Unsere seltsamen Nachbarn, Teil 3:
Psyche

Der Asteroid Psyche ist nicht wegen seiner Größe von herausragender Bedeutung, sondern aufgrund seiner Beschaffenheit – und möglicherweise auch wegen der Umstände seines Entstehens.

Zwischen der Mars- und der Jupiterbahn umkreisen zahllose Körper die Sonne, deren Größe von etwa einem Meter bis zu ungefähr 1000 Kilometern – im Fall Zwergplaneten Ceres – reicht. Etwa 7000 dieser Asteroiden sind heute bekannt. Einer der faszinierendsten unter ihnen trägt den Namen „16 Psyche“ (die Zahl 16 bedeutet, dass es sich um den 16. entdeckten Kleinplaneten handelt).

Psyche ist ungefähr 2,5 bis 3,3 Astronomische Einheiten von der Sonne entfernt (eine Astronomische Einheit ist der mittlere Abstand der Erde zur Sonne) und braucht ungefähr fünf Erdjahre, um eine Umlaufbahn um die Sonne zu vollenden. Der größte Durchmesser des kartoffelförmigen Körpers beträgt 279 Kilometer. An einer anderen Stelle ist er nur 189 Kilometer dick. Er dreht sich in etwas mehr als vier Stunden um die eigene Achse. Trotz seiner nicht gerade herausragenden Größe vereinigt der Asteroid ungefähr ein Prozent der Masse des gesamten Asteroidengürtels in seinem unförmigen Körper.

Grafische Darstellung des Asteroidenrings sowie der Umlaufbahnen von Psyche, Mars und Erde um die Sonne.
Außerhalb der Marsbahn umkreisen unzählige Kleinkörper die Sonne. Innerhalb dieses Gürtels zieht auch der Asteroid Psyche seine Bahn um das Zentralgestirn. (Bild: A. Mößmer)

Ein Metallkörper

Im Gegensatz zu den meisten anderen Asteroiden, die felsige oder eisige Körper sind, handelt es sich bei Psyche um einen Asteroiden des M-Typs. Das heißt, dass er metallisch ist und wahrscheinlich, ähnlich wie der Erdkern, hauptsächlich aus Eisen und Nickel besteht. Möglicherweise war Psyche einst tatsächlich der Kern eines Planeten, der etwa so groß wie der Mars war. Einige Wissenschaftler spekulieren, dass die felsigen Außenschichten dieses Planeten aufgrund einer Reihe gewaltsamer Kollisionen vor Milliarden von Jahren verloren gingen.

Eine Psyche-Mission

Aufgrund seiner Beschaffenheit ist Psyche für die Forschung besonders interessant. Tief im Inneren der felsigen terrestrischen Planeten – einschließlich der Erde – vermuten die Wissenschaftler einen Metallkern, der jedoch wegen der felsigen Mäntel und Krusten der Planeten nicht erreichbar ist. Psyche würde eine einzigartige Möglichkeit bieten, das Innere eines ehemaligen Planeten direkt zu untersuchen – falls die Vermutung der Wissenschaflter zutrifft, dass es sich um einen ehemaligen Planetenkern handelt. Zumindest könnte man aber Erkenntnisse über das Entstehen von Asteroiden gewinnen.

Die NASA plant deshalb eine Psyche-Mission, die im August 2022 starten und Anfang 2026 nach einer Schwerkraftunterstützung durch den Mars im Jahr 2023 beim Asteroiden eintreffen soll. Die Sonde soll den Asteroiden über 21 Monate lang umkreisen und mit verschiedenen Instrumenten Messungen vornehmen. Die Forschungsreise wird die erste Mission sein, die eine Welt aus Metall und nicht aus Fels, Staub und Eis untersucht.

Künstlerische Darstellung der Sonde, die 2023 den Asteroiden Psyche erreichen soll.
Eine Sonde der NASA soll 2023 Psyche erreichen und Genaueres über die Beschaffenheit des Asteroiden herausfinden. (Bild: NASA/JPL-Caltech)

Unsere seltsamen Nachbarn, Teil 2: Uranus

Alle Planeten unseres Sonnensystems entstanden etwa zur selben Zeit aus dem gleichen Urnebel. Um so erstaunlicher ist ihre Unterschiedlichkeit. Der siebte Planet, Uranus, ist eines der seltsamsten Gestirne, die um die Sonne kreisen. Seine ungewöhnlichsten Merkmale sind wahrscheinlich auf Ereignisse in der seiner Frühzeit zurückzuführen.

Am 23. März 1781 richtete der im englischen Bath lebende Astronom Wilhelm Herschel (1738 – 1822) sein selbst gebautes Spiegelteleskop auf den Nachthimmel, um nach unbekannten Objekten zu suchen. Er wurde tatsächlich fündig. Ein scheinbar bisher nicht bekannter Himmelskörper zeichnete sich als eine kleine Scheibe ab. Es konnte sich also nicht um einen Fixstern handeln. Herschel beobachtete das Objekt auch in den folgenden Nächten und stellte fest, dass der Lichtpunkt ein bisschen weitergewandert war. Er glaubte, einen Kometen entdeckt zu haben und machte seinen Fund in Fachkreisen bekannt. Und nun visierten viele andere europäische Sternwarten den Himmelskörper an.

Erst zwei Jahre später setzte sich unter den Astronomen die Erkenntnis durch, dass es sich bei dem von Herschel entdeckten Objekt nicht um einen Kometen oder Fixstern handelte, sondern um einen Körper, der die Sonne umkreiste. Das Sonnensystem besaß nun sieben bekannte Planeten. Eine wichtige Rolle spielten dabei die Beobachtungen des am Berliner Observatorium wirkenden Johann Elert Bode (1747 – 1826). Man stellte auch fest, dass der Planet bereits in einigen früheren Katalogen als Stern eingetragen worden war. Bei der Benennung des Planeten folgte man der bisherigen Tradition und gab ihm den Namen einer antiken Gottheit: Uranus.

In Schieflage um die Sonne

Uranus war das erste neue Mitglied der solaren Planetenfamilie, das noch nicht in der Antike bekannt gewesen war. Die Astronomen fanden in der Folgezeit einige erstaunliche Fakten über den siebten Planeten heraus. Es handelte sich nicht nur um einen Riesen, der weit außerhalb der Saturnbahn die Sonne umkreiste, man fand nach und nach auch einige seltsame Eigenschaften heraus.

Ein Bild des Uranus, das von dem Raumraumteleskop Hubble gemacht wurde
Dieses Bild des Uranus wurde von dem Weltraumteleskop Hubble mit Infrarot-Filtern gemacht. Es zeigt Details der Atmosphäre sowie die Ringe des Planeten. (Bild:
NASA/JPL/STScI)

Bei den meisten Planeten steht die Rotationsachse ungefähr senkrecht zur Orbitalebene. Das heißt, dass sich der Äquator und die Umlaufbahnen der Planeten ungefähr in einer Ebene befinden. Eine auffallende Ausnahme bildet Uranus. Seine Rotationsachse ist um 97,77 Grad zur Bahnebene gekippt. Er umkreist die Sonne sozusagen auf der Seite liegend. Dies bedeutet, dass die Sonne während des 84 Erdjahre dauernden Uranusjahres zeitweise direkt auf einen der geographischen Pole scheint.

Aber das ist noch nicht alles. Auch das Magnetfeld ist gekippt, aber anders als die Rotationsachse. Die magnetischen Pole sind um 59 Grad von den geographischen entfernt. Sie befinden sich also näher am Äquator als an den geographischen Polen. Noch dazu ist die Achse zwischen den magnetischen Polen vom Planetenmittelpunkt um ungefähr ein Drittel des Radius versetzt. Zudem glaubt man, dass das Magnetfeld insgesamt vier statt zwei Pole besitzt.

Grafik des Uranus mit eingezeichneter Rotationsachse sowie dem Magnetfeld
Beim Uranus scheint einiges durcheinandergeraten zu sein. Die geografischen Pole liegen fast in der Orbitalebene, und das Magnetfeld ist um ein gutes Stück verschoben. (Bild: A. Mößmer)

Diese ungewöhnliche Ausrichtung und das seltsame Durcheinander der Pole könnte auf eine Kollision des Planeten mit einem oder mehreren Körpern zurückzuführen sein. Falls es sich um einen einzelnen Körper gehandelt hatte, könnte dieser doppelt so groß wie die Erde gewesen sein. Vermutlich ereignete sich der Zusammenstoß in der wilden Frühzeit unseres Sonnensystems vor etwa vier Milliarden Jahren, als noch mehr Objekte um die Sonne schwirrten und manchmal miteinander kollidierten.

Uranus zeigt, wie unterschiedlich die Entwicklung oder das Schicksal von Planeten verlaufen kann. Noch fremdere Welten können wir wahrscheinlich in anderen Sonnensystemen erwarten.

Unsere seltsamen Nachbarn, Teil 1: Hyperion

Saturn liegt zwar nicht in unserer unmittelbaren Nachbarschaft, aber der Ringplanet ist Teil unseres Sonnensystem und befindet im kosmischen Maßstab sozusagen in unserem Hinterhof. Saturn wird wie die anderen großen Planeten von vielen Monden umkreist. Hyperion ist einer davon. Er ist zwar nicht wegen seiner Größe auffallend, und verspricht auch nicht, Leben zu beherbergen. Trotzdem zählt er zu den seltsamsten Objekten im solaren Hinterhof.

Hyperion gehört nicht zu den großen Saturn-Moden. Er ist aber in mehrfacher Hinsicht auffallend. Vom Saturn aus gezählt, ist er der siebte der 82 bekannten natürlichen Satelliten des Riesenplaneten. Seine Umlaufbahn liegt zwischen den bedeutend größeren Monden Titan und Iapetus.

Hyperion wurde 1848 von dem britischen Astronomen William Lassell sowie unabhängig davon von dem amerikanischen Astronomen William Cranch Bond und seinem Sohn George Phillips Bond entdeckt. Deswegen gelten alle drei Männer als Entdecker des Saturn-Trabanten. Zur Zeit seiner Entdeckung waren neben Titan und Iapetus bereits die Monde Rhea, Enceladus und Mimas bekannt.

Außer durch Teleskope konnten die Wissenschaftler den Saturn-Begleiter auch mit Hilfe der Cassini-Mission unter Augenschein nehmen (Voyager 2 flog ebenfalls durch das Saturn-System, konnte aber nur aus großer Entfernung den Mond fotografieren). Der Sonde gelangen in den Jahren 2005 und 2015 insgesamt drei Vorbeiflüge. Am 26. September 2005 nähere sie sich auf eine Entfernung von nur 500 Kilometern. Die Sonde lieferte von der Oberfläche Aufnahmen, die mit Teleskopen nicht möglich sind.

Taumelnd durch den Raum

Hyperion ist der größte der unregelmäßig geformten Saturn-Monde. Entlang seiner Längsachse misst er 360 Kilometer. Der kleinste Durchmesser beträgt etwas über 200 Kilometer. Die mittlere Dichte liegt bei 0,544 Gramm pro Kubikzentimeter, beträgt also ungefähr ein Zehntel der mittleren Dichte der Erde (5,514 g/cm3). Zu seinen auffallendsten äußerlichen Merkmalen gehört die rosige Färbung. Was ebenfalls ins Auge fällt, sind die vielen tiefen Krater, die dem Mond ein schwammartiges Aussehen verleihen.

Zur außergewöhnlichen Erscheinung Hyperions trägt seine Zerklüftung bei, wodurch er fast für ein riesiges Wespennest gelten könnte. Passend ist aber auch der Vergleich mit einem Schwamm. Tatsächlich hat er eine sehr geringe Dichte. Außerdem scheint er eine große Menge Wassereis zu enthalten. (Bild: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Was ihn zu einer der außergewöhnlichsten Erscheinungen im Sonnensystem macht, sind aber die Bewegungen, die er vollführt. Hyperion dreht sich während seiner 21-tägigen Umkreisung des Saturn ungefähr alle 13 Tage um die eigene Achse. Dabei vollführt er eine chaotische Rotation. Dies bedeutet dass die Rotationsachse und die Rotationsgeschwindigkeit nicht genau vorausberechnet werden können. Den Wissenschaftlern sind bisher nur sehr wenige Objekte bekannt, die ähnlich chaotische Bewegungen vollführen.

Der Grund, warum Hyperion sich taumelnd durch den Raum bewegt, sind der Einfluss der Gravitation der großen Nachbarmondes Titan sowie die unregelmäßige Form Hyperions. Abhängig von der Position der beiden Gestirne zueinander ändert sich die Rotation des kleineren Körpers.

Der äußerste Rand: Die Oortsche Wolke

Sie ist von der Sonne so weit entfernt, dass man sie nicht sehen kann, und doch nehmen die meisten Astronomen nehmen an, dass sie existiert. Sie ist der äußerste Rand des Sonnensystems: die Oortsche Wolke.

Im Dezember 2018 gab die NASA ein historisches Ereignis bekannt: Die Sonde Voyager 2 hatte die Heliopause erreicht. Dabei handelt es sich um den äußersten Rand der Heliosphäre, einer durch den Sonnenwind geschaffenen blasenartigen Region, die sich um die Sonne und ihren Planeten ausbreitet und die interstellaren Ströme aus Gasen und Teilchen abweist. Voyager 2 befand sich zu diesem Zeitpunkt 119 Astronomische Einheiten (AE) von der Sonne entfernt.

Die Heliopause wird oft als Grenze des Sonnensystems bezeichnet. Die gleiche Grenze hatte die Schwestersonde Voyager 1 als erstes von Menschen gemachte Objekt bereits im Dezember 2004 überschritten.

Die Voyager-Sonden hatten auf ihrer Reise in den interstellaren Raum den achten Planeten, Neptun, der etwa in einer Entfernung von 30 AE um die Sonne kreist, weit hinter sich gelassen. Und sie hatten sogar den aus vielen kleinen eisigen Objekten bestehenden Kuipergürtel (30 – 50 AE von der Sonne entfernt), zu dem auch der Ex-Planet Pluto gehört, durchquert. Obwohl der Bereich, in den die Sonden nun vordringen, bereits als interstellarer Raum bezeichnet wird, ist hier das Sonnensystem noch nicht ganz zu Ende. In einer noch größeren Entfernung, am äußersten Rand, soll es weitere Objekte geben – Überreste aus der Urzeit des Sonnensystems: die Oortsche Wolke.

Ganz weit draußen

Schon in den 1930er-Jahren spekulierte der aus Estland stammende Astronom Ernst Öpik, dass es weit jenseits der Umlaufbahn des Pluto noch weitere Objekte geben müsse. Einige dieser Körper würden ab und zu als Kometen in den inneren Bereich des Sonnensystems gelangen. In den 1950er-Jahre griff der niederländische Astronom Jan Hendrik Oort diese Idee auf. Er vermutete, dass das Sonnensystem von einer Unzahl kleiner Körper umringt ist. Zwar konnte diese nach ihm benannte „Oortsche Wolke“ nicht direkt nachgewiesen werden, da die Körper in dieser Region zu klein und zu weit entfernt waren, um in Teleskopen sichtbar zu werden. Aber die hypothetische schalenförmige Wolke erklärte, wie bereits Öpik vermutet hatte, die Herkunft langperiodischer Kometen.

Im Gegensatz zu den Planeten, dem Asteroidengürtel und vielen Objekten im Kuipergürtel umkreisen die Objekte in der Oortschen Wolke die Sonne nicht unbedingt in derselben Richtung in einer Orbitalebene. Stattdessen können sie sich in verschiedenen Richtungen und Neigungen um das Zentralgestirn des Sonnensystems bewegen und dabei eine Blase aus eisigen Trümmern bilden. Deshalb spricht man – anders als beim Asteroiden- und beim Kuipergürtel – von einer Wolke.

Die Existenz der Oortschen Wolke wird heute im Großen und Ganzen von der Wissenschaft akzeptiert. Über deren Ausmaß kann jedoch nur spekuliert werden. Es wird vermutet, dass die Oortsche Wolke in einer Entfernung von 2000 bis 5000 AE von der Sonne beginnt. Der äußere Rand könnte bei 10000 bis 100000 AE liegen. Die Voyager-Sonden werden demnach den inneren Bereich erst in einigen Hundert Jahren erreichen, und es wird viele Tausend Jahre dauern, bis sie die Wolke durchquert haben.

Grafik der Oortschen Wolke
Die Planetenbahnen und der weiter außen liegende Kuipergürtel liegen in etwa einer Ebene. Den äußersten Rand bildet die Ortsche-Wolke, die das Sonnensystem wie eine dicke Schale umgibt. Das Bild ist nicht maßstabsgetreu. (Bild: A. Mößmer)

Die Entstehung der Oortschen Wolke

Nach Meinung vieler Wissenschaftler waren die eisigen Objekte der Oortschen Wolke nicht immer so weit von der Sonne entfernt. Nachdem sich die Planeten vor 4,6 Milliarden Jahren gebildet hatten, schwirrten in der inneren Region des Sonnensystem noch viele kleine Körper, sogenannte Planetesimale, umher. Diese Planetesimale hatten sich aus demselben Material wie die Planeten gebildet. Durch die Schwerkraft der großen Gestirne, hauptsächlich des Jupiter, zerstreuten sie sich jedoch in alle Richtungen.

Einige der Planetesimale wurden ganz aus dem Sonnensystem kapultiert, während andere am äußersten Rand exzentrische Bahnen um die Sonne einnahmen. In der Oortschen Wolke befinden sich unter Umständen auch Körper, die nicht aus dem Umkreis der Sonne stammen. Wahrscheinlich sind andere Sterne von vergleichbaren Wolken aus Kleinstkörpern umgeben.

Besucher vom Außenbezirk

In jüngerer Zeit kamen in den inneren Bereich des Sonnensystems zwei Besucher, die vermutlich aus der Oortschen Wolke stammten: die Kometen C/2012 S1 (ISON) und C/2013 A1 Siding Spring (in den Bezeichnungen sind jeweils das Jahr der Entdeckung enthalten). C/2012 S1 (ISON) löste sich in kleine Teile auf, als er der Sonne zu nahe kam. Siding Spring flog in einer Entfernung von 140800 Kilometern am Mars vorbei und überlebte seine Reise durch das innere Sonnensystem. Er wird voraussichtlich in etwa 740000 Jahren wieder zurückkommen.

Foto des Kometen Siding Spring
Der wahrscheinlich aus der Oortschen Wolke kommende Komet Siding Spring wurde 2013 von dem Weltraumteleskop NEOWISE entdeckt. Dieses Bild ist eine Kombination von vier Aufnahmen. Deshalb erscheint der Komet (rötlich gefärbt) viermal. (Bild: NASA/JPL-Caltech)

Wechselwirkung: Wie Ebbe und Flut entstehen

Die Erde besitzt im Vergleich zu anderen Planeten einen großen Begleiter. Die Gravitation des Mondes erzeugt auf der Erde Gezeiten, die sich wiederum auf das Leben auf unserem Planeten auswirken.

Die Gezeiten spielten wahrscheinlich eine bedeutende Rolle bei der Evolution des Lebens auf der Erde. Das Meer überflutete regelmäßig Küstenbereiche und zog sich ebenso periodisch wieder zurück. Dabei entstanden auf dem Land Pfützen, in denen Meeresbewohner gestrandet waren. Diese Umgebung war vermutlich dafür verantwortlich, dass sich im Laufe der Zeit Lebewesen aus dem Meer an die Bedingungen auf dem Land anpassen konnten.

Seit Menschen an den Küsten leben, kennen sie auch Ebbe und Flut. Ihren Beobachtungen konnte die Rolle des Mondes dabei nicht entgangen sein, und spätestens seit Isaac Newton weiß man, dass Objekte eine Anziehungskraft aufeinander ausüben. Von daher war es nur noch ein kleiner Schritt zu der Erkenntnis, dass der Mond das Wasser in seine Richtung zieht.

Bild von Mont-Saint-Michel bei Ebbe
Mont-Saint-Michel vor der Küste der Normandie. Bei Ebbe kann die Insel zu Fuß durch das Watt erreicht werden. (Bild: A. Mößmer)

Die Gezeiten wirken sich jedoch auf die gesamte Erde aus – sowohl auf das Land als auch auf die Ozeane. Anders als das Wasser kann der feste Boden aber nicht zum Punkt der größten Anziehungskraft des Mondes fließen. Trotzdem ist auch die Gezeitenwirkung auf das Land messbar. Es steigt und fällt um mehrere Zentimeter.

Die andere Seite

Soweit so gut. Wenn man weiß, dass nicht nur die Erde mit ihrer Gravitation den Mond in der Umlaufbahn hält, sondern sich auch die Anziehungskraft des Erdtrabanten auf den Planeten auswirkt, ist es einleuchtend, dass der Meeresspiegel auf einer Seite der Erde steigt. Aber damit ist noch nicht alles erklärt, denn auf der anderen Seite der Erde, die dem Mond abgewandt ist, häuft sich ebenfalls das Wasser an. Wie lässt sich dieses Phänomen erklären?

Es heißt zwar, dass der Mond um die Erde kreist. Die gegenseitige Anziehungskraft der beiden Körper bewirkt aber, dass sich sowohl die Erde als auch ihr Begleiter um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Dieser Punkt ist etwa um 4700 Kilometer vom Zentrum der Erde versetzt. Die Bewegung der beiden Körper um diesen Schwerpunkt erzeugt eine Zentrifugalkraft. Auf der mondabgewandten Seite der Erde ist nicht nur die Anziehungskraft des Trabanten am schwächsten, dort ist auch die Zentrifugalkraft am stärksten. Die Folge ist, dass sich auch dort Wasser anhäuft, allerdings nicht so viel wie auf der dem Mond zugewandten Seite.

Die Grafik zeigt die Erde und den Mond mit dem gemeinsamen Schwerpunkt.
Der Mond und die Erde drehen sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Auf der dem Mond zugewandten Seite der Erde häuft sich Wasser wegen der Gravitation des Erdbegleiters an. Auf der anderen Seite entsteht die Flut durch die Zentrifugalkraft. (Bild: A. Mößmer)

Noch komplizierter

Die Sache wird noch komplexer, wenn man andere Einflüsse berücksichtigt. Der Mond und die Erde sind im Vergleich zur Sonne kleine Zwerge. Die Gravitation der Sonne wirkt sich deshalb ebenfalls auf die Gezeiten aus. Allerdings ist die Entfernung zwischen Erde und Sonne bedeutend größer als der Abstand zum Mond. Die Gezeitenwirkung ist deshalb geringen. Trotzdem: Wenn sich Erde, Mond und Sonne aneinander reihen, – was zu Zeiten von Vollmond oder Neumond der Fall ist – verstärken sich die Mond- und Sonnenfluten gegenseitig und führen zu extremeren Gezeiten, den sogenannten Springfluten. Wenn Mond- und Sonnenflut gegeneinander wirken, entstehen ungewöhnlich kleine Gezeiten, sogenannte Nipptiden.

Es gibt noch andere Einflüsse auf die Gezeiten. Wind- und Wettermuster können ebenfalls den Wasserstand beeinflussen. Starke Offshore-Winde können das Wasser von den Küsten entfernen und die Ebbe verstärken. Onshore-Winde können dagegen das Wasser an das Ufer drücken, wodurch die Ebbe weniger auffällt. Hochdruck-Wettersysteme können den Meeresspiegel senken und zu niedrigeren Gezeiten führen. Niedrigdrucksysteme – hervorgerufen durch starke Stürme und Orkane – können Gezeiten verursachen, die viel höher sind als vorhergesagt.

Schließlich sind es auch noch die geografischen Gegebenheiten, die eine Rolle bei der Stärke von Ebbe und Flut spielen. So kann zum Beispiel die Form von Buchten und Flussmündungen die Intensität der Gezeiten erhöhen oder verringern.

Kernverschmelzung: Wie die Sonne Energie erzeugt

Verglichen mit der Sonne sind alle Planeten unseres Sonnensystems nur Zwerge. 99,8 Prozent der Masse des Sonnensystems befinden sich im Zentralgestirn. Aber die Sonne ist nicht nur wegen seiner Größe von so herausragender Bedeutung, wir hängen in vielfacher Hinsicht von ihr ab. Sie hält mit ihrer Gravitation die Planeten in ihren Bahnen, und sie liefert die Energie und Wärme, die das Lebens auf der Erde möglich machen. Für unsere Vorfahren in der vorwissenschaftlichen Zeit war die Sonne ein Lampe oder ein Feuer am Firmament. Aber warum leuchtet die Sonne tatsächlich?

Im 19. Jahrhundert begann man mit einem größeren wissenschaftlichen Hintergrundwissen Spekulationen anzustellen. Julius Robert Mayer (1814 – 1878) vermutete, dass Meteore oder Meteoriten für die Hitze auf der Sonne verantwortlich waren. Hermann von Helmholtz (1821 – 1894) und später der als Lord Kelvin bekannte William Thomson (1824 – 1907) glaubten, dass die enorme Schwerkraft für die Aufheizung des Riesenkörpers verantwortlich war. Der Physiker Hans Albrecht Bethe (1906 – 2005) lieferte 1939 die richtige Erklärung für die Energieerzeugung in der Sonne und bekam 1967 den Nobelpreis dafür: Die Ursache ist eine Fusion von Atomkernen.

Allerdings dauerte es noch eine Zeit lang, bis sich diese wissenschaftliche Erkenntnis in der breiteren Bevölkerung durchsetzte. Dem Autor dieses Artikels wurde in der Schule noch erzählt, die Sonne sei „wie ein riesiger Kohlehaufen“. (Was nicht unbedingt für ein hohes Alter des Verfassers spricht, sondern eher mit der mangelnden Bildung mancher Lehrer zusammenhängt.)

Die Sonne ist ein Ball aus Plasma. In seinem Kern erreicht die Temperatur 15 Millionen Grad Celsius. Auf der Oberfläche sind es dagegen nur etwa 5600 Grad Celsius. (Bild: NASA)

Die Ausgangssituation

Die Gravitation spielt jedoch auch eine Rolle. Nach dem Urknall waren zunächst die einzigen Elemente im Universum Wasserstoff und Helium. Wasserstoff ist das einfachste aller Elemente. Ein Wasserstoffatom besteht nur aus einem Proton im Inneren und einem Elektron, das um den Kern kreist. Ein Heliumkern setzt sich aus zwei Protonen und zwei Neutronen zusammen, und zwei Elektronen umkreisen ihn. Die Gravitation sorgte dafür, dass sich die Materie im Universum zusammenzog und Sterne, Planeten und andere Körper bildete. Die Sonne besteht ungefähr zu drei Viertel aus Wasserstoff und etwa ein Viertel aus Helium. Die paar Prozent schwerere Elemente, die ebenfalls vorhanden sind, wurden ursprünglich in massereicheren Sternen erzeugt und durch Supernovae im Weltraum verteilt.

Bild eines Wasserstoff- und eines Heliumatoms
Das Wasserstoffatom (links) besteht nur aus einem Proton und einem Elektron, das den Kern umkreist. Im Kern des Heliumatoms (rechts) befinden sich zwei Protonen (blau) und zwei Neutronen (gelb). Zwei Elektronen bilden die Schale des Atoms. (Bild: A. Mößmer)

Im Sonneninneren erfahren die Atome eine Veränderung: Die Hitze und der Druck führen dazu, dass sich die Atomkerne und Elektronen trennen und unabhängig voneinander herumschwirren. Dieser Zustand der Materie wird als Plasma bezeichnet. Dieses Plasma ist so heiß, dass die energiereichsten geladenen Teilchen der Schwerkraft der Sonne entweichen und in den Weltraum fliegen können. Man bezeichnet diesen Plasmastrom als „Sonnenwind“, weil er von der Sonne wegführt und mit den Magnetfeldern und Atmosphären der Planeten interagiert.

Bild frei schwebender Atomkerne und Elektronen in einem Plasma

In einem Plasma sind die Atomkerne und die Elektronen nicht aneinander gebunden. (Bild: A. Mößmer)

Protonenfusion

In dem Sonnenplasma geschieht es ab und zu, dass zwei Wasserstoffprotonen – das heißt einzelne Protonen – zusammenstoßen und sich vereinigen. Bei dieser Fusion entsteht ein neuer Wasserstoffkern, der aus einem Proton und einem Neutron besteht – Deuterium genannt. Möglicherweise spielt dabei als Zwischenstufe ein sogenanntes Diproton (auch Helium-2 genannt) eine Rolle. Dieses Teilchen setzt sich aus zwei Protonen zusammen, ist jedoch sehr instabil und zerfällt meist wieder in zwei einzelne Protonen. Auf jeden Fall hat das Entstehen des Deuteriums zur Folge, dass sich ein Proton in ein Neutron umwandelt und dabei ein Positron (ein Elektron mit positiver Ladung) sowie ein Neutrino (ein neutrales kleines Teilchen) entstehen und davonfliegen.

Bild der Fusion von zwei Protonen zu einem Deuterium-Kern.
Zwei Protonen (links, blau) verschmelzen miteinander (Mitte). Das Ergebnis ist ein Kern mit einem Proton und einen Neutron (rechts, blau). Ein Neutrino (oben, gelb) und ein Positron (unten, blau) entweichen. (Bild: A. Mößmer)

Neues Helium

Ein weiterer Schritt in dem Fusionsprozess im Sonneninneren ist die Verschmelzung eines Deuteriumkerns mit einem Proton. Das daraus resultierende Gebilde – Helium-3 genannt – besteht folglich aus zwei Protonen und einem Neutron. Bei der Fusion wird ein Gammaquant (ein Lichtteilchen mit sehr hoher Energie) abgegeben.

Das Bild zeigt die Fusion eines Protons und eines Deuterium-Kerns zu Helium-3.
Beim Entstehen von Helium-3 fusionieren ein Proton (links oben) und ein Deuterium-Kern (links unten) zu einem Kern mit zwei Protonen und einem Neutron (rechts). Dabei wir ein Gammaquant abgegeben (hier mit dem griechischen Buchstaben γ eingezeichnet). (Bild: A. Mößmer)

Dieses Helium-3 kann nun mit anderem Helium-3 fusionieren. Dabei gehen jeweils zwei Protonen verloren, sodass die daraus resultierenden Kerne aus zwei Protonen und zwei Neutronen bestehen. Beim Ergebnis der Verschmelzung handelt es sich um Helium-4.

Bild von der Verschmelzung zweier Helium-3-Kerne zu einem Helium-4-Kern
Zwei Helium-3-Kerne (links) können zu einem Helium-4-Kern (rechts) verschmelzen. Dabei werden zwei Protonen abgegeben. (Bild: A. Mößmer)

Über einen Umweg kann eine weitere Helium-4-Erzeugung stattfinden. Dabei verbindet sich ein Helium-3-Kern mit einem bereits existierenden Helium-4-Kern zu einem Beryllium-7-Kern (vier Protonen und drei Neutronen) und gibt dabei ein Gammaquant ab. Dieser Kern nimmt ein Elektron auf und zerfällt zu Lithium-7 (drei Protonen und vier Neutronen), wobei ein Neutrino davonfliegt. Das Lithium-7 kann wiederum mit einem freien Proton fusionieren und sich dadurch zu Beryllium-8 (vier Protonen und vier Neutronen) verwandeln. Der Zerfall eines Beryllium-8-Kerns führt dann zu zwei Helium-4-Kernen.

Ein Helium-3-Kern (links oben) und ein Helium-4-Kern (links unten) verschmelzen zu einem Beryllium-Kern mit drei Protonen und vier Neutronen (Mitte). Dabei wird ein Gammaquant abgegeben. Das Betyllium-7 nimmt wiederum ein Elektron auf und gibt ein Neutrino ab. Das Ergebnis ist ein Lithium-7-Kern mit vier Protonen und drei Neutronen (rechts). (Bild: A. Mößmer)
Ein Lithium-7-Kern (links oben) kann sich mit einem freien Proton (links unten) vereinigen. Daraus entsteht ein Beryllium-8-Kern, der in zwei Helium-4-Kerne zerfällt (rechts). (Bild: A. Mößmer)

Es gibt noch weitere Fusionsketten, die seltener als die hier beschriebenen sind.

Woher kommt nun das Sonnenlicht?

Von den Teilchen, die bei den Verschmelzungsvorgängen in der Sonne ausgestoßen werden, erreichen nur Neutrinos die Erde direkt. Die Neutrinos zeichnen dadurch aus, dass sie eine sehr kleine Masse besitzen und kaum mit der anderen Materie wechselwirken. Dadurch ist es ihnen ein Leichtes, der Sonne zu entkommen.

Die anderen Teilchen müssen sich dagegen durch die Plasmaschichten der Sonne kämpfen, was nicht nur lange dauert, sondern auch die Teilchen selbst verändert. Ein Positron (positive Ladung) und ein Elektron (negative Ladung) können sich gegenseitig auslöschen und dabei Gammastrahlen erzeugen. Gammastrahlen verwandeln sich wiederum durch die Kollision mit anderen Teilchen in Photonen mit niedrigerer Energie, bevor sie die Sonnenoberfläche erreichen und in den Weltraum emittiert werden. Die Sonne strahlt deswegen keine Gammastrahlen aus – außer durch Sonneneruptionen. Das Resultat der Energie und Hitze, die im Inneren durch die Fusionsvorgänge erzeugt werden, ist die Strahlung der Sonne in Form von Röntgenstrahlen, ultraviolettem und sichtbarem Licht, Infrarot- und Radiowellen.

Venus (Teil 3): Leben auf dem zweiten Planeten

Die Venus gehört nicht zu den Orten in unserem Sonnensystem, die lebensfreundliche Bedingungen bieten. Aber war das zu alle Zeiten so? Und herrschen überall auf der Venus lebensfeindliche Bedingungen?

Die Venusbewohner, meinte der französische Gelehrte Bernard le Bovier de Fontenelle (1657 – 1757), „ähneln den Mooren von Grenada: ein kleines schwarzes Volk, von der Sonne verbrannt, voll Geist und Feuer, immer verliebt, Verse schmiedend, die Musik liebend, immerzu Feste, Tänze und Turniere erfindend“ (Entretiens sur la pluralité des mondes, Seite 108 in der Ausgabe von 1766).

Bevor man wirklich über die Verhältnisse auf dem zweiten des Planeten des Sonnensystems Bescheid wusste, spekulierten spekulierten Gelehrte, Astronomen und Verfasser fantastischer Geschichten über das Leben auf dem Nachbarplaneten der Erde. Heute weiß man, dass zumindest auf der glühend heißen Oberfläche kein Leben existiert. Aber war das immer so?

Die Venus entstand vor etwa 4,5 Milliarden Jahren – zur gleichen Zeit wie die Erde. Die Sonne schien damals noch schwächer, und die Venus entwickelte sich in der Frühzeit wahrscheinlich wie ihre Schwester, die Erde. Auf der Erde sind die ersten nachweisbaren Mikroorganismen 3,465 Milliarden Jahre alt. Aber wahrscheinlich erschien das Leben auf dem blauen Planeten noch früher, nämlich kurz nachdem sich die Ozeane vor 4,4 Milliarden Jahren gebildet hatten. Es ist anzunehmen, dass der zweite Planet des Sonnensystems in seiner Frühzeit ebenfalls Ozeane besaß – und möglicherweise auch Leben.

Deuterium und Wasserstoff

Das einstige Vorhandensein von Wasser auf der Venus ist nicht reine Spekulation. Es gibt sogar einen Hinweis dafür. 1978 erreichte die NASA-Sonde Pioneer-Venus 2 den Nachbarplaneten der Erde und tauchte gemeinsam mit drei Tochtersonden in die Lufthülle ein, um die Atmosphäre zu analysieren. Eines der überraschenden Ergebnisse war, dass das Verhältnis von Deuterium- zu Wasserstoffatomen 100-mal größer war als auf der Erde. Zur Erinnerung: Während ein Wasserstoffatom nur ein Proton hat, besteht der Deuteriumkern aus einem Proton und einem Neutron. Deuterium wird deshalb auch „Schwerer Wasserstoff“ genannt. Auf der Erde kommen auf jedes Deuteriumatom ungefähr 10000 Wasserstoffatome. Man kann davon ausgehen, dass auf der Venus ursprünglich diese Atome im gleichen Verhältnis vorhanden waren. Aber von dem „leichteren“ Wasserstoff verschwand mehr in den Weltraum als von dem „schwereren“ Deuterium. Deshalb kommen heute auf ein Deuteriumatom 100 Wasserstoffatome.

Langsamer oder plötzlicher Wandel

Die Venus verlor wahrscheinlich 99,9 Prozent des Wassers, das sich einst auf dem Planeten befand. Wie konnte das geschehen?

Eines der Modelle geht von einem graduellen Wandel aus. Da sich der zweite Planet näher an der Sonne befindet, erwärmt er sich stärker und mehr Wasser gelangt in die Atmosphäre. Mit dem Verdunsten des Wassers verschwindet das Schmiermittel für die Plattentektonik, und damit kommt auch ein Mechanismus zu Stillstand, der Kohlenstoff von der Oberfläche ins Planeteninnere transportierte. Die Folge ist ein Treibhauseffekt, der den Planeten in eine heiße, ausgetrocknete, lebensfeindliche Welt verwandelt.

Schematische Darstellung der Umlaufbahnen der inneren Planeten und des Bereichs, der ungefähr als habitable Zone angesehen wird.
„Habitable Zone“ oder „bewohnbare Zone“, im Englischen auch „Goldilock Zone“ genannt, bezeichnet den Bereich, in dem sich die Umlaufbahn eines Planeten befinden muss, damit Wasser dauerhaft im flüssigen Zustand bleiben kann (im Bild blau eingzeichnet). Flüssiges Wasser wird als Voraussetzung für die Existenz von Leben angesehen. Über die Grenzen dieser habitablen Zone sind sich die Wissenschaftler nicht einig. Die Venus scheint sich am inneren Rand oder außerhalb des inneren Randes zu befinden. Dies muss jedoch nicht immer so gewesen sein, da die Sonne anfangs schwächer war und deshalb Wasser bei einem geringeren Abstand zum Zentralgestirn flüssig bleiben konnte. Der Mars ist dagegen jenseits der bewohnbaren Zone. Wasser würde auf der Oberfläche sofort gefrieren. (Bild: A. Mößmer)

Manche Wissenschaftler sind jedoch der Meinung, dass die Venus Milliarden von Jahren lang Wasser behielt und möglicherweise ebenso lange Leben beherbergte. Nach diesem Modell kam es erst vor etwa 700 Millionen Jahren zu einem Ereignis, das die Oberfläche veränderte und zu einem Treibhauseffekt führte. Im September 2019 präsentierten Michael Way und Anthony Del Genio vom NASA Goddard Institute for Space Studies (GISS) anlässlich eines Treffens von Planetologen in der Schweiz die Ergebnisse von fünf Simulationen. In den fünf Szenarien wurden unterschiedliche Tiefen der Venusozeane angenommen. In allen Fällen blieb die Temperatur drei Milliarden Jahre lang im Bereich von 20 bis 50 Grad Celsius – genügend Zeit für die Entwicklung von Leben.

In luftiger Höhe

Auf der Oberfläche mögen alle Spuren von Leben unter den Lavamassen begraben sein. Aber vielleicht existieren noch Überreste einst blühenden Lebens unter weniger extremen Bedingungen weiter oben in der Atmosphäre. Die Zeitschrift Astrobiology veröffentlichte im September 1918 eine Studie, die sich mit dieser Möglichkeit beschäftigt. In einer Höhe von 47,5 – 50,5 Kilometern entspricht der Luftdruck etwa dem auf der Erdoberfläche, und die Temperatur beträgt ungefähr 60 Grad Celsius, was für manche extremophile Mikroorganismen durchaus eine angenehme Umgebung sein könnte.

Tatsächlich beobachtete man bereits zu Beginn des 20. Jahrhunderts in der Venus-Atmosphäre dunkle Flecken, die sich im Laufe der Zeit in Form, Größe und Position veränderten, aber niemals ganz verschwanden. Heute glaubt man, dass sie hauptsächlich aus Partikeln bestehen. Diese Teilchen kommen die der Größe irdischen Bakterien sehr nahe. Darüber hinaus stimmen die Lichtspektren der venusianischen Partikel nach Meinung mancher Forscher eng mit den Spektren bekannter Bakterien überein.

Allerdings sollte man solche Spekulationen mit Vorsicht genießen. Noch in den 1960er-Jahren meinten manche Forscher, dass dunkle Gebiete auf dem Mars, die mit dem Wechsel der Jahreszeiten ihre Farbtönung änderten, von Pflanzenwuchs zeugten. Klarheit über Leben in den Venuswolken kann man nur durch eine genauere Analyse der Atmosphäre erlangen.

Das Konzept einer Sonde, die genau diese Aufgabe erfüllen soll, haben die Firmen Northrop Grumman und L‘Garde entwickelt. Das teilweise aufblasbare Flugobjekt heißt „Venus Atmospheric Maneuverable Platform“ („Venus Atmosphärische Manövrierbare Plattform“, kurz VAMP). Es hat die Form eines Deltaflügels und verfügt über elektrisch angetriebene Propeller. In der vorgesehenen Höhe kann VAMP längere Zeit als die bisherigen Sonden überleben, die Atmosphäre analysieren und die Daten zur Erde funken.

Sollte die VAMP-Mission wirklich durchgeführt werden, könnte sie zur Entdeckung von außerirdischen Mikroben führen, oder die Hoffnung auf Leben auf dem Schwesterplaneten der Erde endgültig begraben.

Venus (Teil 2): Das Innenleben eines Planeten

Obwohl sich die Erde und die Venus in vielerlei Hinsicht gleichen, gibt es auch große Unterschiede. Die Ursachen dafür liegen tief im Inneren der Planeten.

Auf der Erde ist die Bewegung der Kontinentalplatten größtenteils für den Vulkanismus verantwortlich. Lavaströme dringen nach oben und bauen eine neue Erdkruste durch die seitliche Bewegung der Platten horizontal auf. Auf der Venus scheint es aber keine Plattentektonik zu geben. Ohne eine solche Bewegung muss ein senkrechter Aufbau für die relativ neue Oberfläche verantwortlich sein. Auf dem Nachbarplaneten der Erde verdickt sich die Kruste wahrscheinlich oben durch Vulkanismus und unten durch langsam abkühlende Magmastauseen. Dieser Prozess bildet eine dicke und entsprechend starke Basaltkruste, die mit der Zeit stärker wird. Eine solche Kruste widersteht Verformungen, selbst wenn der Venusmantel unter der Kruste fließt und zirkuliert. Ohne eine Verformung kann keine Plattentektonik einsetzen, und die Hitze kann nirgendwo entweichen. Sie steigt, und der überhitzte Mantel beginnt zu schmelzen. Falls keine Wärme freigesetzt wird, können große Teile des Mantels relativ schnell schmelzen und ein massives Magmareservoir an der Krusten-Mantel-Grenze erzeugen, was dann zu einem Ausbruch führt. Nach diesem katastrophalen Ereignis kühlt sich die Oberfläche wieder langsam ab. Nicht alle Forscher sind von diesem hypothetischen Szenarium überzeugt. Manche nehmen eine weniger dramatische, dafür aber konstantere Erneuerung der Kruste an.

Foto des Wheatley-Kraters auf der Venus
Über 1000 große vulkanische Gebiete sind auf der Venus bekannt. Der Wheatley-Krater in diesem Bild hat einen Durchmesser von 72 Kilometern. Zu sehen sind auch dünne, gewundene Kanäle, die von Lavaströmen erzeugt wurden. Sie können sich über Hunderte von Kilometern erstrecken. (Bild: NASA)

Kerndaten

Wegen der dichten Wolken ist es schwierig, die Oberfläche der Venus zu beobachten. Noch schwieriger ist es, etwas über das Innere des Nachbarplaneten zu erfahren.

Auf der Erde erlangen Wissenschaftler Erkenntnisse über den Kern des Planeten, indem sie nach Erdbeben seismische Wellen messen. Diese Wellen durchlaufen die verschiedenen Schichten des Erdinneren: den Kern, den Mantel und die Kruste. Abhängig von der Dichte der verschiedenen Schichten und Bereiche reflektieren und biegen sie sich. Auf der Venus ist diese Methode nicht möglich. Sonden, denen es gelingt, auf der Oberfläche aufzusetzen, überstehen die große Hitze nur kurze Zeit.

Stattdessen stellen die Wissenschaftler Berechnungen aufgrund der Dichte an. Die Venus hat eine etwas geringere Dichte als die Erde. Es wird angenommen, dass sich im Innersten der Venus ein Metallkern mit einem Durchmesser von 3.000 Kilometern befindet. Der Mantel ist ebenfalls etwa 3.000 Kilometern dick, und die Kruste ist mit 50 Kilometern stärker als die äußerste Schale der Erde.

Der innere Aufbau der Venus und der Erde im Vergleich
Venus und Erde haben in ihrem Inneren wahrscheinlich einen etwas unterschiedlichen Aufbau, was Auswirkungen auf der Oberfläche zur Folge hat. (Bild: A. Mößmer)

Anders als die Erde besitzt die Venus keinen Geodynamo. Das heißt, im Venuskern gibt es keine Strömungen von flüssigen Metallen, die ein nennenswertes Magnetfeld erzeugen. Ein möglicher Grund dafür ist die langsame Rotation des Planeten. Die Schwester der Erde hat folglich auch keine schützende Megnetosphäre, die den Sonnenwind und die kosmische Strahlung ablenken würde.

Die beiden Schwesterplaneten waren sich kurz nach ihrer Geburt wahrscheinlich bedeutend ähnlicher als heute. In der Folgezeit entwickelten sie sich aber unterschiedlich. Was war der Grund dafür?

Einigen Sonden der Sowjetunion gelang eine erfolgreiche Landung auf der Venusoberfläche. Wegen der hohen Temperaturen blieben sie jedoch nicht lange funktionsfähig.
Sonde Datum der Landung Überlebensdauer auf der Oberfläche
Venera 7 15. Dezember 1970 23 Min.
Venera 8 22. Juli 1972 50 Min., 11 Sek.
Venera 9 22 Oktober 1975 53 Min.
Venera 10 25. Oktober 1975 65 Min.
Venera 13 1. März 1982 127 Min.
Venera 14 5. März 1982 57 Min.
Vega 1 11. Juni 1985 56 Min.
Vega 2 15. Juni 1985 57 Min.

Venus (Teil 1): Die missratene Schwester der Erde

Die Entdeckung von Exoplaneten ist heute so zur Normalität geworden, dass nur noch besonders ungewöhnliche oder erdähnliche Trabanten anderer Sterne für Aufsehen sorgen. Die Hoffnung dabei ist natürlich, dass die erdähnlichen Planeten Leben beherbergen könnten.

Seit Menschen den Himmel beobachten, kennt man allerdings ein Gestirn, das der Heimatwelt der Menschheit – in kosmischen Verhältnissen – nicht nur sehr nahe ist, sondern ihr auch so sehr ähnelt, dass man es als Schwester der Erde bezeichnen kann: die Venus. Beide Planeten haben ungefähr die gleiche Größe, Dichte, Masse und Anziehungskraft. Noch dazu ist die Umlaufbahn der Venus der Erde von allen Planeten am nächsten. Während die durchschnittliche Entfernung zwischen Erde und Mars bei 225 Millionen Kilometern liegt, beträgt sie zum zweiten Planeten des Sonnensystems nur 108 Millionen Kilometer.

Beobachtungen der Venus mit Teleskopen bestätigten eine dichte Lufthülle, die keinen Blick auf die Oberfläche zulässt. Dies gab schon früh Anlass zu Spekulationen über die Verhältnisse auf der Oberfläche. Möglicherweise lag unter der Wolkendecke eine von Leben wimmelnde Dschungelwelt. Schon die ersten Spektralanalysen zeigten jedoch, dass Wasserdampf in der Venusatmosphäre überhaupt keine Rolle spielt, und auch Sauerstoff ließ sich nicht nachweisen. Stattdessen zeigte die Analyse für Kohlensäure typische Linien.

Venus und Erde im Vergleich
Venus Erde
Durchmesser am Äquator 12103,6 km 12756,32 km
Mittlere Dichte 5,243 g/cm³ 5,513 g/cm³
Masse (Erde = 1) 0,815 1
Gravitation an der Oberfläche 8,87 m/s² 9,80665 m/s²
Atmosphäre (Hauptbestandteile) 96,5 % Kohlenstoffdioxid, 3,5 % Stickstoff 78 % Stickstoff, 20,95 % Sauerstoff

Dies hinderte jedoch Science-Fiction-Autoren nicht daran, sich eine andere Welt auszumalen. Hans Dominik beschrieb 1926 in einem Roman die Venus als einen Planeten mit erdähnlicher Flora und Fauna. Edgar Rice Burroughs, der in seiner Barsoom-Serie bereits mehrere Romane über den Mars geschrieben hatte, verfasste von 1932 bis 1942 mehrere Geschichten, die den Schwesterplaneten der Erde zum Thema hatten. In seinem Roman Perelandra beschrieb C. S. Lewis, der später durch Die Chroniken von Narnia berühmt wurde, 1943 die Venus als eine Art Garten Eden mit Inseln aus schwimmender Vegetation.

Foto der Venus, das die Sonde Mariner 10 am 5. Februar 1974 von dem Planeten machte.
Dieses Bild der Venus wurde von Mariner 10 aufgenommen. Die Sonde flog am 5. Februar 1974 an dem Planeten vorbei. (Bild: NASA)

Stanislav Lem gehörte zu den Ersten, die den Nachbarplaneten der Erde als eine Welt mit extremen Oberflächenbedingungen darstellte. In seinem Roman Die Astronauten von 1951 (erschienen auch unter dem Titel Der Planet des Todes) schilderte er die Venus als einen verwüsteten Ort. Astronauten von der Erde landen auf dem Nachbargestirn und entdecken die Überreste einer ausgestorbenen hochtechnologischen Zivilisation, die sich selbst und ihre Umwelt zerstörten.

Extreme Verhältnisse

Heute wissen wir mehr über die tatsächlichen Bedingungen auf dem Nachbarplaneten – und sie sind alles andere als lebensfreundlich. Anstatt aus Wassertröpfchen, wie auf der Erde, bestehen die obersten Wolken der Venus aus Schwefelsäure. Orkane mit einer Geschwindigkeit von 360 Stundenkilometern treiben die Wolken in ungefähr vier Tagen um den Globus. Nicht weniger lebensfeindlich ist es weiter unten in der dichten, zum größten Teil aus Kohlendioxid bestehenden Atmosphäre. Auf der Oberfläche ist die Windgeschwindigkeit zwar nicht so hoch, aber die Temperatur von 470 Grad Celsius würde jedes Wasser sofort zum Verdunsten bringen – falls es welches gäbe. Sogar Blei schmilzt bei dieser Temperatur. Der atmosphärische Druck ist ungefähr so hoch wie 1,6 Kilometer unter Wasser auf der Erde. Die einwandfreie Sichtweite beträgt nur etwa 100 Meter.

Eine weitere Besonderheit der Venus ist auch die Drehrichtung, die von Ost nach West verläuft und damit anders erfolgt als bei den übrigen Planeten – mit Ausnahme des Uranus. Das heißt, dass die Sonne im Westen auf- und im Osten untergeht. Die Rotation vollzieht sich jedoch sehr langsam. Sie nimmt relativ zur Sonne fast 117 Erdtage in Anspruch. Dadurch dauert ein Venustag länger als ein halbes Venusjahr, das 224,7 Erdtage lang ist. Diese langsame Rotation hat wahrscheinlich auch zur Folge, dass die Venus ein sehr schwaches Magnetfeld besitzt.

Große Unterschiede zur Erde weist auch die Venusoberfläche auf. Auf unserem Nachbarplaneten gibt es Gebiete mit bis zu 7000 zusammengeballten Schildvulkanen sowie massive einzelne Vulkangebilde mit einem Durchmesser von bis zu 1000 Kilometern (zum Vergleich: Auf der Erde befinden sich Vulkane vor allem entlang der Ränder der Kontinentalplatten, und einer der größten Vulkane der Erde, der Mauna Loa auf Hawaii, hat einen Durchmesser von etwa 120 Kilometern). Ungleich der Planeten Merkur und Mars – oder auch des Mondes –, die kaum geologische Veränderungen aufweisen, ist die Oberfläche der Venus relativ neu. Sie zeigt im Durchschnitt nur ein Alter von 200 bis 700 Millionen Jahren. Darauf weisen auch Meteoritenkrater hin, die allesamt vergleichsweise jüngeren Datums sind. Die gesamte Oberfläche scheint durch vulkanische Aktivitäten erneuert worden zu sein.

Cover des Buches "Venus" von Patrick Moore
Wer sich näher mit der Venus beschäftigen möchte, dem kann man das Buch des Astronomen Patrick Moore empfehlen. Die hier abgebildete Paperback-Ausgabe erschien 2005 bei Cassell Illustrated. (Titelbild: JPL/MIT/USGS/Galaxy)

Cheops: Ein neuer Blick auf ferne Welten

Die erste Entdeckung eines Planeten, der um einen anderen Stern als unsere Sonne kreist, erfolgte 1995. Seitdem konnten Forscher über 4000 sogenannte Exoplaneten ausmachen. Weltraumteleskope wie COROT, Kepler und TESS spielten dabei eine herausragende Rolle. Am 18. Dezember 2019 startete vom Weltraumbahnhof bei Kourou in Französisch-Guyana ein weiteres Weltraumteleskop das der Erforschung fremder Welten jenseits der Grenzen unseres Sonnensystems dient. Es heißt „Cheops“.

Der Sattellit Cheops in der Umlaufbahn um die Erde
Künstlerische Darstellung des Cheops-Satelliten in der Erdumlaufbahn. Die Abdeckung des Teleskops ist bereits geöffnet. (Bild: ESA / ATG medialab)

Cheops steht für „CHaracterising ExOPlanet Satellite“, zu Deutsch etwa: Satellit für die Charakterisierung von Exoplaneten. Es handelt sich dabei um das erste von drei Teleskopen, die der näheren Erforschung von Exoplaneten dienen sollen. Ihre Aufgabe besteht nicht darin, neue Trabanten anderer Sterne zu entdecken, sondern einige der bekannten näher zu studieren.

Ausgewählte Objekte

Als Studienobjekte wählte man mehrere Hundert Sterne, in deren Orbit bereits früher Planeten ausgemacht wurden. Dabei handelt es sich um Trabanten, die etwa so groß wie die Erde sind, bis zu Giganten in Neptungröße. Präzise Messungen sollen genauere Daten hinsichtlich der Planetengrößen liefern. Zusammen mit unabhängigen Informationen über die Planetenmassen können Wissenschaftler auf diese Weise ihre Dichte bestimmen und diese extrasolaren Welten in einem ersten Schritt charakterisieren. Die Dichte eines Planeten liefert wichtige Hinweise auf seine Zusammensetzung und Struktur und weist beispielsweise darauf hin, ob er überwiegend felsig oder gasförmig ist oder möglicherweise bedeutende Ozeane beherbergt. Da die Planeten nicht direkt beobachtet werden können, misst der Satellit die winzigen Helligkeitsänderungen, die aufgrund des Planetentransits vor der Sternscheibe erfolgen.

Ein Stern mit der Umlaufbahn eines Planeten.
Cheops kann die Exoplaneten nicht direkt sehen. Stattdessen misst das Teleskop die Lichtschwankung, die dadurch entsteht, dass ein Planet vor der Scheibe des Sterns vorbeizieht. (Bild: A. Mößmer)

Cheops zählt zu den kleinen Missionen der S-Klasse im Wissenschaftsprogramm der ESA. Das Projekt ist eine Partnerschaft zwischen der ESA und der Schweiz. An dem Konsortium beteiligt sind wissenschaftliche Einrichtungen in Belgien, Deutschland, Frankreich, Italien, Österreich, Portugal, der Schweiz, Spanien, Schweden, Ungarn und dem Vereinigten Königreich.

Der Satellit wurde von einer Soyuz-Fregat-Rakete in eine Höhe von etwa 700 km getragen. Mit an Bord befanden sich ein italienischer COSMO-Skymed-Satellit sowie drei Kleinsatelliten, sogenannte Cubesats.