Planeten des Sonnensystems

Planeten (griechisch für "Wanderer") sind Himmelskörper, die laut der Definition der IAU (International Astronomical Union) folgende drei Bedingungen erfüllen :

• Sie kreisen um die Sonne (Griechisch: "sol").
• Sie haben einen nahezu kugelförmigen Körper. D.h. sie besitzen ein hydrostatisches Equilibrium.
• Sie haben ihren Orbit (die Bahn, auf der sie sich um die Sonne bewegen) und die Umgebung ihres Orbits "leergeräumt". Es befinden sich dort keine größeren Objekte mehr auf ihrem Weg.

Bis 2006 wurden noch neuen Planeten gezählt: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto. Durch das Auffinden weiterer Objekte in unserem Sonnensystem, deren Größe teils die von Pluto überstiegen, entschied die IAU das "Leerräumen" des Orbits als weiteres Kriterium aufzunehmen. Pluto zählt nun zu den Zwergplaneten.
Himmelskörper, die alle drei oben genannten Kriterien erfüllen, aber um einen anderen Stern als unsere Sonne kreisen, werden Exoplaneten genannt.
In diesem Artikel wird nur auf die Planeten eingegangen.

Entstehung

Die acht Planeten unseres Sonnensystems sind vor circa 4,57 Milliarden Jahren entstanden, als die Sonne im "Trümmerfeld" einer vorausgegangenen Supernova entstand, und durch ihre Schwerkraft und Rotation das ausgestoßene Material der Supernova in einer sog. Akkretionsscheibe um ihren Äquator herum sammelte. In dieser Akkretionsscheibe, die alle Elemente des Periodensystems von Wasserstoff bis Uran enthielt, sorgten Gravitation und Fliehkraft für eine Sortierung der chemischen Stoffe. Dichte Stoffe wie Eisen, Siliziumdioxid, Schwefel und komplexe Kohlenstoffverbindungen wurden in die sonnennahen Areale der Akkretionsscheibe gezogen, während sich weniger dichte Elemente wie Wasserstoff, Sauerstoff, Helium und leichte Kohlenwasserstoffe vor allem in den sonnenfernen Arealen sammelten.

Merkur

Der kleinste und sonnennächste Planet ist Merkur. Sein durchschnittlicher Abstand zur Sonne beträgt etwa 58 Millionen km oder 0,4 AU (= Astronomical Units). Merkur hat einen Durchmesser von ca. 4800 km und zeichnet sich durch eine für seine Größe und den dadurch niedrigen Innendruck außergewöhnlich hohe Durchschnittsdichte von 5,43 g/cm³ aus. Das kann am großen Eisenkern mit einem Durchmesser von etwa 4000 km liegen. Warum er im Vergleich zu den anderen Gesteinsplaneten im Sonnensystem einen so hohen Eisengehalt aufweist, ist noch nicht geklärt. Der hohe Durchschnittsgehalt an Eisen kann während der Entstehung des Planeten aufgrund der Elementverteilung und der Bildungsbedingungen im planetaren Nebel entstanden sein. Eine weitere Theorie erklärt den Eisengehalt durch den Verlust des eisenärmeren Mantels infolge riesiger Impakte. Die Oberflächentemperatur beträgt bis zu 450° C auf der Tag- und bis zu -180° C auf der Nachtseite. Merkur besitzt keine Atmosphäre, sondern eine dünne Exosphäre aus 42 % O, 29 % Na, 22 % H, 6 % He und weiteren Spurengasen.

Venus

Venus, der zweite Planet unseres Sonnensystems, ist mit einem Durchmesser von ca. 12.100 km fast so groß wie die Erde und hat auch etwa die gleiche Dichte: 5,24 g/cm³. Venus ist im Durchschnitt etwa 108 km oder 0,72 AU von der Sonne entfernt. Ein Tag auf der Venus entspricht etwa 243 Erdentage. Der Planet braucht jedoch nur 225 Erdentage um die Sonne zu umrunden. Ein Venusjahr ist somit kürzer als ein Venustag. Der Planet besitzt vermutlich, wie die Erde, einen Eisenkern. Jedoch fehlt das globale Magnetfeld, das auf der Erde durch das Zusammenspiel des festen inneren und des flüssigen äußeren Kerns entsteht. Die Kruste ist vermutlich durchschnittlich 40 km dick. Das Ausmaß der vulkanischen Aktivität auf der Venus ist noch nicht geklärt. Es gibt jedoch Hinweise darauf, dass der Planet extrem aktiv ist: tausende Vulkane zieren seine Oberfläche. Venus besitzt eine sehr dichte Atmosphäre, deren Hauptbestandteil das Treibhausgas CO₂ ist. Zudem gibt es dichte schwefelsäurehaltige Wolken. Aufgrund des starken Treibhauseffekts erreicht die Oberfläche der Venus Temperaturen von knapp 570 °C. Das macht unseren Nachbarplaneten zum heißesten im Sonnensystem.

Erde

Die Erde ist der drittinnerste Planet unseres Sonnensystems. Mit einem Durchmesser von circa 12.700 km ist sie der größte Gesteinsplanet des Sonnensystems und hält mit einer Dichte von 5,52 g/cm^3 auch den Rekord für den dichtesten und schwersten Gesteinsplaneten in unserem Sonnensystem. Die enorme Dichte ist durch den hohen Eisengehalt der Erde bedingt. Dieser ist für ihre Position in der ursprünglichen Akkretionsscheibe tatsächlich anormal hoch, weshalb man vermutet, dass die Erde während dem mittleren Hadaikum (vor ca. 4,4 Mrd. Jahren.) mit dem nahegelegenen Planetesimal Theia kollidierte und dessen Eisenkern in ihren eigenen absorbierte. Im Zuge dieser Kollision hat sich auch die Rotationsachse der Erde um 23° verkippt und der Mond der Erde ist entstanden, ein Silikattrabant ohne Internstruktur, der sich vermutlich aus Erdmaterial zusammenfügte, das bei der Kollision mit Theia in den Weltraum geschleudert wurde.
Die Erde besitzt einen großen festen inneren Kern aus Eisen und Nickel, überlagert von einem flüssigen äußeren Kern aus Eisen und Nickel und einem teilplastischen Erdmantel aus eisenreichen Silikaten. Dieser Erdmantel wird von einer dünnen Erdkruste aus Silikatgestein bedeckt, die in tektonische Platten fragmentiert und beweglich ist. Durch ihre innere Wärme, ihre Distanz zur Sonne, ihre vulkanische Aktivität und ihren Treibhauseffekt hat die Erde eine durchschnittliche Oberflächentemperatur von ca. 20°C. Flüssiges Wasser bedeckt weite Teile ihrer Oberfläche und Leben ist auf diesem Planeten möglich.

Mars

Der vierte Planet ist Mars. Eigentlich wäre er der fünfte Planet unseres Sonnensystems, wenn Theia sich vollständig hätte entwickeln können, aber mit dem Sturz des Planetesimals in die Erde konnte Mars nachrücken. Da Mars’ Umlaufbahn relativ nah an Theia’s Umlaufbahn lag, konnte der Planet nicht so viel Material ansammeln wie andere Gesteinsplaneten. Mit einem Durchmesser von ca. 6.800 km ist er der zweitkleinste Planet unseres Sonnensystems und seine mittlere Dichte von 3,9 g/cm^3 ist die niedrigste von allen Gesteinsplaneten.
Mars’ flüssiger Kern besteht zu einem Großteil aus Eisen und Nickel, enthält aber auch etwa 14% bis 17% aus Schwefel. Ein solcher Kern kann kein schützendes Magnetfeld um den Planeten zu erhalten, weshalb die ursprüngliche Atmosphäre des Mars vermutlich binnen der ersten Jahrmilliarde nach seiner Entstehung vollständig vom Sonnenwind und der kosmischen Strahlung abgetragen wurde. Über dem Marskern liegt ein Marsmantel, bestehend aus Silikatmineralen. Dieser ist ebenfalls fest und daher tektonisch inaktiv, obwohl der Mars in der Vergangenheit sicher tektonisch und vulkanisch aktiv war. Die Kruste des Mars ist mit 50 bis 125 Kilometern Dicke erheblich mächtiger als die der Erde und besteht zum großen Teil aus Silikaten. Die Rote Farbe des Mars rührt von eisenoxidhaltigen Sanden auf seiner Oberfläche her. Diese gewaltigen Wüsten sind jedoch außergewöhnlich kalt, im Durchschnitt -63°C kalt, mit Extrema bis -153°C. Mars besitzt zwei kleine Monde mit Namen Phobos und Deimos, bei denen es sich vermutlich um Meteoriten handelte, die in der Schwerkraft des roten Planeten eingefangen wurden.

Jupiter

Jupiter ist der erste und der größte Gasplanet unseres Sonnensystems. Er ist der sonnennächste Gasplanet und akkretierte sein Material daher in der noch am stärksten konzentrierten Zone der äußeren Ringe der Akkretionsscheibe. Mit einem Durchmesser von ca. 142.000 km ist er der größte Planet unseres Sonnensystems und seine mittlere Dichte beträgt ca. 1,32 g/cm^3. Jupiters innerer Aufbau ist weitestgehend unerforschbar, aber man geht davon aus, dass in seinem Innersten ein Kern aus gefrorenem Silikat liegt. Dieser Kern, der vermutlich etwa die 20-fache Erdmasse besitzt, ist bedeckt von Schichten aus stark überkritischem Helium und Wasserstoff. Überkritische Gase verhalten sich aufgrund des hohen Drucks, dem sie ausgesetzt sind, wie Flüssigkeiten oder Feststoffe, obwohl sie nach wie vor gasförmig sind, und in der Nähe des Jupiterkerns ist der Wasserstoff so überkritisch, dass er sogar Strom leitet. Man spricht hier deshalb auch von “metallischem Wasserstoff”. Die überkritische Phase geht unscharf in die unterkritischen Schichten darüber über, in den höheren Schichten besteht Jupiter aus gasförmigem Wasserstoff und Helium, mit Spuren von Methan und Ammoniak (Kohlen- und Stickstoffverbindungen). An seiner Oberfläche hat Jupiter eine Temperatur von -102°C.

Merke:

Gasplaneten haben die für Planeten untypische Eigenschaft, nicht nur Licht zu reflektieren, sondern auch selbst schwach zu strahlen. Die Auflast mehrerer tausend Erdenmassen auf einen Planetenkern erzeugt große Mengen an geothermischer Energie, die ins Weltall abgegeben wird. Gleichzeitig durchlaufen alle Gasplaneten derzeit noch einen Schrumpfungsprozess. Die enorme Schwerkraft der Planeten presst die Gase, aus denen sie bestehen, immer näher zusammen. Jupiter’s Radius schrumpft dadurch jährlich um circa 3 cm. Auch diese Kompression gibt Wärme ab, die meist heller in den Weltraum strahlt als das an der Oberfläche des Planeten reflektierte Sonnenlicht (Albedo-Effekt).

Saturn

Der zweitgrößte Gasplanet ist Saturn, mit einem Durchmesser von ~114.000 km und einer mittleren Dichte von 0,68 g/cm^3. Saturn besitzt einen circa 16 Erdmassen schweren Kern aus Wassereis und Silikatmineralen, darüber liegt eine Schicht aus metallischem Wasserstoff, gefolgt von einer unterkritischen Wasserstoffschicht. Saturns Oberfläche hat eine Durchschnittstemperatur von -139°C.

Uranus

Uranus, der siebte Planet unseres Sonnensystems, ist mit einem Durchmesser von ca. 50.000 Kilometern der drittgrößte Gasplanet. Seine mittlere Dichte von ca. 1,2 g/cm^3 ist fast doppelt so hoch wie die des erheblich größeren Saturns, was an den großen Mengen von Wasser in Uranus’ Inneren liegt. Der Kern des Uranus besteht aus Silizium, Eisen und Wasser, und hat etwa die Größe der Erde. Darüber liegt eine gewaltige Mantelschicht bestehend aus Wasser, Ammoniak und gefrorenem Methan und über diesem Mantel eine breite Atmosphäre aus Wasserstoff, Helium und Methangas. Uranus ist der einzige Gasplanet, der weniger Energie aus seiner Geothermie und Kontraktion ins All abstrahlt, als er von der Sonne erhält. Sein Kern scheint auch erheblich kälter zu sein als der des kleineren und leichteren Neptun und der Planet scheint keine Wärmereserven mehr aus seiner ursprünglichen Stofftrennung zu besitzen. Obwohl die genaue Ursache für Uranus’ Wärmeverlust ungeklärt ist, wird ein Zusammenhang mit der um 97° geneigten Rotationsachse des Planeten vermutet. Derartige Verschiebungen in der Planetenachse können nur durch die Kollision mit einem anderen großen Himmelskörper, z. B. einem Planetesimal entstehen und derartige Kollisionen können den internen Wärmehaushalt eines Planeten stören. Andere Theorien besagen, die Kerntemperatur des Uranus sei falsch berechnet worden, da wärmeisolierende Schichten im Mantel den Kern von außen kälter erscheinen lassen könnten, als er tatsächlich sei. Mit -197°C Oberflächentemperatur ist Uranus einer der kältesten Orte unseres Sonnensystems.

Neptun

Der achte Planet unseres Sonnensystems, Neptun, ist mit einem Durchmesser von 49.000 Kilometern der kleinste Gasplanet. In seinem Aufbau ist er nahezu identisch mit dem minimal größeren Uranus. Neptuns Kern besteht jedoch ausschließlich aus Silikaten und Wassereis, sein Mantel besteht aus Silikat, Wasser, Ammoniak und Methaneis, die Atmosphäre enthält Wasserstoff, Helium und Methan. Obwohl er deutlich weiter von der Sonne entfernt ist als Uranus, ist er mit -204°C Oberflächentemperatur nicht bedeutend kälter. Das liegt daran, dass Neptun geothermisch aktiver ist als sein sonnenseitiger Nachbar.

Einer Theorie nach sind sowohl Neptun, als auch Uranus deutlich näher an der Sonne entstanden als ihre derzeitigen Umlaufbahnen vermuten lassen würden. Ihrer Größe und primären Zusammensetzung nach wird davon ausgegangen, dass sie zwischen Jupiter- und Saturnbahn, wenn nicht sogar im inneren Sonnensystem entstanden. Durch die Schwerkraft von Jupiter und Saturn wurde jedoch ihre Bahn gestört und die beiden Planeten wurden aus ihre ursprünglichen Orbit gerissen. Während sie sich in neuen Bahnen, außerhalb der Saturnbahn einfanden, akkumulierten sie den dort vorkommenden Wasserstoff, Helium und die leichten Kohlenwasserstoffe auf ihrer Oberfläche und wurden zu den Gasplaneten, als die wir sie heute kennen. Eine andere Hypothese nennt Silikatmeteoriten von außerhalb der solaren Akkretionsscheibe, z. B. aus dem Cupier-Gürtel oder der Oortischen Wolke, als Quelle des neptunischen und uranischen Siliziums. Die dichten Stoffe wären nach einem Impakt in die Tiefe der deutlich weniger dichten Planeten abgesunken und hätten dort einen entsprechenden Kern geformt, wie wir ihn heute sehen.

Autor:innen

Dieser Artikel wurde geschrieben und gegengelesen von:

Leonard von Ehr

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