EinPlanet (vonaltgriechischπλανήτηςplanḗtēs, deutsch‚Umherschweifender, Wanderer‘) ist einHimmelskörper, der einenStern oderBraunen Zwerg umkreist und dessen Masse nicht ausreicht, umKernfusion in Gang zu setzen. Er leuchtet daher nicht selbst, sondern reflektiert nur das Licht des Sterns.
ImSonnensystem sind die Planeten die acht größten Himmelskörper, die die Sonne umkreisen. Die vier inneren Planeten –Merkur,Venus,Erde,Mars – bestehen aus Gestein mit einem Metallkern, die äußeren vier –Jupiter,Saturn,Uranus,Neptun – bestehen größtenteils aus Gas. Entstanden sind die Planeten aus derprotoplanetaren Scheibe, deren kleine Teilchen sich immer mehr zusammenballten. Kleinere Objekte im Sonnensystem, wie zum BeispielPluto, werden gemäß Definition derIAU entweder alsZwergplanet oder alsKleinkörper eingeordnet. Objekte, welche einen größeren Himmelskörper, aber nicht die Sonne umkreisen, werden alsMonde bezeichnet.
Planeten, die andere Sterne umkreisen, werden alsExoplaneten bezeichnet. Seit den ersten Beobachtungen in den 1990er Jahren sind mehrere Tausend dieser Objekte entdeckt worden. Darüber hinaus existierenObjekte planetarer Masse, die nicht an massereichere Körper wie Sterne gebunden sind.
Geschichte des Begriffs
Wortherkunft
Das WortPlanet geht zurück aufgriechischπλανήτηςplanētēs „Wanderer“ bzw. „umherschweifend“[1] zuπλανᾶνplanān, das auf Deutsch „in die Irre führen, vom rechten Wege abführen“ bedeutet[2] und sich im Altgriechischen auf eine Herde bezog, die sich über die Weide ausbreitet. Daher wurden Planeten früher auch eingedeutscht alsWandelsterne bezeichnet, im Sinne von „umherschweifenden“ bzw. „wandernden“ Lichtgestalten am Himmel. Dabei wurde der Unterschied zwischen Planeten und anderen Himmelskörpern aufgrund des Fehlens derhimmelsmechanischen Grundlagen bis in die frühe Neuzeit nicht korrekt erkannt; so konnten daneben auch durchausSonne undMond wieKometen und anderes zu denWandelgestirnen gezählt werden.
Geozentrisches Weltbild
Personifikationen der sieben Planeten in einer Handschrift aus dem Jahre 1543
Imgeozentrischen Weltbild derAntike und desMittelalters wurden alle mit bloßem Auge regelmäßig sichtbaren Himmelserscheinungen, die sich vor dem Hintergrund desFixsternhimmels bewegen, als Planeten bezeichnet. Geordnet nach (scheinbaren) Umlaufzeiten waren dies die siebenklassischen „Planeten“ Mond, Merkur, Venus, Sonne, Mars, Jupiter und Saturn. Jedem dieser sieben „Planeten“ wurde einWochentag zugeordnet: Sonne (Sonntag), Mond (Montag), Mars (frz.:mardi), Merkur (frz.:mercredi), Jupiter (frz.:jeudi), Venus (it.:venerdì), Saturn (engl.:saturday).
Das antike System der sieben Planeten überdauerte in derAstrologie bis in die Neuzeit.
Heliozentrisches Weltbild
Mit der Etablierung desheliozentrischen Weltbildes (Kopernikanische Wende) im 16. Jahrhundert ging die Bezeichnung Planet auf diejenigen Objekte über, die um die Sonne kreisen. Sonne und Mond fielen also heraus, und die Erde kam dafür hinzu.
Die Erfindung desFernrohrs im 17. Jahrhundert ermöglichte die Beobachtung lichtschwacher Objekte. Als siebter Planet wurde 1781Uranus entdeckt, der weit außerhalb der Saturnbahn kreist, ungefähr doppelt so weit von der Sonne entfernt. Es folgten die Entdeckungen „kleinerer“ Objekte zwischen Mars und Jupiter:Ceres (1801),Pallas (1802),Juno (1804),Vesta (1807) undAstraea (1845). Damit war die Zahl der Planeten auf zwölf angestiegen. 1846 wurde nach Uranus ein weiteres „großes“ Objekt entdeckt:Neptun, der weit außerhalb der Uranusbahn kreist.
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 derAntike bekannt waren, plus Uranus und Neptun galten weiterhin als Planeten. Damit sank die Zahl der vollwertigen Planeten auf acht, was auch dem heutigen Status entspricht. Für die zahlreichen Objekte zwischen Mars- und Jupiterbahn wurde die Klasse derAsteroiden (Planetoiden) eingeführt.
Pluto wurde 1930 entdeckt und zunächst als neunter Planet geführt. Seine Umlaufbahn ist stark elliptisch (sie liegt zu einem kleinen Teil innerhalb der Neptuns) und zurEkliptik geneigt. Da er zudem deutlich kleiner als Merkur ist (1⁄2 des Durchmessers,1⁄25 der Masse), kamen Zweifel auf, ob er als Planet gelten sollte. Zu Beginn der 1990er Jahre wurden weitere, vergleichbare Objekte jenseits des Neptun entdeckt – mitEris sogar eines, das größer als Pluto erschien. Zur Klärung, was denn nun ein Planet sei, wurde 2004 von derInternationalen Astronomischen Union (IAU) eineExpertenkommission eingesetzt.
Definition für das Sonnensystem
Abstimmung über die Planetendefinition am 23. August 2006
Auf der 26. Generalversammlung der IAU in Prag wurden am 24. August 2006 offizielleDefinitionen für verschiedene Klassen der die Sonne umlaufenden Himmelskörper verabschiedet – und damit die erste wissenschaftliche Definition eines Planeten. Demnach ist in unserem Sonnensystem ein Planet einHimmelskörper,[3][4]
(a) der sich auf einerUmlaufbahn um die Sonne bewegt und keinSatellit (Mond) ist,
(c) der das dominierende Objekt seiner Umlaufbahn ist, also diese allmählich durch seinGravitationsfeld von weiteren Objekten „geräumt“ hat.[5]
„Geräumt“ im Sinne der Definition hat ein Planet auch Körper, die er inBahnresonanzen gezwungen hat. Dies trifft u. a. für diePlutinos einschließlich Plutos im Bereich des Neptun, für dieTrojaner in der Jupiterbahn und für2002 AA29 in der Erdbahn zu.
Für Objekte, die die Kriterien (a) und (b), nicht aber (c) erfüllen, wurde die neue Klasse derZwergplaneten geschaffen. Alle weiteren kleineren Körper in der Sonnenumlaufbahn natürlichen Ursprungs, die keine Monde sind, wurden zu den so genanntenKleinkörpern zusammengefasst.
Die Definition von „Planet“ und „Zwergplanet“ führte unter anderem dazu, dass Pluto seinen vormaligen Status als Planet verlor – was insbesondere in den USA, der Heimat seines Entdeckers – zu gesellschaftlichem Disput führte.[6][7] Auch heute noch wird die Definition kontrovers diskutiert, vor allem weil die Abgrenzung von Zwergplaneten zu anderen Objekten schwierig ist.
Die Resolution der IAU von 2006 mit ihrer Abgrenzung von Zwergplaneten beschränkt sich auf Objekte im Sonnensystem. Sie besagt aber keineswegs, dass nur Objekte im Sonnensystem Planeten seien.[4]
Eine offizielle Definition für andere Sternsysteme, die dann möglichst auch auf das Sonnensystem anwendbar wäre, gibt es nicht, aber es gibt von Arbeitsgruppen ausgearbeitete Entwürfe. An die Stelle der Rundheit, die für Exoplaneten kaum bestimmbar ist, könnte eine Massenuntergrenze treten – zum Beispiel 1023 kg (30 % der Masse des Merkur; das 6-Fache der Masse vonEris).[8] Als Massenobergrenze käme ein Wert von2.5e28 kg (13 Jupitermassen) infrage, denn bei höheren Massen kannDeuteriumfusion einsetzen und das Objekt wäre dann alsBrauner Zwerg einzustufen.[9] Das Kriterium „hat seine Umgebung leergeräumt“ könnte ersetzt werden durch „hat die Fähigkeit, seine Umgebung leerzuräumen“.[8]
Planetenähnliche Objekte
Einige Himmelskörper, die nicht alle Punkte der IAU-Definition erfüllen, haben Bezeichnungen, die an das Wort „Planet“ angelehnt sind:
Zwergplaneten sind Objekte des Sonnensystems, die lediglich Punkt (c) der Definition nicht erfüllen.
Kleinplaneten (auch als „Planetoiden“ bezeichnet) sind astronomische Objekte, die sich auf einer direkten Umlaufbahn um die Sonne bewegen, aber die Kriterien zur Einstufung als Planet nicht erfüllen. Dazu gehören unter anderem dieAsteroiden, nicht aber dieKometen.
Objekte planetarer Masse, die nicht an massereichere Himmelskörper wie Sterne gebunden sind, werden auch „freifliegender Planet“ und „vagabundierender Planet“ genannt (neben dem sich mit Stand 2015 zunehmend durchsetzenden Begriff „Planemo“ aus englisch „planetarymassobject“).
„Planetarische Nebel“ sind hingegen gänzlich andere Objekte, die nur aus historischen Gründen so heißen.
Planeten im Sonnensystem
Übersicht
Dieinneren vier Planeten sindGesteinsplaneten, die nächsten beiden sindGasriesen und die äußersten beidenEisriesen. Ihre Durchmesser betragen zwischen 4.880 km (Merkur) und knapp 143.000 km (Jupiter). Alle Planeten umkreisen die Sonne von Norden aus betrachtet gegen den Uhrzeigersinn – ihreUmlaufzeiten liegen zwischen 88 Tagen (Merkur) und 165 Jahren (Neptun). Zusätzlich drehen sich alle unterschiedlich schnell um ihre eigene Achse, sie brauchen für eine Umdrehung zwischen knapp 10 Stunden (Jupiter) und mehr als 243 Tagen (Venus). Von Norden aus betrachtet drehen sie sich alle ebenfalls gegen den Uhrzeigersinn, außer Venus undUranus.
Zum inneren Sonnensystem zählen dieerdähnlichen (terrestrischen) Planeten (Gesteinsplaneten)Merkur,Venus,Erde undMars. Zum äußeren Sonnensystem gehören die jovianischen Planeten bzw.GasriesenJupiter undSaturn sowie weiter außen dieEisriesenUranus undNeptun. Nach einer älteren Kategorisierung, die nur zwei Planetenklassen kannte, zählen Uranus und Neptun mit zu den Gasplaneten; heute sieht man sie jedoch zunehmend als eine eigene Planetenklasse an.
Die Umlaufbahnen der Planeten um die Sonne verlaufen mit geringen Abweichungen in einer Ebene, derEkliptik. Je weiter die Planeten von der Sonne entfernt sind, desto größer wird der Abstand benachbarter Umlaufbahnen. Die mittleren Abstände der Planeten zur Sonne lassen sich recht genau mit derTitius-Bode-Reihe angeben, einer im 18. Jahrhundert gefundenenempirischen Beziehung. Zwischen Mars und Jupiter klafft hier eine Lücke, die durch denZwergplanetenCeres sowie eine große Zahl anKleinkörpern innerhalb desAsteroidengürtels gefüllt wird. Der Abstand des Neptuns passt nicht in diese Reihe.
Außer Merkur und Venus werden alle Planeten des Sonnensystems ihrerseits vonnatürlichen Satelliten umkreist, die nach dem Erdbegleiter auch „Monde“ genannt werden. Das System Erde-Mond wird mitunter alsDoppelplanet bezeichnet, weil der Mond ausgesprochen groß ist (das Massenverhältnis Mond : Erde beträgt 1 : 81, das nächstgrößere im Sonnensystem istTitan : Saturn mit 1 : 4200).
Um sich die Reihenfolge der Planeten – von der Sonne aus gesehen – leichter einprägen zu können, wurden verschiedeneMerksprüche aufgestellt, sieheAbschnitt im ArtikelSonnensystem.
Gruppierungen
Der Asteroidengürtel trennt das innere vom äußeren Planetensystem. Der große Bereich derTransneptunischen Objekte (TNO) wird mitunter auch als eine dritte Zone angesehen. Damit zählen Merkur, Venus, Erde und Mars zu deninneren Planeten, und Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun zu denäußeren Planeten. Diese Unterscheidung ist nicht zu verwechseln mit der Gruppierung in dieunteren Planeten, welche die Sonne innerhalb der Erdbahn umlaufen – also Merkur und Venus – und in dieoberen Planeten, die sich außerhalb der Erdbahn bewegen.
Will man die Planeten beobachten, benötigt man je nach Größe und Entfernung des PlanetenTeleskope 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).
Die Planeten Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn sind mit bloßem Auge am Nachthimmel erkennbar und erscheinen heller als die meistenFixsterne. Sie waren bereits in derAntike bekannt und wurden von vielen Kulturen mit ihren Hauptgöttern identifiziert. Die noch heute verwendeten Namen stammen aus derrömischen Mythologie.
Obwohl es bereits in der Antike Vertreter desheliozentrischen Weltbilds gab (zum BeispielAristarchos von Samos), wurde bis Mitte des 16. Jahrhunderts allgemein angenommen, dass sich die Planeten mitsamt der Sonne um die Erde bewegen (geozentrisches Weltbild). 1543 veröffentlichteNikolaus Kopernikus, angeregt durch Aristarchos, sein WerkDe revolutionibus orbium coelestium (Von den Umdrehungen der Himmelskörper), in dem er die Sonne in den Mittelpunkt stellte und die Erde als weiteren Planeten erkannte.
NachdemHans Lippershey dasFernrohr im Jahre 1608 erfunden undGalileo Galilei es anschließend für astronomische Betrachtungen verwendet hatte, entdeckte SirFriedrich Wilhelm Herschel am 13. März 1781 den siebten Planeten desSonnensystems:Uranus, der außerhalb der Saturnbahn die Sonne umkreist. Unter günstigen Bedingungen ist der Uranus auch mit bloßem Auge zu erkennen, und er wurde bereits 1690 fälschlicherweise als Stern katalogisiert. Mit Hilfe der älteren Beobachtungen gelang esJohann Elert Bode, die Umlaufbahn genau zu bestimmen. Anhand von Bahnstörungen des Uranus berechnetenUrbain Le Verrier undJohn Couch Adams unabhängig voneinander die Bahn eines weiteren Planeten; dies führte am 23. September 1846 zur Entdeckung Neptuns durchJohann Gottfried Galle.
Am 1. Januar 1801 entdeckteGiuseppe Piazzi den ZwergplanetenCeres, der zwischen Mars und Jupiter die Sonne umrundet. Ceres wurde damals achter Planet des Sonnensystems betrachtet. Am 28. März 1802 entdeckteHeinrich Wilhelm Olbers mitPallas 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) undAstraea (1845). Damit war die Zahl der Planeten auf zwölf angestiegen. Nach 1847 nahm die Zahl der Entdeckungen stark zu: Ende 1849 kannte man schon zehn Objekte zwischen Mars und Jupiter, Ende 1852 sechsundzwanzig, Ende 1866 über hundert. Man beschränkte die Bezeichnung „Planet“ auf die acht großen Objekte und nannte die kleineren Objekte „Asteroide“ oder „Planetoide“.
Schließlich wurde 1930 vonClyde W. Tombaugh ein weiteres Objekt entdeckt und späterPluto genannt. Dieser galt lange als neunter Planet und war mit seiner kleinen Größe, geneigten und exzentrischen Umlaufbahn, die sogar teilweise innerhalb der Neptunbahn liegt, ein eher exotisches Objekt. Die Suche nach einem weiteren Planeten (Transpluto oderPlanet X) im Sonnensystem blieb über Jahrzehnte erfolglos. Durch die verfeinerte Beobachtungstechnik wurden ab den 1990er Jahren weitere transneptunische Objekte entdeckt, so zum BeispielQuaoar (2002),Orcus (2004),Sedna (2004) oderEris (2005). All diese Objekte (einschließlich Pluto) gelten heute nicht als Planeten.
Auch heute noch geben die Planetenbahnen einige Rätsel auf. So ist zum Beispiel dieEkliptik der Planetenbahnen um etwa 7 bis 8° zur Rotationsachse der Sonne geneigt. Zusätzlich scheinen sich besonders im äußeren Sonnensystem einige Auffälligkeiten zu zeigen, dazu gehören unter anderem die Bahnen einiger transneptunischer Objekte. Diese Auffälligkeiten könnten mit einem zusätzlichen weit außen im Sonnensystem liegenden Planeten erklärt werden („Planet Neun“). Neben der Planet-Neun-Hypothese, die 2016 vorgeschlagen wurde, existierten auch schon früher mehrere Theorien, die ebenfalls weitere Planeten erwarten.
Größenvergleich des Jupitersystems (oben) mit demTrappist-1-System (Mitte), welches mindestens 7 Exoplaneten beherbergt. Darunter ein Größenvergleich zu dem um den Faktor 25 verkleinerten Sonnensystem. Die Planeten sind im Verhältnis zu den Umlaufbahnen stark vergrößert eingezeichnet.
Die ersten Exoplaneten, die außerhalb des Sonnensystems entdeckt wurden, begleiten denPulsarPSR 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 3,9Erdmassen nachgewiesen werden und 1994 ein dritter mit 0,02 Erdmassen. Auf diesen Planeten istLeben, wie es auf der Erde bekannt ist, praktisch ausgeschlossen.
Der erste Exoplanet in einem Orbit um einen sonnenähnlichen Stern wurde 1995 vonMichel Mayor vom Departement fürAstronomie derUniversität Genf und seinem MitarbeiterDidier Queloz mit Hilfe der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt. Der Planet umrundet im 4,2-Tagestakt den von der Sonne etwa 40Lichtjahre entfernten Stern51 Pegasi und hat 0,46Jupitermassen.
Anfang 2024 waren über 5000 extrasolare Planeten bekannt. Bei den meisten Sternen wurde bisher aber nur ein einzelner Planet entdeckt. Es gibt aber zum Beispiel auch das SystemKepler-90 mit seit Dezember 2017 acht bestätigten Planeten.
Viele bisher entdeckte Exoplaneten sind nicht vergleichbar mit denen des Sonnensystems. 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 sogenannteHot Jupiters: große Gasplaneten wie Jupiter, die ihren Stern nur in wenigen Tagen umkreisen. Stand 2024 hat sich die Situation derart geändert, dass die bekannten Exoplaneten sich häufig im Größenbereich zwischenErde undNeptun bewegen. Bezüglich der Umlaufzeiten hat die Mehrheit der aktuell bekannten Exoplaneten Umlaufzeiten unter 50 Tagen, häufig sogar unter 20 Tagen. ImSonnensystem hingegen istMerkur mit 88 Tagen der Planet mit der kürzesten Umlaufzeit.
Exoplaneten im Orbit um sonnenähnliche Sterne konnten bis 2005 nicht mitTeleskopen direkt beobachtet werden, da sie sehr lichtschwach sind. Gelungen ist die direkte Abbildung bisher vor allem von jungen, heißenSuper-Jupitern, die den Zentralstern in Distanzen von 50AE und mehr umkreisen. Im Sonnensystem hat der Planet Neptun einen Abstand von etwa 30 AE und benötigt dabei für einen Umlauf über 160 Jahre. Nähere Exoplaneten werden von dem um ein Vielfaches helleren Zentralstern 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 meist verschiedene indirekte Methoden wie dieTransitmethode, 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 der Erde 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 dengemeinsamen Schwerpunkt) und somit von der Erde aus diese periodische Bewegung eine abwechselndeRot- und Blauverschiebung (Doppler-Effekt) des Spektrums des Sterns bewirkt.[10]
Ab dem Jahr 2000 wurden die ersten isoliertenObjekte planetarer Masse entdeckt. Dies sind Himmelskörper, die sonst die Eigenschaften von Planeten bzw. Exoplaneten haben, aber nicht Teil einesSternsystems sind, also nicht gravitativ an einen Stern bzw. Braunen Zwerg gebunden sind, sondern alsinterstellares Objekt frei im interstellaren Raum fliegen. Man vermutet, dass solche freien Objekte noch häufiger sind als die in Sternsystemen gebundenen Exoplaneten. (Siehe Abschnitt „Planemos“ unten.)
Entstehung
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Pierre Laplace
Das erste wissenschaftliche Modell der Planetenentstehung wurde im Jahre 1796 vonPierre-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 dieMaterie in Ringen um das Zentralobjekt angeordnet sei und dass jeder Planet aus einem der Materieringe entstand.
James Jeans publizierte im Jahre 1917 ein alternatives Modell. Er nahm an, dass derpräsolare 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 desDrehimpulses bildet sich eineprotoplanetare Gas- und Staubscheibe, aus der die Planeten entstehen. Die Entstehung von Planeten undPlanetensystemen 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.[11] 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 PhysikerVictor 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:(mit – der Flächendichte der Teilchen, – der Keplergeschwindigkeit der Scheibe, – 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.
Die größtenPlanetesimale beginnen, ihre Umgebung von Materie zu enträumen (Oligarchisches Wachstum). Dabei entstehen Objekte bis zu etwa einer Marsmasse.
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.
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 dieMigration 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 sogenannteToomre-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.
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 an dem Modell ist, dass es eine schwere, wenig turbulente protoplanetare Scheibe voraussetzt. Es erklärt nicht, wieso es auch terrestrische Planeten gibt.
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 eineKosmochemie – das heißt einechemische Evolution komplizierter, organischer Verbindungen – kaum möglich.
Häufigkeit
Nach dem derzeitigen Wissensstand scheinen Planemos recht häufig zu sein. Beobachtungen der ForschungsgruppenMOA undOGLE mithilfe desMikrolinseneffektes zeigten, dass es in der Milchstraße wahrscheinlich 1,8-mal so viele Planemos wie Sterne gibt.[12]
Entstehung
Derzeit werden zwei Theorien über die Entstehung von Planemos diskutiert:[12]
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.
Erforschung mit Raumsonden
Alle Planeten das Sonnensystems sind mittlerweile von Raumsonden besucht worden, erstmals jeweils 1962 Venus (Mariner 2), 1965 Mars (Mariner 4), 1973 Jupiter (Pioneer 10), 1976 Merkur (Mariner 10), 1979 Saturn (Pioneer 11), 1986 Uranus und 1989 Neptun (beideVoyager 2).
Weiche Landungen gelangen jeweils erstmals 1970 auf Venus (Venera 7) und 1976 auf Mars (Viking 1).
Kulturelle Rezeption
Lange Zeit wurde den Planeten als Bestandteil derGestirne ein Einfluss auf den Menschen, etwa in der Heilkunde[13] derMagie[14] und vor allem in derAstrologie, zugeschrieben.
Das Wappen derösterreichischen GemeindeGössendorf südlich vonGraz trägt im Wappen 6 Sterne, entsprechend der Anzahl der Planeten, die zu Zeiten des AstronomenJohannes Kepler, der damals im Ort wohnte, bekannt waren.
Weitergehende Begriffsverwendungen
EinPlanetarium ist ein Gebäude, in dem Bewegungen und Ereignisse des Nachthimmels mithilfe vonProjektionen simuliert werden.
InPlanetengetrieben kreisen häufig drei kleine Zahnräder rotierend um ein kleines inneres und zugleich in einem innenverzahnten äußeren Zahnrad.
EinPlanetenweg ist ein Wanderweg zur Veranschaulichung der verhältnismäßigen Abstände zwischen der Sonne und den Umlaufbahnen der einzelnen Planeten.
Peter Janle:Das Bild des Planetensystems im Wandel der Zeit. Teil 1. Vom Altertum bis zur Mitte des 19. Jahrhunderts. In:Sterne und Weltraum. 45, 2006, 1, S. 34–44.ISSN0039-1263
Peter Janle:Das Bild des Planetensystems im Wandel der Zeit. Teil 2. Vom 19. Jahrhundert bis heute. In:Sterne und Weltraum. 45, 2006, 4, S. 22–33.ISSN0039-1263
↑Wilhelm Pape, Max Sengebusch (Bearb.):Handwörterbuch der griechischen Sprache. 3. Auflage, 6. Abdruck. Vieweg & Sohn, Braunschweig 1914 (zeno.org [abgerufen am 9. November 2021] . Im Wörterbuch Angabe nicht des Infinitivs, sondern wie im Altgriechischen üblich der ersten Person Singular Indikativ Präsens Aktivπλανάωplanáō. Genau genommen wird das Verb im Altgriechischen in diesem Zusammenhang im Passiv verwendet; der Infinitiv Passiv lautetπλανᾶσθαιplanāsthai, deutsch‚in die Irre getrieben werden, herumirren‘, sieheLiddell-Scott-Jones).
↑Wortlaut der Definition, IAU, abgerufen am 24. August 2016 (englisch). Die Definition beschränkt sich ausdrücklich aufplanets and other bodies, except satellites, in our Solar System
↑abResolutions B5 and B6: "Definition of a Planet in the Solar System" AND "Pluto". (PDF) International Astronomical Union, 24. August 2006, abgerufen am 30. November 2023 (englisch): „(2) A “dwarf planet” is a celestial body that (a) is in orbit around the Sun, (b) has sufficient mass for its self-gravity to overcome rigid body forces so that it assumes a hydrostatic equilibrium (nearly round) shape, (c) has not cleared the neighbourhood around its orbit.“
↑Diesem Kriterium zufolge wäre selbst ein erdgroßer Planet im Kuipergürtel eben kein Planet (Ref.: Runyon et al. (siehe unten))
↑Vgl. etwaKonrad Goehl,Johannes Gottfried Mayer:Was tun, wenn die Pest kommt: Götter lästern oder Juden brennen? In: Konrad Goehl, Johannes Gottfried Mayer (Hrsg.):Editionen und Studien zur lateinischen und deutschen Fachprosa des Mittelalters. Festgabe für Gundolf Keil zum 65. Geburtstag. Königshausen & Neumann, Würzburg 2000 (=Texte und Wissen. Band 3),ISBN 3-8260-1851-6, S. 127–166, hier: S. 127–128, 130–131 und 140–141.
↑Vgl. etwaKonrad Goehl,Johannes Gottfried Mayer:Antike Gemmen: Steinmagie und Liebeszauber bis ins christliche Mittelalter. Der Jude „Techel“ oder „Cheel“ und die >coelatio lapidum< mit Edition und Übersetzung zweier Steinbücher. In: Konrad Goehl, Johannes Gottfried Mayer (Hrsg.):Editionen und Studien zur lateinischen und deutschen Fachprosa des Mittelalters. Festgabe fürGundolf Keil zum 65. Geburtstag. Königshausen & Neumann, Würzburg 2000 (=Texte und Wissen. Band 3),ISBN 3-8260-1851-6, S. 265–316, hier: S. 290–292 (Ein kurzgefaßtes Steinbuch).
