Inhaltsverzeichnis
Gestatten: Das Sonnensystem
Unsere Heimatadresse
Die Struktur des Sonnensystems
Die Entstehung des Sonnensystems
Die Geburt der Planeten
Die Entstehung der Monde
Die Sonne – unser Kernkraftwerk
Wandern auf der Sonne?
Der Kern der Sonne
Die äußeren Schichten
Heiße Atmosphäre
Sonnenflecken und solare Tsunamis
Der Lärm der Sonne
Die Farbe der Sonne
Die Probleme der Sonne
Die Sonne im Vergleich
Die Zukunft der Sonne
Merkur – Welt der Extreme
Der schnellste Bote
Eis an den Polen
Volltreffer vor 3,9 Milliarden Jahren
Venus – unser höllischer Zwilling
Kleine, fiese Schwester
Luftholen verboten
Der Treibhauseffekt
Ein Spaziergang zwischen Vulkanen
Wie die Venus um die Sonne wandert
Erde – der glückliche Planet
Die Gestalt der Erde
Die Bausteine der Erde
Erde und Wasser
Mehr als Luft
Wo die Polarlichter herkommen
Der Mond
Ein Doppelplanet
Der Aufbau des Mondes
Wie der Mond die Erde beeinflusst
Spaziergang am Meer
Meere, Berge, Flüsse
Wasser auf dem Mond
Keine dunkle Seite
Mars – der rote Planet
Keine Zivilisation, vielleicht Leben
Clever starten
Frühling, Sommer, Herbst, Winter
Der Aufbau des Mars
Paradies für Bergsteiger
Wasser auf dem Mars
Leben auf dem Mars
Die Mars-Monde
Ab zum Mars?
Asteroidengürtel – der unvollendete
Der fehlende Planet
Grüppchenbildung im All
Wasser von den Asteroiden
Asteroiden mit Monden
Jupiter – der Riesenplanet
Größer geht nicht
Der Aufbau des Jupiter
Die großen Stürme
Das Magnetfeld
Die Ringe des Jupiter
Die Monde des Jupiter
Der Vulkanmond Io
Der Ozeanmond Europa
Der Riesenmond Ganymed
Der Narbenmond Kallisto
Saturn – der Herr der Ringe
Das Auge des Saturn
Dreierlei Wolken
Saturns Ringsystem
Die Monde des Saturn
Mimas – wo sich Starwars und Pacman treffen
Enceladus – der Mond der Eisvulkane
Titan – die Methan-Erde
Hyperion – der fliegende Schwamm
Iapetus – der doppelgesichtige Mond
Uranus – der blaue Planet
Ein einziger Besucher
Der kälteste Planet
Uranus‘ Kindheitstrauma
Eine gemütliche Kugel
Ringe und Monde
Miranda – der Canyon-Mond
Ariel – der helle Mond
Titania – Uranus' größter Mond
Neptun – der fernste Planet
Temperamentvoller Planet
Der schöne blaue Neptun
Superionisches Wasser
Schöner wohnen
Das Ringsystem
Neptuns Begleiter
Nereid – der exzentrische Mond
Proteus – der eckige Mond
Triton – der Geysir-Mond
Hinter dem Horizont
Die Zentauren
Kuipergürtel – Zone der einsamen Planetoiden
Der klassische Kuipergürtel
Plutinos – für immer gebunden
Pluto – der degradierte Planet
Orcus – der Anti-Pluto
Die Scattered Disc – Unter der Fuchtel Neptuns
Eris – der Größte unter den Zwergen
Detached Objects – ganz weit draußen
Sedna – der einsame Wanderer
Am Rand des Sonnensystems – die Oortsche Wolke
Planet X – existiert er doch?
Nachwort
Index
Darf ich vorstellen? Das Sonnensystem. 4,6 Milliarden Jahre alt, mit einem Zentralgestirn der Hauptreihenklasse G2, bestehend aus acht Planeten, einigen Zwergplaneten, Hunderttausenden Kleinplaneten und zahllosen Kometen, die es auf eine Gesamtmasse von etwa 2 mal 1030 Kilogramm bringen.
Das ist mehr als 300.000 Mal so schwer wie unser Heimatplanet, die Erde. 99,86 Prozent dieser Masse stecken in der Sonne. Vom verbleibenden Rest machen die vier Gasplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun noch einmal 99 Prozent aus, wobei neun Zehntel davon in Jupiter und Saturn stecken.
Die Gravitationswirkung der Sonne reicht etwa zwei bis vier Lichtjahre in das umgebende Weltall. Das ist denn auch die Ausdehnung, die die Astronomen dem Sonnensystem zuschreiben. Der interstellare Raum beginnt allerdings schon vorher: Ab der so genannten Heliopause ist nicht mehr der von der Sonne ausgehende Teilchenstrom, der Sonnenwind, dominierend, sondern das interstellare Medium.
Wenn wir außerirdischen Besuch erwarten, müssten wir unsere Heimatadresse etwa so angeben – in der Hoffnung, dass der Gast mit unseren Begriffen überhaupt etwas anfangen kann: Beim Virgo-Superhaufen von der intergalaktischen Autobahn abbiegen. Passanten nach der 47 Galaxien umfassenden Lokalen Gruppe fragen. Dort angekommen, eine Milchstraße mit einem balkenförmigen Kern und zwei dominierenden Spiralarmen suchen. Zwischen den 200 bis 400 Milliarden Sternen der Milchstraße den Orionarm ausfindig machen. Er befindet sich etwa 15.000 Lichtjahre nördlich der Symmetrieachse der Galaxis beziehungsweise etwa 25.000 Lichtjahre entfernt von ihrem Kern und gehört zu den sekundären Spiralarmen zwischen Perseus-Arm und Scutum-Centaurus-Arm, etwas näher am Perseus-Arm.
Sobald Ihnen hier eine etwa 2000 Lichtjahre große, elliptische Häufung von jungen Sternen und Sternentstehungsgebieten auffällt, sie wird Gouldscher Gürtel genannt, bitte etwas näher heranfliegen. Mitten darin werden Sie eine einige Hundert Lichtjahre große, sanduhrförmige und besonders materiearme Blase im interstellaren Medium bemerken, die von einer Supernova verursacht wurde. Keine Sorge, die Gefahr ist seit 300.000 Jahren vorbei. Damals explodierte vermutlich der 800 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernte Geminga, den Radioastronomen heute noch als Pulsar nachweisen können (andere Theorien meinen, dass die Lokale Blase schon vor 10 bis 20 Milliarden Jahren durch mehrere Supernovae entstand).
Jetzt bitte aufpassen und genauer hinsehen, dann sollte Ihnen die Lokale Flocke auffallen, die etwa 30 Lichtjahre groß ist und deutlich mehr kosmische Materie (vor allem Wasserstoffgas) als die Umgebung enthält. Die Sonne durchwandert dieses Gebiet seit 100.000 Jahren und wird wohl noch einmal mindestens dieselbe Zeit brauchen, um wieder sauberes Gebiet zu erreichen. Sie ist nicht der einzige Stern in der Umgebung. Am besten suchen Sie nach einem Dreifachstern, den die Menschlinge Alpha Centauri nennen. Er besteht aus einem eng gebundenen, gelben Doppelstern (Alpha Centauri A und B), der in größerer Entfernung von einem roten Zwerg (Alpha Centauri C oder Proxima Centauri) umkreist wird. Nur 4,4 Lichtjahre weiter sollten Sie die Sonne finden.
Falls sich niemand meldet (die Menschen sind manchmal sehr mit ihren eigenen Angelegenheiten beschäftigt. Sie kennen das ja, Familienstreit, der manchmal laut wird), klingeln Sie einfach bei den nächsten Nachbarn Barnards Stern (5,9 Lichtjahre entfernt), Wolf 359 (7,8 Lichtjahre), Lalande 21185 (8,3 Lichtjahre), Luyten 726-8 (8,7 Lichtjahre) oder Ross 154 (9,7 Lichtjahre) und hinterlassen Sie Ihre Botschaft dort. Alle drei sind als rote Zwerge längst im Rentenalter. Alternativ können Sie es auch bei Sirius (8,6 Lichtjahre entfernt) probieren, der etwa doppelt so groß wie die Sonne ist und von dem weißen Zwergstern Sirius B umkreist wird.
Wenn Sie Ihr Raumschiff auf einem bewachten Parkplatz abstellen wollen, ohne das Risiko, von den Erdlingen entdeckt zu werden, empfehlen wir den Planeten Alpha Centauri Bb. Sie können sich dort in Ruhe an die Erdgravitation gewöhnen, denn der Planet ist nur rund 1,1 Mal so schwer wie Ihr Ziel. Allerdings sollten Sie sich auf sehr sommerliches Wetter gefasst machen: Da Alpha Centauri Bb seinen Stern in nur 4 Prozent der Entfernung Erde – Sonne umkreist, dürften die Oberflächentemperaturen bei 1300 Grad Celsius liegen.
Wenn Sie sich dem Ziel nähern, bremsen Sie Ihr Raumfahrzeug bitte allmählich ab. Sie riskieren sonst Kollisionen mit den Milliarden Objekten, die die Oortsche Wolke bilden. Diese formt eine Kugelschale mit einem Durchmesser von zwei bis vier Lichtjahren um den Zentralstern. Ab und zu lösen sich durch Gravitations-Einfluss von außerhalb Objekte aus ihr, die im inneren Sonnensystem dann als Kometen auftauchen.
Das nächste Hindernis auf dem Weg zur Erde ist die sogenannte Scattered Disc (SD). Sie weisen Ihren Piloten besser rechtzeitig darauf hin, denn die SD enthält gewissermaßen alle Falschfahrer auf der Himmelsautobahn: Die Objekte (SDOs), aus denen sie besteht, bewegen sich nicht in der Ebene der Planeten um die Sonne, sondern in stark exzentrischen Bahnen. Dazu gehört etwa der Zwergplanet Eris.
Bevor Sie nun den Kuipergürtel erreichen, der Ihnen weitere Zwerg- und Kleinplaneten in den Weg stellt (darunter den lange als Planeten eingestuften Pluto), durchqueren Sie die Heliopause. Hier beginnt der Einfluss des 1,5 Millionen Kilometer pro Stunde schnellen Sonnenwinds, was Sie an einer Veränderung der Strahlungsverhältnisse bemerken sollten. Er besteht aus Elektronen, Protonen und Heliumkernen, während das interstellare Medium zu 90 Prozent aus neutralem Wasserstoffgas zusammengesetzt ist.
Im Äußeren Sonnensystem, das in 60facher Entfernung Erde – Sonne mit dem Planeten Neptun beginnt, beherrschen die vier Gasriesen das Bild. Neptun und Uranus, die beiden äußeren Gasriesen, besitzen dabei einen kompakteren, gefrorenen Kern als Saturn und Jupiter, der größte und schwerste Planet des Systems.
Das Innere Sonnensystem beginnt mit dem Asteroidengürtel. Hier schwirren derzeit 600.000 bekannte Objekte in einer gemeinsamen Umlaufbahn um die Sonne. Es folgen die Gesteinsplaneten Mars, Erde, Venus und Merkur, die alle einen ähnlichen Aufbau besitzen. Einigermaßen vernunftbegabte Bewohner werden Sie nur auf dem vom Zentralgestirn aus dritten Planeten finden, den Sie auch aus der Entfernung schon an seinen ausgedehnten Wasser-Ozeanen erkennen werden. Willkommen auf der Erde!
Vor 4,6 Milliarden Jahren befand sich im Gebiet des heutigen Sonnensystems eine riesige molekulare Wolke – eine Zusammenballung aus interplanetarem Gas in molekularer, also nicht ionisierter Form. Die Herkunft des Materials ist heute nicht mehr zu klären. Es handelt sich jedoch nicht um schon bei der Entstehung des Universums verteilte Materie, vielmehr zeigt ihre Zusammensetzung, dass es sich um Abfallprodukte früherer Sternexplosionen gehandelt haben muss.
Die Ur-Wolke muss einige Lichtjahre groß gewesen sein; sie gebar vermutlich außer der Sonne auch weitere Sterne. Sie bestand vorwiegend aus Wasserstoff, Helium und Spuren schwererer Elemente, die aus den Fusionsreaktionen früherer Sterne stammen müssen. Sie sollten sich die Wolke allerdings nicht in Form eines irdischen Nebels vorstellen. Tatsächlich war sie mit 10.000 Atomen pro Kubikzentimeter von äußerst geringer Dichte – die normale Raumluft ist billiardenfach dichter. Außerdem war die Wolke mit minus 250 bis 260 Grad Celsius sehr kalt.
Durch die enorme Ausdehnung befand sich trotzdem sehr viel Material in diesem Teil des Weltalls – einige tausend Sonnenmassen, schätzen die Forscher. Die Materieverteilung innerhalb der Wolke war dabei nicht völlig gleichmäßig. Die Inhomogenitäten, etwas dichtere Klumpen, zogen mit der Zeit durch ihre eigene Gravitation weitere Masse an sich. Einer dieser riesigen Klumpen sollte zur Geburtsstätte der Sonne werden.
Die einzelnen Teilchen darin bewegten sich zwar weitgehend zufällig, doch der Nebel an sich besaß bereits eine Netto-Rotation. Durch das von der Gravitation bewirkte Schrumpfen des Nebels beschleunigte sich diese Rotation – ähnlich wie bei einem Eisläufer, der bei einer Pirouette die Arme an den Körper nimmt. Nun begann sich die Wolke zu einer Scheibe zu formen. Die Teilchen in der Rotationsebene nämlich wurden nicht nur von der Gravitation angezogen, sondern auch durch die mit ihrer Bahnbewegung verbundene Zentrifugalkraft nach außen beschleunigt. Die Teilchen oberhalb der Bahnebene jedoch spürten die Anziehungskraft der Scheibe stärker, sodass diese sich immer mehr abplattete. In diesem Stadium hatte sie eine Ausdehnung von etwa 200 Astronomischen Einheiten (also 200 Mal die Entfernung von der Sonne zur Erde).
Mit dem Kollaps der Materiescheibe bewegten sich die Teilchen in ihr immer schneller. Die Moleküle erhielten also mehr kinetische Energie (Bewegungsenergie), die sich bei Zusammenstößen als Wärme äußerte. Das Zentrum der Scheibe heizte sich stärker auf als ihr Rand. Die Temperatur im Kern, der 99,8 Prozent der Masse enthielt, stieg auf bis zu 10 Millionen Kelvin. Irgendwann waren Hitze und Dichte groß genug, dass atomare Fusionsreaktionen zündeten. Wasserstoffkerne vereinten sich zu Heliumkernen und setzten dabei Energie frei. Der Protostern, den wir heute als Sonne kennen, hatte gezündet. Zu unserem Glück war seine Masse groß genug, ein Sternenfeuer zu zünden – und doch nicht so groß, dass sich ein kurzlebiger Riesenstern gebildet hätte.
Die Hitze der Kernreaktionen im Inneren der Ursonne bremste mit der Zeit die Zusammenballung der Scheibe ab. Nach etwa 50 Millionen Jahren stellte sich ein Gleichgewicht ein zwischen der Anziehungskraft der Sonne und dem nach außen wirkenden Strahlungsdruck. Ein stabiler Stern war entstanden.
Die verbliebene Gasscheibe bestand zu drei Vierteln aus Wasserstoff, dazu kamen Helium und ganze zwei Prozent schwererer Elemente. Schon zu diesem Zeitpunkt zeigten sich Inhomogenitäten, doch zunächst war das Material mit mehreren Tausend Grad noch zu heiß, um sich zu größeren Körpern zu formen.
Die überschüssige Energie wurde mit der Zeit als Strahlung abgegeben, sodass sich einzelne Moleküle bei Zusammenstößen zu kleinen Tropfen und Staubkörnern zusammenfinden konnten. In der Nähe der Sonne, wo es mit über 1300 Grad Celsius noch immer am heißesten war, betraf dieser Prozess zunächst nur die schwersten Elemente – Aluminium, Titan, Eisen, Nickel und später, bei 300 bis 1000 Grad Celsius, auch Silikate. In Asteroiden finden sich noch heute Einschlüsse dieser frühen Staubklumpen, deren Alter auf 4,568 Milliarden Jahre bestimmt werden konnte – das gilt deshalb gemeinhin als das Alter des Sonnensystems.
Weiter außen in der Scheibe hingegen, bei nur noch minus 120 Grad Celsius, kondensierten wasserstoffreiche Moleküle zu gefrorenem Wasser, Methan oder Ammoniak. Wasserstoff und Helium kondensierten zu keinem Zeitpunkt, sie machten insgesamt 98 Prozent der Masse der Scheibe aus.
Welche Kondensationskerne zur Bildung von Planeten bereitstanden, hängt also von der Entfernung zur Sonne ab. Im inneren Sonnensystem klumpte der Staub aus Metallen und Silikaten, zunächst von mikroskopischer Größe, mit der Zeit durch Zusammenstöße und die Gravitation zu Planetesimalen zusammen, die im Lauf einiger Millionen Jahre einige Kilometer groß wurden. Je weiter dieser Prozess voranschritt, desto gravierender wurden allerdings auch die Folgen von Zusammenstößen. Nur die größten Planetesimale überlebten dabei und nahmen weiter an Größe zu.
Diese heute "terrestrisch" genannten Planeten blieben im Vergleich relativ klein. Sie waren deshalb auch in geringerem Maß in der Lage, Wasserstoff und Helium aus der protoplanetaren Scheibe an sich zu binden. In ihrem Inneren setzte mit der Zeit, durch die Zerfallswärme kurzlebiger radioaktiver Stoffe bedingt, ein Schmelzprozess ein, der den Kern der Protoplaneten betraf und dazu führte, dass sich die einzelnen Stoffe in Schichten trennten – leichtere Elemente wanderten nach außen, die schwersten, Eisen und Nickel, blieben im Kern.
In den äußeren Bereichen des Sonnensystems lief der Prozess durch die unterschiedlichen Bedingungen anders ab. Hier standen nicht nur Metall- und Gesteinsklumpen zur Verfügung, sondern auch jede Menge Eis (aus Wasser, Methan und Ammoniak). Die Planetenkerne erreichten weit größere Massen als die Protoplaneten in Sonnennähe (etwa das 15-fache der Erdmasse) und konnten deshalb weit mehr Anteile an flüchtigem Wasserstoff und Helium aus der planetaren Scheibe an sich binden. Zudem blies hier der Sonnenwind schwächer, der den inneren Planeten das Binden von Wasserstoff erschwerte. Es entstanden die heutigen Gasgiganten mit ihren festen Kernen und der umfangreichen Gashülle.
Noch weiter außen im System reichte die Dichte des Materials nicht mehr zur Bildung großer Planeten. Dort, im heutigen Kuipergürtel und darüber hinaus, blieben die ursprünglichen Planetesimale erhalten, Zusammenklumpungen aus Eis und Gestein, die sich heute ab und an im sonnennahen Bereich als Kometen zeigen. Zu den größeren Klumpen gehören die Objekte, die heute als Zwergplaneten bekannt sind, darunter Pluto und sein Begleiter Charon. Andere heute in diesem Bereich befindliche Objekte wurden durch frühe Zusammenstöße aus den inneren Regionen hierhin befördert.
Eine kleine Tragödie spielte sich im Bereich des heutigen Asteroidengürtels ab: Hier verhinderten die Gravitationskräfte des wachsenden Jupiter, dass sich ein größerer Planet bilden konnte.
Die zahlreichen Monde der Planeten entstanden auf zwei Wegen. Bei einigen war dafür ein Prozess verantwortlich, der ähnlich wie die Geburt der Planeten im Sonnensystem ablief: Auch um die in Entstehung befindlichen Planeten bildeten sich Staubscheiben, in denen kleine Körper zu größeren zusammenklumpten. Andere Monde entstanden parallel zu den Planeten und wurden lediglich später von ihren größeren Brüdern über die Gravitation eingefangen.
Speziell im Fall des Erdmondes muss es in einem frühen Entwicklungsstadium der Erde zu einem gigantischen Zusammenprall mit einem anderen großen Körper etwa in Marsgröße gekommen sein, der den Mond als Überbleibsel von der Erde absprengte. Der komplette Vorgang hat etwa 50 bis 100 Millionen Jahre gedauert. An seinem Ende stand eine Aufräumaktion: Über zahlreiche Zusammenstöße kam es dazu, dass der Raum zwischen den Planeten inzwischen weitgehend leer ist. Die riesigen Krater auf Mond oder Mars zeugen noch davon. Wobei das "weitgehend" ein relativer Begriff ist: Asteroiden treffen nach wie vor auf die Erde und andere Planeten.