatordurchmesser des Uranus, der etwas höher als der Poldurchmesser ist, beträgt 51.000 Kilometer. Die mittlere Dichte des Planeten entspricht dem 1,3fachen von Wasser. Damit liegt die Dichte über der von Saturn und Jupiter, woraus man folgern kann, dass es auf Uranus mehr schwere Elemente geben muss.

Der Aufbau ähnelt dem der anderen Gasplaneten, mit dem Unterschied, dass es im inneren von Uranus wohl keine Schicht aus metallischen Wasserstoff gibt. Im Zentrum von Uranus befindet sich vermutlich ein etwa 7.000 Grad Celsius heißer Gesteinskern. Darauf folgt eine Schicht aus einem Gemisch von Wasser, Methan und Ammoniak. Diese Schicht schließlich geht in eine Atmosphäre aus Wasserstoff, Helium sowie Methan über. Aus der Eigenschaft des Methangases, rotes Sonnenlicht zu absorbieren, resultiert die
blau-grünliche Färbung Uranus.

Die Temperaturverteilung in der Atmosphäre bietet eine Überraschung: Der jeweils der Sonne zugewandte Pol ist nämlich vermutlich nicht wärmer als die kaum beschienene Äquatorgegend - eher umgekehrt. Warum das so ist, lässt sich bis heute nicht erklären. Insgesamt ist die Oberfläche des Planeten recht strukturlos. Nur wenige dünne Wolkenbänder wurden von der Raumsonde Voyager 2 bei deren Vorbeiflug im Jahr 1986 entdeckt. Allerdings lassen sich mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops inzwischen deutlich mehr
Details erkennen - eventuell ein Zeichen für eine beginnende Phase von Stürmen auf dem Planeten.

Der Neptun