Der Neptun

Der blaue Bruder

Rotation und Bahn

Was sind Planetenbahnen?

Oberflächliches

Innereien

Sonstiges

Neptunmonde

Triton

Proteus

Die wichtigsten Monde

Planetendaten

Der blaue Bruder

Fast wie ein Zwillingsbruder seines Nachbarn Uranus erscheint uns Neptun als achter Planet in unserem Sonnensystem. Mit 49 528 [km] äquatorialem Durchmesser ist er zwar etwas kleiner, erscheint uns aber ebenso in blaugüner Färbung. Das ist wie bei Uranus im Methangehalt der Atmosphäre begründet, denn dieses Gas absorbiert die roten Anteile des Sonnenlichts. Die Angaben zu Neptuns Durchmesser scheinen noch unsicher, sie schwanken zwischen 49492 und 49532 [km], wir bleiben daher beim oben angegebenen mittleren Wert.

Neptun war in der römischen Mythologie zunächst Gott der Fließgewässer. Ein halbes Jahrtausend vor unserer Zeitrechnung wurde er dann dem griechischen Poseidon gleichgesetzt, womit er dann auch Gott der Meere wurde. Pluto und Jupiter waren seine Brüder, seine Eltern Saturn und Ops (die später mit der altrömischen Göttin Rhea übereinstimmte).

Neptun
Neptun
Nach der Entdeckung des Uranus und exakten Berechnungen seiner Bahn stellte man Abweichungen fest, die nur den Schluss zuließen, dass es noch einen weiteren Planeten geben muss. Im Jahr 1846 konnte Neptun dann zum ersten Mal beobachtet werden (Galle und d'Arrest), was aber eher zufällig war. Die theoretische Umlaufbahn wich nämlich deutlich von der tatsächlichen ab, so dass frühere oder spätere Beobachtungen ergebnislos geblieben wären. So wie Uranus wurde auch Neptun lediglich von einer einzigen Raumsonde besucht, nämlich ebenfalls durch Voyager II im August 1989. Glücklicherweise konnten die damals gewonnenen Erkenntnisse durch weitere bodengestützte Untersuchungen sowie durch das Hubble- Teleskop (wie im Fall nebenstehender Aufnahme) erweitert werden.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA, ESA, E. Karkoschka (University of Arizona), and H.B. Hammel


Rotation und Bahn

Um einmal die Sonne zu umkreisen benötigt Neptun immerhin schon 165 Jahre. Ein Neptuntag ist dagegen recht kurz, er rotiert in 16 Stunden und 6,7 Minuten einmal um seine Achse. Seine Umlaufbahn ist nur um 1,769° gegen die Ekliptik geneigt, wohingegen die Rotationsachse gegen Neptuns Umlaufbahn um 28,32° geneigt ist.

Was sind Planetenbahnen?

Wir alle wissen, dass sich die Planeten um die Sonne bewegen. Sie bewerkstelligen das auf regelmäßigen, periodischen Umlaufbahnen, die man auch als Orbit bezeichnet. Die wahre Bahn ist der tatsächliche Weg, den der Körper zurücklegt, als scheinbare Bahn bezeichnen wir den Weg an der Himmelskugel. Nach den Keplerschen Gesetzen ist der Orbit um einen zentralen Körper im Idealfall eine Ellipse. Betrachten wir aber dazu einmal kurz die Erde in ihrer Bahn um die Sonne:

Prinzipiell sind bei Gestaltung der Bahnellipse zwei Körper beteiligt, Erde und die Sonne, weshalb man die Umlaufbahn als Zweikörperproblem (auch Keplerproblem genannt) behandelt. Darunter versteht man die Berechnung der Bewegung eines Himmelskörpers um die Zentralmasse. Dazu genügen eigentlich 6 Bahnelemente, die bekannt sein müssen:

  • Die große Halbachse der Ellipse (a) und die Exzentrizität (e)
  • Die Lage der Ellipse (ω) und die Perigäumszeit (T)
  • Die beiden Winkel der Bahnebene (Ω und i)

Das gilt streng aber nur für punktförmige Massen und wenn das System aus nur zwei Körpern besteht. Allerdings gibt es in unserem Sonnensystem noch weitere Körper, so wird die Erde bekanntlich vom Mond umkreist. In der Summe ergibt sich damit eine Fülle von Bahnstörungen, die eine genaue Berechnung recht schwierig gestalten. Zumal wir es reell mit einem Dreikörperproblem zu tun haben, welches mathematisch lange Zeit nicht lösbar war. Wenn aber die Masse eines Körpers klein ist im Vergleich zu einem anderen (z.B. Erde - Sonne), sind gute Näherungslösungen möglich. Erst Anfang des 20. Jahrhunderts gelang eine erste analytische Lösung, heute übernehmen Computer solche Aufgaben.


Damit wir überhaupt etwas zur Lage der Umlaufbahnen unserer Planeten im Sonnensystem sagen können, brauchen wir zunächst eine Referenz, ein Bezugssystem. Da wir uns (mit gutem Recht) als den Mittelpunkt unseres Sonnensystems betrachten, nehmen wir die Bahn der Erde als Referenzebene und nennen sie Ekliptik. Nun können wir jede andere Planetenbahn damit vergleichen und gleich einmal den Winkel messen, den eine andere Bahn dazu hat. Die Neigung der Planetenbahnen gegen die Ekliptik nennt man Inklination.

Die Elemente einer Planetenbahn
Die Elemente einer Planetenbahn
Nebenstehend die Elemente einer Planetenbahn. Bezeichnet sind auf- und absteigender Knoten, die Bahnebenen, aus der sich die Inklination i ergibt, der Frühlingspunkt, der Bahnmittelpunkt M. Der Frühlingspunkt ist der Schnittpunkt der Ekliptik mit dem Himmelsäquator, auf dem die Sonne zur Frühlings- Tag- und Nachtgleiche steht. B bezeichnet den Brennpunkt der Ellipse, dargestellt durch die Sonne, A und P sind Aphel und Perihel. Ω ist die Länge des aufsteigenden Knotens (die Knotenlänge ist der in der Ekliptik gemessene heliozentrische Winkel zwischen dem Frühlingspunkt und dem aufsteigenden Knoten) und ω der Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten (den in der Bahnebene gemessenen heliozentrischen Winkel zwischen Perihel und aufsteigendem Knoten).

 

Die Neigungen der Planetenbahnen gegen die Ekliptik sind relativ gering:
  • Merkur: 7°
  • Venus: 3,39°
  • Mars: 1,8°
  • Jupiter: 1,305°
  • Saturn: 2,484°
  • Uranus: 0,77°
  • Neptun: 1,769°
Es geht aber auch viel extremer: Pluto hat beispielsweise eine Inklination von 17,14°, der Kleinplanet (Asteroid) 2003 UB313, offizieller Name Eris, sogar eine von 44,18°.

Die Inklination und auch die Bahnebene können nur dann unveränderlich bleiben, wenn die Körper exakt kugelförmig sind und keine Atmosphäre besitzen. Wie gesehen wirken jedoch noch weitere Kräfte (Störungen) durch andere Planeten oder Monde auf das betrachtete System ein. Diese Bahnstörungen können periodischer Art sein, also sich im betrachteten Zeitraum wiederholen. Sie können auch so genannter säkularer Natur sein, das sind monotone Störungen, die immer nur in einer Richtung wirken. Die gegenseitigen Bahnstörungen lassen sich mit der auf Carl Friedrich Gauß zurückgehenden Störungsrechnung erfassen und erlauben somit eine genaue Betrachtung der Umlaufbahn. Man geht dabei vom Modell der oskulierenden Keplerellipsen aus (Oskulieren = "Anschmiegen") und nimmt dabei für einen bestimmten Zeitpunkt die Bahnelemente als bekannt an. Die ermittelte Ellipse dient als Referenz und für weitere, kurz aufeinander folgende Zeitpunkte brechnet man die störenden Kräfte, die vom dritten Körper ausgehen und damit ihren Einfluss auf die Bahnelemente. So erhält man eine ganze Reihe von oskulierenden Bahnelementen, die nur für kurze Zeiträume gelten, doch ist daraus eine genaue Bahnberechnung des gestörten Körpers möglich.


Ein weiteres, wichtiges Gebiet der Himmelsmechanik ist die Berechnung der so genannten Ephemeriden. Darunter versteht man die Voraussage der scheinbaren Positionen von Himmelskörpern an der Himmelskugel. Grundlage der Berechnung sind wiederum die Bahnelemente. Astronomischen Jahrbüchern kann man die Ephemeriden für gewünschte Zeitpunkte und definierte Orte als geozentrische Koordinaten entnehmen und so leicht den gesuchten Körper am Himmel aufspüren. Angegeben werden die Koordinaten üblicherweise als Deklination, das ist der senkrechte Abstand des Gestirns vom Himmelsäquator in Bogengrad, sowie in Rektaszension, dem längs des Himmelsäquators gemessenen Winkel zwischen dem Frühlingspunkt und dem Schnittpunkt des Stundenkreises des Gestirns mit dem Himmelsäquator. Die Reaktaszension wird gemessen in Stunden, Minuten und Sekunden.

Die Himmelskoordinaten
Die Himmelskoordinaten
In dieser Skizze ist das äquatoriale Koordinatensystem dargestellt. Ausgehend vom zentralen Beobachtungsort B ist das Himmelsgewölbe über uns zu sehen, beginnend mit dem eigenen Horizont, der rechts und links von Nord-(N) und Südpunkt(S) begrenzt wird. Rektaszension und Deklination erkennt man in Bezug zum Himmelsäquator. Über uns sehen wir den höchsten Punkt, den Zenit (Z, das Gegenstück zu unseren Füßen heißt Nadir). Der Winkel φ ist die geografische Breite des Beobachtungsortes, P der nördliche Himmelspol und Q der südliche.

Anmerkung:
Damit ein Himmelskörper (Planet, Mond, Satellit) auf seiner Bahn bleiben kann, muss er sich sputen! Die Himmelsmechanik ist gnadenlos: Wer bummelt, stürzt unweigerlich in das Zentralgestirn. So legt beispielsweise die Erde in jeder Sekunde 30 [km] zurück. Hierdurch erzeugt sie eine nach außen gerichtete Zentrifugalkraft, die genau die von der Sonne ausgeübte Anziehungskraft aufhebt. Wäre sie auch nur eine Spur langsamer, so müsste sie in die Sonne stürzen. Das gilt für alle Körper, die einen anderen umlaufen. Zum Glück herrscht im Weltraum ein Vakuum, so dass keine Reibung eine Abbremsung verursacht. Deshalb kann die Erde die Sonne ungehindert seit Milliarden Jahren umkreisen und wird es auch weiterhin machen.

Die Bahn des Planeten Neptun ist fast ein exakter Kreis, die Exzentrizität beträgt lediglich 0,0113. Viel exzentrischer dagegen ist die Bahn des (früheren Planeten) Zwergplaneten Pluto. Dieser kommt der Erde manchmal näher als Neptun. So war Neptun von 1979 ab der am weitesten entfernte Planet, seit 1999 ist es wieder der degradierte Pluto.


Oberflächliches

Neptun können wir mit bloßem Auge nicht mehr sehen, sein Scheibchen ist zu lichtschwach. Benutzen wir ein stärkeres Teleskop, erkennen wir wie beim Nachbarn Uranus eine blaugrüne verwaschene Oberfläche. Auch hier spielt das Gas Methan eine tragende Rolle, da es die roten Anteile des Sonnenlichts absorbiert. Der Methananteil der Atmosphäre ist jedoch etwas geringer als beim Uranus und beträgt etwa 1,5%. Die Oberflächentemperatur ist mit -218 [K] nicht gerade sehr einladend, dafür kann Neptun aber mit den höchsten Windgeschwindigkeiten des Sonnensytems aufwarten: Bei 2000 [km/h] muss man seinen Hut schon recht gut festhalten können! Allem Anschein nach besitzt dieser Gasplanet eine innere, noch unbekannte Wärmequelle, die man auch für diese unvorstellbaren Stürme verantwortlich macht. Immerhin strahlt Neptun mehr als doppelt so viel Energie in den Weltraum ab als er von der Sonne empfängt.

Neptun mit großem dunklen Fleck
Neptun mit großem dunklen Fleck
Während wir auf dem Nachbarplaneten Uranus kaum Strukturen in der Gashülle entdecken konnten, überrascht uns Neptun mit einem großen dunklen Fleck in seiner südlichen Hemisphäre, dessen rote Ausführung wir bereits von Jupiter kennen. Es handelt sich um einen mächtigen Wirbelsturm, der mit über 1000 [km/h] westwärts wandert. Der Sturm ist so riesig, dass die ganze Erde hinein passen würde, dennoch nur halb so groß wie Jupiters Exemplar. Links unten im Bild sieht man auch noch eine kleineren Wirbelsturm. Während diese Aufnahme noch von Voyager 2 aus dem Jahr 1989 stammt, war in einem vom Hubble- Teleskop 1998 gemachten Bild der große dunkle Fleck verschwunden. Womöglich hatte er sich einfach aufgelöst oder wurde von anderen atmosphärischen Erscheinungen überdeckt. Einige Monate später entdeckte Hubble jedoch einen dunklen Fleck in der nördlichen Hemisphäre, was uns zeigt, wie rasant sich die Atmosphäre Neptuns ändern kann.

Mit freundlicher Genehmigung von JPL/Nasa

Cirruswolken auf Neptun
Cirruswolken auf Neptun
Eigentlich erwartet man von einem Gasplaneten keine auffälligen Erscheinungen in der Atmosphäre. Neptun überrascht uns jedoch in diesem Bild, aufgenommen von Voyager 2, mit langgezogenen, hellen, cirrusartigen Wolken in der nördlichen Hemisphäre. Sie werfen Schatten auf die 35 [km] tiefer liegende, blaue Wolkenschicht. Die weißen Wolkenstreifen sind zwischen 48 und 160 [km] breit und erstrecken über Längen von Tausenden Kilometern.

Quelle: Calvin J. Hamilton


Innereien

Ähnlich seinem Nachbarplaneten Uranus ist Neptun wohl recht schlicht aufgebaut:

Inner Aufbau des Neptun
Inner Aufbau des Neptun
Hier haben wir einmal den Neptun aufgeschnitten, um seine "Innereien" zu betrachten. In seinem Zentrum befindet sich ein etwa erdgroßer Kern aus Gestein bzw. einem Gestein-Eisgemisch. Darüber finden wir einen Mantel, bestehend aus Wasser, Methan und Ammoniak und vielleicht noch weiteren Beimischungen. Der Mantel steht unter hohem Druck und damit hoher Temperatur. Dennoch ist er eisförmig, was durch den hohen Druck möglich ist. Die darüber liegende Atmosphäre aus molekularem Wasserstoff, Helium und Methan "wiegt" etwa zwischen ein und zwei Erdmassen.

Mit freundlicher Genehmigung des Lunar and Planetary Institute


Ringsystem

Wie die anderen benachbarten Planeten kann auch Neptun mit einem Ringsystem aufwarten. Es ist allerdings eher spärlich und unscheinbar:

Neptunringe
Neptunringe
Hier sehen wir die beiden Hauptringe des Neptun in einer Aufnahme von Voyager 2 aus 1989. Jede Bildhälfte wurde 591 Sekunden lang belichtet. Innen sehen wir noch einen schwachen Ring, der 42 000 [km] vom Planetenmittelpunkt entfernt ist. Im Abstand von 53 200 [km] befindet sich der erste Hauptring, der äußere ist 62 930 [km] entfernt. Während die beiden inneren Ringe 15 [km] breit sind, kann der äußere mit 50 [km] aufwarten. Zwischen den beiden Hauptringen kann man noch ein schwaches, 5800 [km] breites Band erkennen. Die Ringe dürften ähnlich aufgebaut sein wie die der Nachbarplaneten.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL


Sonstiges

Wer Neptun unbedingt einmal "life" sehen möchte, kann das gerne und leicht mit einem üblichen Feldstecher erreichen. Mehr als einen blassen Punkt wird man jedoch nicht zu sehen bekommen. Für die Abbildung eines Scheibchens benötigt man schon ein großes Teleskop und letzten Endes muss man auch wissen, wo am Himmel man den Planeten suchen muss - wozu die oben genannten Ephemeriden eine gute Hilfe sind oder auch entsprechende Computerprogramme.

Neptun kann ebenfalls mit einem Magnetfeld aufwarten. Wie dasjenige des Uranus ist es um 47 Grad zur Rotationsachse geneigt und dabei auch noch um etwa 0,55 Radien vom Planetenmittelpunkt versetzt. Man nimmt an, dass bei beiden Planeten die exotische Ausrichtung des Feldes nicht durch die Neigung zur Ekliptik bedingt ist, sondern eher durch die Lage der elektrisch leitfähigen Schichten (Wasser?) in den Planeteninneren.


Neptunmonde

Triton

Der äußerste Planet unseres Sonnensystems kann mit bislang 13 bekannten Monden aufwarten. Größter und zuerst entdeckter Trabant ist Triton (entdeckt 1846 von William Lassell).

Triton war ein Meeresgott und ein Mischwesen aus Mensch und Delphin. Seine Eltern waren Poseidon (Sohn der Rheia und des Kronos) und Amphitrite (Tochter des Okeanos und der Tethys). Durch Blasen auf seiner Muschel konnte er das Meer aufwühlen oder beruhigen. Den Argonauten stand er hilfreich zur Seite, als sie durch einen Sturm in einer Wüste gestrandet waren, indem er ihre Schiffe wieder zu Wasser brachte. Eine bekannte Tochter ist die Pallas.

Triton
Triton
Wir sehen Triton in einer Aufnahme von Voyager 2 aus dem Jahr 1989. Der 2707 [km] durchmessende Mond umkreist Neptun in 354 760 [km] Abstand auf einer fast kreisförmigen Bahn in 5 Tagen und 21 Minuten. Das macht er allerdings retrograd, d.h. entgegen der Rotationsrichtung. Mit über 156° ist seine Bahn enorm gegen die Äquatorebene Neptuns geneigt. Man vermutet, dass Triton ein eingefangenes Objekt des Kuiper- Gürtels ist. Weil der Mond in Relation zur Größe Neptuns recht nah am Planeten umläuft, ist er in erheblichem Umfang den Gezeitenkräften ausgesetzt. Durch diesen Einfluss wird der Mond in etwa 100 Millionen Jahren die Rochegrenze erreichen und dabei dann zerrissen werden.

Mit freundlicher Genehmigung von NASA/JPL

Triton ist einer der 3 Objekte im Sonnensystem, die eine stickstoffdominierte Atmosphäre aufweisen (die beiden anderen sind die Erde und Saturns Mond Titan). Allerdings ist die Atmosphäre, aus 99% Stickstoff und 1% Methan bestehend, äußerst dünn, sie weist lediglich einen Druck von 1/70 000 der Erdatmosphäre auf. Stickstoffeispartikel bilden in ein paar Kilometern über der Oberfläche sehr dünne Wolken. Erstaunlich ist die relativ hohe Dichte Tritons von 2,066 [g/cm3], sie lässt darauf schließen, dass anders als die Eismonde Saturns und Uranus, Triton einen deutlich höheren Gesteinsanteil aufweisen kann. Vermutlich hat er einen Kern aus Gestein und ist von einem Wassereismantel umgeben.

Tritons Südpol
Tritons Südpol

Wir haben es hier mit dem kältesten Mond im Sonnensystem zu tun: seine Temperatur beträgt lediglich 34,5 [K]. Durch die starke Neigung seiner Rotationsachse gegen seine Umlaufbahn sowie auch Neptuns Achsneigung gegen dessen Bahn bedingt, sind fast stets die Pole des Mondes der Sonne zugewandt. Hieraus resultieren Jahreszeiten, denn einmal herrscht für 80 Jahre am Nordpol "Sommer", während der Südpol mit -235 [°C] auf wahrhaft winterliche Temperaturen absinkt. Sodann werden die Rollen für die nächsten 80 Jahre getauscht. Wir werfen einen Blick auf die südliche, eisbedeckte Polkappe. Das Eis besteht aus gefrorenem Stickstoff und Methan. Recht ungewöhnlich sind die dunklen "Strähnchen", denn sie werden verursacht durch geysirartige Eruptionen von Stickstoff. Hier wird dunkles, gesteinsartiges Material aus dem Innern durch kalten, so genannten Kryovulkanismus ausgetragen und bis 8 [km] in die Höhe geschleudert.

Copyright Calvin J. Hamilton, www.solarviews.com

Neben den wohl silikatischen Mineralien wird auch Methan durch die Geysire ausgestoßen, welches auf dem Boden absinkt, dort gefriert und durch die Sonneneinstrahlung langsam in andere, dunkle organische Verbindungen umgewandelt wird. Auf Triton finden wir nur wenige, meist schon eingeebnete Krater. Auch diese Tatsache weist darauf hin, dass durch geologische Aktivität solche Einschlagspuren immer wieder durch ausgestoßene zähflüssige Materialien überschwemmt wurden.

Proteus

Der nächst größere Mond Neptuns ist Proteus, ein kleiner Klumpen von nur 400 [km] Durchmesser. Er soll stellvertretend für die übrigen, völlig unscheinbaren weil noch kleineren Monde Neptuns etwas näher beschrieben werden.

Proteus war in der griechischen Mythologie ein früher Meeresgott - "Der Alte vom Meer". Er war Hüter der Robben und anderer Meeresgeschöpfe und hatte die Gabe zu Prophezeien. Da er dazu aber selten Lust verspürte, entzog er sich durch Umwandlung in immer neue Gestalten den ständigen Fragen.

Proteus
Proteus
Wir sehen Proteus in einer Aufnahme von Voyager 2. Wie der Mond Phoebe des Saturn, ist Proteus mit einer der dunkelsten Körper im Sonnensystem. Es ist nicht untertrieben zu sagen, er sei so dunkel wie Ruß, denn gerade einmal 6 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Entdeckt wurde er erst 1989, weil er mit 92 800 [km] recht nah über Neptuns Wolkendecke umläuft und damit von dessen Licht überstrahlt wird, wollte man ihn von der Erde aus sehen. Für einen Umlauf benötigt er 26 Stunden und 54 Minuten. Proteus ist gerade noch unterhalb der Grenze, ab der ein Körper durch die eigene Gravitation zu kugelförmiger Gestalt gezwungen wird. So aber hat er noch eine irreguläre Form, auf seiner Oberfläche findet sich keinerlei Hinweis für geologische Aktivität.

Die übrigen Monde Neptuns sind wie gesagt völlig unscheinbar und aufgrund ihrer geringen Größe weiß man nur sehr wenig von ihnen. Die wichtigsten Daten sind unten in einer kleinen Tabelle zusammen gefasst.

Mit freundlicher Genehmigung von Phil Stooke

Die wichtigsten Neptunmonde

MondRadius
[km]
Masse
[kg]
Abstand
[km]
EntdeckerJahr
Naiad29?48.000Voyager 21989
Thalassa40?50.000Voyager 21989
Despina74?52.500Voyager 21989
Galatea79?62.000Voyager 21989
Larissa104 x 89?73.600Voyager 21989
Proteus 200?92.800Voyager 21989
Triton1.3532,14 x 1022354.760W. Lassell1846
Nereid170?5.513.400G. Kuiper1949

Planetendaten

Abschließend noch die wichtigsten Daten des Planeten Neptun:

Daten Neptun
Masse 1,024 x 1026 [kg]
Äquatorialer Durchmesser 49528 [km]
Mittl. Dichte 1,64 [g cm-3 ]
Entweichgeschwindigkeit 23,7 [km s-1]
Rotationsperiode 16,11 Stunden
Umlaufzeit 164,79 Jahre
Bahngeschwindigkeit5,45 [km s-1]
Perigäum29,709 [AE]
Apogäum30,385 [AE]
Neigung Neptunbahn zur Ekliptik1,769°
Exzentrizität0,0113
Atmosphärentemperatur 72 [K]
Atmosphärendruck1- 3 [bar]
Albedo0,41
Magnetfeldstärke25fache der Erde

Weitere Informationen:
http://www.solarviews.com/eng/neptune.htm
http://de.wikipedia.org/wiki/Neptun_(Planet)
http://www.neunplaneten.de/nineplanets/neptune.html