Das Sonnensystem

Der Aufbau des Sonnensystems

Massen

Einteilung der Körper

Drehimpulsverteilung

Ausdehnung

Bewegungen

Poynting- Robertson- Effekt

Titius- Bode- Reihe

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.

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.

Mit freundlicher Genehmigung von David Hardy, ROE, ATC, NSF, NASA

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.

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.
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)
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.

Wenn Sie einen Browser der neueren Art verwenden, können Sie hier eine Simulation des Sonnensystems betrachten.

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

$I = m \cdot r \cdot v$

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 $G$ ( $G = 6.67259 \cdot 10^{- 11} [m^{3} {kg}^{- 1} s^{- 2}]$ ) und der Sonnenmasse $M$ ( $M = 2 \cdot 10^{30} [kg]$ ):

$v = \sqrt{\frac{G \cdot M}{r}}$

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:

I = k \cdot m \cdot \sqrt{r}

$k = \sqrt{G \cdot M}$

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.

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:

$r_{n} = 0,4 + 0,3 \cdot 2^{n}$

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 $n = - \infty$ . 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!