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Merkur (Planet)

Merkur (Planet)

Merkur ist der sonnennächste Planet unseres Sonnensystems. Aufgrund seiner Größe und seiner chemischen Zusammensetzung zählt er zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Wegen seiner Sonnennähe ist er nicht ganz einfach zu beobachten. Das Zeichen des Planeten Merkur bezieht sich in stilisierter Form auf die geflügelte Kopfbedeckung des gleichnamigen römischen Götterboten: Zeichen

Aufbau

Zeichen Merkur reiht sich rein äußerlich in die Reihe der Planeten klein und unauffällig ein und wirkt für einen erdähnlichen Planeten auf den ersten Blick eher uninteressant. Es stellt sich jedoch heraus, dass die verschiedenen Aspekte seines inneren Aufbaus widersprüchlicher Natur sind, und der Merkur gibt der Forschung eine harte Nuss zu knacken: Äußerlich gleicht er dem planetologisch inaktiven Erdmond, aber sein Inneres entspricht anscheinend viel mehr dem der geologisch dynamischen Erde.

Atmosphäre

Die Atmosphäre des Merkur wird nur von Physikern als solche bezeichnet. Sie ist dünner als ein labortechnisch erreichbares Vakuum und bietet die gleiche freie Sicht wie die Atmosphäre des Mondes. Die Bestandteile Wasserstoff und Helium stammen sehr wahrscheinlich aus dem Sonnenwind. Der Anteil an Sauerstoff, Natrium und Kalium wurde von ihm vermutlich aus dem Material der Oberfläche freigesetzt. Der Druck der Gashülle beträgt am Boden nur etwa anderthalb Milliardstel Millibar. Aufgrund der großen Hitze und der geringen Anziehungskraft von Merkur entweichen die Gasmoleküle stets bald ins All, deshalb müsste man statt von einer Atmosphäre eigentlich von der Exosphäre reden, der Austauschzone zum interplanetaren Raum. Eine ursprüngliche Atmosphäre als Entgasungsprodukt des Planeteninnern ist dem Merkur demnach längst verloren gegangen; daher gibt es auf ihm auch keine Spuren einer früheren Erosion durch Wind und Wasser. Das Fehlen einer richtigen Gashülle, welche für einen gewissen Ausgleich der Oberflächentemperaturen sorgen würde, bedingt in dieser Sonnennähe besonders extreme Temperaturschwankungen zwischen der Tag- und der Nachtseite. Die Temperatur auf der Sonnenseite steigt bis auf 427 °C und fällt während der Nacht bis auf –173 °C.

Oberfläche

Bis heute sind lediglich etwa 45 Prozent der Oberfläche des Merkur kartiert. Wegen der schwierigen Erreichbarkeit auf der sonnennahen Umlaufbahn und der damit verbundenen Gefahr durch den intensiveren Sonnenwind, hat bislang erst eine Raumsonde, Mariner 10, den Planeten besucht. Die mondähnliche, von Kratern durchsetzte Oberfläche aus rauem, porösem, dunklem Gestein reflektiert das Sonnenlicht nur schwach. Die mittlere sphärische Albedo beträgt 0,06; das heißt, die Oberfläche streut im Durchschnitt 6 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichtes zurück. Damit ist der Merkur im Mittel noch etwas dunkler als der Mond (0,07). Die Oberfläche des Merkur ist mit Kratern übersät; die Verteilung der Einschlagstrukturen ist somit ziemlich gleichmäßig. Mit ein Grund für die hohe Kraterdichte ist die äußerst dünne Atmosphäre, die das Eindringen von Meteoroiden gestattet, ohne dass sie dabei großteils verglühen. Die große Anzahl der Krater je Fläche – ein Maß für das Alter der Kruste – spricht für eine sehr alte, das heißt seit der Bildung und Verfestigung des Merkur von vor etwa 4,5 bis vor ungefähr 4 Milliarden Jahren sonst wenig veränderte Oberfläche. Anhand der zerstörerischen Beeinträchtigung der Oberflächenstrukturen untereinander ist, wie auch bei Mond und Mars, eine Rekonstruktion der zeitlichen Reihenfolge der prägenden Ereignisse möglich. Es gibt auf der abgelichteten Seite des Planeten keine Anzeichen für Plattentektonik, aktiven Vulkanismus oder andere heute noch andauernde endogene Prozesse. endogene Prozesse]] Nördlich des Äquators liegt Caloris Planitia, ein riesiges, wahrscheinlich kreisförmiges, aber ziemlich flaches Becken mit einem errechneten Durchmesser von etwa 1.340 km. Es ist damit das größte Gebilde auf der bekannten Seite von Merkur und wurde vermutlich von einem über 100 km großen Einschlagkörper erzeugt. Der Impakt war so heftig, dass durch die seismischen Schwingungen um den Ort des Einschlags mehrere konzentrische Ringwälle aufgeworfen wurden und aus dem Innern des Planeten Lava austrat. Das Innere des Beckens ist von dem Magma aus der Tiefe anscheinend aufgefüllt worden, ähnlich wie die Marebecken des Mondes. Den Boden des Beckens prägen viele konzentrische Furchen und Grate, die an eine Zielscheibe erinnern und ihm Ähnlichkeit mit dem annähernd vergleichbar großen Multiringsystem auf dem Mond geben, in dessen Beckenzentrum das Mare Orientale liegt. Das ziemlich flache Caloris-Becken wird von den Caloris Montes begrenzt, einem unregelmäßigen Kettengebirge, dessen Gipfelhöhen lediglich etwa 1 km erreichen. Auch andere flache Tiefebenen ähneln den Maria des Mondes. Mare (Mehrzahl: Maria, deutsch 'Meere') ist in der Selenologie – der „Geologie“ des Erdtrabanten – die lateinische Gattungsbezeichnung für die glatten und dunklen Basaltflächen, die zahlreiche Krater und Becken des Mondes infolge von aus Bodenspalten emporgestiegener und erstarrter Lava ausfüllen. Die glatten Ebenen des Merkur sind aber nicht dunkel wie die „Mondmeere“. Insgesamt sind sie anscheinend auch kleiner und weniger zahlreich. Sie liegen alle auf der Nordhalbkugel im Umkreis des Caloris-Beckens. Ihre Gattungsbezeichnung ist Planitia, lateinisch für Tiefebene. Dass sich die mareähnlichen Ebenen auf dem Merkur nicht mit einer dunkleren Farbe von der Umgebung abheben, wie die Maria des Mondes, wird mit einem geringeren Gehalt an Eisen und Titan erklärt. Damit ergibt sich jedoch ein gewisser Widerspruch zu der hohen mittleren Dichte des Planeten, die für einen verhältnismäßig sehr großen Metallkern spricht. Zwei Formationen findet man ausschließlich auf der Merkuroberfläche:
- Erstens ein eigentümlich chaotisch wirkendes Gelände unregelmäßig geformter, bis etwa 1 km hoher Hügel, das von Tälern zerschnitten ist, befindet sich dem Caloris-Becken genau gegenüber. Als Ursache wird eine Fokussierung der seismischen Schwingungen des großen Einschlages angenommen, durch die das ursprüngliche Relief des Antipodengebietes zerstört wurde. Das betroffene Gebiet ist etwa fünf mal so groß wie Deutschland und ist demnach mindestens von gleicher Größe wie das nur zu rund einem Drittel erkundete Caloris-Becken. Deutschland Deutschland
- Zweitens bis mehrere hundert Kilometer lange und bis zu 2 km hohe, gelappte Böschungen, die damit die größten Höhenunterschiede auf dem Merkur aufweisen. Diese Strukturen ähnlich einer Verwerfung haben die Gattungsbezeichnung Rupes (lat. Böschung, Steilwand) mit den Individualnamen nach Schiffen von Entdeckern und wissenschaftlichen Expeditionen bekommen. Sie ziehen sich in sanften Windungen quer durch Ebenen und Krater. Die durch sie in der Höhe versetzten Kraterteile sind auch horizontal gegeneinander verschoben. Es handelt sich um Überschiebungen der Kruste, die vermutlich durch ein Schrumpfen des gesamten Planeten entstanden sind. Der in der Planetengeologie profilierte amerikanische Geologe Robert G. Strom hat die Schrumpfung der Merkuroberfläche auf etwa 100.000 km² abgeschätzt. Das entspricht einer Verringerung des Planetenradius um bis zu etwa 2 km. Als Ursache der Kontraktion wird die Abkühlung des Planeten im Anschluss an eine heiße Phase seiner Entstehung gesehen, in der er ähnlich wie die Erde und der Mond von vielen großen Asteroideneinschlägen bis zur Glutflüssigkeit aufgeheizt worden sein soll. Dieses schwere Bombardement nahm demnach erst vor zirka 3,8 Milliarden Jahren ein Ende. Einige der gelappten Böschungen sind offenbar durch ein ziemlich starkes Bombardement teilweise zerstört. Das bedeutet, dass sie früher entstanden sind als die dadurch entstandenen Krater. Nach dem Grad der Erosion dieser Krater durch viele kleinere, nachfolgende Meteoriteneinschläge wird die Schrumpfung der Kruste vor ungefähr 4 Milliarden Jahren angenommen, also während der Entstehung der mareähnlichen Ebenen. Laut einer alternativen Hypothese sind die tektonischen Aktivitäten während der Kontraktionsphase auf die Gezeitenkräfte der Sonne zurückzuführen, durch deren Einfluss die Eigendrehung des Merkur von einer ungebundenen, schnellen Geschwindigkeit auf die heutige Rotationsperiode heruntergebremst wurde. Dafür spricht, dass sich diese Strukturen wie auch eine ganze Reihe von Rinnen und Bergrücken mehr in meridionale als in Ost-West-Richtung erstrecken. Nach der Kontraktion und der dementsprechenden Verfestigung des Planeten entstanden kleine Risse auf der Oberfläche, die sich mit anderen Strukturen, wie Kratern und den flachen Tiefebenen überlagerten, – ein klares Indiz dafür, dass die Risse im Vergleich zu den anderen Strukturen jüngeren Ursprungs sind. Die Zeit des Vulkanismus auf dem Merkur endete, als die Kompression der Hülle sich einstellte, so dass dadurch die Ausgänge der Lava an der Oberfläche verschlossen wurden. Vermutlich passierte das während einer Periode, die man zwischen die ersten 700 bis 800 Millionen Jahre der Geschichte des Merkur einordnet. Seither gab es nur noch vereinzelte Einschläge von Kometen und Asteroiden. Asteroid Eine weitere Besonderheit gegenüber dem Relief des Mondes sind auf dem Merkur die sogenannten Zwischenkraterebenen. Im Unterschied zu der auch mit großen Kratern gesättigten Oberfläche des Mondes kommen auf dem Merkur zwischen den größeren Kratern auch relativ glatte Ebenen mit Hochlandcharakter vor, die nur von kleinen Kratern geprägt sind. Manche Forscher sehen darin die ursprüngliche, verhältnismäßig unveränderte Merkuroberfläche. Andere glauben an einen sehr frühen und großräumigen Vulkanismus, der die Regionen einst geglättet hat. Es gibt Anzeichen dafür, dass sich in diesen Ebenen die Reste größerer und auch vieler doppelter Ringwälle gleich solchen des Mondes noch schwach abzeichnen. Asteroid Wie auch beim Mond zeigen die Krater des Merkur ein weiteres Charakteristikum, das für eine Einschlagstruktur als typisch gilt: Das hinausgeschleuderte und zurückgefallene Material, das sich um den Krater herum anhäuft; manchmal in Form von radialen Strahlen, wie man sie auch als Strahlensysteme auf dem Mond kennt. Sowohl diese speichenartigen Strahlen als auch die Zentralkrater, von denen sie jeweils ausgehen, sind aufgrund des relativ geringen Alters heller als die Umgebung. Die ersten Beobachtungen der Strahlen des Merkur machte man mit den Radioteleskopen Arecibo und Goldstone und mithilfe des Very Large Array (VLA) des nationalen Radioobservatoriums der Vereinigten Staaten (siehe auch Astrogeologie). Der erste Krater, der durch die Raumsonde Mariner 10 während ihrer ersten Annäherung erkannt wurde, war der 40 km breite, aber sehr helle Strahlenkrater Kuiper (siehe Bild rechts). Der Krater wurde nach dem niederländisch-US-amerikanischen Mond- und Planetenforscher Gerard Kuiper benannt, der dem Mariner-10-Team angehörte und noch vor der Ankunft der Sonde verstarb.

Möglichkeit von Eis

Für die Polregionen von Merkur lassen die Ergebnisse von Radaruntersuchungen die Möglichkeit zu, dass dort kleine Mengen von Wassereis existieren könnten. Da Merkurs Rotationsachse mit 0,01° praktisch senkrecht auf der Bahnebene steht, liegt das Innere einiger polnaher Krater stets im Schatten. In diesen Gebieten ewiger Nacht sind dauerhafte Temperaturen von –160 °C möglich. Solche Bedingungen können Eis konservieren, das durch eingeschlagene Kometen eingebracht wurde. Die hohen Radar-Reflexionen können jedoch auch durch Metallsulfide oder andere Materialien verursacht werden. Solche Spekulationen über Wasservorkommen hat es auch schon hinsichtlich spektraler Spuren von Wasserstoff in Kratern nahe des Südpols des Mondes gegeben. Als dort die Mondsonde Lunar Prospector gezielt zum Aufschlag gebracht wurde, konnte in der aufgewirbelten Wolke jedoch keine Spur von Wassereis nachgewiesen werden.

Indizien im Detail

Lunar Prospector Die Radiowellen, die vom Goldstone-Radioteleskops des NASA Deep Space Network ausgesandt wurden, hatten eine Leistung von 450 Kilowatt bei 8,51 Gigahertz; die vom VLA mit 26 Antennen empfangenen Radiowellen ließen helle Punkte auf dem Radarschirm erscheinen, Punkte, die auf depolarisierte Reflexionen von Wellen vom Nordpol des Merkur schließen lassen. Die Studien, die mit dem Radioteleskop von Arecibo gemacht wurden, das Wellen im S-Band (2,4 GHz) mit einer Leistung von 420 kW ausstrahlte, gestatteten es, eine Karte von der Oberfläche des Merkur anzufertigen, die eine Auflösung von 15 km hat. Bei diesen Studien konnte nicht nur die Existenz der bereits gefundenen Zonen hoher Reflexion und Depolarisation nachgewiesen werden, sondern insgesamt 20 Zonen an beiden Polen. Der Gedanke, dass sich auf der Oberfläche des Merkur Eis befinden könnte, erscheint etwas weit hergeholt, wenn man sich die Nähe des Merkurs zur Sonne und Temperaturen von um 430 °C am Tag und um –180 °C in der Nacht vor Augen hält. Die erwartete Radarsignatur von Eis entspricht aber der beobachteten erhöhten Helligkeit auf den Radarbildern und der gemessenen starken Depolarisation der reflektierten Wellen. Auf der anderen Seite zeigt das Silikatgestein, das den größten Anteil der Oberfläche ausmacht, ein Verhalten, das sich vom Eis sehr stark unterscheidet. Andere Untersuchungen, die diese Möglichkeit unterstützen, zeigen, dass die Untersuchungen der zur Erde zurückgeworfenen Strahlen den Schluss zulassen, dass die Form dieser Zonen kreisförmig sein muss, und dass es sich deshalb um tiefe Krater handeln könnte. Diese Krater müssten allerdings so tief sein, dass Reflexionen ausgeschlossen wären. Am Südpol des Merkur scheint sich die Anwesenheit eine Zone hoher Reflexion mit einer Anwesenheit des Kraters Chao Mang-Fu und den kleinen Gebieten zu decken, deren Krater ebenfalls bereits identifiziert wurden. Am Nordpol gestaltet sich die Situation etwas schwieriger, weil sich die Radarbilder mit denen von Mariner 10 offenbar nicht decken lassen. Es liegt deshalb nahe, dass es Zonen hoher Reflexion geben kann, die sich nicht mit der Existenz von Kratern erklären lassen. Die Reflexionen der Radarwellen, die das Eis auf der Oberfläche des Merkur erzeugt, sind geringer als die Reflexionen, die sich mit reinem Eis erzeugen ließen; eventuell liegt es am Vorhandensein von Staub, der die Oberfläche des Kraters teilweise überdeckt.

Mögliche Herkunft

Die Existenz von Kratern, die ständig Schatten werfen, ist keine spezifische Eigenschaft des Merkur: Auf der Südhalbkugel unseres Mondes hat man den größten Krater des Sonnensystems gefunden, das Südpol-Aitken-Becken. Es hat einen Durchmesser von etwa 2.500 km und reicht vom Südpol des Mondes bis zum Krater Aitken. Seine Tiefe beträgt bis zu 13 km. Es ist von vielen anderen Kratern überprägt worden und besitzt keinen ausgeprägten Rand. In den polnahen Kratern könnte sich möglicherweise Eis befinden. Dieses Eis auf unserem Mond stammt aus externen Quellen, genau wie das auf dem Merkur. Im Fall des Mondes glaubt man, dass das Eis von Kometen stammen könnte, während das Eis auf dem Merkur wohl von Meteoriten stammt. Wenn man die Existenz von Eis auf einigen Meteoriten in Betracht zieht, könnten diese Meteoriten das Eis in die Krater gebracht haben, das seit Millionen und Milliarden von Jahren dort gelagert wird. Eine andere These, die bisher nicht bestätigt werden konnte, besagt, dass der Merkur einen erheblichen Ausfluss von Wasser aus seinem Innern hat. Man hat weder die Existenz eines solchen Mechanismus, der den Verlust von Wasser an der Oberfläche zur Folge hat, noch die Fotodissoziation, die Erosion, die durch den Sonnenwind und Mikrometeoriten hervorgerufen wird, untersucht. Das Verhalten von Eis auf anderen Himmelskörpern ist jedoch noch mit Unsicherheiten behaftet; vor allem die hohen Temperaturen an der Oberfläche des Merkur um die 420°C, berechnet für das Vakuum (die Atmosphäre ist kaum wahrnehmbar), und die Sonnenstrahlen legen nahe, dass das Eis schmelzen und in den Weltraum entweichen könnte. Man glaubt jedoch, dass es sich mit dem Eis auf dem Merkur anders verhält, weil das Vorkommen von Eis in höheren Breiten dafür sorgt, dass die Temperatur sinkt: Zwischen den Kratern, wo das Sonnenlicht nicht hinfällt, sinken die Temperaturen herunter bis auf -171°C, und in den polaren Tiefebenen steigt die Temperatur nie über –106°C an. Das Vorhandensein von Eis auf dem Merkur ist immer noch nicht vollständig bewiesen. Es handelt sich bislang um eine Vermutung, basierend auf den erwähnten Beobachtungen von Zonen hoher Radar-Reflexionen und der Tatsache, dass diese Zonen sich mit Kratern an den Polen decken. Es ist zu betonen, dass diese Reflexionen ohne Zweifel auch durch Metallsulfide hervorgerufen werden können oder durch andere Materialien, die ähnliche Reflexionen verursachen.

Innerer Aufbau: Kern, Mantel und Kruste

Merkur ist ein Gesteinsplanet wie die Venus, die Erde und der Mars. Unter diesem substanziellen Gesichtspunkt können auch der Erdmond und die Jupitermonde Io und Europa dazugezählt werden. In der klassischen Reihe der Planeten ist Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems. Sein Durchmesser beträgt mit 4.878 km nur knapp 40 Prozent des Erddurchmessers. Er ist sogar kleiner als der Jupitermond Ganymed und der Saturnmond Titan, – dafür aber jeweils mehr als doppelt so massereich wie diese sehr eisreichen Trabanten. Der äußerste Planet Pluto – ebenfalls eisreich – ist noch weit kleiner als der Merkur. Den Pluto betrachten aber immer mehr Astronomen nicht mehr als den kleinsten Planeten, sondern auch aufgrund seiner eher irregulären Bahneigenschaften als ein größeres und als das hellste Objekt des Kuipergürtels. Im Rahmen einer Planetendefinition mit der Bedingung der Vorherrschaft auf einer regulären Umlaufbahn ist Merkur der kleinste, aber auch der kompakteste Planet. Kuipergürtel Das Innere des Merkur wird anscheinend von einem sehr großen Eisen-Nickel-Kern beherrscht, der zu 65 % aus Eisen besteht und drei Viertel des Planetendurchmessers einnimmt. Mit einem Durchmesser von etwa 3.600 km ist er demnach größer als der Erdmond und bedingt die sehr hohe mittlere Dichte des Planeten von 5,427 g/cm³. Die mittlere Dichte der Gesamtzusammensetzung des Merkur ist im Prinzip sogar noch größer als die der Erde, denn der Erdkörper übertrifft den Merkur darin nur durch die zusätzliche Kompressionswirkung seiner Schwerkraft. Der im Verhältnis entsprechend geringer ausfallenden Mantel des Merkur mit einer Dicke von wahrscheinlich rund 600 km wird demgemäß von einer nur einige 10 km dünnen Kruste umhüllt. Die äußeren Schalen dürften – ebenfalls wie bei der Erde – aus Silikaten bestehen.

Ursache des hohen Eisengehalts

Merkurs relativer Gehalt an Eisen ist größer als der jedes anderen großen Objektes im Sonnensystem. Als Erklärung werden verschiedene Annahmen ins Feld geführt, die alle von einem ehemals ausgeglichenerem Schalenaufbau und einem entsprechend dickeren, metallarmen Mantel ausgehen: Eisen So geht eine Theorie davon aus, dass Merkur ursprünglich ein Metall-Silikat-Verhältnis ähnlich dem der Chondrite, der meistverbreiteten Klasse von Meteoriten im Sonnensystem, aufwies. Seine Ausgangsmasse müsste demnach etwa das 2,25fache seiner heutigen Masse gewesen sein. In der Frühzeit des Sonnensystems wurde Merkur jedoch – so wird gemutmaßt – von einem Planetesimale von zirka einem Sechstel dieser Masse getroffen. Ein Aufschlag dieser Größenordnung hätte einen Großteil der Planetenkruste und des Mantels weggerissen und lediglich den metallreichen Kern übrig gelassen. Eine ähnliche Erklärung wurde übrigens zur Entstehung des Erdmondes im Rahmen der Kollisionstheorie vorgeschlagen. Eine alternative Theorie schlägt vor, dass Merkur sehr früh in der Entwicklung des Sonnensystems entstanden sei, noch bevor sich die Energieabstrahlung der jungen Sonne stabilisiert hat. Auch diese Theorie geht von einer etwa doppelt so großen Ursprungsmasse des innersten Planeten aus. Als der Protostern sich zusammenzuziehen begann, könnten auf Merkur Temperaturen zwischen 2.500 und 3.500 K (Kelvin), möglicherweise sogar bis zu 10.000 K geherrscht haben. Ein Teil seiner Materie wäre bei diesen Temperaturen einfach verdampft und hätte eine Atmosphäre gebildet, die im Laufe der Zeit vom Sonnenwind fortgerissen worden sei. Eine dritte Theorie argumentiert ähnlich und geht von einer langanhaltenden Erosion der äußeren Schichten des Planeten durch den Sonnenwind aus.

Magnetosphäre

Trotz seiner langsamen Rotation besitzt Merkur eine relativ ausgeprägte Magnetosphäre. Er ist damit neben der Erde der einzige weitere Gesteinsplanet, der ein globales Magnetfeld aufweist. Es hat mit 300 nT ungefähr ein Prozent der Stärke des Erdmagnetfeldes und ist der Rotationsachse annähernd parallel. Möglicherweise wird Merkurs Dipolfeld ganz ähnlich durch den Dynamo-Effekt zirkulierender Schmelzen im Metallkern erzeugt. Da der Merkur aber seit seiner Entstehung aufgrund der geringen Größe schon längst zu stark abgekühlt sein dürfte, um in seinem Kern ein Eisen-Nickel-Gemisch noch flüssig halten zu können, wäre es auch möglich, dass sich zum Beispiel durch Mischungen mit Schwefel eine eutektische Legierung mit niedrigerem Schmelzpunkt bilden konnte. Eine andere Hypothese erklärt die Existenz des Magnetfeldes als Überbleibsel eines früheren, mittlerweile aber erloschenen Dynamo-Effektes; es wäre dann das Ergebnis erstarrter Ferromagnetite.

Geologische Entwicklungsetappen

Nach der herkömmlichen Theorie zur Entstehung des Planetensystems der Sonne ist der Merkur wie alle Planeten aus einer allmählichen Zusammenballung von Planetesimalen hervorgegangen, die sich zu immer größeren Körpern vereinten. In der letzten Phase der Akkretion schluckten die größeren Körper die kleineren und in dem Bereich des heutigen Merkurorbits bildete sich so binnen zirka 10 Millionen Jahren der sonnennächste Planet. Mit der Aufheizung des Protoplaneten, also des „Rohplaneten“ durch den Zerfall der radioaktiven Elemente und durch die Energie vieler großer und andauernder Einschläge während des Aufsammeln der kleineren Brocken begann das, was man mangels eines merkurspezifischen Begriffes als die geologische Entwicklung bezeichnen kann. Der bis zur Glut erhitzte Körper differenzierte sich chemisch durch seine innere Gravitation in Kern, Mantel und Kruste. Mit dem Ausklingen des Dauerbombardements konnte der entstandene Planet beginnen, sich abzukühlen und es bildete sich aus der äußeren Schicht eine feste Gesteinskruste. In der folgenden Etappe sind anscheinend alle Krater und andere Spuren der ausklingenden Akkretion überdeckt worden. Die Ursache könnte eine Periode von frühem Vulkanismus gewesen sein. Dieser Zeit wird die Entstehung der Zwischenkraterebenen zugeordnet sowie die Bildung der gelappten Böschungen durch ein Schrumpfen des Merkur zugeschrieben. Erst das Ende des schweren Bombardements hat sich mit der Entstehung des Caloris-Beckens und den damit verbundenen Landschaftsformen im Relief als Beginn der dritten Epoche eindrucksvoll niedergeschlagen. In der vierten Phase entstanden die weiten, mareähnlichen Ebenen, wahrscheinlich durch eine weitere Periode vulkanischer Aktivitäten. Die fünfte und seit etwa 3 Milliarden Jahren noch immer andauernde Phase der Oberflächengestaltung zeichnet sich lediglich durch eine Zunahme der Einschlagkrater aus. Dieser Zeit werden die Zentralkrater der Strahlensysteme zugeordnet, deren auffällige Helligkeit als ein Zeichen der Frische angesehen werden. Die Abfolge der Ereignisse hat im Allgemeinen eine überraschend große Ähnlichkeit mit der Geschichte der Oberfläche des Mondes; in Anbetracht der ungleichen Größe, der sehr verschiedenen Orte im Sonnensystem und den damit verbundenen, entsprechend unterschiedlichen Bedingungen ist das nicht zu erwarten gewesen.

Umlaufbahn und Rotation

Als sonnennächster Planet hat Merkur nicht nur den geringsten Abstand zu unserem Zentralgestirn, sondern mit etwa 88 Tagen auch die kürzeste Umlaufzeit. So liegt sein sonnennächster Punkt, das Perihel, bei 0,307 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 0,467 AE. Zudem ist die Umlaufbahn des Merkur vergleichsweise stark elliptisch, – die numerischen Exzentrizität seiner Bahn wird mit 0,206 nur noch vom weit entfernten Pluto übertroffen. Ebenso ist die Neigung seiner Bahnebene gegen die Erdbahnebene mit über sieben Grad höher – wiederum mit Ausnahme des kleinen Pluto – als die Bahnneigung aller anderen Planeten.

Periheldrehung

Exzentrizität Durch den direkten gravitativen Einfluss der anderen Planeten, aber auch durch ihren Einfluss einer Ablenkung der Sonne an dem gemeinsamen Schwerpunkt des Gesamtsystems führt die große Bahnachse eine langsame rechtläufige Drehung in der Bahnebene aus. Auch der Merkur durchläuft also streng genommen keine Ellipsen- sondern eine Rosettenbahn. In der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts waren die Astronomen in der Lage diese Veränderungen, insbesondere die Lage des Merkur-Perihels, mit großer Genauigkeit zu messen. Urbain Le Verrier, der damalige Direktor des Pariser Observatoriums, bemerkte, dass die Präzession (Drehung) des Perihels für Merkur 5,74" (Bogensekunden) pro Jahr beträgt. Dieser Wert konnte allerdings nicht völlig mit der klassischen Mechanik von Isaac Newton erklärt werden. Laut der Newtonschen Himmelsmechanik ist der gemessene Wert um 0,43" pro Jahr zu groß und dürfte in 100 Jahren nur 532,08" betragen. Darum vermutete man neben einer entsprechenden Abplattung der Sonne zunächst einen Asteroidengürtel zwischen Merkur und der Sonne oder einen weiteren Planeten, der für diese Störungen verantwortlich sein sollte. Obwohl man sogar schon einen Namen für diesen vermeintlichen Planeten gewählt hatte (Vulkan), konnte trotz intensiver Suche kein Objekt innerhalb der Merkurbahn gefunden werden. Da ein Objekt innerhalb der Merkurbahn allerdings durch den entsprechend kleinen Abstand zur Sonne leicht von dieser überstrahlt werden kann, stieß das Problem nur auf mäßiges Interesse, bis Albert Einstein mit seiner Allgemeinen Relativitätstheorie eine Erklärung für die kleinen Unterschiede zwischen Theorie und Beobachtung erbrachte. Der relativistisch berechnete Überschuss von 43,03" je Jahrhundert stimmt gut mit dem beobachteten von 43,11" überein. Für eine komplette Periheldrehung um 360° benötigt Merkur rund 225.000 Jahre. Je einzelnen Umlauf beträgt die Verschiebung 0,1039" bzw. 29 km. Dieser Erfolg der Allgemeinen Relativitätstheorie gilt als einer ihrer Hauptstützen. Er wurde mitunter sogar als ein Paradebeispiel für die Widerlegung (Falsifikation) einer alten Theorie angesehen. Die Periheldrehung konnte jedoch prinzipiell auch mit der Newtonschen Himmelsmechanik erklärt werden, nur nicht mit einer so hohen Genauigkeit.

Gebrochen gebundene Rotation

Radarbeobachtungen zeigten 1975, dass der Planet nicht, wie ursprünglich angenommen, eine einfache gebundene Rotation besitzt, d. h. der Sonne immer dieselbe Seite zuwendet (so, wie der Erdmond uns auf der Erde immer dieselbe Seite zeigt). Vielmehr dreht er sich während zweier Umläufe exakt dreimal um seine eigene Achse. Seine Rotationsdauer beträgt zwar 58,646 Tage, aber aufgrund der 2:3-Kopplung an die schnelle Umlaufbewegung mit demselben Drehsinn entspricht der Abstand zwischen zwei Sonnenaufgängen an einem beliebigen Punkt auf dem Planeten mit 175,938 Tagen auch genau dem Zeitraum von zwei Sonnenumläufen. Nach einem weiteren Umlauf geht die Sonne dementsprechend am Antipodenort auf. Durchläuft der Merkur den sonnennächsten Punkt seiner ziemlich stark exzentrischen Bahn, den Perihel, steht das Zentralgestirn zum Beispiel immer abwechselnd über dem Calorisbecken am 180. Längengrad bzw. über dessen chaotischen Antipodengebiet am Nullmeridian im Zenit. Zur Erklärung dieser gebrochen gebundenen Rotation wird unter Caloris Planitia (der „heißen“ Tiefebene) eine Massekonzentration ähnlich den so genannten Mascons der großen, annähernd kreisförmigen Maria des Erdmondes angenommen, an der die Gezeitenkräfte der Sonne die vermutlich einst schnellere Eigendrehung des Merkur zu dieser ungewöhnlichen Resonanz heruntergebremst haben. Im Perihelbereich, während der höchsten Bahngeschwindigkeit von Merkur, entspricht seine Rotationsgeschwindigkeit einer normalen gebundenen Rotation. Merkur hat keinen Mond. Aber aufgrund der langsamen Rotation und der großen Exzentrizität der Umlaufbahn sowie in Hinsicht der erdmondähnlichen Oberflächengestaltung in der analogen Form von zwei auffallend unterschiedlichen Hemisphären gibt es die Hypothese, dass Merkur selbst einmal ein Trabant war, welcher der Venus entwichen ist. Mit dieser Annahme ließe sich erklären, warum diese beiden Planeten als einzige im Sonnensystem mondlos sind (siehe auch Liste der Monde).

Erforschung

Liste der Monde Liste der Monde Merkur ist mindestens seit der Zeit der Sumerer (3. Jahrtausend v. Chr.) bekannt. Die Griechen der Antike gaben ihm zwei Namen, Apollo, wenn er am Morgenhimmel sichtbar war und Hermes, wenn er am Abendhimmel sichtbar war. Die griechischen Astronomen wussten allerdings, dass es sich um den selben Himmelkörper handelte. Heraklit glaubte sogar, dass Merkur und Venus die Sonne und nicht die Erde umkreisen. Die Römer benannten ihn wegen seiner schnellen Bewegung am Himmel nach dem geflügelten Götterboten Merkur.

Erdgebundene Erforschung

Nach der Erfindung des Fernrohrs entdeckte Jiovanni Zupi im Jahre 1639, dass der Merkur Phasen zeigt wie der Mond, und bewies damit seinen Umlauf um die Sonne. Die ersten, nur sehr vagen Merkurkarten wurden von Johann Hieronymus Schroeter skizziert. Die ersten detaillierteren Karten wurden im späten 19. Jahrhundert, etwa 1881 von Giovanni Schiaparelli und danach von Percival Lowell angefertigt. Lowell meinte, ähnlich wie Schiaparelli bei seinen Marsbeobachtungen, auf dem Merkur Kanäle erkennen zu können. Besser, wenn auch immer noch sehr ungenau war die Merkurkarte von Eugenios Antoniadi aus dem Jahr 1934. Antoniadi ging dabei von der geläufigen aber irrigen Annahme aus, dass Merkur eine gebundene Rotation von 1:1 um die Sonne aufweist. Für seine Nomenklatur der Albedomerkmale bezog er sich auf die Hermes-Mythologie. Audouin Dollfus hat sie für seine genauere Karte von 1972 großteils übernommen. Für heutige Merkurkarten auf der Grundlage der Naherkundung hat die IAU diese Nomenklatur gebilligt. Für die topografischen Strukturen wurde ein anderes Schema gewählt. So bekamen die den Maria des Mondes ähnlichen Tiefebenen den Namen des Gottes Merkur in verschiedenen Sprachen. Die Krater des Merkur wurden hauptsächlich nach berühmten verstorbenen Komponisten, Dichtern, Malern und anderen Künstlern benannt. Im Koordinatensystem des Merkur werden die Längengrade von Ost nach West zwischen 0 und 360° gemessen. Der Nullmeridian wird durch den Punkt definiert, der am ersten Merkurperihel nach dem 1. Januar 1950 die Sonne im Zenit hatte. Die Breitengrade zwischen 0° und 90° werden nach Norden positiv und nach Süden negativ gezählt.

Erforschung mit Raumsonden

Merkur gehört zu den am wenigsten erforschten Planeten des Sonnensystems. Dies liegt vor allem an den für Raumsonden sehr unwirtlichen Bedingungen in der Nähe der Sonne, wie der hohen Temperatur und intensiven Strahlung, sowie an zahlreichen technischen Schwierigkeiten, die bei einem Flug zum Merkur in Kauf genommen werden müssen. Selbst von einem Erdorbit aus sind die Beobachtungsbedingungen zu ungünstig, um ihn mit Teleskopen zu beobachten. Der Spiegel des Hubble-Weltraumteleskops würde durch die Teilchen des Sonnenwindes großen Schaden nehmen, wenn man ihn auf einen dermaßen sonnennahen Bereich ausrichten würde. Jedoch kurz vor der Außerdienststellung von Hubble, bevor es kontrolliert zum Absturz und in der Erdatmosphäre zum Verglühen gebracht wird, wäre das als letzte Aufgabe bis zum Erblinden des Spiegels völlig vertretbar. Die Bildauflösung würde immerhin 37 km pro Bildpunkt betragen. Der Merkur umkreist die Sonne drei mal so nah wie die Erde, so dass eine Raumsonde über 91 Millionen Kilometer in den Gravitationspotenzialtopf der Sonne fliegen muss, um den Planeten zu erreichen. Von einem stationären Startpunkt würde die Raumsonde keine Energie brauchen, um in Richtung Sonne zu fallen. Da der Start aber von der Erde erfolgt, die sich bereits mit einer Orbitalgeschwindigkeit von 30 km/s um die Sonne bewegt, verhindert der hohe Drehimpuls der Sonde eine Bewegung Richtung Sonne. Daher muss die Raumsonde eine beträchtliche Geschwindigkeitsänderung aufbringen, um in eine Hohmannbahn einzutreten, die in die Nähe des Merkurs führt. Zusätzlich führt die Abnahme der potenziellen Energie der Raumsonde bei einem Flug in den Gravitationspotentialtopf der Sonne zur Erhöhung ihrer kinetischen Energie, also zu einer Erhöhung ihrer Fluggeschwindigkeit. Wenn man dies nicht korrigiert, ist die Sonde beim Erreichen des Merkur bereits so schnell, dass ein sicherer Eintritt in den Merkurorbit oder gar eine Landung erheblich erschwert wird. Für einen Vorbeiflug ist die hohe Fluggeschwindigkeit allerdings von geringerer Bedeutung. Ein weiteres Hindernis ist das Fehlen einer Atmosphäre, dies macht es unmöglich treibstoffsparende Aerobraking-Manöver zum Erreichen des gewünschten Orbits um den Planeten einzusetzen. Stattdessen muss der gesamte Bremsimpuls für einen Eintritt in den Merkurorbit mittels der bordeigenen Triebwerke durch eine Extramenge an mitgeführten Treibstoff aufgebracht werden. Diese Einschränkungen sind mit ein Grund dafür, dass der Merkur bisher nur mit der einen Raumsonde Mariner 10 erforscht wurde. Eine weitere Sonde, MESSENGER, ist derzeit zu ihm auf dem Weg, und eine dritte, BepiColombo, befindet sich in Planung.

Mariner 10

BepiColombo Die Flugbahn von Mariner 10 wurde so gewählt, dass die Sonde zunächst die Venus anflog und in deren Anziehungsbereich durch ein Swing-by-Manöver Kurs auf den Merkur nahm. So gelangte sie auf eine merkurnahe Umlaufbahn um die Sonne, die auf keine andere Weise mit einer Trägerrakete des Mariner-Programms erreicht werden konnte. Der schon lange an der Erforschung des innersten Planeten interessierte Mathematiker Giuseppe Colombo hatte eine derartige Flugbahn entworfen, auf welcher der Merkur gleich mehrmals passiert werden konnte, und zwar immer in der Nähe seines sonnenfernsten Bahnpunktes – bei dem die Beeinträchtigung durch den Sonnenwind am geringsten ist – und am zugleich sonnennähsten Bahnpunkt von Mariner 10. Die anfänglich dabei nicht vorhergesehene Folge dieser himmelsmechanischen Drei-Körper-Wechselwirkung war, dass die Umlaufperiode von Mariner 10 genau zweimal so lang geriet wie die von Merkur. Bei dieser Bahneigenschaft bekam die Raumsonde während jeder Begegnung ein und die selbe Hemisphäre unter den gleichen Beleuchtungsverhältnissen vor die Kamera und hat so den eindringlichen Beweis für die genaue 2:3-Kopplung von Merkurs Rotation an seine Umlaufbewegung erbracht, – die nach den ersten, ungefähren Radarmessungen Colombo selbst schon vermutet hatte. Durch dieses seltsame Zusammentreffen konnten trotz der wiederholten Vorbeiflüge nur 45 Prozent der Merkuroberfläche kartiert werden. Mariner 10 flog im betriebstüchtigen Zustand von 1974 bis 1975 dreimal an Merkur vorbei: Am 29. März 1974 in einer Entfernung von 705 km, am 21. September in rund 50.000 km und am 16. März 1975 in einer Entfernung von 327 km. Zusätzlich zu den herkömmlichen Aufnahmen wurde der Planet im infraroten sowie im UV-Licht untersucht, und über seiner den störenden Sonnenwind abschirmenden Nachtseite liefen während des ersten und dritten Vorbeifluges Messungen des durch die Sonde entdeckten Magnetfeldes und der geladenen Partikel.

MESSENGER

16. März Eine weitere Raumsonde der NASA, MESSENGER, startete am 3. August 2004 und soll den Merkur 2011 erreichen, um ihn erstmals vollständig zu kartografieren. MESSENGER wird als erste Raumsonde in einen Merkur-Orbit einschwenken und den Planeten mit seinen zahlreichen Instrumenten eingehend studieren. MESSENGER soll sich dabei der Untersuchung der geologischen und tektonischen Geschichte des Merkur sowie seiner Zusammensetzung widmen. Weiterhin soll die Sonde nach dem Ursprung des Magnetfeldes suchen, die Größe und den Zustand des Planetenkerns bestimmen, die Polarkappen des Planeten untersuchen sowie die Exosphäre und die Magnetosphäre erforschen. Um sein Ziel zu erreichen, fliegt MESSENGER eine sehr komplexe Route, die ihn erstmal zurück zur Erde, dann zwei Mal an der Venus sowie drei Mal am Merkur vorbei führt. Der erste Vorbeiflug am Merkur soll im Januar 2008 stattfinden, die gesamte Reise nimmt etwa 6,5 Jahre in Anspruch. Die Missionsdauer im Merkurorbit ist auf ein Jahr festgelegt.

BepiColombo

Auch die europäische Raumfahrtorganisation ESA und die japanische Raumfahrtbehörde JAXA möchten sich an der Erforschung des sonnennächsten Planeten beteiligen und haben den Einsatz der kombinierten Merkursonde BepiColombo geplant. Das gemeinsame Unternehmen ist nach dem Spitznamen des 1984 verstorbenen Giuseppe Colombo benannt und soll aus zwei am Ziel getrennt eingesetzten Orbitern bestehen: Einem Fernerkundungsorbiter für eine 400 × 1.500 km messende polare Umlaufbahn und einem Magnetosphärenorbiter für einen polaren Merkurumlauf von 400 × 12.000 km. Die Komponenten werden sich jeweils der Untersuchung des Magnetfeldes sowie der geologischen Zusammensetzung in Hinsicht der Geschichte des Merkur widmen. Der Start der Mission ist derzeit für 2012 vorgesehen. Die Reise zum Merkur wird mit Hilfe von Ionentriebwerken und mit Vorbeiflügen an den inneren Planeten bewerkstelligt und soll vier Jahre und zwei Monate dauern. Am Ziel angekommen, wird auch BepiColombo mit dem Sonnenumlauf des Merkur Temperaturen von bis zu 250 °C ausgesetzt sein und soll unter diesen Bedingungen mindestens ein Jahr lang bzw. über vier Merkurjahre hinweg Ergebnisse liefern.

Beobachtung

Merkur kann sich als innerster Planet des Sonnensystems nur bis zu einem Winkel von maximal 28 Grad von der Sonne entfernen und ist daher schwierig zu beobachten. Er kann in der Abend- oder Morgendämmerung als orangefarbener Stern 1. bis –1. Größe in der Nähe des Horizonts mit bloßem Auge wahrgenommen werden. Durch die Horizontnähe wird seine Beobachtung mit Teleskopen sehr erschwert, da sein Licht eine größere Strecke durch die Erdatmosphäre zurücklegen muss und durch Turbulenzen und Lichtbrechung und Absorption gestört wird. Der Planet erscheint meist als verwaschenes, halbmondförmiges Scheibchen im Teleskop. Auch mit leistungsfähigen Teleskopen sind kaum markante Merkmale auf seiner Oberfläche auszumachen. Da die Merkurbahn stark elliptisch ist, schwanken die Werte seiner größten Elongation zwischen 18 und 28 Grad. Bei der Beobachtung des Merkur sind – bei gleicher geografischer nördlicher oder südlicher Breite – die Beobachter der Nordhalbkugel im Nachteil, denn die Merkur-Elongationen mit den größten Werten finden zu Zeiten statt, bei denen für einen Beobachter auf der Nordhalbkugel die Ekliptik flach über dem Horizont verläuft und Merkur in der hellen Dämmerung auf- oder untergeht. In den Breiten Mitteleuropas ist er dann mit bloßem Auge nicht zu sehen. Die beste Sichtbarkeit verspricht eine maximale westliche Elongation (Morgensichtbarkeit) im Herbst, sowie eine maximale östliche Elongation (Abendsichtbarkeit) im Frühling. In großer Höhe über dem Horizont kann Merkur mit bloßem Auge nur während einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden. Sonnenfinsternis Aufgrund der Bahneigenschaften von Merkur und Erde wiederholen sich alle 13 Jahre ähnliche Merkursichtbarkeiten. In diesem Zeitraum finden im Allgemeinen auch zwei so genannte Transits oder Durchgänge statt, bei denen der Merkur von der Erde aus gesehen direkt vor der Sonnenscheibe als schwarzes Scheibchen zu sehen ist. Ein solcher Transit des Merkur ist sichtbar, wenn er bei der unteren Konjunktion, – während er die Erde beim Umlauf um die Sonne auf seiner Innenbahn überholt – in der Nähe eines seiner beiden Bahnknoten steht, also die Erdbahnebene kreuzt. Ein solches Ereignis ist aufgrund der entsprechenden Geometrie nur zwischen dem 6. und dem 11. Mai oder zwischen dem 6. und dem 15. November möglich, da die beiden Bahnknoten am 9. Mai, bzw. am 11. November von der Erde gesehen vor der Sonne stehen. Der nächste Merkurdurchgang findet am 8. November 2006 statt, wird allerdings nur vom pazifischen Raum aus zu beobachten sein, da er in Europa zur Nachtzeit stattfinden wird. Der darauf folgende Durchgang wird dann am 9. Mai 2016 stattfinden, also fast genau 13 Jahre nach dem Merkurdurchgang im Jahre 2003 auf obigem Foto (siehe auch Venus-Transit).

Sichtbarkeit

Hauptartikel: Liste der Merkurpositionen bis 2020 In der folgenden Tabelle sind die speziellen Positionen des Merkur bis zum Jahr 2006 angegeben. Elongationen mit einer Möglichkeit zur freiäugigen Sichtbarkeit in Europa sind farblich unterlegt (östliche Elongation bietet Abendsichtbarkeit, westliche Elongation Morgensichtbarkeit).

Kulturgeschichte

Im antiken Griechenland bezog man den Planeten auf den Gott und Götterboten Hermes. Der zumeist nur in der Dämmerung und dann auch nur schwer zu entdeckende, besonders rastlose Planet wurde auch als Symbol für Hermes als Schutzpatron der Händler, Wegelagerer und Diebe gesehen. Bei den Römern entsprach Hermes spätestens in der nachantiken Zeit dem Mercurius, abgeleitet von mercari (lat. Handel treiben). Der von ihnen nach Merkur benannte Wochentag dies Mercurii ist im Deutschen der Mittwoch. In der Zuordnung der Wochentage besteht die namentliche Verbindung des Merkur mit dem Mittwoch noch im Französischen (Mercredi), im Italienischen (Mercoledì), im Spanischen (Miércoles) und im Rumänischen (Miercuri). Den Germanen wird als Entsprechung des Gestirns der Gott Odin bzw. Wotan zugeschrieben, dem ebenso der Mittwoch zugeordnet wurde. In der Welt der mittelalterlichen Alchemisten hat man dem eiligen Wandelstern das bewegliche Quecksilber zugeordnet. In vielen Sprachen basiert der Name dieses Metalls heute noch auf diesem Wortstamm (englisch: Mercury, französisch: Mercure).

Siehe auch

- Tabelle der Planeten
- Zeitlinie der Entdeckungen von Planeten des Sonnensystems und ihren Monden

Literatur

- Lexikon der Astronomie in 2 Bänden. Verlag Herder; Freiburg, Basel, Wien, ISBN 3-451-21632-9
- ABC-Lexikon Astronomie. Spektrum Akademischer Verlag; Heidelberg, Berlin, Oxford, ISBN 3-86025-688-2
- David Morrison: Planetenwelten. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, ISBN 3-8274-0527-0
- Planeten und ihre Monde. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, ISBN 3-8274-0218-2
- Der NASA-Atlas des Sonnensystems. Knaur, ISBN 3-426-66454-2
- Holger Heuseler, Ralf Jaumann, Gerhard Neukum: Zwischen Sonne und Pluto. BLV; München, Wien, Zürich, ISBN 3-405-15726-9
- Edward J. Tarbuck und Frederick K. Lutgens: Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física. Prentice Hall (1999).
- „Hielo en Mercurio“. EL Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio, Editorial Planeta-De Agostini, págs. 141-145. Tomo 5. (1997)
- Stardate, Guide to the Solar System. Publication der University of Texas at Austin McDonald Observatory
- Our Solar System, A Geologic Snapshot. NASA (NP-157). Mai 1992.

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/mercury.html Die neun Planeten: Merkur]
- [http://www.raumfahrer.net/astronomie/sonnensystem/merkur.shtml Raumfahrer.net: Merkur]
- [http://www.merkurtransit.de Linksammlung zu Merkurtransitbeobachtungen]
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Mercury NASA: Mariner 10 Bilder von Mercury] (Englisch)
- [http://history.nasa.gov/SP-423/contents.htm NASA: Merkuratlas] (Englisch)
- [http://www.solarviews.com/eng/mercury.htm Solarviews: Mercury] (Englisch)

Videos

- Real Video: [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990411.rm Haben wir den Planeten Merkur vergessen?] (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri) Kategorie:Merkur (Planet) ja:水星 ko:수성 ms:Utarid simple:Mercury (planet) th:ดาวพุธ

Planet

Ein Planet ist ein Himmelskörper, der nicht selbst leuchtet und sich in einer keplerschen Umlaufbahn um einen Stern bewegt. Der Name stammt vom griechischen „plánetes“ und bedeutet „die Umherschweifenden“ bzw. „der Wanderer“ (altgriechisch). Früher wurden Planeten auch als Wandelsterne bezeichnet. Die meisten Planeten des Sonnensystems werden von Monden umkreist. Die erste weiche Landung auf einem anderen Planeten gelang der Menschheit am 15. Dezember 1970 mit der sowjetischen Sonde Venera-7. Mit Venera-3 und Venera-4 gelangen zuvor erste harte und fast-weiche Planeten-Landungen am 1. März 1966 und am 18. Oktober 1967, wobei Venera-4 über die gesamte Betriebszeit von 96 Minuten aus der Venus-Atmosphäre erfolgreich Daten übertrug. Ende des 20. Jahrhunderts wurde der erste Planet außerhalb des Sonnensystems (Exoplaneten) entdeckt, der den Stern 51 Pegasi umkreist. Die Zahl der bekannten Exoplaneten stieg seither stark an.

Planeten unseres Sonnensystems

Hauptartikel: Sonnensystem
- Erdähnliche (felsige) Planeten (inneres Planetensystem):
- 1 Merkur
- 2 Venus
- 3 Erde
- 4 Mars
- Iovianische Planeten / Gasriesen (äußeres Planetensystem):
- 5 Jupiter
- 6 Saturn
- 7 Uranus
- 8 Neptun
- Transneptunische Objekte (TNOs):
- 9 Pluto Zusätzlich könnte das Objekt 2003UB₃₁₃ als zehnter Planet in diese Liste aufgenommen werden. Jedoch ist der Status des Objekts bislang noch nicht von der AIU endgültig geklärt. Die mittleren Abstände der Planeten zur Sonne lassen sich recht genau mit der Titius-Bodeschen Reihe angeben. Zwischen Mars und Jupiter klafft hier eine Lücke, die durch den Asteroidengürtel gefüllt wird; allerdings tritt der Abstand des Neptuns nicht in der Reihe auf.

Gruppierung

Der Asteroidengürtel trennt das innere vom äußeren Planetensystem. Der große Bereich der TNOs wird mitunter auch als eine dritte Zone angesehen. Damit zählen Merkur, Venus, Erde und Mars zu den inneren Planeten, und Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto zu den äußeren Planeten, wobei der Status von Pluto als Planet allerdings umstritten ist. Diese Unterscheidung ist nicht zu verwechseln mit der Gruppierung in die unteren Planeten, welche die Sonne innerhalb der Erdbahn umlaufen – also Merkur und Venus – und in die oberen Planeten, die sich außerhalb der Erdbahn bewegen.

Merkregeln

Um sich die Planeten und ihre Reihenfolge zu merken gibt es auch einige Merksprüche.

Definition

Es gibt bis heute kein klar definiertes Unterscheidungsmerkmal zwischen Planeten und Asteroiden. So ist der Planeten-Status von Pluto aufgrund seiner geringen Größe und seiner stark elliptischen sowie gegen die Ekliptik geneigten Bahn umstritten. Viele Astronomen rechnen ihn dem Kuipergürtel zu, einem Reservoir von Kometen und Asteroiden, das im Inneren bis an die Neptun-Bahn heranreicht. Kürzlich entdeckte ähnlich große Himmelskörper im Kuipergürtel, insbesondere 2003UB₃₁₃, haben die Diskussion um Plutos Status neu entfacht.

Die zwei häufigsten Definitionsversuche

1. Eine plausible Erklärung zur Definition eines Planeten gibt das California Institute of Technology, das eng mit der NASA zusammen arbeitet: :Ein Objekt im Sonnensystem wird als Planet bezeichnet, wenn es eine größere Masse hat als alle anderen Objekte zusammen, die sich im selben Orbit befinden. Somit ist die Erde ein Planet, da sie schwerer ist als alle Asteroiden, die dieselbe Umlaufbahn wie die Erde haben. :Problem: Pluto ist zwar das größte Objekt in seiner Umgebung, jedoch nicht schwerer als die Summe seiner Nachbarobjekte, weshalb er laut dieser Definition nicht als Planet eingestuft werden kann. Zählt man Pluto zu Neptuns Umlaufbahn, dann wird dies noch deutlicher. Danach hätte unser Sonnensystem anstatt neun also nur acht Planeten. 2. Andere definieren Planeten als :Gesteinskugel, die sich auf Grund der eigenen Gravitation zu einer solchen geformt hat. :Problem hierbei: Diese Definition würde zwar die meisten Asteroiden und Kometen ausschließen, doch würden alle großen Monde, auch der Erdenmond, dazu zählen und unser Sonnensystem hätte hunderte von Planeten. Die für die Namensgebung von Himmelskörpern zuständige Internationale Astronomische Union (IAU), hat im Jahr 2004 ein Komitee eingesetzt, das verbindliche Kriterien für die Definition eines Planeten erarbeiten soll. Im Sommer 2006 sollen die Ergebnisse dieser Arbeiten veröffentlicht werden. Die wichtigsten bekannten Eigenschaften der Planeten des Sonnensystems sind unter Planet (Tabelle) tabellarisch erfasst.

Geschichte der Entdeckung

Planeten des Sonnensystems

Die Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn sind mit bloßem Auge am Nachthimmel erkennbar und erscheinen heller als die meisten Fixsterne. Sie waren bereits in der Antike bekannt und wurden von vielen Kulturen mit ihren Hauptgöttern identifiziert. Die noch heute verwendeten Namen stammen aus der römischen Mythologie. Obwohl es bereits in der Antike Vertreter des Heliozentrischen Weltbilds gab (zum Beispiel Aristarchos von Samos), wurde bis Mitte des 16. Jahrhunderts allgemein angenommen, dass sich die Planeten mitsamt der Sonne um die Erde bewegen (Geozentrisches Weltbild). 1543 veröffentlichte Nikolaus Kopernikus, angeregt durch Aristarchos, sein Werk „Von den Umdrehungen der Himmelssphären“, in dem er die Sonne in den Mittelpunkt stellte und die Erde als weiteren Planet erkannte. Unter günstigen Bedingungen ist Uranus auch mit bloßem Auge zu erkennen, und er wurde bereits 1690 fälschlicherweise als Stern katalogisiert. Er wurde erst 1781 von Sir Friedrich Wilhelm Herschel als Planet erkannt. Mit Hilfe der älteren Beobachtungen gelang es Johann Elert Bode die Umlaufbahn genau zu bestimmen. Anhand von Bahnstörungen des Uranus berechneten Urbain Jean Joseph Leverrier und John Couch Adams unabhängig die Bahn eines weiteren Planeten, dies führte am 23. September 1846 zur Entdeckung Neptuns durch Johann Gottfried Galle. Durch den neu entdeckten Planeten konnten jedoch nicht sämtliche Unregelmäßigkeiten in der Uranus-Bahn erklärt werden. Schließlich wurde 1930 von Clyde W. Tombaugh ein weiteres Objekt entdeckt und später Pluto genannt, der bislang als neunter Planet gilt. Die Existenz eines weiteren Planeten (Transpluto oder Planet X) im Sonnensystem galt lange als unwahrscheinlich. Seit Ende der 1990er Jahre werden zusehends Objekte jenseits der Neptun- beziehungsweise der Plutobahn entdeckt. Diese transneptunischen Objekte werden gelegentlich von der Presse ebenfalls als Planet bezeichnet. So zum Beispiel Quaoar (2002), Orcus (2004) Sedna (2004) oder 2003UB₃₁₃ (2005).

Exoplaneten

Hauptartikel: Exoplanet Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb unseres Sonnensystems entdeckt wurden, umkreisen den Pulsar mit dem Namen PSR 1257+12. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der uns vom Pulsar erreicht, konnten 1994 drei Planeten mit Massen von 0,02, 4,3 und 3,9 Erdmassen nachgewiesen werden. Auf diesen Planeten ist Leben, wie wir es von der Erde kennen, praktisch ausgeschlossen. Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 von Professor Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Der Planet rotiert im 4,2-Tagestakt um den ca. 40 Lichtjahre entfernten Stern Pegasus 51 und hat 0,46 Jupitermassen. Im Mai 2005 waren 156 extrasolare Planeten in 136 Systemen bekannt, darunter 13 Systeme mit zwei, zwei Systeme mit 3 und 1 System mit 4 Planeten (keine mit mehr). Im Umkreis von ca. 100 Parsec wurden bis jetzt um 7% der Sterne Planeten gefunden. Die meisten der bis jetzt entdeckten Systeme sind aber nicht mit unserem Sonnensystem vergleichbar, es handelt sich meist um Gasriesen, die ihren Zentralstern in einer sehr engen Umlaufbahn umkreisen. Solche Planeten werden von Astronomen hot Jupiters genannt. Nach einer Theorie sind sie, wie Jupiter, in relativ großem Abstand von ihrem Zentralstern in der Akkretionsscheibe entstanden, dann aber nach innen gewandert. Nach einer anderen Theorie sind sie jedoch wie Sterne aus einer Gaswolke kondensiert. Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten bis 2005 nicht mit Teleskopen direkt beobachtet werden, da sie sehr lichtschwach sind. Sie werden von dem um ein Vielfaches helleren Stern, um den sie kreisen, überstrahlt. Das Auflösungsvermögen von erdgestützten Teleskopen reicht heute noch nicht dazu aus, um zwei so relativ nahe beieinander liegende Objekte mit so großem Helligkeitsunterschied wie einem Planet und seinem Stern getrennt darzustellen. Man nutzt daher verschiedene indirekte Methoden wie die Transitmethode, bei der durch die Bedeckungen des Sterns durch den Planeten periodische Helligkeitsabsenkungen des Sterns verursacht werden, falls die Umlaufbahn so liegt, dass der Planet von uns aus gesehen genau vor dem Stern vorbeizieht. Eine andere Methode ist die Radialgeschwindigkeitsmethode, bei der der Planet durch seinen Schwerkrafteinfluss am Stern zieht (beide kreisen um den gemeinsamen Schwerpunkt) und somit von der Erde aus diese periodische Bewegung eine abwechselnden Blauverschiebung und Rotverschiebung (Doppler-Effekt) des Spektrums des Sterns bewirkt. Am 10. September 2004 gab das European Southern Observatory bekannt, dass möglicherweise erstmals eine direkte Aufnahme eines Planeten beim 225 Lichtjahre entfernten Braunen Zwerg 2M1207 gelungen ist. Am 30. April 2005 berichtete das ESO, im Februar und März 2005 mit dem Very Large Telescope aufgenommene Fotos zeigten zusammen mit den älteren Aufnahmen, dass sich 2M1207 und sein Begleiter, durch die Schwerkraft aneinander gebunden, tatsächlich gemeinsam bewegten. Dies könne als Beleg dafür gewertet werden, dass tatsächlich der erste fotografische Nachweis eines Exoplaneten gelungen sei.

Charakteristische Formeln

- mittlere Materiendichte:

\bar=\frac

, wobei m = Planetenmasse, R = Radius; (

\bar \geq 3\frac

gesteinig,

\bar \leq 2\frac

gasartig)
- Kreisbahngeschwindigkeit v_k um den Planeten herum:

v_k=\sqrt

, wobei G = Gravitationskonstante, m, R wie oben
- Fluchtgeschwindigkeit v_e:

v_e=\sqrt \cdot v_k = \sqrt

, wobei G, m, R wie oben

Sonstiges

Im Gegensatz zur Astronomie betrachtet die Astrologie auch die Sonne als einen „Planeten“, die Erde dagegen nicht. Der englische Komponist Gustav Holst, selbst Hobby-Astronom, schrieb die symphonische Suite „Die Planeten“. Sie gehört zu den bekanntesten Programmmusiken. Die einzelnen Titel orientieren sich an astrologischen Planeten-Symbolen, beispielsweise „Mars, der Mittler des Krieges“ oder „Neptun, der Mystische“. Das Projekt Aerovita.net wagte sich noch einen Schritt weiter und verwendete unter anderem die Planeten wie auch die Sonne und deren jeweiligen Klang, um einen neuen Weg in der Musik einzuschlagen.

Siehe auch

- Tabelle der Eigenschaften der Planeten
- Titius-Bode-Reihe
- Astronomische Objekte
- Astronomie
- Kosmologie
- Universum
- Galaxie

Literatur

- Die Zeit: Ausgabe vom 01.08.2005: Transpluto will in den exklusiven Sonnensystem-Planetenklub: Jan Osterkamp: Artikel im Onlineangebot der Zeitung erhältlich: http://apollo.zeit.de/wo/article.php?id=784848

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html Die Neun Planeten – Multimedia-Tour durch das Sonnensystem]
- [http://solarsystem.dlr.de/RPIF/ RPIF-Bildbibliothek]
- [http://www.planeten.ch/ Informationen zu allen Planeten des Sonnensystems, sowie ihren Monden und über alle extrasolaren Planeten]
- [http://www.wissenschaft24.info/planeten-forschung.php4 Aktueller und allgemeinverständlicher Newsletter zur Planetenforschung]
- [http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/ Informationen über Sedna, 2004 DW, Quaoar und 2003 UB₃₁₃– California Institute of Technology]
- [http://exoplanets.org 'Planet Search Project' (University of California) – lokalisierte die meisten Exoplaneten]
- [http://www.wissenschaft.de/wissen/news/257763.html wissenschaft.de: „Es waren einmal neun Planeten…“] Artikel vom 22.09.2005 der sich auf Nature-Veröffentlichung bezieht

Videos

- Real Video Streams: (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri)
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031210.rm Wie entstehen Gasplaneten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010121.rm&g2=1 Gibt es einen 10. Planeten?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000326.rm&e=14:25.00 Sind die Planetenbahnen stabil?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990117.rm Gibt es extrasolare Planeten?] Kategorie:Planetologie als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Sonnensystem

Das Sonnensystem, auch Solarsystem oder manchmal auch unser Planetensystem genannt, ist die Sonne mit ihren Planeten, Monden, Kleinplaneten, Kometen und Kleinkörpern wie den Meteoroiden, sowie die Gesamtheit aller Gas- und Staubteilchen, die durch die Anziehungskraft der Sonne zu einem System zusammengehalten werden. Dem Planetensystem der Sonne gehört auch unsere Erde an.

Aufbau

Im Zentrum des Sonnensystems befindet sich als Zentralstern die Sonne mit etwa 1,39 Millionen Kilometern Durchmesser, in der fast 99,9 % der Gesamtmasse des Systems konzentriert sind. Um die Sonne herum bewegen sich hauptsächlich die Planeten (siehe auch Tabelle der Planeten). Im Allgemeinen spricht man von den neun Planeten; dem im Mittel am weitesten entfernten Planeten Pluto wird jedoch seit der Entdeckung anderer Plutinos (ähnlich große Objekte mit vergleichbaren Bahneigenschaften) der Planetenstatus mehr und mehr aberkannt. 2003 wurde ein Objekt entdeckt, das größer als Pluto ist und sich am äußersten Rand unseres Sonnensystems befindet: 2003 UB₃₁₃. Sowohl die Entdecker als auch die NASA stufen das Objekt aufgrund seiner Größe als Planeten ein; die IAU hat jedoch in einer Erklärung mitgeteilt, dass dieses Objekt zumindest bis zu einer neuen klaren Definition für Planeten (welche im Sommer 2006 beschlossen werden soll) nicht als Planet anerkannt wird. Weitere Mitglieder des Sonnensystems sind Millionen von Asteroiden (auch Planetoiden oder Kleinplaneten genannt) und Kometen, die vorwiegend in drei Zonen des Sonnensystems anzutreffen sind, dem Asteroidengürtel, dem Kuipergürtel und der Oortschen Wolke. Der Sonne am nächsten befinden sich die inneren, erdähnlichen Planeten Merkur (Abstand zur Sonne 57,9×10⁶ km, bzw. 0,39 AE), Venus (108,2×10⁶ km, 0,72 AE), Erde (149,6×10⁶ km, 1 AE) und Mars (227,9×10⁶ km, 1,52 AE). Ihr Durchmesser beträgt zwischen 4878 km und 12756 km, ihre Dichte zwischen 3,95 g/cm³ und 5,52 g/cm³. Zwischen Mars und Jupiter befindet sich der so genannte Asteroidengürtel, eine Ansammlung von Kleinplaneten. Die meisten dieser Asteroiden sind nur wenige Kilometer groß (siehe Liste der Asteroiden) und nur wenige haben einen Durchmesser von 100 km oder mehr. Ceres ist mit ca. 960 km der größte dieser Körper. Ihre Bahnen sind teilweise stark elliptisch, einige kreuzen sogar die Merkur- (Icarus) beziehungsweise Uranusbahn (Chiron). Zu den äußeren Planeten zählen die Gasriesen Jupiter (778,3×10⁶ km, 5,2 AE), Saturn (1,429×10⁹ km, 9,53 AE) sowie die Planeten Uranus (2,875×10⁹ km, 19,2 AE) und Neptun (4,504×10⁹ km, 30,1 AE) mit Dichten zwischen 0,7 g/cm³ und 1,66 g/cm³ sowie Pluto (5,900×10⁹ km, 39,5 AE). Seit den 1990ern hat man mehr als 500 Objekte gefunden, die sich jenseits der Neptunbahn bewegen. Diese Objekte bilden den Kuipergürtel, der sich in einem Abstand von 6-7,5 Milliarden km (30-50 AE) zur Sonne befindet und ein Reservoir für die Kometen mit mittleren Umlaufperioden ist. Die Objekte dieser Zone sind wahrscheinlich nahezu unveränderte Überbleibsel aus der Entstehungsphase des Sonnensystems, man nennt sie deshalb auch Planetesimale. Jenseits des Kuipergürtels befindet sich bis zu einem Abstand von etwa 1,5 Lichtjahren (zirka 100.000 AE) die Oortsche Wolke. Man vermutet, dass aus dieser durch Gravitationsstörungen gelegentlich vorbeiziehender Sterne Körper herausgerissen werden und als langperiodische Kometen in die inneren Bereiche des Sonnensystems gelangen. Einige dieser Kometen verbleiben dann auf stark elliptischen Bahnen in der Nähe der Sonne, andere werden von den Planeten, insbesondere von Jupiter, gestört und abgelenkt, so dass sie aus dem Sonnensystem katapultiert werden oder auf Planeten oder in die Sonne stürzen. Den Rand unseres Sonnensystems bildet die Heliopause, die Grenzschicht zwischen Sonnenwind und interstellarem Medium. Man vermutet sie in einer Entfernung von ungefähr 150 AE, das dem 150fachen des Abstands Erde-Sonne oder dem 4fachen von Pluto-Sonne entspricht, der genaue Abstand ist jedoch bis heute nicht bekannt. Die inneren Planeten sowie Jupiter und Saturn waren schon in der Antike bekannt. Sie wurden von den Römern als Götter betrachtet und sind nach diesen benannt. Uranus, Neptun und Pluto wurden zwischen 1781 und 1930 entdeckt und ebenfalls nach römischen Göttern benannt. Innerhalb der von den einzelnen Planeten beherrschten Gravitationsfeldern – ihrer Hill-Späre – befinden sich, außer bei Merkur und Venus, kleinere Himmelskörper als umlaufende Begleiter. Nach dem altbekannten Mond der Erde werden sie analog ebenfalls als Monde, aber auch gleichbedeutend für Begleiter als Trabanten oder Satelliten bezeichnet. Sie sind bis auf den Erdmond und den Plutomond Charon wesentlich kleiner als ihr Planet. Eine definitiv untere Grenzgröße, ab der man nicht mehr von einem Mond spricht, wurde wie bei den Planeten bisher noch nicht offiziell festgelegt. Da astronomische Dimensionen für die meisten Menschen schwer vorstellbar sind, ist ein maßstabsgerecht verkleinertes Modell unseres Sonnensystems hilfreich, um sich die Größenverhältnisse und Distanzen der Objekte unseres Sonnensystems zu veranschaulichen.

Das Sonnensystem im Milchstraßensystem

Die Sonne mit ihren Begleitern ist wie alle Sterne Teil eines Sternsystems. Sie ist mit mindestens 100 Milliarden (manche Schätzungen gehen bis 400 Milliarden) weiteren Sternen ein Mitglied des Milchstraßensystems, der Galaxis, einer Spiralgalaxie mit einem Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren. Das Sonnensystem befindet sich zwischen zwei der spiralförmigen Sternkonzentrationen, zwischen dem Perseusarm und dem Sagittariusarm, in einer lokalen Abzweigung, dem Orionarm. Es ist etwa 26.000 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernt und umkreist es mit einer Geschwindigkeit von rund 220 km/s binnen zirka 230 Millionen Jahren, einem galaktischen Jahr. Die Lage der mittleren Bahnebene der Planeten des Sonnensystems entspricht nicht der Äquatorebene der Galaxis, sondern ist sehr stark dagegen geneigt. Der Nordpol der Erdbahnebene liegt an der Himmelsphäre nur etwa 30 Grad vom galaktischen Äquator in dem am Nachthimmel schimmernden Band der Milchstraße entfernt, im Sternbild Drache. Der südliche Ekliptikpol liegt im Sternbild Schwertfisch. Der Nordpol der Galaxis befindet sich 30 Grad über der Ekliptik im Sternbild Haar der Berenike, und der galaktische Südpol im Sternbild Bildhauer. Das Zentrum der Galaxis liegt nahe der Erdbahnebene, perspektivisch im Sternbild Schütze. Von der hellen zentralen Verdickung, der Bulge, ist jedoch in dem für das menschliche Auge sichtbaren Lichtspektrum nicht viel zu sehen, da sie im Scheibenbereich auch von großen Mengen interstellaren Staubes umgeben ist. Der Drehsinn des Milchstraßensystems um sein Zentrum stimmt nicht mit dem Umlaufsinn der Planeten um die Sonne überein. Die Rotation der galaktischen Scheibe erfolgt von Norden gesehen im Uhrzeigersinn, so, als würden die Spiralarme von der Rotation des Zentralbereiches nachgeschleppt; ihr Drehsinn ist gemessen am Sonnensystem gewissermaßen „gegenläufig“. Der sonnennächste Stern ist Proxima Centauri. Sein Abstand zum Sonnensystem beträgt etwa 4,24 Lichtjahre bzw. 268.000 Astronomische Einheiten. Als Grund der Spiralstruktur in der Verteilung der Sterne vermuten viele Astronomen Dichtewellen noch unbekannter Ursache, an denen die Gas- und Staubmassen der galaktischen Scheibe während deren Rotation auflaufen und dadurch zu der Bildung neuer Sterne angeregt werden. Manche Astronomen machen für die anscheinend periodisch auftretenden Massensterben ein erheblich verstärktes Bombardement von Kometen verantwortlich, die bei den regelmäßigen Begegnungen des Sonnensystems mit diesen Dichtewellen in der Oortschen Wolke aus der Bahn gebracht wurden. Die galaktische Region, in der sich das Sonnensystem befindet, ist von interstellarem Staub weitgehend frei. Es ist die sogenannte lokale Blase (engl.: local bubble). Sie erstreckt sich ungefähr 200 Lichtjahre entlang der galaktischen Ebene und etwa 600 Lichtjahre senkrecht dazu. Diese große Blase besteht aus sehr heißem und extrem verdünntem Gas, hauptsächlich Wasserstoff., das uns diesen Staub fern hält. Durch die extrem geringe Dichte von ungefähr 5.000 Teilchen je Kubikmeter bzw. 5 Teilchen je Liter ist seine Temperatur von etwa 4 Millionen Grad Celsius kein Problem für uns. Außerdem wird im Einflussbereich der Sonne der größte Teil dieses Gases durch den ihm entgegenstürmenden Sonnenwind mit abgeschirmt. Entdeckt wurde die Blase durch eine intensive Röntgenstrahlung, die aufgrund der hohen Temperatur von ihr ausgeht. Vor der Röntgenstrahlung schützt uns die Erdatmosphäre, daher konnte die heiße Blase erst von satellitengetragenen Röntgenteleskopen entdeckt werden. Die Entstehung der Blase wird den Druckwellen von etwa 10 Supernovae zugeschrieben, die demnach vor rund 4 Millionen Jahren in einer dichten Staubwolke explodiert sind. Solche Explosionen waren vermutlich auch an der Entstehung des Sonnensystems beteiligt, indem sie die Urwolke des späteren Sonnensystems durch ihre Druckwellen entscheidend vorkomprimierten. Eine noch größere Blase wurde 500 Lichtjahren von uns entfernt in Richtung des Sternbildes Skorpion entdeckt und Loop I genannt. Sie hat einen Durchmesser von etwa 1.000 Lichtjahren. In ihrem Zentrum befindet sich die junge, sogenannte Scorpio-Centaurus-Assoziation. Es wird vermutet, dass das Milchstraßensystem von Hunderten solch heißer Blasen durchsetzt ist.

Die Entstehung des Sonnensystems

Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren bewegte sich an Stelle unseres Sonnensystems eine ausgedehnte Materiewolke um das Zentrum der Galaxis. Die Wolke bestand zu über 99 % aus den Gasen Wasserstoff und Helium sowie einem geringen Anteil aus nur mikrometergroßen Staubteilchen, die sich aus schwereren Elementen und Verbindungen, wie Wasser, Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, anderen Kohlenstoffverbindungen, Ammoniak und Siliziumverbindungen zusammensetzten. Der Wasserstoff und der überwiegende Teil des Heliums war bereits beim Urknall entstanden. Die schwereren Elemente und Verbindungen wurden im Innern von Sternen erzeugt und bei deren Explosion freigesetzt. Teile der Materiewolke zogen sich infolge der eigenen Schwerkraft zusammen und verdichteten sich. Den Anstoß hierzu könnte die Explosion einer relativ nahen Supernova gegeben haben, deren Druckwellen durch die Wolke wanderten. Diese Verdichtungen führten zu der Bildung von vermutlich mehreren hundert oder gar tausend Sternen in einem Sternhaufen, der sich wahrscheinlich nach einigen hundert Millionen Jahren in freie Einzel- oder Doppelsterne auflöste. Im Folgenden wird die Entwicklung desjenigen „Fragments“ der Materiewolke betrachtet, aus dem sich unser Sonnensystem bildete. Da bei der Kontraktion der Drehimpuls erhalten bleiben muss, hat sich eine schon minimal existierende Rotation der kollabierenden Wolke erhöht, ähnlich wie eine Eiskunstläuferin durch Anlegen der Arme eine schnelle Rotation erreicht. Die dabei entstehenden, nach außen wirkenden Fliehkräfte führten dazu, dass sich die Wolke in den Außenbereichen zu einer rotierenden Scheibe ausbildete. Fast die gesamte Materie der Wolke stürzte jedoch in das Zentrum und bildete einen Protostern, der weiter kollabierte. Im Innern dieses Gaskörpers stiegen Druck und Temperatur so weit an, bis ein Kernfusionsprozess gezündet wurde, bei dem Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen. Die dabei freigesetzte Energie erzeugte einen Strahlungsdruck, welcher der Gravitation entgegenwirkte und die weitere Kontraktion aufhielt. Ein stabiler Stern - unsere Sonne - war entstanden. Gravitation In der verbleibenden protoplanetare Scheibe führte nach dem bisherigen Modell die Verklumpung von Staubteilchen (Koagulation) zur Bildung von Planetesimalen, den Bausteinen der Planeten. Diese kilometergroßen Gebilde besaßen genug Masse, um sich durch ihre Gravitation mit anderen Planetesimalen zu größeren Objekten zu vereinigen. Nach neueren Modellen könnten auch gravitative Instabilitäten zu sich selbst verstärkenden Massekonzentrationen und damit zur Bildung von Planetesimalen führen. Dabei verlief das Wachstum nicht gleichmäßig. Die schwersten Objekte übten die größten Gravitationskräfte aus, zogen Materie aus einem weiten Umkreis an und konnten so noch schneller wachsen. Der „Protojupiter“ störte schließlich mit seinem Gravitationsfeld andere Planetesimale und beeinflusste deren Wachstum. Offensichtlich verhinderte er auch die Bildung eines größeren Körpers zwischen der Mars- und Jupiterbahn, was zur Entstehung des Asteroidengürtels führte. Einen maßgeblichen Einfluss auf die Prozesse der Planetenentstehung hatte der Abstand der Protoplaneten zur jungen Sonne. In Sonnennähe kondensierten schwerflüchtige Elemente und Verbindungen aus, während leichtflüchtige Gase durch den kräftigen Sonnenwind weggerissen wurden. Hier entstanden die inneren Planeten, Merkur, Venus, Erde und Mars mit festen silikatischen Oberflächen. In den kälteren Außenregionen konnten die entstehenden Planeten auch die leichtflüchtigen Gase, wie Wasserstoff, Helium und Methan festhalten. Hier bildeten sich die „Gasriesen“ Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Ein Teil der Materie, der nicht von den Planeten eingefangen wurde, verband sich zu kleineren Objekten, den Kometen und Asteroiden. Da diese Himmelskörper seit der Frühzeit des Sonnensystems nahezu unverändert blieben, kann deren Erforschung wichtige Hinweise zu dessen Entstehungsgeschichte liefern. Ebenfalls sehr wertvolle Erkenntnisse brachte die Untersuchung von Meteoriten. Dies sind Bruchstücke von Planetoiden, die ins Schwerefeld der Erde gerieten. Auch wenn die Grundprinzipien der Planetenentstehung bereits als weitgehend verstanden gelten, gibt es doch noch zahlreiche offene und nicht unwesentliche Fragen. Eines der Probleme ist die paradox erscheinende Verteilung des Drehimpulses auf die Sonne und die Planeten, denn der Zentralkörper enthält fast 99,9% der Masse des gesamten Systems, besitzt aber nur etwa 0,5% des Drehimpulses; der Hauptanteil daran steckt im Bahndrehimpuls ihrer Begleiter. So ist auch die Neigung der Äquatorebene der Sonne gegenüber der mittleren Bahnebene der Planeten von etwa 7° ein Rätsel. Aufgrund ihrer überaus dominierenden Masse dürfte die Sonne (anders als zum Beispiel die Erde) durch die Wechselwirkung mit ihnen kaum ins Taumeln geraten. Möglicherweise hatte sie in ihrer Frühzeit einen Zwergstern als Begleiter oder erhielt „Besuch“ von einem Nachbarstern des ursprünglichen Sternhaufens, der durch seine Anziehung die protoplanetare Scheibe um etwa 7° kippte, während die Sonne aufgrund ihrer geringen räumlichen Ausdehnung weitgehend unbeeinflusst blieb (C. H. Heller 1993, P. Kroupa 1995).

Merksatz zur Reihenfolge der neun Planeten

Von der Sonne aus gesehen: :„Mein Vater erklärt mir jeden Samstag unsere neun Planeten.“ Hauptartikel: Liste der Merksprüche

Siehe auch

- Astronomisches Objekt
- Ekliptik
- Entstehung des Mondes
- Meteor
- Meteorit
- Meteoroid
- Planetensystem
- Sternensystem
- Tabellarische Übersicht über die Planetendaten

Literatur

- Gürtler, J. und Dorschner, J.: Das Sonnensystem. Wissenschaftliche Schriften zur Astronomie. J. A. Barth Verlag, Leipzig - Berlin - Heidelberg (1993), ISBN 3335002814
- Heller, C. H., 1993, Encounters with protostellar disks. I - Disk tilt and the nonzero solar obliquity, ApJ 408, 337
- Kroupa, P., 1995, The dynamical properties of stellar systems in the Galactic disc, MNRAS 277, 1507 [http://de.arxiv.org/pdf/astro-ph/9508084 PDF bei arXiv]
- Duden Schülerlexikon Astronomie (ISBN 3411714913) / in diesem Buch wird alles über die Astronomie, das Sonnensystem und die Raumfahrt beschrieben

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/nineplanets.html „Die neun Planeten“]
- [http://www.solarviews.com/germ/homepage.htm „Ansichten des Sonnensystems“]
- [http://www.michaelschultz.de/ Animation des Sonnensystems]
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia], freie 3D echtzeit Weltraumsimulation (OpenGL)
- [http://ssd.jpl.nasa.gov/ „Solar System Dynamics“], zum Beispiel mit Informationen über die neuesten Entdeckungen von Monden im Sonnensystem (Englisch)
- [http://solarsystem.nasa.gov/planets/charchart.cfm „The Planets: Orbits and Physical Characteristics“], (Englisch)

Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000910.rm Wie ist das Sonnensystem entstanden?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=010121.rm&g2=1 Gibt es einen 10. Planeten?] Kategorie:Sonnensystem ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria nb:Solsystem simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Erdähnlicher Planet

Als erdähnliche Planeten (auch terrestrische Planeten) werden in der Astronomie und Planetologie diejenigen Körper im Sonnensystem bezeichnet, die in ihrem Aufbau der Erde gleichen: sie bestehen vollständig oder fast vollständig aus festen Bestandteilen, und haben zumeist einen Schalenaufbau: im Zentrum befindet sich ein Eisenkern, darüber eine dicke Schicht – der sogenannte Mantel (vgl. Erdmantel) – aus Silikaten und Oxiden, und zuoberst eine dünne Kruste, die ebenfalls aus Silikaten und Oxiden besteht, aber an Elementen angereichtert ist, die nicht in das Mantelgestein eingebaut werden können und mit der Zeit „ausgeschwitzt“ werden (z.B. Kalium, seltene Erden, Uran). In einigen Fällen schließt sich über der Kruste eine Atmosphäre an, und bei der Erde liegt noch die Hydrosphäre bzw. die Ozeane dazwischen. Des weiteren ähneln Durchmesser und Masse, aber insbesondere auch die durchschnittliche Dichte denen der Erde. Letztere bewegt sich grob zwischen 4–6 g/cm³. Historisch gehören nur die vier Planeten des inneren Sonnensystems in die Gruppe der terrestrischen Planeten: Merkur, Venus, Erde und Mars. Mittlerweile zählen die Planetologen aber auch – wenn auch keine Planeten – den ähnlich aufgebauten Erdmond, die Jupitermonde Io und Europa sowie die größeren Eismonde wie Ganymed, Kallisto, Titan, und Triton dazu. In den letztgenannten Eismonden kann zwar der Eisenkern fehlen, und ein Eismantel an die Stelle eines Silikatmantels treten, aber die grundsätzliche Beschreibung dieser Eismonde, ihre Entstehung und ihre Entwicklung ähnelt denen der klassischen Vorbilder sehr. Aufgrund der mangelnden Genauigkeit und Leistungsfähigkeit der Meßverfahren konnte bisher von keinem extrasolaren Planeten eine erdähnliche Natur nachgewiesen werden. Es wird jedoch davon ausgegangen, dass terrestrische extrasolare Planeten existieren. In der Theorie extrasolarer Planeten und der Science-Fiction-Literatur ist oft eine andere, strengere Auslegung angewandt: hier ist mit terrestrischen oder erdähnlichen Planeten gemeint, dass es eine nennenswerte und vielleicht lebensfreundliche Atmosphäre sowie ausreichend Wasser gibt. In Abgrenzung zu den terrestrischen Planeten bezeichnet man die Gasriesen als Jupiter-ähnlich oder jovianisch (siehe dort). Siehe auch: Tabelle der Eigenschaften der Planeten
Tabelle der Eigenschaften der Planeten Kategorie:Planetologie ja:地球型惑星

Planetologie

Die Planetologie ist die Wissenschaft, die sich mit den einzelnen nicht-stellaren Himmelskörpern und den Planetensystemen im allgemeinen befasst. Dazu gehört die Untersuchung
- der Entstehung von Planetensystemen,
- der Entwicklung von Planetensystemen,
- der Entstehung, Entwicklungsgeschichte und Eigenschaften planetarer Objekte, insbesondere der
- Planeten (im engeren Sinn), dazu gehören
- erdähnliche Planeten (wie Merkur, Venus, Erde, Mars)
- Gasriesen (Jupiterähnliche Planeten) und
- Monde,
- Asteroiden,
- Planetoiden und
- Kometen, sowie
- der übrigen Bestandteile eines Sonnensystems, z.B. von
- Sonnenwind (der solaren Partikelstrahlung)
- solarem Magnetfeld
- Staub
- Meteoroiden Bis 1993 waren die Gegenstände der Planetologie ausschließlich die genannten Objekte innerhalb unseres Sonnensystems. Mit der Entdeckung der extrasolaren Planeten hat sich das Forschungsgebiet der Planetologie beträchtlich erweitert. Heute gehört zur Planetologie auch die Untersuchung exotischer extrasolarer Objekte, z. B. der Planeten von Neutronensternen. Methoden der Planetologie sind erd- oder raumgestützte Messungen und besonders bildgebende Verfahren der Astronomie in den Bereichen des sichtbaren Lichtspektrums, des Infrarot und Radar, die Entsendung von Orbitern und Sonden zu den Untersuchungsobjekten, die Untersuchung von gewonnenen Proben vor Ort oder auf der Erde (bisher nur vom Mond, aus dem Sonnenwind und einem Kometen), die Untersuchung von Meteoriten sowie Modellrechnungen und theoretische Überlegungen. Eine wichtige Rolle in der Planetologie spielen Analogieschlüsse anhand der Erkenntnisse von Geologie, Vulkanologie, Seismologie, Glaziologie, Hydrologie, Geophysik, Mineralogie, Meteorologie und anderer. Obwohl die Planetologie mit den traditionellen Erdwissenschaften verwandt ist und sich aus diesen entwickelt hat, bestehen enge Verbindungen auch zur Astronomie. So ist die Entstehung der einzelnen Planeten unter anderem von der Geschichte ihrer Bahnparameter abhängig. Des weiteren befasst sich die Planetologie mit der Biologie, planetologische Missionen, wie bereits die Viking-Sonden zum Mars und in neuerer Zeit Cassini-Huygens zum Saturn und Titan und Mars Express zum Mars führten oder führen Experimente durch, die darauf ausgerichtet sind exobiologische Fragestellungen zu untersuchen.

Weblinks

- [http://dmoz.org/World/Deutsch/Wissenschaft/Geowissenschaften/Geologie/Planetare_Geologie/ Linksammlung zur Planetaren Geologie]
- [http://dmoz.org/World/Deutsch/Wissenschaft/Geowissenschaften/Geologie/Planetare_Geologie/faq.html FAQ zur Planetologie auf dem ODP] siehe auch: Astrogeologie, Exobiologie Kategorie:Planetologie ja:惑星科学

Atmosphäre

Die Atmosphäre (v. griechisch ατμός, atmós „Luft, Druck, Dampf“ und σφαίρα, sfära „Kugel“) ist die gasförmige Hülle um einen Himmelskörper. Sie besteht meist aus einem Gemisch verschiedener Gase, die vom Schwerefeld des Himmelskörpers festgehalten werden können. Die Atmosphäre ist an der Oberfläche am dichtesten und geht in großen Höhen fließend in den interplanetaren Raum über.

Entstehung

Bei der Ausbildung einer Atmosphäre spielen mehrere Faktoren eine Rolle, wozu in erster Linie die Größe des Himmelskörpers zählt. Das Schwerefeld muss dabei gewährleisten, dass die in der Regel aus Ausgasungen hervorgehenden Gasteilchen an den Himmelskörper gebunden bleiben und sich nicht in den Weltraum verflüchtigen können. Entsprechend der kinetische Gastheorie bewegen sich die Gasteilchen ungeordnet und dabei umso schneller, je höher die Temperatur des Gases ist und je leichter sie sind. Reicht die Anziehungskraft nicht aus, um den Verlust ausreichend schneller Teilchen langfristig derart zu begrenzen, dass es zu einer positiven Teilchenbilanz kommt, also mehr Gasteilchen durch Ausgasungen hinzukommen, als durch die Überwindung der Gravitation verloren gehen, so kann sich auch keine Atmosphäre ausbilden. Dabei spielen neben der Größe auch die Oberflächentemperatur des Himmelskörpers eine Rolle, die nicht zu groß sein darf. Auch die Art der zur Verfügung stehenden Gasteilchen ist wichtig, da zum Beispiel eine Atmosphäre aus Wasserstoff oder Helium viel schwerer an den Planeten zu binden ist als eine aus Sauerstoff oder Stickstoff. Dies liegt daran das leichte Gasteilchen bei gleicher Temperatur wesentlich schneller sind als schwere Gasteilchen. Atmosphären die Elementen wie Wasserstoff in größerem Umfang enthalten finden sich daher vor allem bei den sehr massereichen Gasriesen, die über eine ausreichende Gravitation verfügen. Letztlich ist nur eine kleine Minderheit der Himmelskörper in der Lage, eine Atmosphäre zu bilden und langfristig an sich zu binden. So besitzt zum Beispiel der Mond als der nächste Nachbar der Erde keine Atmosphäre.

Aufbau und Gradienten

Mond]

Druckverlauf

Der Druckverlauf einer Atmosphäre, im Fall der Erdatmosphäre des Luftdrucks, ist in den unteren Bereichen durch die hydrostatische Gleichung bestimmt, die bei im Vergleich zum Planetenradius dünnen Atmosphären wie folgt geschrieben werden: :

= - g \rho (h)

Die Einflussgrößen sind der Druck p, die Höhe h, die Schwerebeschleunigung g und die Dichte ρ. Im Falle konstanter Temperatur reduziert sich die Gleichung zur barometrischen Höhenformel. Im äußeren Bereich ist diese Beschreibung jedoch nicht mehr gültig, da sich die Bestandteile aufgrund der geringen Dichte auf Keplerbahnen oder den Magnetfeldlinien bewegen und sich gegenseitig kaum noch beeinflussen.

Untergliederungen

In der Regel ist eine Atmosphäre keine homogene Gashülle, sondern aufgrund zahlreicher innerer und äußerer Einflüsse in mehrere mehr oder weniger klar gegeneinander abgegrenzte Schichten einzuteilen, die vor allem durch die Temperaturabhängigkeit chemischer Prozesse in der Atmosphäre und die Strahlungsdurchlässigkeit abhängig von der Höhe entstehen. Im wesentlichen kann man folgende Schichten nach dem Temperaturverlauf unterscheiden:
- An der Planetenoberfläche beginnt in der Regel die Troposphäre, in der Konvektionsströmungen vorherrschen. Sie wird begrenzt durch die Tropopause.
- Darüber liegt die Stratosphäre, in der die Strahlung beim Energietransport dominiert. Sie wird begrenzt durch die Stratopause.
- In der Mesosphäre wird, vor allem durch Kohlenstoffdioxid, Energie abgestrahlt, so dass in dieser Schicht eine starke Abkühlung erfolgt. Sie wird begrenzt durch die Mesopause.
- In der Thermosphäre dissoziieren und ionisieren die meisten Moleküle, wodurch die Temperatur deutlich ansteigt.
- Die äußerste Schicht ist die Exosphäre, aus der die vorwiegend atomaren beziehungsweise ionisierten Bestandteile aus dem Schwerefeld des Planeten entweichen können. Sie wird bei Vorhandensein eines Magnetfeldes durch die Magnetopause begrenzt. Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder, und nicht jede Schicht ist bei allen Atmosphären nachweisbar. So besitzt die Venus zum Beispiel keine Stratosphäre, kleinere Planeten und Monde besitzen nur eine Exosphäre, z. B. der Merkur. Für Entstehung und Ausprägung der Dämmerungsfarben ist der vertikale Aufbau der Atmosphäre maßgeblich. Es ist auch möglich die Atmosphäre nicht nach dem Temperaturverlauf, sondern nach anderen Gesichtspunkten zu gliedern, wie:
- dem radio-physikalischen Zustand der Atmosphäre (Ionosphäre, Magnetosphäre)
- nach physiko-chemischen Prozessen (Ozonosphäre bzw. Ozonschicht, Chemosphäre)
- der Lebenszone (Biosphäre)
- der Durchmischung (Homosphäre, Homopause, Heterosphäre)
- dem aerodynamischen Zustand (Prandtl-Schicht, Ekman-Schicht, beide als Peplosphäre, Freie Atmosphäre)

Vorkommen von Atmosphären

Vergleicht man die Himmelskörper unseres Sonnensystems miteinander, so zeigt sich der Einfluss der bei der Ausbildung einer Atmosphäre relevanten Faktoren. Unter den Planeten ist die Erde in der Lage, schwere Elemente wie Argon (Ar) in der Atmosphäre zu halten, leichte Elemente/Moleküle wie Wasserstoff (H₂) oder Helium (He) verlor sie jedoch im Laufe ihrer Entwicklung. Diese leichten Bestandteile zeigen sich dafür umso deutlicher bei den äußeren Planeten, den so genannten Gasriesen wie Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Auch Planeten anderer Sternsysteme – die Exoplaneten – konnten mit spektrografischen Methoden Atmosphären nachgewiesen werden. Neben den Planeten haben auch einige größere Monde wie Titan, Ganymed, Io und Europa eine Atmosphäre. Der Mond der Erde hingegen zeigt keine Atmosphäre. Er ist hierfür mit knapp 1,2 % der Erdmasse zu klein und zeigt zudem auf seiner sonnengewandten Seite Temperaturen von über 100 °C.

Sonstiges

Eine häufige Fehlschreibung für Atmosphäre ist „Athmosphäre“.

Siehe auch

- Planetologie
- Erdatmosphäre
- Schichtungsstabilität
- Meteorologie
- Luft

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/spheres.html Planetarische Gashüllen] Kategorie:Planetologie Kategorie:Meteorologie

Sonnenwind

Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der von der Sonne ins All strömt. Gelegentlich wird insbesondere in der Presse auch der falsche Begriff Sonnenstaub verwendet, was insbesondere bei der Berichterstattung zur Genesis-Sonde der Fall war.

Entstehung und Zusammensetzung

Der Sonnenwind besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen sowie aus Heliumkernen (Alphateilchen); andere Atomkerne und nicht ionisierte (elektrisch neutrale) Atome sind nur in kleinem Umfang vorhanden. Obwohl der Sonnenwind aus den äußeren Schichten der Sonne stammt, spiegelt der Sonnenwind die Elementhäufigkeit dieser Schichten der Sonne nicht exakt wieder, da durch Fraktionierungsprozesse (FIP-Effekt) manche Elemente im Sonnenwind angereichert beziehungsweise verdünnt werden. Im Inneren der Sonne wurden die Elementhäufigkeiten durch die dort stattfindende Kernfusion geändert. Da die äußeren Schichten der Sonne jedoch nicht mit den inneren Schichten gemischt sind, entspricht deren Zusammensetzung noch der