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DAS SONNENSYSTEM
Die Sonne
Die Sonne ist objektiv betrachtet ein recht durchschnittlicher Stern, da sie aber der Quell allen Lebens auf unserem Planeten ist, ist sie natürlich von besonderer Bedeutung. Außerdem bietet sich durch sie die einmalige Gelegenheit, einen Stern aus nächster Nähe zu beobachten und zu erforschen. Im Laufe der Zeit konnten durch die Erforschung der Sonne große Erfolge im Bereich der Atom- und Kernphysik, in der Magnetohydrodynamik sowie in der Plasmaphysik erzielt werden.
Entstehung und Eigenschaften der Sonne
Die Sonne entstand vor etwa 5 Milliarden Jahren aus einer Wolke interstellarer Gase. Sie verdichtete sich zu ihrer heutigen Form unter ihrer eigenen Gravitation. Ihre Masse beträgt 330 000 Erdmassen, welche den hohen Druck und die enormen Temperaturen im Kern erzeugen, die für eine Kernfusion nötig sind.
Durch Kernfusion erzeugt die Sonne die gewaltigen Energien (in Form von elektromagnetischen Wellen und Wärme) die sie ständig in den Raum aussendet. Kernfusion ist ein radioaktiver Vorgang bei dem zwei „kleine“ Kerne zu einem „großen“ verschmolzen werden. Bei diesem Vorgang wird, wie bei allen Abläufen, bei denen der Kern eines Atoms verändert wird, viel Energie frei. Bei der Sonne werden Wasserstoffkerne zu Heliumkernen fusioniert.
Der größte Teil der Masse der Sonne befindet sich in ihrem Kern, wo auch 99% der Energie, die sie erzeugt, frei werden. In seiner ursprünglichen Form bestand der Kern aus 75% Wasserstoff, 24% Helium und nur rund 1% aus schwereren Elementen.
Heute überwiegt der Heliumanteil (ca. 65%) da im Laufe der Zeit schon sehr viel Wasserstoff verbraucht wurde.
Unsere Sonne wird aller Voraussicht nach noch ungefähr 5 Milliarden Jahre existieren. Danach wird nicht mehr genug Wasserstoff vorhanden sein, um die Kernfusion aufrecht zu erhalten und sie wird sich zu einem Roten Riesenstern aufblähen und letzten Endes in sich zusammenfallen und zu einem Weißen Zwerg werden.
Sonnenflecken
Die Sonnenflecken sind die einzigen Sonnenaktivitäten, die manchmal mit freiem Auge zu beobachten sind. Sie sehen wie unregelmäßige Löcher in der Sonnenoberfläche aus.
Obwohl sie dunkel zu sein scheinen, ist dies nur eine Auswirkung des Kontrastes zum Rest der Sonne, denn ein großer Fleck strahlt genauso viel Licht wie der Vollmond aus. Die durchschnittliche Größe von Sonnenflecken beträgt 10 000 km, man hat aber auch schon Flecken mit einem Durchmesser von 150 000 km beobachtet. Sie können eine Lebensdauer von mehreren Wochen haben.
Durch Beobachtungen von Flecken am Rand der Sonne wurde festgestellt, dass es sich dabei um Vertiefungen und nicht wie früher vermutet Erhebungen in der Photosphäre handelt.
Die Sonnenflecken stellen den am einfachsten zu beobachtenden Anzeiger für den magnetischen Sonnenzyklus dar. Etwa alle 11 Jahre ist ein Maximum der Aktivität zu erkennen.
Zur Zeit befindet sich die Sonne in einem solchen Maximum.
Die Sonnenkorona unterliegt ebenfalls dem Sonnenzyklus. Zwischen Maximum und Minimum nimmt die Dichte auf das Doppelte und die Temperatur um 20% zu.
Bei jedem Sonnenfleck ist ein starkes senkrechtes Magnetfeld erkennbar. Die niedrige Temperatur und dadurch auch die dunkle Färbung entstehen durch dieses Magnetfeld. Das äußerst starke Magnetfeld unterbindet den Zustrom neuer Energie, da Plasma entlang der Feldlinien des Feldes nach außen fließt und so die Gasdichte abnimmt.
Aktive Gebiete auf der Sonne
In aktiven Gebieten auf der Sonne sind nicht nur Sonnenflecken zu finden, sondern auch verwandte Erscheinungen wie Fackeln, Protuberanzen und Eruptionen.
Unter Fackeln versteht man stark gestörte Gebiete in der Chromosphäre. Sie entstehen vor den Sonnenflecken und überleben sie manchmal sogar. Sie entstehen durch örtlich begrenzte Verdichtungen des Magnetfelds der Chromosphäre, welches das Gas bis zum Leuchten aufheizt.
Protuberanzen gehören zu den schönsten Erscheinungen, die auf der Sonne zu beobachten sind. Gut zu sehen sind sie während einer Sonnenfinsternis, wenn sie sich über den Sonnenrand erheben.
Sie sind leuchtende Gaswolken in der Sonnenkorona. In ihren Inneren herrschen Temperaturen von bis zu 20 000 K.
Man unterscheidet zwischen Ruhenden, Eruptiven und Fleckenprotuberanzen. Ruhende Protuberanzen können mehrere Sonnenrotationen überdauern. Sie sind Gebiete mit erhöhter Dichte, die von der Korona ausfallen und dann zur Photosphäre zurück strömen. Als Fleckenprotuberanz bezeichnet man eine Erscheinung, wenn das kondensierende Material längs eines Bogens des Magnetfeldes zur Photosphäre zurückkehrt.
Selten sind eruptive Protuberanzen, welche meistens in der Umgebung von Sonnenflecken auftreten. Sie sind spektakuläre Spritzprotuberanzen, die in einer Explosion Material bis in Höhen von 3 x 105 km über der Photosphäre schleudern können.
Sonneneruptionen
Unter Sonneneruptionen versteht man helle Lichtblitze, die in der Sonnenatmosphäre vorkommen und weniger als eine Stunde, manchmal sogar nur wenige Sekunden dauern. Eine Eruption entsteht bei einer konzentrierten explosionsartigen Freisetzung von Energie innerhalb eines aktiven Gebietes. Sie entstehen dort, wo das Magnetfeld in eine starke, instabile Anordnung gezwungen wurde. Hat die Energiefreisetzung erst einmal begonnen, können Eruptionen mehrmals aufblitzen.
Dabei rasen Stoßwellen mit Geschwindigkeiten von 20 000 km/s durch die Photosphäre und Chromosphäre. Außerdem wird intensive Röntgen –und Ultraviolettstrahlung ausgesandt.
Sonneneruptionen haben beobachtbare Folgen für die Erde. Starke Sonneneruptionen sind der Ursprung der Polarlichter, die vorwiegend an den Polen zu beobachten sind. Ungefähr zwei Tage nach der Eruption erreichen energiereiche Teilchen unsere Atmosphäre, wo sie Atome anregen, Licht auszusenden.
Außerdem rufen die Röntgenstrahlungsstöße der Eruptionen indirekt die Unterbrechung von Radioverbindungen im Kurzwellenbereich auf der sonnenbeschienenen Seite der Erde aus.
Der sonnennächste Planet Merkur
Durch seine Nähe zur Sonne ist Merkur 10x mehr Sonnenenergie ausgesetzt als unser Mond. Die dadurch resultierenden hohen Temperaturen lassen Leben in der Form, wie wir es kennen, vollkommen unmöglich werden.
Besonders interessant ist, dass seine Achse nahezu senkrecht auf die Planetenbahn steht. Dadurch gibt es auf Merkur auch keine jahreszeitlich bedingten Temperaturschwankungen, sondern nur solche zwischen Tag und Nacht.
Leider gibt es Aufnahmen der Oberfläche nur zwischen den Längen 10° und 190°. Diese Halbkugel kann aber aufgrund unterschiedlichsten Aussehens in zwei Hälften unterteilt werden.
Zwischen 10° und 100° sieht der Merkur dem Erdmond äußerst ähnlich. Ein wesentlicher Unterschied besteht darin, dass auffallend glatte Flächen oder Ebenen in Hochlandgebieten vorhanden sind. Am Mond sind solche Gebiete meistens stark mit Kratern zerfurcht. Auch gibt es auf dem Merkur wesentlich weniger Krater mit einem Durchmesser zwischen 20 km und 50 km als auf dem Mond. Ein Grund für diese Unterschiede ist die Tatsache, dass auf Merkur eine wesentlich höhere Schwerkraft herrscht, wodurch die Menge des beim Einschlag aufgeworfenen Materials begrenzt wird.
Ein weiterer Unterschied ist das Vorhandensein von sogenannten gelappten Steilhängen.
Unter ihnen versteht man leicht gezackte Klippen, die sich über hunderte Kilometer hinweg über den Merkur erstrecken. Diese Klippen deuten darauf hin, dass Merkur in früheren Zeiten einen Schrumpfungsprozeß durchgemacht hat. Man vermutet, dass diese Schrumpfung dadurch zustande kam, dass der große Eisenkern allmählich abkühlte und sich dabei zusammenzog. Dieses Phänomen ist sonst weder auf dem Mars noch auf dem Mond zu erkennen. Dass die riesigen Krater, welche ungefähr drei oder vier Milliarden Jahre alt sind, noch so gut erhalten sind, deutet daraufhin, dass der Planet seither geologisch nicht mehr aktiv war.
Die andere Hälfte zwischen 100° und 190° Länge weist große glatte Flächen auf.
Diese müssen jünger sein als die mit Kratern durchsetzten Gebiete der anderen Hälfte, ansonsten wären sie auch von Kratern übersät.
Wie die Meere auf dem Mond müssen auch sie von Lava überflutet worden sein. Die interessanteste Erscheinung auf dieser Hälfte ist das Calorisbecken, welches einen Durchmesser von 1400 km hat und zur Gänze mit dem glatten Material der Ebenen gefüllt ist. Man vermutet, dass es bei einem äußerst starken Einschlag entstand.
Nach der Bildung des Planeten muß eine vollständige Auslöschung der ursprünglichen Oberflächenerscheinungen erfolgt sein, wodurch jene glatten Flächen entstanden sind.
Danach setzte ein starkes Bombardement ein, welches die unzähligen Krater schuf, gefolgt von einem großen Einschlag der das Calorisbecken aushob.
Nach dem Entstehen des Beckens setzte ein weit verbreitetes Lavaausströmen ein, welches die vielen glatten Flächen schuf.
Die Venus
Die Venus ist einer der Nachbarplaneten der Erde und liegt näher an der Sonne. Oft wird sie als Zwilling der Erde bezeichnet, weil sie ungefähr gleich groß ist und fast die gleiche Masse hat wie unser Planet. Am Sternenhimmel ist die Venus – bedingt durch ihre Sonnennähe – nur knapp vor und knapp nach dem Sonnenuntergang zu sehen. Deswegen wurde sie lange Zeit auch Morgenstern genannt.
Die Venus rotiert um ihre eigene Achse und zwar in entgegengesetzter Richtung zur Erde.
Ein Tag auf der Venus dauert 243 Erdentage.
Von der Erde aus ist die Venusoberfläche nicht zu erkennen, da sie von einer dicken Wolkendecke umhüllt ist. Jedoch fand man mit Hilfe von Radarmessungen heraus, dass auch die Venusoberfläche von Kratern zerfurcht ist. Aufgrund der dichten Atmosphäre sind aber keine kleinen Krater vorhanden, weil kleine Meteoriten in der Atmosphäre sofort verglühen. Die ersten Aufnahmen der Oberfläche gelangen der sowjetischen Raumsonde Venus9. Danach folgten weitere Sonden, die Bilder zur Erde sandten.
Sie zeigten eine Mischung aus runden und eckigen Steinen mit 30cm – 40cm Durchmesser, die auf eine geologisch junge Landschaft hindeuten
Meßdaten der 8 Jahre zuvor gelandeten Sonde Venus4 zeigten, dass unser Nachbarplanet entgegen vieler Vermutungen absolut lebensfeindlich ist. Die mittlere Oberflächentemperatur beträgt 480°C und der Druck, den die Atmosphäre auf die Oberfläche ausübt ist 100 mal größer als auf der Erde. Außerdem stellte man aufgrund verschiedenster Aufnahmen fest, dass es auf der Venus Erosion gibt, obwohl diese weder von Wasser noch von Wind stammen kann.
Interessant ist, dass die Venus ähnlich wie der Erdmond Phasen aufweist.
Der Mars
Interessant an der Oberfläche des Mars ist die Verteilung der großen (über 10km) Krater. Es ist deutlich zu erkennen, dass auf der Südhalbkugel wesentlich mehr solcher Krater zu finden sind als auf der Nordhalbkugel.
Man vermutet, dass die Krater der nördlichen durch Überflutung von Lava ausgelöscht wurden. Aufgrund der Beobachtungen über die Anzahl der Meteoriteneinschläge fand man heraus, dass diese großen Krater während der ersten Jahrmilliarde entstanden sein müssen, was die Theorie mit der Lava untermauert. Außerdem vermutet man, dass sich die Lavaüberflutung über einen längeren Zeitraum hingezogen haben muß, vielleicht sogar bis vor kurzem. Neben den großen Lavaebenen ist der Mars auch sonst noch geologisch aktiv. Es gibt richtige Vulkankrater auf seiner Oberfläche. Ein weiteres Indiz dafür, dass die Nordhalbkugel von Lava überflutet wurde ist, dass die Krater auf der Südhalbkugel teilweise schon sehr stark durch Erosion angegriffen sind.
Im Norden hingegen sehen alle Krater noch relativ „frisch“ aus.
Obwohl heute kein flüssiges Wasser mehr auf dem Mars existiert, muß es früher große Mengen davon gegeben haben, da man Flußbetten mit einer Breite von bis zu 200km fand. Bis heute noch existieren große Mengen gefrorenen Wassers auf den Polen des Mars. Die Frage nach flüssigem Wasser ist deshalb so bedeutend, weil es die Grundlage jedes Lebens darstellt.
Die Lage der Achse des Mars ist fast ident mit jener der Erde und dadurch sind auch auf dem Mars Jahreszeiten zu beobachten. Die gefrorenen Polkappen nehmen im Winter zu und im Sommer ab.
Bei maximaler Ausdehnung können sie bis zu einer Breite von 60° reichen und in außergewöhnlich heißen Sommern verschwinden sie fast zu Gänze. Außer Wasser findet sich auf den Polkappen gefrorenes Kohlendioxid welches unmittelbar gefriert und verdunstet ohne den flüssigen Zustand zu passieren. Man vermutet, dass ein großer Anteil (ungefähr 20%) des gesamten CO2 des Planeten auf den Polen zu finden ist.
Der Mars hat zwei Monde Phobos und Deimos. Sie wurden beide 1877 von A. Hall entdeckt.
Beide sind unregelmäßig geformte Objekte, die stark mit Kratern bedeckt sind, was ihnen das Aussehen von mittelgroßen Asteroiden gibt. Ihre fast kreisförmigen Bahnen lassen es äußerst unwahrscheinlich erscheinen, dass es sich bei ihnen bloß um eingefangene Asteroiden handelt. Vielfach wird behauptet, dass sie nur die Reste eines einzelnen Riesenmondes des Mars sind.
Beide haben extrem niedrige Umlaufbahnen. Dies wirkt sich bei Phobos mit einem besonders interessanten Effekt aus. Durch die niedrige Umlaufbahn ist seine Geschwindigkeit so hoch, dass seine Umlaufzeit kürzer ist als die Rotationszeit des Planeten.
Dadurch geht er im Westen auf und im Osten unter und das zweimal an jedem Marstag.
Der Asteroidengürtel
Zwischen den Äußeren und den Inneren Planeten unseres Sonnensystems gibt es einen Streife aus Asteroiden. Unter inneren Planeten versteht man Merkur, Venus, Erde und Mars. Als äußere Planeten bezeichnet man Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto.
Der Asteroidengürtel besteht aus Gesteinsbrocken verschiedenster Größe und kleinen Planeten, den sogenannten Planetoiden. Die meisten dieser Asteroiden haben eine relativ stabile Umlaufbahn um die Sonne eingenommen.
Der Jupiter
Die vorhin besprochenen Inneren Planeten enthalten weniger als ein halbes Prozent der Masse unseres Sonnensystems. 99,5 % der Masse befindet sich in den Äußeren Planeten. Jupiter ist der am nächsten gelegene dieser Planeten. Hauptsächlich unterscheiden sich die Äußeren Planeten von den Inneren durch ihre gewaltige Größe.
Der Riesenplanet Jupiter ist der größte und massenreichste Planet unseres Sonnensystems und sein Radius ist 11,2 mal so groß wie der, der Erde. Seine Masse ist mehr als doppelt so groß wie die aller anderen Planeten zusammen.
Es handelt sich hierbei um ca. 317,89 Erdmassen.
Er ist heller als jeder andere Planet, abgesehen von der Venus und kann deswegen problemlos beobachtet werden. Manche seiner Oberflächenerscheinungen und die vier hellsten Monde können bereits mit einem Feldstecher problemlos gesehen werden.
Da er recht schnell um seine eigene Achse rotiert ist, Jupiter stark abgeplattet. Jupiter hat eine recht geringe Dichte, woraus sich ableiten läßt, dass er nicht wie die Erde beschaffen sein kann.
Wenn wir den Jupiter von der Erde aus beobachten, sehen wir nur seine oberste Wolkenschicht. Die Hauptbestandteile dieser Atmosphäre sind Wasserstoff, Helium, Methan und Ammoniak. Interessant an der Wolkendecke ist, dass sie stark strukturiert ist. Die auffälligsten Erscheinungen sind dunkle und helle Gürtel, die parallel zur Äquatorlinie verlaufen. Sie scheinen dauerhafte Gebilde zu sein und die meisten von ihnen sind weiß, gelb, braun oder rot.
Es finden sich aber auch kompliziertere Gebilde in der Jupiteratmosphäre wie Wirbel, Girlanden, Flecken oder Wellen.
Die meisten von ihnen sind im Gegensatz zu den Streifen aber nur von sehr begrenzterer Lebensdauer. Viele verschwinden schon wenige Wochen nach ihrem Auftauchen wieder.
Die interessanteste und dauerhafteste Formation auf dem Jupiter ist aber Der große Rote Fleck. Es handelt sich dabei um ein ovale Fläche, die ihre Größe ständig ändert. In ihrer größten Ausdehnung war diese Erscheinung 38500km lang. Zur selben Zeit, im 19 Jhdt.
schlug seine Farbe auch von rosa zu ziegelrot um. Danach begann er zu bleichen und war zeitweise sogar unsichtbar. Besonders interessant ist, dass er keine feste Position zu haben scheint. Während des letzten Jahrhunderts wanderte er über einen Längenbereich von 1200°. In der Breite blieb er aber konstant auf 22°. Über die Natur des Großen roten Flecks gibt es viele Theorien.
Die gängigste ist aber, dass es sich bei ihm um einen Wirbelsturm handelt, der bereits seit 300 Jahren in der Atmosphäre tobt.
Man vermutet, dass der Jupiter seine Leuchtkraft aus einer inneren Energiequelle bezieht, da auf der Tag- und Nachtseite die selbe Temperatur herrscht.
Jupiter entstand wahrscheinlich auf die selbe Weise wie die Sonne. In dem Nebel in dem die Sonne kondensierte, gab es wahrscheinlich einen zweiten Wirbel der sich zum Jupiter verdichtete. Wegen seiner vergleichsweise geringen Masse wurde sein Inneres nicht heiß genug, um Kernfusion in Gang zu setzen. Jupiter kann also als kleine Sonne betrachtet werden, die nie zu „brennen“ begann.
Da die Temperatur im Inneren aufgrund des Druckes recht hoch ist, vermutet man, dass das die Energiequelle des Jupiters ist.
Jupiter verfügt wie zum Beispiel Erde und Mars ebenfalls über Satelliten. Es handelt sich hierbei um vierzehn Monde. Die wichtigsten fünf sind Io, Europa, Kallisto, Titan und Triton.
Die innersten fünf bewegen sich auf einer Kreisbahn in der Äquatorebene des Jupiter, die restlichen neun sind soweit von Jupiter entfernt, dass ihre Bahnen deutlich von der Sonne gestört werden.
Die vier Satelliten Io, Europa, Ganymed und Kallisto werden zusammen Galileiische Monde genannt, weil sie von dem Wissenschaftler Galileo Galilei 1610 entdeckt wurden.
Alle vier Monde sind relativ hell und in etwa so groß wie unser Erdmond. Die beiden größten von ihnen, Ganymed und Kallisto, sind sogar größer als der erste Planet unseres System, Merkur.
Außer seinen Monden weist Jupiter auch einen Ring ähnlich dem von Saturn auf. Er ist allerdings wesentlich schmäler als der des Nachbarplaneten und besteht aus Staubteilchen und Asteroiden verschiedenster Größe. Man vermutet, dass es sich bei diesem Ringsystem um die Reste eines ehemaligen Mondes handeln könnte.
Der Saturn
Der Nachbarplanet des Jupiter ist der Saturn.
Er ist dem Jupiter in vielen Punkten sehr ähnlich, abgesehen von dem großartigen Ringsystem. Genauso wie beim Jupiter bestehen die beiden Ringe aus einer riesigen Anzahl winziger Satelliten. Außerdem besitzt er 10 Monde.
Von allen Planeten unseres Sonnensystems ist er der Planet mit der geringsten Dichte. Sie ist sogar kleiner als die des Wassers. Ähnlich wie der Jupiter ist Saturn wahrscheinlich ebenfalls aus Helium und Wasserstoff aufgebaut.
Der Saturn sendet ungefähr 16 mal weniger Licht aus als Jupiter. Seine Masse ist 95,147 mal so groß wie die der Erde und der Äquatorradius beträgt 60 000km. Der Polarradius ist um 11% kleiner als der Äquatorradius und Saturn ist somit der am stärksten abgeplattete Planet unseres Sonnensystems.
Auch beim Saturn ist nur die Wolkenschicht zu sehen. Sie ist ebenfalls mit Wolkengürteln durchzogen, allerdings fehlen kompliziertere Strukturen wie sie auf dem Nachbarplaneten vorkommen. In ganz seltenen Fällen treten auf Saturn jedoch weiße Flecken auf, die einige Wochen erhalten bleiben, nichts ist jedoch vergleichbar mit den großen Wirbelsystemen des Nachbarplaneten.
Die Farbe der Saturnwolken variiert von weiß über blaßgelb bis gelbbraun.
Obwohl Messungen der abgestrahlten Energie durch die Ringe äußert schwierig sind, fand man heraus, dass auch Saturn eine innere Energiequelle haben muß.
Die Wolken sind im Unterschied zu Jupiter relativ dicht, was dadurch bewiesen werden kann, dass keine Strahlung von weiter unten durch die Wolkendecke dringt.
Den inneren Aufbau des Planeten versuchte man mit Hilfe von Berechnungen zu ermitteln. Dabei kam man zu dem Schluß, dass mindestens drei Viertel der Masse Helium sein müssen, um ein Modell mit korrekten Werten für Masse, Radius und innerer Energiequelle zu erstellen. Da dies aber recht unwahrscheinlich erscheint, geht man davon aus, dass auch der Saturn einen festen Kern besitzt.
Dieser dürfte aus Gestein bestehen, das mit einer Schicht Eisen überzogen ist.
Uranus und Neptun
Da sich die beiden Planeten äußerst ähnlich sind, kann man sie ohne weiteres als Zwillinge bezeichnen. Sie sind in etwa gleich groß und sowohl Uranus als auch Neptun sind von der Erde aus schwer zu untersuchen, weil die Strahlung, die von Uranus auf der Erde empfangen werden kann, weniger als ein Tausendstel von der des Jupiters beträgt. Bei Neptun ist sie sogar noch geringer. Außerdem wird die Erforschung ganz einfach durch ihre große Entfernung von der Erde erschwert. Dadurch ist es natürlich äußerst schwer, Einzelheiten auf der Oberfläche des Uranus auszumachen.
Auch auf Uranus konnten wie auf Jupiter und Saturn, molekularer Wasserstoff und Helium nachgewiesen werden. Man berechnete, dass die Durchschnittstemperaturen auf Uranus und Neptun 57 bzw. 45 K betragen, wenn das absorbierte Licht die einzige Energiequelle auf diesen Planeten ist. Die Tatsache, dass die Berechnungen mit den tatsächlich gemessenen Werten übereinstimmen, bestätigt diese Theorie.
Im Fernrohr sieht man Uranus und Neptun als kleine bläulichgrüne Scheiben und mit modernen Teleskopen konnten Oberflächenerscheinungen ausgemacht werden. Außerdem konnte beobachtet werden, dass Uranus wie Jupiter und Saturn über ein Ringsystem verfügt.
Die blaue Färbung rührt daher, dass die beiden Planeten mit ihren Atmosphären sehr stark rotes Licht absorbieren. Dies wird vom hohen Methangehalt bewirkt. Die Planeten reflektieren in etwa 50% des einfallenden kurzwelligen Lichts jedoch nur 20% des langwelligen Spektrums
So wie bei Jupiter und Saturn nimmt man auch bei Uranus und Neptun an, dass es sich bei ihnen um Gasriesen handelt. Das heißt, dass sie zum größten Teil aus leichten Elementen bestehen. Jedoch glaubt man, dass bei diesen Planeten der Wasserstoffanteil nicht so hoch ist wie bei den zuerst genannten. Auch bei Uranus und Neptun wäre es möglich, dass sie über einen festen Kern aus Gestein und Eis verfügen.
Der Pluto
Der Pluto hat von allen Planeten unseres Systems, die ungewöhnlichste Bahn. Sie ist die größte, am stärksten exzentrische und am meisten geneigte existierende Umlaufbahn. Durch die starke Exzentrizität ist Pluto teilweise sogar näher an der Sonne als Neptun sich jemals befinden kann. Manche Wissenschaftler behaupten wegen seiner eigenartigen Bahn und seiner vergleichsweise geringen Größe, dass es sich bei Pluto vielleicht nur um einen ehemaligen Mond des Neptun handeln könnte. Da sich Pluto auf seiner Bahn jedoch nicht stark an Neptun annähert, ist diese Theorie recht unwahrscheinlich. Wegen der großen Umlaufbahn ist Plutos Geschwindigkeit extrem langsam.
Ein Jahr (=eine volle Umrundung der Sonne) dauert auf dem Pluto ca. 260 Erdenjahre. Seine Masse ist aufgrund seiner Kleinheit äußerst schwer zu ermitteln, aber man vermutet, dass er ungefähr 0,11 Erdmassen hat. Dieser Wert ist aber mit höchster Unsicherheit behaftet, genauso wie sein Durchmesser der in etwa 5860km beträgt.
Auf dem Pluto konnte bisher keine Atmosphäre entdeckt werden und er wird sicher auch keine haben, da sich bei Oberflächentemperaturen von 40 bis 50 K Moleküle wie Kohlendioxid, Wasser und Ammoniak nur in gefrorener Form befinden würden. Außerdem ist die Gravitation des Planeten so schwach, dass leichte Elemente wie Helium oder Wasserstoff sicherlich längst entwichen sind.
Leider ist es sehr schwierig, Pluto zu erforschen, schon allein wegen seiner großen Entfernung zur Erde. Deswegen werden wahrscheinlich sehr viele Geheimnisse noch lange im Dunkeln bleiben.
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