Planet

Maßstabsgetreue Darstellung der Planetengrößen des Sonnensystems

① Merkur, ② Venus, ③ Erde, ④ Mars, ⑤ Jupiter, ⑥ Saturn, ⑦ Uranus, ⑧ Neptun

Ein Planet (des Sonnensystems) ist gemäß der Definition der Internationalen Astronomischen Union (IAU) ein Himmelskörper,

(a) der sich auf einer Umlaufbahn um die Sonne bewegt,

(b) dessen Masse groß genug ist, dass sich das Objekt im hydrostatischen Gleichgewicht befindet (und somit eine näherungsweise kugelähnliche Gestalt besitzt), und

(c) der das dominierende Objekt seiner Umlaufbahn ist, das heißt, diese über die Zeit durch sein Gravitationsfeld von weiteren Objekten „geräumt“ hat.

Diese umstrittene Definition geht auf einen Beschluss der IAU vom August 2006 zurück. Dies führte unter anderem dazu, dass Pluto seinen vormaligen Status als Planet verlor.

Auch andere Himmelskörper, die nicht alle Punkte der Definition erfüllen, werden gelegentlich als „Planeten“ bezeichnet.

Objekte des Sonnensystems mit annähernder Kugelgestalt, die lediglich Punkt (c) der Definition nicht erfüllen, werden „Zwergplaneten“ genannt.
Himmelskörper, die einen anderen Stern als die Sonne umlaufen (also masseärmer als der umlaufene Stern sind), ohne selbst ein Stern oder nachweislich ein Brauner Zwerg zu sein, werden „Exoplaneten“ oder „extrasolare Planeten“ genannt (sofern sie von der Masse her Bedingung (b) erfüllen, wie es für alle mit Stand Anfang 2015 nachgewiesenen Objekte dieser Art angenommen werden kann).
Für Objekte planetarer Masse, die nicht an massereichere Himmelskörper wie Sterne gebunden sind, finden sich die Bezeichnungen „freifliegender Planet“ und „vagabundierender Planet“ (neben dem sich mit Stand 2015 zunehmend durchsetzenden Begriff „Planemo“ aus englisch „planetary mass object“).
Die Obergrenze der Masse von Exoplaneten und Objekten planetarer Massen ist Gegenstand der aktuellen Forschung und liegt bei ungefähr 13 Jupitermassen. Massivere Objekte werden aufgrund der beginnenden Deuteriumfusion als Braune Zwerge eingestuft.

Geschichte des Begriffs

Wortherkunft

Das Wort Planet geht zurück auf griechisch πλανήτης planētēs „Wanderer“ bzw. „umherschweifend“ zu πλανάομαι planáomai, das auf Deutsch „umherirren, umherschweifen, abschweifen“ bedeutet und sich im Altgriechischen auf eine Herde bezog, die sich über die Weide ausbreitet. Daher wurden Planeten früher auch eingedeutscht als Wandelsterne bezeichnet, im Sinne von „umherschweifende“ bzw. „wandernde“ Lichtgestalten am Himmel. Dabei wurde der Unterschied zwischen Planeten und anderen Himmelskörpern aufgrund des Fehlens der himmelsmechanischen Grundlagen bis in die frühe Neuzeit nicht korrekt erkannt; so konnten daneben auch durchaus Sonne und Mond wie Kometen und anderes zu den Wandelgestirnen gezählt werden.

Zuordnungen

Ursprünglich, im geozentrischen Weltbild, wurden alle mit bloßem Auge regelmäßig sichtbaren Himmelserscheinungen, die sich vor dem Hintergrund des Fixsternhimmels bewegen, als Planeten bezeichnet und jeder einem Wochentag zugeordnet: Sonne, Mond, Mars, Merkur, Jupiter, Venus, Saturn. Mit Einführung des heliozentrischen Weltbildes ging die Bezeichnung Planet auf diejenigen über, die um die Sonne kreisen. Sonne und Mond fielen also heraus und die Erde kam dafür hinzu.

Nach der Erfindung des Fernrohrs im Jahre 1608 von Hans Lippershey entdeckte William Herschel am 13. März 1781 den siebten Planeten des Sonnensystems: Uranus, der außerhalb der Saturnbahn die Sonne umkreist.

Zwergplanet Ceres, ursprünglich ein „neuer Planet“. Foto: Dawn.

Am 1. Januar 1801 entdeckte Giuseppe Piazzi den Zwergplaneten Ceres, der zwischen Mars und Jupiter die Sonne umrundet. Ceres wurde damals jedoch als achter Planet des Sonnensystems betrachtet. Am 28. März 1802 entdeckte Heinrich Wilhelm Olbers mit Pallas ein weiteres Objekt, das die Sonne zwischen Mars und Jupiter umkreist. Es folgten die Entdeckungen von weiteren Objekten, die zwischen Mars und Jupiter die Sonne umrunden: Juno (1804), Vesta (1807) und Astraea (1845). Damit war die Zahl der Planeten auf zwölf angestiegen.

Im Jahre 1846 entdeckte Johann Gottfried Galle am 23. September einen 13. Planeten, der schließlich Neptun genannt wurde und die Sonne außerhalb der Bahn von Uranus umkreist.

Weil sich die Neuentdeckungen von Objekten zwischen Mars- und Jupiterbahn ab dem Jahre 1847 zu sehr häuften und alle diese Objekte um Größenordnungen kleiner waren als alle klassischen Planeten, wurde diesen der Planetenstatus wieder aberkannt. Nur noch die Planeten, die seit der Antike bekannt waren, plus Uranus und Neptun galten weiterhin als Planeten. Damit sank die Zahl der vollwertigen Planeten auf acht. Für die zahlreichen Objekte zwischen Mars- und Jupiterbahn wurde die Klasse der Asteroiden (Planetoiden) eingeführt.

Außer Merkur und Venus werden alle Planeten des Sonnensystems ihrerseits von natürlichen Satelliten umkreist, die nach dem Erdbegleiter auch „Monde“ genannt werden.

Zwergplanet Pluto, aufgenommen durch die Raumsonde New Horizons.

Am 13. März 1930 entdeckte Clyde W. Tombaugh Pluto, dessen Umlaufbahn zum größten Teil außerhalb der des Neptuns liegt. Die Größe Plutos wurde anfangs weit überschätzt, und er wurde bis ins Jahr 2006 als neunter Planet geführt. Sein Planetenstatus war aufgrund seiner geringen Größe und seiner sehr elliptischen sowie stark gegen die Ekliptik geneigten Bahn umstritten. Viele Astronomen rechneten ihn schon früh dem Kuipergürtel zu, einem Reservoir von Kometen und Asteroiden, das im Inneren bis an die Neptunbahn heranreicht. Weil im Bereich von Plutos Umlaufbahn im Laufe der Zeit immer mehr vergleichbare Objekte entdeckt wurden – mit Eris sogar eines, das größer als Pluto erschien –, wurde eine klare Definition für Planeten erforderlich.

Mit der Festlegung der IAU vom August 2006, dass Planeten den Bereich ihrer Umlaufbahn dominieren müssen, verlor Pluto den Planetenstatus. Damit wurde Pluto in die gleichzeitig geschaffene Klasse der Zwergplaneten eingestuft, deren Form durch ihre Gravitation und die durch ihre Rotation verursachten Zentrifugalkräfte bestimmt ist, ohne dass sie Planeten sind. Alle weiteren kleineren Körper wurden zu den so genannten Kleinkörpern zusammengefasst.

Abstimmung über die Planetendefinition am 23. August 2006

Bis dahin hatte es kein klar definiertes Unterscheidungsmerkmal zwischen Planeten und Asteroiden gegeben. Im Jahr 2004 wurde von der IAU ein Komitee eingesetzt, um verbindliche Kriterien für die Definition eines Planeten zu erarbeiten. Auf der 26. Generalversammlung der IAU in Prag wurden am 24. August 2006 offizielle Definitionen für verschiedene Klassen der die Sonne umlaufenden Himmelskörper verabschiedet – und damit hauptsächlich die erste wissenschaftliche Definition eines Planeten.

Definition

Gemäß IAU ist ein Himmelskörper ein Planet, wenn er

sich auf einer Bahn um die Sonne befindet und
über eine ausreichende Masse verfügt, um durch seine Eigengravitation eine annähernd runde Form (hydrostatisches Gleichgewicht) zu bilden und
die Umgebung seiner Bahn bereinigt hat.

Bereinigt im Sinne der Definition hat ein Planet auch Körper, die er in Bahnresonanzen gezwungen hat. Dies trifft u. a. für die Plutinos einschließlich Plutos im Bereich des Neptun, für die Trojaner in der Jupiterbahn und für 2002 AA29 in der Erdbahn zu.

Da Pluto die Umgebung seiner Bahn nicht bereinigt hat, ist er ein Zwergplanet, ebenso wie Ceres und Eris. Für Planeten und Zwergplaneten jenseits der Neptunbahn war ursprünglich die Bezeichnung Plutonen vorgeschlagen worden, deren Prototyp Pluto gewesen wäre. Weil aber bereits in der Geologie der gleichlautende Fachbegriff Pluton verwendet wird, kam es hinsichtlich dieser Namensgebung 2006 zu keiner Einigung. Im Juni 2008 hat das Exekutivkomitee der IAU auf seiner Sitzung in Oslo diese Unterklasse schließlich mit Plutoiden bezeichnet.

Kritik an der Definition

Gegen die in Prag beschlossene Planetendefinition regt sich Kritik von Astronomen. Eine Expertenkommission hatte im Vorfeld der Konferenz eine Definition erarbeitet, die eine Erhöhung der Planetenanzahl auf 12 vorsah. Dies führte zu hitzigen Diskussionen und zu der schließlichen Kompromissdefinition. Hauptkritikpunkte an der verabschiedeten Definition sind:

Die Abstimmung sei erst am letzten Tag der Konferenz erfolgt, als von 2500 angereisten Astronomen der IAU nur noch 424 Delegierte anwesend gewesen seien.
Die Definition sei „schlampig“ erarbeitet, da nach ihr auch Erde, Mars, Jupiter und Neptun ihren Planetenstatus verlieren müssten, denn diese Körper erfüllten nicht den Punkt 3 der Definition, der Pluto den Planetenstatus gekostet habe. Im Sonnenorbit der Erde befänden sich rund 10.000 Asteroiden, in dem des Jupiters sogar um die 100.000.

Eine Gruppe von Astronomen hat deswegen eine Petition verfasst, in der sie die Aufhebung dieser Definition und eine neue Abstimmung fordern. Bis zu ihrer Schließung am 31. August 2006 fand dieser Antrag 305 Unterschriften.

Zu Gunsten der beschlossenen Definition kann die von Steven Soter eingeführte planetarische Diskriminante genannt werden. Sie gibt das Verhältnis der Masse eines Körpers zu der Masse der sonstigen Objekte in seiner Umlaufbahn an, sofern es sich dabei um keine Monde oder resonant umlaufende Himmelskörper handelt. Aufgrund einer planetarischen Diskriminante von 1.700.000 beherrscht die Erde ihre Umlaufbahn mehr als jeder andere Planet des Sonnensystems. Ebenfalls sehr dominant sind Venus und Jupiter. Von den acht Planeten besitzt Neptun die kleinste planetarische Diskriminante. Mit 24.000 ist sie aber immer noch deutlich größer als die größte Diskriminante eines Zwergplaneten. Bei Ceres beträgt der Wert 0,33 und bei Pluto gar nur 0,077.

Planeten in der Astrologie

Da sich Astrologie ganz herkömmlich auf Ereignisse in Bezug auf die Oberfläche der Erde bezieht, hat sie sich nie vom geozentrischen Weltbild gelöst und betrachtet Sonne und Mond weiterhin als Planeten, die Erde jedoch weiterhin nicht. Den Pluto hat sie als Planeten miteinbezogen, zumal er gut in das bestehende System passt. Manche Astrologen berücksichtigen auch Ceres und andere der kleineren Objekte des Sonnensystems.

Planeten im Sonnensystem

Der Bezug auf die Sonne

→ Hauptartikel: Sonnensystem

Zu den erdähnlichen (felsigen) Planeten oder auch zum inneren Sonnensystem zählen der Merkur, die Venus, die Erde und der Mars. Die jovianischen Planeten beziehungsweise Gasplaneten des äußeren Sonnensystems sind Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Uranus und Neptun werden auch Eisriesen genannt.

Die mittleren Abstände der Planeten zur Sonne lassen sich recht genau mit der Titius-Bode-Reihe angeben. Zwischen Mars und Jupiter klafft hier eine Lücke, die durch den Zwergplaneten Ceres sowie eine große Zahl an Kleinkörpern innerhalb des Asteroidengürtels gefüllt wird; allerdings tritt der Abstand des Neptun nicht in der Reihe auf.

Vor der Planetendefinition wurden das System der Erde und ihres verhältnismäßig auffallend großen Mondes sowie das insofern ähnliche Pluto-Charon-System mitunter als Doppelplanetensystem bezeichnet.

Gruppierungen

Der Asteroidengürtel trennt das innere vom äußeren Planetensystem. Der große Bereich der Transneptun-Objekte (TNO) wird mitunter auch als eine dritte Zone angesehen. Damit zählen Merkur, Venus, Erde und Mars zu den inneren Planeten, und Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun zu den äußeren Planeten. 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.

Will man die Planeten beobachten, benötigt man je nach Größe und Entfernung des Planeten Teleskope mit einem Öffnungsdurchmesser von mindestens 7,5 Zentimeter (ca. 3 Zoll; für Jupiter, Saturn, Mars, Venus und Merkur) bis 30,5 Zentimeter (ca. 12 Zoll; für Uranus und Neptun).

Geschichte der Entdeckungen

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 De revolutionibus orbium coelestium (Von den Umdrehungen der Himmelskörper), in dem er die Sonne in den Mittelpunkt stellte und die Erde als weiteren Planeten erkannte.

Unter günstigen Bedingungen ist der Planet 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 Le Verrier und John Couch Adams unabhängig voneinander 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 Uranusbahn erklärt werden.

Schließlich wurde 1930 von Clyde W. Tombaugh ein weiteres Objekt entdeckt und später Pluto genannt. Dieser galt lange als neunter Planet, wurde jedoch am 24. August 2006 beim Zusammentreffen der IAU, gebildet aus Vertretern zahlreicher Staaten, seines Planetenstatus enthoben. Die Existenz eines weiteren Planeten (Transpluto oder Planet X) im Sonnensystem galt lange als wahrscheinlich, konnte jedoch nie belegt werden.

Seit Ende der 1990er Jahre werden zunehmend Objekte jenseits der Neptun- beziehungsweise der Plutobahn entdeckt. Diese transneptunischen Objekte wurden gelegentlich von der Presse ebenfalls als Planet bezeichnet. So zum Beispiel Quaoar (2002), Orcus (2004), Sedna (2004) oder Eris (2005). Dieser Zuwachs an neuentdeckten Himmelsobjekten im Sonnensystem wurde durch die verfeinerte Beobachtungstechnik ermöglicht, die nun auch die exakte wissenschaftliche Definition von Planeten erfordert und ermöglicht. Während diesen zusätzlichen Objekten gute Chancen gegeben wurden, als Planeten anerkannt zu werden, entschied die 26. Vollversammlung der IAU 2006, stattdessen Pluto den Planetenstatus abzuerkennen und ihn als Zwergplanet einzustufen.

Exoplaneten

Die ersten Planeten überhaupt, die außerhalb des Sonnensystems entdeckt wurden, begleiten den Pulsar PSR B1257+12. Durch genaue Messungen der Wiederkehrzeit des Strahls, der die Erde vom Pulsar aus erreicht, konnten 1992 zwei Planeten mit Massen von 4,3 und 3,9 Erdmassen nachgewiesen werden und 1994 ein dritter mit 0,02 Erdmassen. 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 Michel Mayor vom Departement für Astronomie der Universität Genf und seinem Mitarbeiter Didier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Der Planet umrundet im 4,2-Tagestakt den von der Sonne etwa 40 Lichtjahre entfernten Stern 51 Pegasi und hat 0,46 Jupitermassen.

Anfang 2016 waren über 2000 extrasolare Planeten bekannt. Bei den meisten Sternen wurde bisher aber nur ein einzelner Planet entdeckt. Es gibt aber zum Beispiel auch das System Kepler-90 mit seit Dezember 2017 acht bestätigten Planeten.

Viele bisher entdeckte Exoplaneten sind nicht vergleichbar mit denen des Sonnensystem. Dies liegt vor allem daran, dass extrem sonnennahe Planeten viel einfacher nachgewiesen werden können als solche, die länger für einen Umlauf um ihren Stern benötigen. So waren die meisten der zuerst entdeckten Planeten denn auch sogenannte Hot Jupiters: große Gasplaneten wie Jupiter, die ihren Stern aber in wenigen Tagen umkreisen.

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, den sie umrunden, 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 einen Planeten und seinen Stern getrennt darzustellen. Man nutzt daher verschiedene indirekte Methoden wie die ransitmethode, 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 welcher der Planet durch seinen Schwerkrafteinfluss am Stern zieht (beide umrunden den gemeinsamen Schwerpunkt) und somit von der Erde aus diese periodische Bewegung eine abwechselnde Rot- und Blauverschiebung (Doppler-Effekt) des Spektrums des Sterns bewirkt.

Entstehung von Planeten

Pierre Laplace

Das erste wissenschaftliche Modell der Planetenentstehung wurde im Jahre 1796 von Pierre-Simon Laplace formuliert. Laplace ging von einem langsam rotierenden Gasball aus, der unter der Eigengravitation kollabiert. Wegen der Erhaltung des Drehimpulses kollabiert dieser Gasball zu einem linsenartigen Gebilde. Er nahm an, dass nach dem Kollaps die Materie in Ringen um das Zentralobjekt angeordnet sei und dass jeder Planet aus einem der Materieringe entstand.

James Jeans

James Jeans publizierte im Jahre 1917 ein alternatives Modell. Er nahm an, dass der präsolare Nebel während des Kollapses in die Nähe eines massiven Sterns kam. Die Gas- und Staubwolke wurde dabei durch die Gezeitenkräfte zerrissen und fragmentiert. Aus den Fragmenten seien dann später die Planeten entstanden.

Moderne Theorie

Die modernen Theorien der Planetenentstehung sind eng verknüpft mit der Entstehung neuer Sterne. Ähnlich wie bei Laplace geht man davon aus, dass eine präsolare Gas/Staubwolke kollabiert. Durch die Erhaltung des Drehimpulses bildet sich eine protoplanetare Gas- und Staubscheibe, aus der die Planeten entstehen. Die Entstehung von Planeten und Planetensystemen ist bis heute (2008) noch nicht vollständig erklärt. Aus radiometrischen Datierungen von Asteroiden und Beobachtungen von Akkretionsscheiben um andere Sterne ergaben sich aber bisher einige zeitliche Gegebenheiten, die alle Theorien erfüllen sollten. So konnten die Messungen zeigen, dass sich 0,1 bis 2 Millionen Jahre nach Start der Kernfusion im Stern Staubkörner zu Planetenkeimlingen mit Mond- bis Erdmasse zusammenlagern. Am Ende dieser Zeit entsteht der erste Gasriese des Systems und säubert das System von Asteroiden der ersten Generation. Im Bereich von bis zu 10 Millionen Jahren löst der Gasriese die Bildung weiterer Gasplaneten und auch anderer terrestrischer Trabanten aus. Die Scheibe um den Stern enthält zu dieser Zeit kaum noch Gas, damit ist die Planetenentstehung abgeschlossen. Im Zeitraum bis zu einer Milliarde Jahre nach Geburt des Sternes verdrängen die Gasriesen dann alle noch übrig gebliebenen Planetenkeimlinge hinaus in den Kuipergürtel oder in die Sonne. Die modernen Theorien liefern aber heute schon einige befriedigende Antworten. Im Folgenden werden zwei weit verbreitete Theorien dargestellt. Neben diesen gibt es noch eine Vielzahl von anderen Theorien, insbesondere von hybriden Modellen.

Kernakkretionsmodell

Das Kernakkretionsmodell wurde 1969 von dem russischen Physiker Victor S. Safronov vorgestellt. Es teilt sich in mehrere Phasen auf:

Wachstum der Keime

Staub migriert langsam in die Äquatorialebene der protoplanetaren Scheibe. Dabei kollidieren einzelne, etwa ein Mikrometer große Staubpartikel und kleben zusammen. So bilden sie Staubkörner, die langsam weiter anwachsen und in die Zentralebene der Scheibe wandern. Das Wachstum ist gegeben durch: ${\frac {{\mathrm d}M}{{\mathrm d}t}}=\pi Rc^{2}\sigma \Omega \left(1+{\frac {v_{e}}{v}}\right)$ (mit $\sigma$ – der Flächendichte der Teilchen, $\Omega$ – der Keplergeschwindigkeit der Scheibe, $v_{e}$ – der Entweichgeschwindigkeit so wie – der Geschwindigkeit der Teilchen).

Da man für die große Anzahl von Teilchen in einer Scheibe keine klassische Viel-Teilchen-Theorie verwenden kann, rechnet man mit einer „Particle-in-a-box“-Näherung. Dabei ergeben sich zwei mögliche Entwicklungen: entweder ein geordnetes Gesamtwachstum oder ein so genannter Runaway-Effekt. Beim Runaway-Effekt wachsen große Teilchen aufgrund der geringen Relativgeschwindigkeit besonders schnell. Diese Teilchen haben nach einer gewissen Zeit eine sehr viel höhere Masse und sind von der Massenverteilung der restlichen Teilchen völlig entkoppelt.

Oligarchisches Wachstum

Die größten Planetesimale beginnen, ihre Umgebung von Materie zu enträumen. Dabei entstehen Objekte bis zu etwa einer Marsmasse.

Orb crossing

In der letzten Phase beginnen nun die großen Objekte, nachdem sie ihre Umgebung von Materie bereinigt haben, miteinander zu wechselwirken. Es kommt zu Kollisionen und Fraktionierungen, wobei Venus- bzw. Erdmassen erreicht werden. Zu diesem Zeitpunkt ist das protoplanetare System schon etwa zehn Millionen Jahre alt.

Hat ein Objekt die kritische Größe von etwa zehn Erdmassen erreicht, so beginnt es das umliegende Gas zu akkretieren. Es entsteht ein Gasgigant.

Bemerkungen

Durch das Beobachten von Clustern von jungen Sternen weiß man, dass die Gasscheibe um die neu entstandenen Sterne nach etwa 6 bis 10 Millionen Jahren verschwindet. Daher müssen alle Prozesse, die zur Entstehung von Gasgiganten führen, innerhalb dieser 6 bis 10 Millionen Jahre ablaufen.
Da in der Nähe des Zentralgestirns weniger Masse in der protoplanetaren Scheibe liegt, haben die inneren Planeten keine Möglichkeit, genügend groß zu werden, um zu Gasgiganten anzuwachsen.
In vielen extrasolaren Planetensystemen beobachtet man, dass es massive Planeten relativ nahe beim Zentralgestirn gibt. Die Erklärung dafür liefert die Migration dieser Gasgiganten. Durch die Interaktion mit dem umliegenden Gas und den Planetesimalen verliert der Planet an Drehimpuls und wandert in Richtung des Zentralgestirns. Noch ungeklärt ist, welcher Prozess dazu führt, dass die Migration aufhört.
Das Modell erklärt relativ gut den chemischen Gradienten, der im Sonnensystem beobachtet wird.

Gravitations-Instabilitäten-Modell

Das Gravitations-Instabilitäten-Modell geht davon aus, dass die protoplanetare Scheibe genügend massiv ist, so dass ihre Selbstgravitation nicht vernachlässigt werden darf. Wird das sogenannte Toomre-Kriterium erfüllt, beginnt die protoplanetare Scheibe, gravitativ instabil zu werden. Dies führt zunächst einmal dazu, dass sich Spiralarme ausbilden und sich das Gas lokal stark verdichtet. Im Extremfall werden die Gasklumpen durch die Selbstgravitation dominiert und fallen zu Gasgiganten zusammen.

Bemerkungen

Nach dem Gravitations-Instabilitäten-Modell wäre es theoretisch möglich, dass es Gasgiganten gibt, die keinen festen Kern besitzen. In der Tat ist es so, dass bis heute noch nicht schlüssig gezeigt werden konnte, ob der Jupiter einen festen Kern besitzt oder nicht.
Das Gravitations-Instabilitäten-Modell besitzt gegenüber dem Kernakkretionsmodell den Vorteil, dass ein Gasgigant relativ rasch entsteht. Zudem erklärt es ohne Weiteres, wieso einzelne Exoplaneten dermaßen exzentrische Bahnen aufweisen.
Der Hauptkritikpunkt am Gravitations-Instabilitäten-Modell ist, dass es eine schwere, wenig turbulente protoplanetare Scheibe voraussetzt.
Es erklärt nicht, wieso es auch terrestrische Planeten gibt.

Planemos

Astronomische Objekte, welche die Größe und vor allem die Masse eines Planeten haben, aber keinen Stern begleiten, werden im engeren Sinn auch als „Objekte planetarer Masse“ oder kurz als „Planemos“ bezeichnet.

Im Unterschied zu Exoplaneten, die von ihren Fixsternen erwärmt werden können, ist auf Planemos eine Kosmochemie – das heißt eine chemische Evolution komplizierter, organischer Verbindungen – kaum möglich.

Häufigkeit

Nach dem derzeitigen Wissensstand scheinen Planemos recht häufig zu sein. Beobachtungen der Forschungsgruppen Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) und OGLE mithilfe des Mikrolinseneffektes zeigten, dass es in der Milchstraße wahrscheinlich 1,8-mal so viele Planemos wie Sterne gibt.

Entstehung

Derzeit werden zwei Theorien über die Entstehung von Planemos diskutiert:

Planemos könnten ehemalige Planeten von Sternen sein, die durch Instabilitäten des Systems aus diesem herauskatapultiert wurden.
Planemos könnten zusammen mit anderen Objekten in einer gemeinsamen Gaswolke entstanden sein, ähnlich Sternen. Durch gravitative Wechselwirkungen mit schwereren Objekten in der Wolke wären sie dann hinausgeschleudert worden.

Charakteristische Formeln

Mittlere Materiedichte: ${\bar {\rho }}={\frac {3m}{4\pi R^{3}}}$ , wobei = Planetenmasse, = Planetenradius;

${\Big (}{\bar {\rho }}\geq 3\,{\mathrm {{\frac {g}{cm^{3}}}}}$ gesteinig, ${\bar {\rho }}\leq 2\,{\mathrm {{\frac {g}{cm^{3}}}}}$ gasartig ${\Big )}$

Kreisbahngeschwindigkeit v_k um den Planeten herum: $v_{k}={\sqrt {{\frac {Gm}{R}}}}$ , wobei G = Gravitationskonstante, = Abstand zwischen Satellit und Planet, m wie oben
Fluchtgeschwindigkeit v_e: $v_{e}={\sqrt {2}}\cdot v_{k}={\sqrt {{\frac {2Gm}{R}}}}$ , wobei G, m, R wie oben

Sonstiges

Die erste weiche Landung auf einem anderen Planeten gelang der Menschheit am 15. Dezember 1970 auf dem erdähnlichen Planeten Venus mit der sowjetischen Sonde Venera 7. Mit Vener 3 und Venera 4 gelangen zuvor erste harte und fast-weiche Planetenlandungen am 1. März 1966 und am 18. Oktober 1967, wobei Venera 4 über die gesamte Betriebszeit von 96 Minuten aus der Venusatmosphäre erfolgreich Daten übertrug.

Kulturelle Rezeption

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 Planetensymbolen, beispielsweise Mars, der Mittler des Krieges oder Neptun, der Mystische.

Siehe auch

Planetensystem

Siehe auch

Resolution_GA26-5-6 der 26. Generalversammlung der IAU in Prag vom 24. August 2006 (engl.)

Basierend auf einem Artikel in:

Wikipedia.de