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Uranus
Uranus
Eigenschaften des Orbits [1]
Große Halbachse 19,201 AE(2.872,4 Mio. km)
Perihel – Aphel 18,324 – 20,078 AE
Exzentrizität 0,0472
Neigung der Bahnebene 0,770°
Siderische Umlaufzeit 84,011 a
Synodische Umlaufzeit 369,66 d
Mittlere Orbitalgeschwindigkeit 6,81 km/s
Kleinster – größter Erdabstand 17,259 – 21,105 AE
Physikalische Eigenschaften [1]
Äquator- – Poldurchmesser* 51.118 – 49.946 km
Masse 8,683 ·1025 kg
Mittlere Dichte 1,27 g/cm3
Hauptbestandteile

(Stoffanteil der oberen Schichten)

Fallbeschleunigung* 8,87 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 21,3 km/s
Rotationsperiode 17 h 14 min 24 s
Neigung der Rotationsachse 97,77°
Geometrische Albedo 0,51
Max. scheinbare Helligkeit +5,6m
Temperatur*Min. – Mittel – Max. 76 K (–197°C)
*bezogen auf das Nullniveau des Planeten
Sonstiges
Monde 27 + Ringsystem [2]
[1]

Uranus (Latinisierung von altgriechisch οὐρανός uranós ‚Himmel‘)[3] ist von der Sonne aus mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von 2,9 Milliarden km der siebte Planet im Sonnensystem und wird zu den äußeren, jupiterähnlichen (jovianischen) Planeten gerechnet. Er wurde 1781 von Wilhelm Herschel entdeckt und ist nach dem griechischen Himmelsgott Uranos benannt.

Der Durchmesser des Gasplaneten ist mit über 51.000 km etwa viermal so groß wie der Durchmesser der Erde, das Volumen ist etwa 65 Mal so groß wie das der Erde. Uranus ist nur unter günstigen Umständen freiäugig sichtbar. Seine blassgrüne Scheibe ist von der Erde aus betrachtet etwa 3,5" groß und nur in Fernrohren ab 10 cm Öffnung zu erkennen. Physikalisch ist Uranus mit dem Neptun vergleichbar und nimmt nach ihm mit rund 14 Erdmassen in der Massenrangfolge im Sonnensystem unter den Planeten den vierten Platz ein. Hinsichtlich des Durchmessers liegt er knapp vor Neptun auf Rang drei – nach Jupiter und Saturn. Aufgrund von Eisvorkommen im Inneren werden Uranus und Neptun auch „Eisriesen“ genannt.

Das astronomische Symbol des Uranus ist dem Marssymbol ähnlich. Im Unterschied zu diesem hat der Kreis einen Zentralpunkt, und der Pfeil auf dem Kreis steht senkrecht.

WetterBearbeiten

Bilder von Voyager 2 zeigten 1986 im sichtbaren Spektrum praktisch keine Oberflächendetails. Man sah kaum Wolkenbänder oder Stürme, wie man sie sonst auf anderen Gasplaneten beobachten kann.[24][25] Die in Richtung der Rotation schnell wehenden Wolkenbänder waren nur sehr schwach ausgeprägt. Eine mögliche Erklärung für dieses vergleichsweise ruhige Wetter und die unauffälligen Wolkenformationen könnte in Uranus' schwacher innerer Wärmequelle liegen.

Während des Vorbeifluges von Voyager 2 stand die Sonne über dem Südpol. Dennoch war Uranus aus unbekannten Gründen am Äquator wärmer als am sonnigen Pol. Daraus hatten die Wissenschaftler errechnet, dass sogar der dunkle Pol etwas wärmer ist als der von der Sonne bestrahlte. Die Temperaturen in der Atmosphäre sind durch diese sehr langsame Abkühlung – und andererseits sehr langsame Erwärmung – erstaunlich ausgeglichen.

Die südliche Hemisphäre kann in zwei Regionen aufgeteilt werden: Eine helle Polarkappe und dunklere äquatoriale Bänder. Die Grenze ist etwa bei 45° südlicher Breite. Ein schmales Band, das den Planeten zwischen dem 45ten und 50ten südlichen Breitengrad umspannt, ist das hellste große Merkmal auf der Oberfläche des Planeten.[24] Es wird der südliche „Collar“ genannt. Die Polarkappe und der „Collar“ sind möglicherweise eine dichte Region von Methanwolken.[26] Jedoch konnten am Beginn des 21. Jahrhunderts, als die Region der Polarkappe ins Sichtfeld kam, das Hubble-Weltraumteleskop und das Keck Teleskop auf Hawaii weder einen „Collar“ noch eine Polarkappe in der nördlichen Hemisphäre beobachten.[25] Deshalb erscheint Uranus asymmetrisch: hell in der Nähe des Südpols und einheitlich dunkel in der Region nördlich des südlichen „Collars“.[25] [2][3]Der erste auf Uranus beobachtete dunkle Fleck. Bild wurde 2006 von der „Advanced Camera for Surveys“ (ACS) auf dem HST aufgenommen.In den letzten Jahren nähert sich Uranus seinem Äquinoktium und damit wird die Nordhalbkugel zunehmend beleuchtet. Als Folge dieser erhöhten Sonneneinstrahlung zeigen neuere Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops viel stärker ausgebildete Bänder und erhöhte Wetteraktivität in der nördlichen Hemisphäre. Demnach herrschen in der Atmosphäre des Gasplaneten, trotz seiner großen Entfernung von der Sonne, ausgeprägte Jahreszeiten. Er empfängt nur ein Vierhundertstel der Sonnenwärme, die die Erde empfängt. Die Sonne erscheint von ihm aus nur als eine winzige Scheibe. Dennoch strahlt sie immer noch 1100 mal heller als der Vollmond von der Erde aus erscheint.

Bilder des Keck-Observatoriums zeigten im Jahr 2004, dass sich Wirbelstürme teilweise über viele Monate lang halten. In der nördlichen Hemisphäre entdeckten die Forscher eine rund 29.000 km lange Wolkenformation. Dies war die größte bislang beobachtete Wolkenstruktur. Sie hatte sich jedoch schon einen Monat später wieder aufgelöst. Langlebiger zeigte sich ein großer Sturm in der südlichen Hemisphäre, der sich schon seit mehreren Jahren aus unbekannten Gründen über fünf Breitengrade hinweg auf und ab bewegte.

RingsystemBearbeiten

Uranus ist wie alle Gasriesen im Sonnensystem von einer Menge sehr kleiner Körper und Teilchen umgeben, die den Planeten in Richtung seiner Rotation umrunden und mit ihren verschieden dicht belegten Umlaufbahnen ein System konzentrischer Ringe bilden. Diese befinden sich zumeist in der Äquatorebene des Planeten und hauptsächlich innerhalb der Roche-Grenze.

Das Ringsystem des Uranus wurde am 10. März 1977 von James L. Elliot, Edward W. Dunham und Douglas J. Mink mit dem Kuiper Airborne Observatory entdeckt. Die Entdeckung war ein Glücksfall. Sie planten die Bedeckung des Sterns SAO 158687 durch Uranus zu beobachten, um dessen Atmosphäre und Durchmesser zu untersuchen. Bei der Analyse ihrer Beobachtungen stellten sie fest, dass der Stern kurz vor und nach der eigentlichen Bedeckung zusätzlich je fünfmal kurzzeitig verschwand. Sie folgerten daraus, dass es ein Ringsystem um den Planeten geben müsse.[31] Die Ringe wurden direkt von Voyager 2 abgelichtet, als die Sonde 1986 Uranus passierte. Es war nach Saturns Ringsystem das zweite, das im Sonnensystem entdeckt wurde.[32]

Uranus hat wie Jupiter ein sehr feines und dunkles Ringsystem. Was die Größe der Teilchen betrifft, besteht es wie bei Saturn sowohl aus groben Partikeln und Brocken mit bis zu 10 Meter Durchmesser, als auch aus feinem, aber anteilmäßig viel geringerem Staub. Im Durchschnitt sind die Teilchen größer als die der Saturnringe, in der Gesamtzahl sind sie hingegen viel weniger. Mit Voyager 2 wurde festgestellt, dass die Gesamtmasse der Uranusringe geringer ist als die Teilchenmasse in der Cassinischen Teilung der Saturnringe. Als auffallendster Unterschied zu den Gebilden der anderen Gasplaneten sind sie zumeist schmal, jedoch scharf begrenzt und durch große scheinbare Leerräume voneinander getrennt. Nicht alle von ihnen sind kreisförmig oder liegen in der Äquatorebene des Uranus. Der hellste von ihnen – von Uranus aus der elfte – wird mit dem griechischen Buchstaben Epsilon (ε) bezeichnet. In seinem dem Planeten nächsten Bereich ist er 20 km breit und fast undurchsichtig, in seinem dem Uranus fernsten Abschnitt ist er jedoch mit 96 km fünfmal breiter und fünfmal so durchsichtig. Die innersten Monde Cordelia und Ophelia halten als Schäfermonde den dichten Epsilon-Ring von innen und außen durch ihre Gravitationswirkung zusammen.

Die zwei vom Hubble-Teleskop im Dezember 2005 zuletzt entdeckten Ringe befinden sich weit außerhalb der schon vorher bekannten elf und sind wesentlich breiter. Aufgrund ihrer großen Distanz zum Uranus werden sie das äußere Ringsystem genannt. Der größere Ring liegt in doppelt so großem Abstand zum Planeten wie die vorher bekannten Ringe. Damit sind 13 Ringe bekannt.[33] Im April 2006 zeigten Bilder vom Keck-Observatorium die Farben der neuen Ringe: einer war blau, der andere rot.[34][35]

Hubble hatte 2003 auch zwei kleine Monde erspäht, von denen einer, Mab, seinen Orbit mit dem äußersten neu entdeckten Ring teilt. Dieser Ring My (μ) zeigt seine höchste Dichte in einem Abstand von 97.700 km zum Uranuszentrum und seine Ringpartikel könnten vom Mond Mab stammen. [4][5]Aufnahme der Uranusringe von Voyager 2.Die Innenkante dieses Ringes liegt 86.000 km vom Planetenzentrum entfernt, an der Umlaufbahn des Mondes Puck. Eine Besonderheit des Ringes ist ein blaues Leuchten, das bislang nur vom E-Ring des Saturn bekannt war. Jener Saturnring besteht offenbar aus sehr feinen Eiskristallen, die das Sonnenlicht reflektieren und die ihre Quelle in Geysiren auf dem Saturnmond Enceladus haben. Das stützt die Vermutung, dass die weniger als 0,0001 Millimeter großen Eispartikel des Uranusrings, die klein genug sind, um blaues Licht zu streuen,[36] von dem sehr eishaltigen Uranusmond Mab stammen und durch Meteoriteneinschläge ins All befördert wurden.

Der weiter innen liegende Ring Ny (ν) ist von rötlicher Farbe und besteht wahrscheinlich neben kleinen auch aus größeren Komponenten als der blaue Ring. Seine höchste Dichte befindet sich in einem Abstand von 67.300 km zum Uranuszentrum. In seinem Dichtemaximum konnte noch kein Mond entdeckt werden. Die inneren Ringe des Planeten erscheinen dagegen grau.[34]

Die Ringe des Uranus liegen anscheinend nicht genau zentrisch um den Planeten, sondern schwingen etwas um ihn. Als Ursachen dafür vermuten die Astronomen die Gravitationswirkung seiner Monde und seiner Abplattung.

Uranus' Ringe sind wahrscheinlich relativ jung. Spalten in ihrem Umkreis als auch Unterschiede in ihrer Trübung legen nahe, dass sie nicht mit dem Uranus entstanden. Die Materieteilchen in den Ringen könnten einmal Teile eines Mondes gewesen sein, der durch einen Einschlag mit hoher Geschwindigkeit oder durch Gezeitenkräfte zertrümmert wurde.

MondeBearbeiten

Es sind 27 Monde des Uranus bekannt. Ihre Durchmesser liegen zwischen 10 und 1600 km. Vier von ihnen sind so groß, dass sie sich aufgrund der Masse im hydrostatischen Gleichgewicht befinden und daher die Form eines Rotationsellipsoids haben. Bei einem fünften (Miranda) ist das wahrscheinlich auch der Fall.

Die beiden ersten wurden von Wilhelm Herschel 1787 entdeckt und von seinem Sohn John Herschel nach Figuren aus Shakespeares Sommernachtstraum Titania und Oberon benannt. Zwei weitere Monde, die William Lassell 1851 entdeckte, wurden Ariel und Umbriel getauft, Gerard Kuiper entdeckte 1948 den Mond Miranda. Alle weiteren Monde von Uranus wurden ebenfalls nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Beim Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 2 im Januar 1986 wurden zehn weitere Monde entdeckt. Der Satellit Perdita wurde später auf Bildern von Voyager 2 identifiziert. Zwei weitere kleine innere Monde wurden mit dem Hubble-Teleskop entdeckt. Bis 1997 war Uranus der einzige Gasriese ohne bekannte „irreguläre Monde“. Seit damals wurden mit erdgebundenen Teleskopen neun entfernte irreguläre Monde gefunden.

Die letzten Entdeckungen datieren aus dem Jahr 2003, als mit dem Hubble-Teleskop neben zwei weiteren Ringen auch zwei weitere Monde entdeckt wurden. Einer dieser beiden Monde, der den Namen Mab erhalten hat, zerbröselt vermutlich langsam unter dem ständigen Bombardement von Mikrometeoriten und bildet dadurch einen der beiden neu entdeckten Ringe. Bei dieser Gelegenheit wurde außerdem entdeckt, dass vor allem die Bahnen der dicht gedrängten inneren Monde zwischen Miranda und den Hauptringen keine stabilen Keplerbahnen sind, sondern dass die Monde auf chaotische Weise Energie und Drehmoment austauschen. Nach in Science veröffentlichten Berechnungen könnten in wenigen Millionen Jahren einige der Monde, die sich gegenseitig mittels kreuzender Umlaufbahnen stören könnten, auf Kollisionskurs gehen.[37]

Die Satelliten von Uranus bilden drei verschiedene Gruppen: Eine planetennahe Gruppe mit kleinen Durchmessern und kreisförmigen Umlaufbahnen, eine mittlere Gruppe der fünf großen Satelliten, sowie eine äußere Gruppe von kleinen Satelliten mit sehr weiten, ausgeprägt exzentrischen und sehr stark geneigten beziehungsweise größtenteils rückläufigen Umlaufbahnen. Unter den großen Uranusmonden befindet sich jedoch keiner von der Größe der Galileischen Monde des Jupiter beziehungsweise des Saturnmondes Titan, oder auch nur des größten Neptunmondes Triton.

HauptmondeBearbeiten

Die fünf Hauptmonde sind Miranda, Ariel, Umbriel, Titania und Oberon.[38] Das uranische Satellitensystem ist das masseärmste unter den Gasriesen. Die Gesamtmasse der fünf größten Monde zusammen ist geringer als die Hälfte des Triton alleine.[39] Der größte Satellit, Titania, weist einen Radius von nur 788,9 km auf. Das ist weniger als die Hälfte von Triton, aber ein wenig mehr als Rhea, der zweitgrößte Mond des Saturn. Titania ist damit der achtgrößte Mond im Sonnensystem. Die Monde haben eine relativ geringe Albedo. Diese erstreckt sich von 0,20 für Umbriel bis 0,35 für Ariel.[24] Die Monde sind eine Ansammlung aus etwa 50 % Eis und 50 % Felsen. Das Eis könnte Ammoniak und Kohlendioxid enthalten.[30][40]

Unter den Monden scheint Ariel mit den wenigsten Einschlagkratern die jüngste Oberfläche zu haben, während Umbriel als der älteste erscheint.[24][30] Miranda besitzt 20 Kilometer tiefe Canyons mit Verwerfungen, terrassenförmige Schichten, und eine chaotische Variation in Alter und Merkmalen der Oberflächen.[24] Einer Hypothese nach könnte Miranda vor längerer Zeit durch einen massiven Einschlag komplett auseinander gesprengt worden sein und sich dann wieder wahllos zusammengefügt haben.[30][41] Mirandas jüngste geologische Aktivität wurde vermutlich durch Hitzeentwicklung, hervorgerufen durch Gezeitenkräfte, beeinflusst. Damals war die Umlaufbahn bei einer 3:1 Resonanz mit Umbriel exzentrischer als jetzt.[42] Grabenbrüche, verbunden mit aufsteigenden Diapirs, sind anscheinend die Gründe für die ovale Erscheinungsform des Mondes.[43][44] Auch Ariel hatte wahrscheinlich eine 4:1 Bahnresonanz mit Titania gebildet.[45]

Irreguläre MondeBearbeiten

Irreguläre Monde sind eingefangene Satelliten in großem Abstand, weisen eine hohe Bahnneigung auf und sind oft rückläufig.

Das Diagramm illustriert die Umlaufbahnen von Uranus' irregulären Monden, die bis jetzt entdeckt wurden. Die Exzentrizität der Bahnen wird durch gelbe Segmente (die den Bereich vom Perizentrum bis zum Apozentrum überstreichen) und die Inklination durch die Y-Achse dargestellt. Die Satelliten oberhalb der X-Achse bewegen sich prograd (rechtläufig), die Satelliten darunter retrograd (rückläufig). Die X-Achse ist mit Gm (Millionen km) sowie dem betreffenden Bruchteil der Hill-Sphäre beschriftet. Der gravitative Einfluss, innerhalb dessen ein Umlauf um den Planeten möglich ist, reicht bei Uranus etwa 70 Millionen km in den Raum.

Anders als bei Jupiters irregulären Satelliten kann in der bekannten Uranus-Population kein Zusammenhang zwischen Bahnradius und Inklination gefunden werden. Stattdessen können die retrograden Monde basierend auf dem Verhältnis von großer Halbachse und Exzentrizität in zwei Gruppen geteilt werden. Die innere Gruppe umfasst Monde näher bei Uranus (a < 0,15 rH) und sind mäßig exzentrisch (~ 0,2), namentlich: Francisco, Caliban, Stephano und Trinculo. Die äußere Gruppe (a > 0,15 rH) umfasst Satelliten mit hoher Exzentrizität (~ 0,5): Sycorax, Prospero, Setebos und Ferdinand.[46] Wikipedia /Uranus (Planet)