RObject { LocName "Erde" Name "Earth" Parent "Earth-Moon" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Wie die Sonne und ihre anderen Planeten entstand die Erde vor etwa 4,6 Milliarden Jahren aus der Verdichtung des Sonnennebels. Man nimmt heute allgemein an, dass sie während der ersten 100 Millionen Jahre einem intensiven Bombardement von Asteroiden ausgesetzt war. Heute ist der Beschuss nur noch gering. Die meisten der Meteore werden von Objekten hervorgerufen, die kleiner als 1 cm sind. Im Gegensatz zum Mond sind auf der Erde fast alle Einschlagkrater durch geologische Prozesse wieder ausgelöscht worden. Durch die kinetische Energie der Impakte während des schweren Bombardements und durch die Wärmeproduktion des radioaktiven Zerfalls erhitzte sich die junge Erde, bis sie größtenteils aufgeschmolzen war. In der Folge kam es zu einer gravitativen Differenzierung des Erdkörpers in einen Erdkern und einen Erdmantel. Die schwersten Elemente, vor allem Eisen, sanken in die Richtung des Schwerpunkts des Planeten, wobei auch Wärme gebildet wurde. Leichte Elemente, vor allem Sauerstoff, Silizium und Aluminium, stiegen nach oben und aus ihnen bildeten sich hauptsächlich silikatische Minerale, aus denen auch die Gesteine der Erdkruste bestehen. Aufgrund ihres vorwiegenden Aufbaus aus Eisen und Silikaten hat die Erde wie alle terrestrischen Planeten eine recht hohe mittlere Dichte. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Gemäß dem ersten keplerschen Gesetz bewegt sich die Erde um die Sonne auf einer elliptischen Bahn, die Sonne befindet sich in einem der Brennpunkte der Ellipse. Der sonnenfernste Punkt der Umlaufbahn, das Aphel, und der sonnennächste Punkt, das Perihel, sind die beiden Endpunkte der Hauptachse der Ellipse. Der Mittelwert des Aphel- und Perihelabstandes ist die große Halbachse der Ellipse und beträgt etwa 149,6 Mio. km. Ursprünglich wurde dieser Abstand der Definition der Astronomischen Einheit (AE) zugrunde gelegt, die als astronomische Längeneinheit hauptsächlich für Entfernungsangaben innerhalb des Sonnensystems verwendet wird. Für einen Sonnenumlauf benötigt die Erde 365 Tage, 6 Stunden, 9 Minuten und 9,54 Sekunden; diese Zeitspanne wird auch als siderisches Jahr bezeichnet. Das siderische Jahr ist 20 Minuten und 24 Sekunden länger als das tropische Jahr, das die Basis für das bürgerliche Jahr der Kalenderrechnung bildet. Die Bahngeschwindigkeit beträgt im Mittel 29,78 km/s, im Perihel 30,29 km/s und im Aphel 29,29 km/s; somit legt der Planet eine Strecke von der Größe seines Durchmessers in gut sieben Minuten zurück. Der Umlaufsinn der Erde ist rechtläufig, das heißt, dass sie sich entsprechend der Regel der Drehrichtung im Sonnensystem vom Nordpol der Erdbahnebene aus gesehen dem Uhrzeigersinn entgegengesetzt um die Sonne bewegt. Die Bahnebene der Erde wird Ekliptik genannt. Die Ekliptik ist um gut 7° gegen die Äquatorebene der Sonne geneigt. Der Nordpol der Sonne ist der Erde am stärksten gegen Anfang September zugewandt, der solare Südpol wiederum gegen Anfang März. Nur um den 6. Juni und den 8. Dezember befindet sich die Erde kurz in der Ebene des Sonnenäquators. [BIG]Rotation[/BIG] Die Erde rotiert rechtläufig in Richtung Osten in 23 Stunden, 56 Minuten und 4,09 Sekunden relativ zu den Fixsternen ein Mal um ihre eigene Achse. Analog zum siderischen Jahr wird diese Zeitspanne als ein siderischer Tag bezeichnet. Aufgrund der Bahnbewegung der Erde entlang ihrer Umlaufbahn im gleichen Drehsinn und der daraus resultierenden leicht unterschiedlichen Position der Sonne an nacheinander folgenden Tagen ist ein Sonnentag, der als die Zeitspanne zwischen zwei Sonnenhöchstständen (Mittag) definiert ist, etwas größer als ein siderischer Tag und wird nach Definition in 24 Stunden eingeteilt. Die Geschwindigkeit der Kreisbewegung des Erdäquators beträgt 464 m/s, also 1670 km/h. Durch die Geschwindigkeit der Erdrotation und die dadurch bedingte Fliehkraft ist die Figur der Erde an den Polen geringfügig abgeplattet und dafür gegen ihren Äquator zu einem sogenannten Äquatorwulst verformt. Gegenüber einer volumengleichen Kugel ist der Erdradius am Äquator 7 Kilometer größer und der Polradius 14 Kilometer kleiner. Der Durchmesser am Äquator ist etwa 43 km größer als der von Pol zu Pol. Der Gipfel des Chimborazo ist wegen seiner Nähe zum Äquator der Punkt der Erdoberfläche, der am weitesten vom Erdmittelpunkt entfernt ist. Die Rotationsachse der Erde ist 23°26' gegen die senkrechte Achse der Ekliptik geneigt, dadurch werden die Nord- und die Südhalbkugel der Erde an verschiedenen Punkten ihrer Umlaufbahn um die Sonne unterschiedlich beschienen, was zu den das Klima der Erde prägenden Jahreszeiten führt. Die Richtung der Achsneigung fällt für die Nordhalbkugel derzeit in die ekliptikale Länge des Sternbilds Stier. In dieser Richtung steht, von der Erde aus gesehen, am 21. Juni auch die Sonne zur Sommersonnenwende. Da die Erde zwei Wochen später ihr Aphel durchläuft, fällt der Sommer auf der Nordhalbkugel in die Zeit ihres sonnenfernen Bahnbereichs. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die massenanteilige Zusammensetzung der Erde besteht hauptsächlich aus Eisen (32,1 %), Sauerstoff (30,1 %), Silizium (15,1 %), Magnesium (13,9 %), Schwefel (2,9 %), Nickel (1,8 %), Calcium (1,5 %) und Aluminium (1,4 %). Die restlichen 1,2 % teilen sich Spuren von anderen Elementen. Nach seismischen Messungen ist die Erde hauptsächlich aus drei Schalen aufgebaut: aus dem Erdkern, dem Erdmantel und der Erdkruste. Diese Schalen sind durch seismische Diskontinuitätsflächen (Unstetigkeitsflächen) voneinander abgegrenzt. Die Erdkruste und der oberste Teil des oberen Mantels bilden zusammen die sogenannte Lithosphäre. Sie ist zwischen 50 und 100 km dick und zergliedert sich in große und kleinere tektonische Einheiten, die Platten. Ein dreidimensionales Modell der Erde wird, wie alle verkleinerten Nachbildungen von Weltkörpern, Globus genannt. [BIG]Oberfläche[/BIG] Der Äquatorumfang ist durch die Zentrifugalkraft der Rotation mit 40.075,017 km um 67,154 km bzw. um 0,17 % größer als der Polumfang mit 40.007,863 km (bezogen auf das geodätische Referenzellipsoid von 1980). Der Poldurchmesser ist mit 12.713,504 km dementsprechend um 42,816 km bzw. um 0,34 % kleiner als der Äquatordurchmesser mit 12.756,320 km (bezogen auf das Referenzellipsoid; die tatsächlichen Zahlen weichen davon ab). Die Unterschiede im Umfang tragen mit dazu bei, dass es keinen eindeutig höchsten Berg auf der Erde gibt. Nach der Höhe über dem Meeresspiegel ist es der Mount Everest im Himalaya und nach dem Abstand des Gipfels vom Erdmittelpunkt der auf dem Äquatorwulst stehende Vulkanberg Chimborazo in den Anden. Von der jeweils eigenen Basis an gemessen ist der Mauna Kea auf der vom pazifischen Meeresboden aufragenden großen vulkanischen Hawaii-Insel am höchsten. Wie die meisten festen Planeten und fast alle größeren Monde, zum Beispiel der Erdmond, weist auch die Erde eine deutliche Zweiteilung ihrer Oberfläche in unterschiedlich ausgeprägte Halbkugeln auf. Die Oberfläche von ca. 510 Mio. km² unterteilt sich in eine Landhemisphäre und eine Wasserhemisphäre. Die Landhalbkugel ist die Hemisphäre mit dem maximalen Anteil an Land. Er beträgt mit 47 % knapp die Hälfte der sichtbaren Fläche. Die Fläche der gegenüberliegenden Wasserhalbkugel enthält nur 11 % Land und wird durch Ozeane dominiert. Damit ist die Erde der einzige Planet im Sonnensystem, auf dem flüssiges Wasser auf der Oberfläche existiert. In den Meeren sind 96,5 % des gesamten Wassers des Planeten enthalten. Das Meerwasser enthält im Durchschnitt 3,5 % Salz. Die Wasserfläche hat in der gegenwärtigen geologischen Epoche einen Gesamtanteil von 70,7 %. Die von der Landfläche umfassten 29,3 % entfallen hauptsächlich auf sieben Kontinente; der Größe nach: Asien, Afrika, Nordamerika, Südamerika, Antarktika, Europa und Australien (Europa ist als große westliche Halbinsel Asiens im Rahmen der Plattentektonik allerdings wahrscheinlich nie eine selbstständige Einheit gewesen). Die kategorische Grenzziehung zwischen Australien als kleinstem Erdteil und Grönland als größter Insel wurde nur rein konventionell festgelegt. Die Fläche des Weltmeeres wird im Allgemeinen in drei Ozeane einschließlich der Nebenmeere unterteilt: den Pazifik, den Atlantik und den Indik. Die tiefste Stelle, das Witjastief 1 im Marianengraben, liegt 11.034 m unter dem Meeresspiegel. Die durchschnittliche Meerestiefe beträgt 3.800 m. Das ist etwa das Fünffache der bei 800 m liegenden mittleren Höhe der Kontinente (s. hypsografische Kurve). [BIG]Plattentektonik[/BIG] Die größten Platten entsprechen in ihrer Anzahl und Ordnung in etwa jener der von ihnen getragenen Kontinente, mit Ausnahme der pazifischen Platte. All diese Schollen bewegen sich gemäß der Plattentektonik relativ zueinander auf den teils aufgeschmolzenen, zähflüssigen Gesteinen des oberen Mantels, der 100 bis 150 km mächtigen Asthenosphäre. [BIG]Magnetisches Feld[/BIG] Das die Erde umgebende magnetische Feld wird von einem Geodynamo erzeugt. Das Feld ähnelt nahe der Erdoberfläche einem magnetischen Dipol. Die magnetischen Feldlinien treten auf der Südhalbkugel der Erde aus und durch die Nordhalbkugel wieder in die Erde ein. Im Erdmantel verändert sich die Form des Magnetfeldes. Außerhalb der Erdatmosphäre wird das Dipolfeld durch den Sonnenwind verformt. Die geomagnetischen Pole der Erde fallen nicht genau mit den geografischen Polen der Erde zusammen. Im Jahr 2007 war die Achse des geomagnetischen Dipolfeldes um etwa 11,5° gegenüber der Erdachse geneigt. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Die Erde besitzt eine etwa 640 km hohe Atmosphäre. Deren Masse beträgt 5,13 x 1018 kg und macht somit knapp ein Millionstel der Erdmasse aus. Der mittlere Luftdruck auf dem Niveau des Meeresspiegels beträgt 1.013 hPa. In den bodennahen Schichten besteht die Lufthülle im Wesentlichen aus 78 % Stickstoff, 21 % Sauerstoff und 1 % Edelgasen, überwiegend Argon. Dazu kommt ein wechselnder Anteil an Wasserdampf von 0 bis 5 %, der das Wettergeschehen bestimmt. Der für den Treibhauseffekt wichtige Anteil an Kohlendioxid steigt zurzeit durch menschlichen Einfluss und liegt jetzt bei etwa 0,038 % (Stand 2005). Die auf der Erde gemessenen Temperaturextreme betragen -89,6 °C (gemessen am 21. Juli 1983 in der Wostok-Station in der Antarktis auf 3.420 Metern Höhe, was einer Temperatur von -60 °C auf Meereshöhe entspräche) und +58 °C (gemessen am 13. September 1922 in Al-'Aziziyah in Libyen auf 111 Metern Höhe). Die mittlere Temperatur in Bodennähe beträgt 15 °C; die Schallgeschwindigkeit bei dieser Temperatur beträgt in der Luft auf Meeresniveau etwa 340 m/s. Die Erdatmosphäre streut den kurzwelligen, blauen Spektralanteil des Sonnenlichts etwa fünfmal stärker als den langwelligen, roten und bedingt dadurch bei hohem Sonnenstand die Blaufärbung des Himmels. Dass die Oberfläche der Meere und Ozeane vom Weltall aus gesehen blau erscheinen, weswegen die Erde seit dem Beginn der Raumfahrt auch der Blaue Planet genannt wird, ist jedoch auf die stärkere Absorption roten Lichtes im Wasser selbst zurückzuführen. Die Spiegelung des blauen Himmels an der Wasseroberfläche ist dabei nur von nebensächlicher Bedeutung. [BIG]Jahreszeiten[/BIG] Die Jahreszeiten werden in erster Linie von der Einstrahlung der Sonne verursacht und können infolgedessen durch Temperatur- und/oder Niederschlagsmengenschwankungen geprägt sein. In der gemäßigten Zone wird darunter gewöhnlich der Wechsel der Tageshöchst- bzw. Tagestiefsttemperaturen verstanden. In subtropischen (und noch ausgeprägter in tropischen) Regionen wird dieses Temperaturregime stärker durch Schwankungen der Monatsmittel des Niederschlags überlagert und in seiner Wahrnehmbarkeit beeinflusst. Die Unterschiede entstehen durch die Neigung des Äquators gegen die Ekliptik. Dies hat zur Folge, dass der Zenitstand der Sonne zwischen dem nördlichen und südlichen Wendekreis hin- und herwandert (daher auch der Name Wendekreis). Dadurch entstehen neben den unterschiedlichen Einstrahlungen auch die unterschiedlichen Tag- und Nachtlängen, die mit zunehmender Polnähe immer ausgeprägter werden. [BIG]Leben[/BIG] Die Erde ist bisher der einzige Planet, auf dem Lebensformen bzw. eine Biosphäre von Menschen nachgewiesen wurden. Nach dem gegenwärtigen Stand der Forschung begann das Leben auf der Erde möglicherweise innerhalb eines relativ kurzen Zeitraums, gleich nach dem Ausklingen des letzten schweren Bombardements großer Asteroiden, dem die Erde nach ihrer Entstehung vor etwa 4,6 Milliarden Jahren bis etwa vor 3,9 Milliarden Jahren als letzte Phase der Bildung ihres Planetensystems ausgesetzt war. Nach dieser Zeit hat sich eine stabile Erdkruste ausgebildet und so weit abgekühlt, dass sich Wasser auf ihr sammeln konnte. Es gibt Hinweise, die allerdings nicht von allen damit befassten Wissenschaftlern anerkannt werden, dass sich Leben schon (geologisch) kurze Zeit später entwickelte. In 3,85 Milliarden Jahre altem Sedimentgestein aus der Isua-Region im Südwesten Grönlands wurden in den Verhältnissen von Kohlenstoffisotopen Anomalien entdeckt, die auf biologischen Stoffwechsel hindeuten könnten; bei dem Gestein kann es sich aber auch statt um Sedimente lediglich um ein stark verändertes Ergussgestein ohne derartige Bedeutung handeln. Die ältesten direkten, allerdings umstrittenen Hinweise auf Leben, die als versteinerte Cyanobakterien gedeutet werden, sind 3,5 Milliarden Jahre alt und wurden in Gesteinen der Warrawoona-Gruppe im Nordwesten Australiens und im Barberton-Grünsteingürtel in Südafrika gefunden. Die ältesten eindeutigen Lebensspuren auf der Erde sind 1,9 Milliarden Jahre alte Fossilien aus der Gunflint-Formation in Ontario, die Bakterien oder Archaeen gewesen sein könnten. Die chemische wie die biologische Evolution sind untrennbar mit der Klimageschichte verknüpft. Obwohl die Strahlungsleistung der Sonne anfangs deutlich geringer als heute war (vgl. Paradoxon der schwachen jungen Sonne), gibt es Hinweise auf Leben auf der Erde, grundsätzlich vergleichbar dem heutigen, seit es Steine gibt. Das Leben auf der Erde wird in seiner Entwicklung von den herrschenden Bedingungen geprägt und hat seinerseits Einfluss auf die Entwicklung und das Erscheinungsbild der Erde. Durch den Stoffwechsel des pflanzlichen Lebens, also durch die Photosynthese, wurde die Erdatmosphäre mit molekularem Sauerstoff angereichert und bekam ihren oxidierenden Charakter. Zudem wurde die Albedo und damit die Energiebilanz durch die Pflanzendecke merklich verändert. [BIG]Einfluss des Menschen[/BIG] Zunächst lebten Menschen als Jäger und Sammler. Mit der Neolithischen Revolution begannen im Vorderen Orient, in China und im mexikanischen Tiefland (6. Jahrtausend v. Chr.) Ackerbau und Viehzucht. Die Kulturpflanzen verdrängten die natürliche Pflanzen- und Tierwelt. Im Zuge der Industrialisierung wurden weiträumige Landflächen in Industrie- und Verkehrsflächen umgewandelt. Die Wechselwirkungen zwischen Lebewesen und Klima haben heute durch den zunehmenden Einfluss des Menschen eine neue Quantität erreicht. Während im Jahr 1920 etwa 1,8 Milliarden Menschen die Erde bevölkerten, wuchs die Erdbevölkerung bis zum Jahr 2008 auf knapp 6,7 Milliarden an. In den Entwicklungsländern ist für die absehbare Zukunft weiterhin ein starkes Bevölkerungswachstum zu erwarten, während in vielen hoch entwickelten Ländern die Bevölkerung stagniert oder nur sehr langsam zunimmt, deren industrieller Einfluss auf die Natur aber weiterhin wächst. Im Februar 2005 prognostizierten Experten der Vereinten Nationen bis zum Jahr 2013 einen Anstieg der Erdbevölkerung auf 7 Milliarden und auf 9,1 Milliarden bis 2050. Seit 1990 ist der 22. April als Tag der Erde der internationale Aktionstag zum Schutz der Umwelt. Das Jahr 2008 wurde von den Vereinten Nationen unter Federführung der UNESCO zum Internationalen Jahr des Planeten Erde (IYPE) erklärt. Diese bislang größte weltweite Initiative in den Geowissenschaften soll die Bedeutung und den Nutzen der modernen Geowissenschaften für die Gesellschaft und für eine nachhaltige Entwicklung verdeutlichen. Zahlreiche Veranstaltungen und interdisziplinäre Projekte auf internationaler und nationaler Ebene erstreckten sich von 2007 bis 2009 über einen Zeitraum von insgesamt drei Jahren. [BIG]Zukunft[/BIG] Die Zukunft der Erde ist eng an die der Sonne gebunden. Die Kernfusion vermindert im Zentrum der Sonne die Teilchenzahl, aber kaum die Masse. Daher wird der Kern langsam schrumpfen und heißer werden. Außerhalb des Kerns dehnt sich die Sonne aus, das Material wird durchlässiger für Strahlung, sodass die Gesamthelligkeit der Sonne steigt, etwa um 10 % über die nächsten 1,1 Milliarden Jahre und um 40 % nach 3,5 Milliarden Jahren. Es wird vermutet, dass die Erde noch etwa 500 Millionen Jahre lang ähnlich wie heute bewohnbar sein wird. Danach, so zeigen Klimamodelle, wird der Treibhauseffekt instabil; höhere Temperatur führt zu mehr Wasserdampf in der Atmosphäre, was wiederum den Treibhauseffekt verstärkt. Der warme Regen beschleunigt durch Erosion den anorganischen Kohlenstoffzyklus, wodurch der CO2-Gehalt der Atmosphäre stark abnimmt, auf etwa 10 ppm in etwa 900 Millionen Jahren (verglichen mit 280 ppm in vorindustrieller Zeit), sodass mit den Pflanzen auch die Tiere verhungern. Nach einer weiteren Milliarde Jahren wird das gesamte Oberflächenwasser verschwunden sein und die globale Durchschnittstemperatur der Erde +70 °C erreichen. Die Leuchtkraftzunahme der Sonne setzt sich fort und beschleunigt sich in etwa sieben Milliarden Jahren deutlich. Als roter Riese wird sich die Sonne bis an die heutige Erdbahn erstrecken, sodass die Planeten Merkur und Venus abstürzen und verglühen. Das wird, anders als zunächst gedacht, auch der Erde passieren. Zwar wird die Sonne in diesem Riesenstadium durch starken Sonnenwind etwa 30 % ihrer Masse verlieren, sodass rechnerisch der Erdbahnradius auf 1,7 AE anwächst, aber die Erde ruft in der nahen, sehr diffusen Sonnenoberfläche eine ihr nachlaufende Gezeitenwelle hervor, die an ihrer Bahnenergie zehrt und so die Flucht vereitelt." } RObject { LocName "Mond" Name "Moon" Parent "Earth-Moon" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Mond (Lateinisch: Luna) ist der einzige natürliche Satellit der Erde. Seit den Entdeckungen von Trabanten bei anderen Planeten des Sonnensystems, im übertragenen Sinn zumeist als Monde bezeichnet, wird er zur Vermeidung von Verwechslungen auch Erdmond genannt. Er ist mit einem Durchmesser von 3476 km der fünftgrößte Mond des Sonnensystems. Aufgrund seiner verhältnismäßigen Nähe ist er der einzige fremde Himmelskörper, der bisher von Menschen betreten wurde und auch der am weitesten erforschte. Trotzdem gibt es noch viele Unklarheiten, etwa in Bezug auf seine Entstehung und manche Geländeformen. Die jüngere Entwicklung des Mondes ist jedoch weitgehend geklärt. Der Mond hat mit 3476 km etwa ein Viertel des Durchmessers der Erde und weist mit 3,345 g/cm[SUP]3[/SUP] eine geringere mittlere Dichte als die Erde auf. Aufgrund seines im Vergleich zu anderen Monden recht geringen Größenunterschieds zu seinem Planeten bezeichnet man Erde und Mond gelegentlich auch als Doppelplanet. Seine im Vergleich zur Erde geringe mittlere Dichte blieb auch lange ungeklärt und sorgte für zahlreiche Theorien zur Entstehung des Mondes. Das heute weithin anerkannte Modell zur Entstehung des Mondes besagt, dass vor etwa 4,5 Milliarden Jahren ein Himmelskörper von der Größe des Mars nahezu streifend mit der Protoerde kollidierte. Dabei wurde viel Materie, vorwiegend aus der Erdkruste und dem Mantel des einschlagenden Körpers, in eine Erdumlaufbahn geschleudert, ballte sich dort zusammen und formte schließlich den Mond. Der Großteil des Impaktors vereinte sich mit der Protoerde zur Erde. Nach aktuellen Simulationen bildete sich der Mond in einer Entfernung von rund drei bis fünf Erdradien, also in einer Höhe zwischen 20.000 und 30.000 km. Durch den Zusammenstoß und die frei werdende Gravitationsenergie bei der Bildung des Mondes wurde dieser aufgeschmolzen und vollständig von einem Ozean aus Magma bedeckt. Im Laufe der Abkühlung bildete sich eine Kruste aus den leichteren Mineralen aus, die noch heute in den Hochländern vorzufinden sind. Die frühe Mondkruste wurde bei größeren Einschlägen immer wieder durchschlagen, so dass aus dem Mantel neue Lava in die entstehenden Krater nachfließen konnte. Es bildeten sich die Maria (Mondmeere), die erst einige hundert Millionen Jahre später vollständig erkalteten. Das sogenannte letzte große Bombardement endete erst vor 3,8 bis 3,2 Milliarden Jahren, nachdem die Anzahl der Einschläge von Asteroiden vor etwa 3,9 Milliarden Jahren deutlich zurückgegangen war. Danach ist keine starke vulkanische Aktivität nachweisbar, doch konnten einige Astronomen, vor allem 1958/59 der russische Mondforscher Nikolai Kosyrew, vereinzelte Leuchterscheinungen beobachten, so genannte Lunar Transient Phenomena. Im November 2005 konnte ein internationales Forscherteam der ETH Zürich sowie der Universitäten Münster, Köln und Oxford erstmals die Entstehung des Mondes präzise datieren. Dafür nutzten die Wissenschaftler eine Analyse des Isotops Wolfram-182 und berechneten das Alter des Mondes auf 4527 ± 10 Millionen Jahre. Somit ist er 30 bis 50 Millionen Jahre nach der Herausbildung des Sonnensystems entstanden. [BIG]Rotation[/BIG] Der Mond umkreist die Erde im Verlauf von durchschnittlich 27 Tagen, 7 Stunden und 43,7 Minuten in Bezug auf die Fixsterne. Sein Umlauf erfolgt von Westen nach Osten in dem gleichen Drehsinn, mit dem die Erde um ihre eigene Achse rotiert. Aus der Sicht eines irdischen Beobachters umkreist er die Erde wegen ihrer viel schnelleren Rotation scheinbar an einem Tag, wie auch die Sonne, die Planeten und die Fixsterne, und hat daher wie diese seinen Aufgang im Osten und seinen Untergang im Westen. Durch seine Bahnbewegung läuft der Mond aber relativ zu den Fixsternen im rechtläufigen Drehsinn der Erdrotation, sodass sein scheinbarer Erdumlauf etwa 50 Minuten länger als 24 Stunden dauert. Diese Differenz addiert sich im Laufe eines Monats zu einem ganzen Tag, da der Mond in dieser Zeit einen wahren Erdumlauf vollzieht. Die scheinbaren Bahnen von Mond und Sonne haben einen ähnlichen Verlauf, da die Mondbahn nur geringfügig (derzeit 5,2°) gegen die Ekliptik geneigt ist. Für einen Beobachter auf der Nordhalbkugel über 5,2° nördlich des Wendekreises (d. h. bei einer geografischen Breite über 28,6°) steht der Mond bei seinem täglichen Höchststand (Kulmination) immer im Süden, für einen Beobachter auf der Südhalbkugel südlicher als -28,6° immer im Norden (für die Sonne beträgt der analoge Winkel 23,4°, die Breite der Wendekreise). [BIG]Gestalt[/BIG] Der mittlere Äquatordurchmesser des Mondes beträgt 3476,2 km und der Poldurchmesser 3472,0 km. Sein mittlerer Durchmesser insgesamt, als volumengleiche Kugel, ist 3474,2 km groß. Die Gestalt des Mondes gleicht mehr der eines dreiachsigen Ellipsoids als der einer Kugel. An den Polen ist er etwas abgeplattet mit einem Durchmesser von 3472,0 km und die in Richtung der Erde weisende Äquatorachse ist etwas größer als die darauf senkrecht stehende Äquatorachse. Der Äquatorwulst ist auf der erdabgewandten Seite dabei noch deutlich größer als auf der erdnahen Seite. In Richtung Erde ist der Durchmesser durch die Gezeitenkraft am größten. Hierbei ist der erdferne Mondradius an dieser Achse größer als der erdnahe. Dies ist überraschend und es fehlt hierfür bis heute eine schlüssige Erklärung. Pierre-Simon Laplace hatte schon 1799 von seiner Vermutung berichtet, dass der Äquatorwulst zur erdabgewandten Seite hin stärker ausgebildet ist und die Bewegung des Mondes beeinflusst, und dass diese Form nicht einfach ein Ergebnis der Drehung des Mondes um die eigene Rotationsachse sein kann. Seitdem rätseln Mathematiker und Astronomen, aus welchem Bildungsprozess der Trabant diese Ausbuchtung konserviert hat, nachdem sein Magma erstarrt war. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Der Mond hat keine Atmosphäre im eigentlichen Sinn, sondern nur eine Exosphäre. Sie besteht zu etwa gleichen Teilen aus Helium, Neon, Wasserstoff sowie Argon und hat ihren Ursprung in eingefangenen Teilchen des Sonnenwindes. Ein sehr kleiner Teil entsteht auch durch Ausgasungen aus dem Mondinneren, wobei insbesondere Argon, das durch Zerfall von Kalium im Mondinneren entsteht, von Bedeutung ist. Interessanterweise wird ein Teil dieses Argon aber durch das im Sonnenwind mittransportierte Magnetfeld wieder auf die Mondoberfläche zurückgetrieben und in die oberste Staubpartikelschicht übernommen. Da Kalium früher häufiger war und damit mehr Argon ausgaste, kann durch Messung des Argon-Verhältnisses von Mondmaterial bestimmt werden, zu welcher Zeit es in der obersten Schicht des Mondregoliths lag. Es besteht ein Gleichgewicht zwischen den eingefangenen Atomen und dem Verlust durch temperaturbedingtes Entweichen. [BIG]Oberflächentemperatur[/BIG] Aufgrund der langsamen Rotation des Mondes und seiner nur äußerst dünnen Gashülle gibt es auf der Mondoberfläche zwischen der Tag- und der Nachtseite sehr große Temperaturunterschiede. Am Tag erreicht die Temperatur eine Höhe von bis zu etwa 130 °C und fällt in der Nacht bis auf etwa -160 °C ab. Als Durchschnittstemperatur ergeben sich 218 K = -55 °C. In manchen Gebieten gibt es lokale Anomalien, in Form von einer etwas höheren oder auch etwas niedrigeren Temperatur an benachbarten Stellen. Krater, deren Alter als relativ jung angesehen wird, wie zum Beispiel Tycho, sind nach Sonnenuntergang etwas wärmer als ihre Umgebung. Wahrscheinlich können sie durch eine dünnere Staubschicht die während des Tages aufgenommene Sonnenenergie besser speichern. Andere positive Temperaturanomalien gründen eventuell auf örtlich etwas erhöhter Radioaktivität. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Die Analyse des Mondbrockens Troctolite 76535, der mit der Mission Apollo 17 zur Erde gebracht wurde, deutet auf ein dauerhaftes Magnetfeld des Erdmondes und damit auf einen ehemals oder immer noch flüssigen Kern hin. Jedoch hat der Mond inzwischen kein Magnetfeld mehr. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Das Wissen über den Aufbau des Mondes beruht im Wesentlichen auf den Daten der vier von den Apollo-Missionen zurückgelassenen Seismometer, die diverse Mondbeben und Erschütterungen durch Einschläge von Meteoroiden aufzeichneten, sowie auf den Kartierungen der Oberfläche, des Gravitationsfeldes und der mineralischen Zusammensetzung durch die Clementine- und die Lunar-Prospector-Mission. Der Mond besitzt eine 70 (an der Mondvorderseite) bis 150 km (Rückseite) dicke Kruste aus Anorthosit, die von einer mehrere Meter dicken Regolithschicht bedeckt ist. Darunter liegt ein fester Mantel aus Basaltgesteinen (Olivin- und Pyroxenreiche Kumulate). Dazwischen findet sich eine dünne Schicht aus KREEP, einem Gestein, das einen hohen Anteil an Kalium, Rare Earth Elements (dt. Seltene Erden) und Phosphor enthält, die die bei der Auskristallisierung der anderen beiden Gesteine inkompatiblen bzw. als letzte auskristallisierenden Elemente aufnahm. Dieses wurde bei großen Meteoriteneinschlägen mit an die Mondoberfläche befördert und findet sich so vor allem auf der Mondvorderseite (z. B. im Oceanus Procellarum und Mare Imbrium). Es gibt Anzeichen für eine Unstetigkeitsfläche in 500 km Tiefe, an der ein Wechsel der Gesteinszusammensetzung vorliegen könnte. Der mindestens 400 km große eisenhaltige Kern dürfte Temperaturen von 1.000 bis 1.600 Grad Celsius aufweisen. Die gebundene Rotation des Mondes hat auch Einflüsse auf Form und inneren Aufbau. Der Mond ist in Richtung Erde lang gezogen und sein Massenschwerpunkt liegt etwa 2 km näher zur Erde als sein geometrischer Mittelpunkt. [BIG]Krater[/BIG] Die Mondkrater entstanden großteils durch Asteroiden-Einschläge (Impaktkrater) vor etwa 3 bis 4,5 Milliarden Jahren in der Frühzeit des Mondes. Der Nomenklatur von Riccioli folgend, werden sie vorzugsweise nach Astronomen, Philosophen und anderen Gelehrten benannt. Ihre Größen reichen von 2240 km Durchmesser, wie im Fall des Südpol-Aitken-Beckens, bis hin zu Mikrokratern, die erst unter dem Mikroskop sichtbar werden. Mit irdischen Teleskopen kann man allein auf der Vorderseite mehr als 40.000 Krater mit Größen von mehr als 100 Meter unterscheiden, auf der Rückseite gibt es jedoch ein Vielfaches mehr. [BIG]Einflüsse auf die Erde[/BIG] Die Gravitation des Mondes treibt auf der Erde die Gezeiten an. Dazu gehören nicht nur Ebbe und Flut in den Meeren, sondern auch Hebungen und Senkungen des Erdmantels. Die durch die Gezeiten frei werdende Energie wird der Drehbewegung der Erde entnommen und der darin enthaltene Drehimpuls dem Bahndrehimpuls des Mondes zugeführt. Dadurch verlängert sich gegenwärtig die Tageslänge um etwa 20 Mikrosekunden pro Jahr. In ferner Zukunft wird die Erdrotation an den Mondumlauf gebunden sein und die Erde wird dem Mond immer dieselbe Seite zuwenden. Der Abstand zwischen Erde und Mond wird dann wegen des übertragenen Drehimpulses etwa doppelt so groß sein wie heute. Durch die konstante Abbremsung der Erdrotation tendiert das Erdinnere wegen seiner Trägheit dazu, bezüglich der Erdkruste differenziell zu rotieren. Es wird vermutet, dass die dadurch entstehenden Kräfte im Erdinneren mitverantwortlich sind für die Entstehung des Erdmagnetfeldes. Die Erde ist nicht perfekt kugelförmig, sondern hat am Äquator einen größeren Radius als an den Polen. Die Gravitation der Sonne und des Mondes greift an dieser unsymmetrischen Masseverteilung an. Diese auf die Erde als Ganzes wirkenden Gezeitenkräfte erzeugen damit ein Drehmoment in Bezug auf den Erdmittelpunkt. Da die Erde ein ansonsten frei rotierender Kreisel ist, bewirkt das Drehmoment eine Präzession der Erdachse. Wäre die Sonne die einzige Ursache für Präzession, würde das im Jahresrhythmus umlaufende Drehmoment die Erdachse innerhalb von Millionen Jahren auch in die Bahnebene drehen. Dies würde ungünstige Umweltbedingungen für das Leben auf der Erde bedeuten, weil die Polarnacht abwechselnd die gesamte Nord- bzw. Südhalbkugel erfassen würde. Das monatlich umlaufende Drehmoment des Mondes verhindert, dass die Erdachse diese Stellung annimmt. Auf diese Weise trägt der Mond zu dem das Leben begünstigenden Klima der Erde bei. Neben dem sichtbaren Licht reflektiert der Mond von der Sonnenstrahlung auch einen Teil deren Wärme auf die Erde. Die Größe dieser Erderwärmung bei Vollmond beträgt gegenüber Neumond jedoch nur drei hundertstel Grad Celsius. [BIG]Menschen auf dem Mond[/BIG] Der Mond ist nach der Erde bisher der einzige von Menschen betretene Himmelskörper. Im Rahmen des Kalten Kriegs unternahmen die USA und die UdSSR einen Wettlauf zum Mond (auch bekannt als Wettlauf ins All) und in den 1960ern als Höhepunkt einen Anlauf zu bemannten Mondlandungen, die jedoch nur mit dem Apollo-Programm der Vereinigten Staaten realisiert wurden. Das bemannte Mondprogramm der Sowjetunion wurde daraufhin abgebrochen. Am 21. Juli 1969 UTC setzte mit Neil Armstrong der erste von zwölf Astronauten im Rahmen des Apollo-Programms seinen Fuß auf den Mond. Nach sechs erfolgreichen Missionen wurde das Programm 1972 wegen der hohen Kosten eingestellt. Während des ausgehenden 20. Jahrhunderts wurde immer wieder über eine Rückkehr zum Mond und die Einrichtung einer ständigen Mondbasis spekuliert, aber erst durch Ankündigungen des damaligen US-Präsidenten George W. Bush und der NASA Anfang 2004 zeichneten sich konkretere Pläne ab. Am 4. Dezember 2006 hat die NASA ernsthafte Pläne für eine stufenweise Annäherung des Menschen an den Mond bekannt gegeben. Demnach sollten, nach ersten Testflügen ab 2009, schon 2019 wieder bemannte Missionen zum Mond führen. Ab 2020 sollten vier Astronauten 180 Tage lang auf dem Mond verweilen, bis dann ab 2024 eine permanent bemannte Mondbasis am lunaren Südpol errichtet werden sollte. Aufgrund der am Ende nicht einhaltbaren Fertigstellungstermine der Ares-Raketen sowie der unabsehbaren Kosten stellte die Regierung unter Präsident Barack Obama dem Programm keine finanziellen Mittel mehr zur Verfügung. Als bisher letzter Mensch verließ am 14. Dezember 1972 Eugene Cernan den Mond." } RObject { LocName "Merkur" Name "Mercury" Parent "Sol" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Merkur ist mit einem Durchmesser von knapp 4880 Kilometern der kleinste, mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von etwa 58 Millionen Kilometern der sonnennächste und somit auch schnellste Planet im Sonnensystem. Er hat mit einer maximalen Tagestemperatur von rund +430 °C und einer Nachttemperatur von bis zu -170 °C die größten Temperaturschwankungen aller Planeten. Aufgrund seiner Größe und chemischen Zusammensetzung zählt er zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Wegen seiner Sonnennähe ist er von der Erde aus schwer zu beobachten, da er nur einen Winkelabstand von etwa 20° östlich und westlich von der Sonne erreicht. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Als sonnennächster Planet hat Merkur mit 0,387 AE (57,9 Mio. km) nicht nur den geringsten Abstand zu unserem Zentralgestirn, sondern mit etwa 88 Tagen auch die kürzeste Umlaufzeit. Die Umlaufbahn des Merkur ist auf die anderen Planeten bezogen vergleichsweise stark elliptisch, unter allen Planeten besitzt Merkur die Umlaufbahn mit der größten numerischen Exzentrizität. So liegt sein sonnennächster Punkt, das Perihel, bei 0,307 AE (46,0 Mio. km) und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 0,467 AE (69,8 Mio. km). Ebenso ist die Neigung seiner Bahnebene gegen die Erdbahnebene mit über sieben Grad höher als die der anderen Planeten. Derartig hohe Exzentrizität und Bahnneigung sind ansonsten typisch für Zwergplaneten wie Pluto und Eris. [BIG]Rotation[/BIG] Merkurs rechtläufige Rotationsachse steht fast senkrecht auf seiner Bahnebene. Deswegen und aufgrund der fehlenden Atmosphäre können auf Merkur Jahreszeiten nicht wie auf der Erde oder auf dem Mars zustande kommen. Allerdings variiert die Sonneneinstrahlung aufgrund der Exzentrizität der Bahn beträchtlich: Im Perihel trifft etwa 2,3-mal so viel Energie von der Sonne auf die Merkuroberfläche wie im Aphel. Dieser Effekt, der beispielsweise auf der Erde wegen der geringen Exzentrizität der Bahn klein ist (7 %), führt zu Jahreszeiten auf Merkur. Schema der Resonanz von drei Rotationen zu zwei Umläufen Merkurs Radarbeobachtungen zeigten 1965, dass der Planet nicht, wie ursprünglich von Giovanni Schiaparelli 1889 angenommen, eine einfache gebundene Rotation besitzt, das heißt, der Sonne immer dieselbe Seite zuwendet (so, wie der Erdmond uns auf der Erde immer dieselbe Seite zeigt). Vielmehr besitzt er als Besonderheit eine gebrochen gebundene Rotation und dreht sich während zweier Umläufe exakt dreimal um seine Achse. Seine siderische Rotationsperiode beträgt zwar 58,646 Tage, aber aufgrund der 2:3-Kopplung an die schnelle Umlaufbewegung mit demselben Drehsinn entspricht der Merkurtag (der zeitliche Abstand zwischen zwei Sonnenaufgängen an einem beliebigen Punkt) auf dem Planeten mit 175,938 Tagen auch genau dem Zeitraum von zwei Sonnenumläufen. Nach einem weiteren Umlauf geht die Sonne dementsprechend am Antipodenort auf. Durchläuft der Merkur den sonnennächsten Punkt seiner ziemlich stark exzentrischen Bahn, das Perihel, steht das Zentralgestirn zum Beispiel immer abwechselnd über dem Calorisbecken am 180. Längengrad oder über dessen chaotischem Antipodengebiet am Nullmeridian im Zenit. Zur Erklärung der Kopplung von Rotation und Umlauf wird unter Caloris Planitia (der heißen Tiefebene) eine Massekonzentration ähnlich den so genannten Mascons der großen, annähernd kreisförmigen Maria des Erdmondes, angenommen, an der die Gezeitenkräfte der Sonne die vermutlich einst schnellere Eigendrehung des Merkur zu dieser ungewöhnlichen Resonanz heruntergebremst haben. Im Perihelbereich, während der höchsten Bahngeschwindigkeit von Merkur, entspricht seine Rotationsgeschwindigkeit einer normalen gebundenen Rotation. [BIG]Aufbau[/BIG] Auf den ersten Blick wirkt der Merkur für einen erdähnlichen Planeten eher uninteressant, sein Aufbau ist aber recht widersprüchlich: Äußerlich gleicht er dem planetologisch-geologisch inaktiven Erdmond, doch das Innere entspricht anscheinend viel mehr dem der geologisch sehr dynamischen Erde. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Der Merkur hat keine Atmosphäre im herkömmlichen Sinn, denn sie ist dünner als ein labortechnisch erreichbares Vakuum und bietet die gleiche freie Sicht wie etwa die Atmosphäre des Mondes. Die atmosphärischen Bestandteile Wasserstoff H[SUB]2[/SUB] (22 %) und Helium (6 %) stammen sehr wahrscheinlich aus dem Sonnenwind, wohingegen Sauerstoff O[SUB]2[/SUB] (42 %), Natrium (29 %) und Kalium (0,5 %) vermutlich aus dem Material der Oberfläche freigesetzt wurden (die Prozentangaben sind ungenaue Schätzungen für die Volumenanteile der Gase). Der Druck der Gashülle beträgt nur etwa 10[SUP]-15[/SUP] Bar am Boden von Merkur und die Gesamtmasse der Merkuratmosphäre damit nur etwa 1000 Kilogramm. Aufgrund der großen Hitze und der geringen Anziehungskraft kann Merkur die Gasmoleküle nicht lange halten, sie entweichen durch Photoevaporation stets schnell ins All. Bezogen auf die Erde wird jener Bereich, für den dies zutrifft, Exosphäre genannt; es ist die Austauschzone zum interplanetaren Raum. Eine ursprüngliche Atmosphäre als Entgasungsprodukt des Planeteninnern ist dem Merkur längst verloren gegangen; es gibt auch keine Spuren einer früheren Erosion durch Wind und Wasser. Das Fehlen einer richtigen Gashülle, welche für einen gewissen Ausgleich der Oberflächentemperaturen sorgen würde, bedingt in dieser Sonnennähe besonders extreme Temperaturschwankungen zwischen der Tag- und der Nachtseite. Gegenüber den Nachttemperaturen, die bis auf -173 °C sinken, wird die während des geringsten Sonnenabstands beschienene Planetenseite bis auf +427 °C aufgeheizt. Während des größten Sonnenabstands beträgt die höchste Bodentemperatur bei der großen Bahnexzentrizität von Merkur noch rund +250 °C. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Merkur ist ein Gesteinsplanet wie die Venus, die Erde und der Mars und ist von allen der kleinste Planet im Sonnensystem. Sein Durchmesser beträgt mit 4.878 km nur knapp 40 Prozent des Erddurchmessers. Er ist damit sogar kleiner als der Jupitermond Ganymed und der Saturnmond Titan, dafür aber jeweils mehr als doppelt so massereich wie diese sehr eisreichen Trabanten. Der Grund ist die unterschiedliche chemische Zusammensetzung und die Kompressionswirkung der Schwerkraft. Merkur allerdings hat mit 5,427 g/cm[SUP]3[/SUP] fast die Dichte der weit größeren Erde und liegt damit für seine Größe weit über dem Trend. Das zeigt, dass er eine schwerere chemische Zusammensetzung haben muss: Sein sehr großer Eisen-Nickel-Kern soll zu 65 % aus Eisen bestehen, etwa 70 % der Masse des Planeten ausmachen und einen Durchmesser von etwa 3.600 km haben (neueste Messungen zeigen sogar einen Wert von 4.100 km Kerndurchmesser); drei Viertel des Planetendurchmessers und damit größer als der Erdmond. Auf den wohl nur 600 km dünnen Mantel aus Silikaten entfallen rund 30 % der Masse, bei der Erde sind es 62 %. Die Kruste ist mit einigen 10 km relativ dick und besteht überwiegend aus Feldspat und Mineralien der Pyroxengruppe, ist also dem irdischen Basalt sehr ähnlich. [BIG]Oberfläche[/BIG] Wegen der schwierigen Erreichbarkeit auf der sonnennahen Umlaufbahn und der damit verbundenen Gefahr durch den intensiveren Sonnenwind haben bislang erst zwei Raumsonden, Mariner 10 und MESSENGER, den Planeten besucht und eingehender studiert. Bei drei Vorbeiflügen in den 1970er-Jahren konnte Mariner 10 lediglich etwa 45 % seiner Oberfläche kartieren. Die Merkursonde MESSENGER hatte gleich bei ihrem ersten Vorbeiflug im Januar 2008 auch einige von Mariner 10 nicht erfasste Gebiete fotografiert und konnte die Abdeckung auf etwa 66 % erhöhen. Mit ihrem zweiten Swing-by im Oktober 2008 stieg die Abdeckung auf rund 95 %. Die mondähnliche, von Kratern durchsetzte Oberfläche aus rauem, porösem, dunklem Gestein reflektiert das Sonnenlicht nur schwach. Die mittlere sphärische Albedo beträgt 0,06, das heißt die Oberfläche streut im Durchschnitt 6 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichtes zurück. Damit ist der Merkur im Mittel noch etwas dunkler als der Mond (0,07). Anhand der zerstörerischen Beeinträchtigung der Oberflächenstrukturen untereinander ist, wie auch bei Mond und Mars, eine Rekonstruktion der zeitlichen Reihenfolge der prägenden Ereignisse möglich. Es gibt in den abgelichteten Gebieten des Planeten keine Anzeichen von Plattentektonik; MESSENGER hat aber zahlreiche Hinweise auf vulkanische Eruptionen gefunden. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Trotz seiner langsamen Rotation besitzt Merkur eine relativ ausgeprägte Magnetosphäre, deren Volumen etwa fünf Prozent der Magnetosphäre der Erde beträgt. Er ist damit neben der Erde der einzige weitere Gesteinsplanet, der ein globales Magnetfeld aufweist. Es hat mit einer mittleren Feldintensität von 450 Nanotesla an der Oberfläche des Planeten ungefähr ein Prozent der Stärke des Erdmagnetfeldes auf Höhe des Meeresspiegels. Die Neigung des Dipolfeldes gegen die Rotationsachse beträgt rund 7°. Die Ausrichtung der Magnetpole entspricht der Situation der Erde, das heißt, dass beispielsweise der magnetische Nordpol des Merkur im Umkreis seiner südlichen Rotationsachse liegt. Die Grenze der Magnetosphäre befindet sich in Richtung der Sonne lediglich in einer Höhe von circa 1000 Kilometern, wodurch energiereiche Teilchen des Sonnenwinds ungehindert die Oberfläche erreichen können. Es gibt keine Strahlungsgürtel. Insgesamt ist Merkurs Magnetfeld asymmetrisch. Es ist auf der Nordhalbkugel stärker als auf der Südhalbkugel, sodass der magnetische Äquator gegenüber dem geografischen Äquator rund 500 Kilometer nördlich liegt. Dadurch ist die Südhalbkugel für den Sonnenwind leichter erreichbar. Möglicherweise wird Merkurs Dipolfeld ganz ähnlich dem der Erde durch den Dynamo-Effekt zirkulierender Schmelzen im Metallkern erzeugt; dann müsste seine Feldstärke aber 30-mal stärker sein, als von Mariner 10 gemessen. Einem Modell von Ulrich Christensen vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau zufolge werden große Teile des Feldes durch elektrisch leitende und stabile Schichtungen des äußeren, flüssigen Kerns stark gedämpft, so dass an der Oberfläche nur ein relativ schwaches Feld übrig bleibt. Eigentlich sollte der Merkur aufgrund seiner geringen Größe (ebenso wie der wesentlich größere und bereits erstarrte Mars) seit seiner Entstehung schon längst zu stark abgekühlt sein, um in seinem Kern Eisen oder ein Eisen-Nickel-Gemisch noch flüssig halten zu können. Aus diesem Grund wurde eine Hypothese aufgestellt, welche die Existenz des Magnetfeldes als Überbleibsel eines früheren, mittlerweile aber erloschenen Dynamo-Effektes erklärt; es wäre dann das Ergebnis erstarrter Ferromagnetite. Es ist aber möglich, dass sich zum Beispiel durch Mischungen mit Schwefel eine eutektische Legierung mit niedrigerem Schmelzpunkt bilden konnte. Durch ein spezielles Auswertungsverfahren konnte bis 2007 ein Team amerikanischer und russischer Planetenforscher um Jean-Luc Margot von der Cornell-Universität anhand von Radarwellen die Rotation des Merkur von der Erde aus genauer untersuchen und ausgeprägte Schwankungen feststellen, die mit einer Größe von 0,03 Prozent deutlich für ein teilweise aufgeschmolzenes Innere sprechen. [BIG]Mögliche zukünftige Entwicklungen[/BIG] Konstantin Batygin und Gregory Laughlin von der University of California, Santa Cruz, und davon unabhängig Jacques Laskar (Pariser Observatorium) haben aufgrund von Computersimulationen festgestellt, dass das innere Sonnensystem auf lange Sicht nicht stabil bleiben muss. Merkurs Bahn weist die höchste Exzentrizität aller Planeten auf, und ist bereits heute beinahe so exzentrisch wie die Bahn des Kleinplaneten Pluto. In ferner Zukunft (in einer Milliarde Jahren oder mehr) könnte Jupiters Schwerkraft Merkur aus seiner jetzigen Umlaufbahn herausreißen, indem er durch seinen Einfluss nach und nach Merkurs Bahnexzentrizität vergrößert, bis der Planet in seinem sonnenfernsten Punkt (Aphel) die Umlaufbahn der Venus kreuzt. Daraufhin könnte es vier Szenarien geben: Merkur stürzt in die Sonne; er wird aus dem Sonnensystem geschleudert; er kollidiert mit der Venus oder sogar mit der Erde. Die Chance, dass eine dieser Möglichkeiten eintreffen wird, bevor sich die Sonne zu einem Roten Riesen aufblähen wird, liegt jedoch nur bei rund 1 %." } RObject { LocName "Venus" Name "Venus" Parent "Sol" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Venus ist mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von 108 Millionen Kilometern der zweitinnerste und mit einem Durchmesser von ca. 12.100 Kilometern der drittkleinste Planet des Sonnensystems. Sie zählt zu den vier erdähnlichen Planeten, die auch terrestrische oder Gesteinsplaneten genannt werden. Venus ist der Planet, der auf seiner Umlaufbahn der Erdbahn mit einem minimalen Abstand von 38 Millionen Kilometern am nächsten kommt. Sie hat fast die gleiche Größe wie die Erde, unterscheidet sich aber in Bezug auf die Geologie und vor allem hinsichtlich ihrer Atmosphäre. Nach dem Mond ist sie das hellste natürliche Objekt am Dämmerungs- oder nächtlichen Sternenhimmel. Da die Venus als einer der unteren Planeten morgens oder abends am besten sichtbar ist und nie gegen Mitternacht, wird sie auch Morgenstern sowie Abendstern genannt. Sie ist auch am Taghimmel beobachtbar, teils mit kleinen Fernrohren, teils mit freiem Auge. Näheres dazu im Hauptartikel Tagbeobachtung. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Die große Bahnhalbachse der Venus misst 108.208.930 km; das ist der Abstand zwischen ihrem Schwerpunkt und dem gemeinsamen Schwerpunkt mit der Sonne, der wegen der in diesem Verhältnis sehr geringen Venusmasse fast mit dem Sonnenzentrum zusammenfällt. Dieser Abstand entspricht etwa 72,3 % des mittleren Erdbahnradius, also 0,723 Astronomischen Einheiten (AE). Der sonnennächste Punkt der Umlaufbahn, das Perihel, liegt bei 0,718 AE und ihr sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 0,728 AE. Daraus resultiert ein mittlerer Bahnabstand von rund 41 Mio. Kilometern (Minimum 38,3 Mio. km), so dass die Venus und die Erde die zueinander nächsten Planetennachbarn im Sonnensystem sind. Die Venus liegt jedoch knapp außerhalb der habitablen Zone, da sie für die Existenz flüssigen Wassers der Sonne zu nahe ist. Die Bahnebene der Venus ist 3,39471° gegen die Ekliptikebene der Erde geneigt. Die siderische Umlaufperiode (die Dauer eines Venusjahres) beträgt 224,701 Tage. Die Umlaufbahn der Venus hat unter allen Planetenbahnen die geringste Exzentrizität. Die numerische Exzentrizität beträgt nur 0,0068; das heißt, dass die Abweichung der Planetenbahn von einer idealen Kreisbahn sehr gering ist. Die Venus hat also die kreisförmigste Bahn aller Planeten. Noch geringere Abweichungen von der Kreisform haben im Sonnensystem nur die Umlaufbahnen mancher Monde. Dafür ist die Neigung der Venusbahn gegen die Bahnebene der Erde mit etwa 3,4° nach der Inklination von Merkur (7,0°) mit am größten, wenn auch deutlich mäßiger. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotation der Venus ist im Gegensatz zum sonst fast ausschließlich vorherrschenden Drehsinn der Eigendrehung und der Umlaufbewegung der Planeten und der meisten Monde unseres Sonnensystems rückläufig (retrograd). Das heißt, dass die Venus von ihrem Nordpol aus gesehen im Uhrzeigersinn rotiert. Gemäß der Definition der Internationalen Astronomischen Union (IAU) ist der Nordpol eines Planeten derjenige, welcher auf der gleichen Seite der Ekliptik liegt wie der Nordpol der Erde. Somit geht auf der Venus die Sonne im Westen auf und im Osten unter. Die Neigung der Rotationsachse wird daher zumeist nicht mit 2,64° sondern mit 177,36° angegeben, so, als wäre die Achse bei ursprünglich progradem Drehsinn auf den Kopf gekippt worden. Unter den Planeten im Sonnensystem weist außer der Venus nur noch der Uranus einen retrograden Rotationssinn auf; unter den bekannten Zwergplaneten ist das nur bei Pluto der Fall. Durch die geringe Neigung des Venusäquators gegen die Bahnebene gibt es auf dem Planeten keine Jahreszeiten. Die rückläufige Eigendrehung der Venus ist zudem außergewöhnlich langsam: Eine siderische Rotationsperiode (das heißt, relativ zu den Fixsternen) dauert 243,019 Tage, und damit sogar 8 % länger als die Umlaufperiode. Durch den rückläufigen Drehsinn dauert die auf die Sonne bezogene Rotationsperiode (also ein Venustag) jedoch nur 116,751 Erdtage; im rechtläufigen Fall würde das Verhältnis zwischen der Rotations- und der Umlaufgeschwindigkeit fast eine gebundene Rotation bedeuten, wie im vollendeten Beispiel unseres Mondes, der dadurch der Erde ständig dieselbe Seite zuwendet. Der Venus wäre damit gegenüber der Sonne ein ähnliches Schicksal beschieden. Die Ursache des retrograden Drehsinns und der besonders niedrigen Geschwindigkeit der Venusrotation ist nicht bekannt. Einer Hypothese zufolge könnte es das Resultat einer Kollision mit einem großen Asteroiden sein. Die siderische Rotationsperiode erscheint allerdings nicht vollkommen willkürlich, denn sie steht eigenartigerweise in einem fast exakten 2:3-Verhältnis zur Bahnperiode der Erde (243,019:365,256 = 2:3,006). Die synodische Rotationsperiode der Venus (das heißt relativ zur Erde) beträgt im Mittel 145,928 Tage. Genauer gesagt ist das die Periode, mit der ein Venusmeridian parallel zur heliozentrischen Länge der Erde liegt. Eine direkte Ausrichtung zur Erde ist nur zur oberen beziehungsweise unteren Konjunktion gegeben, wenn sich die Venus von der Erde aus gesehen in einer Linie hinter beziehungsweise vor der Sonne befindet. Da es sich in dem 2:3-Verhältnis um zwei zueinander entgegengesetzte Drehsinne handelt, gilt für die räumliche Verteilung dieser Periodizität nicht die Differenz, sondern die Summe der Verhältniszahlen. Das entspricht während fast genau zwei Jahren wiederum einer pentagrammartigen Verteilung auf fünf gleichmäßig verteilte Bahnpositionen der Erde (5:1,998). Nach neuesten Messungen der Raumsonde Venus Express ist die Rotationsdauer der Venus etwa 6,5 Minuten länger geworden als von der Raumsonde Magellan gemessen. [BIG]Aufbau[/BIG] Mit ihrer Größe und ihrem allgemeinen Aufbau ähnelt die Venus der Erde besonders stark. So hat sie mit 12.103,6 Kilometer fast den gleichen Durchmesser wie die Erde und besitzt auch eine fast gleich große mittlere Dichte. Oft werden die beiden Planetenschwestern auch als Zwillinge bezeichnet. Doch so sehr sie sich in der Masse und in der chemischen Zusammensetzung auch gleichen, unterscheiden sich die Oberflächen und die Atmosphären beider Planeten doch stark. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus Kohlendioxid. Stickstoff macht 3,5 % aus, Schwefeldioxid (150 ppm), Argon (70 ppm) und Wasser (20 ppm) kommen in Spuren vor. Wegen der großen Gesamtmasse der Atmosphäre befindet sich in ihr etwa fünfmal so viel Stickstoff wie in der Erdatmosphäre. Die Venusatmosphäre hat rund 90-mal so viel Masse wie die Lufthülle der Erde und bewirkt am mittleren Bodenniveau einen Druck von 92 bar. Dies kommt dem Druck in gut 910 m Meerestiefe gleich. Die Dichte der Atmosphäre ist an der Oberfläche im Mittel etwa 50-mal so groß wie auf der Erde. Unterhalb einer Höhe von 28 Kilometern findet man rund 90 Prozent der Atmosphärenmasse, das ist etwa einem Drittel der Masse des irdischen Weltmeeres. Dieser dichten Dunstschicht weit unterhalb der Wolkendecke sind wahrscheinlich auch die von verschiedenen Sonden registrierten elektromagnetischen Impulse zuzuordnen, die für sehr häufige Blitzentladungen sprechen. Innerhalb der Wolken hätten von Gewittern aufleuchtende Blitze bei Nacht auffallen müssen, aber auf der Nachtseite der Venus konnten keine entsprechenden Leuchterscheinungen beobachtet werden. Über den Wolken reichen äußere Dunstschichten bis in eine Höhe von etwa 90 Kilometern. Rund 10 km höher endet die Troposphäre. In der darüberliegenden, etwa 40 km dicken, Mesosphäre erreicht die Temperatur Tiefstwerte von rund -100 °C. In dem anschließenden Stockwerk, der Thermosphäre, steigt die Temperatur infolge der Absorption der Sonnenstrahlung. Minusgrade herrschen insgesamt nur am Grund der Thermosphäre bis hinunter in die oberen Wolkenlagen. Die Exosphäre als äußerste Atmosphärenschicht erstreckt sich in einer Höhe von etwa 220 bis 250 Kilometern. Die Atmosphäre der Venus ist von außen völlig undurchsichtig. Das liegt jedoch nicht so sehr an der großen Masse und Dichte der Gashülle, sondern hauptsächlich an einer stets geschlossenen Wolkendecke. Diese befindet sich mit ihrer Unterseite in einer Höhe von etwa 50 km und ist rund 20 km dick. Ihr Hauptbestandteil sind zu etwa 75 Masseprozent Tröpfchen aus Schwefelsäure. Daneben gibt es auch chlor- und phosphorhaltige Aerosole. In der unteren von insgesamt drei Wolkenschichten gibt es möglicherweise auch Beimengungen von elementarem Schwefel. Größere Tröpfchen der Schwefelsäure regnen ab, aber nur bis unweit der Unterseite der Wolkendecke, wo sie aufgrund der hohen Temperaturen verdampfen und sich anschließend in Schwefeldioxid, Wasserdampf und Sauerstoff zersetzen. Nachdem diese Gase bis in die obersten Wolkenbereiche aufsteigen, reagieren und kondensieren sie dort wieder zu Schwefelsäure. Der Schwefel wurde ursprünglich von Vulkanen in Form von Schwefeldioxid ausgestoßen. Die sphärische Albedo der cremegelben und zumeist strukturlosen Wolkenoberfläche beträgt 0,75; das heißt, sie streut 75 % des von der Sonne praktisch parallel eintreffenden Lichts zurück. Die Erde reflektiert dagegen im Mittel nur 30,6 %. Die von der Venus nicht reflektierte Strahlung wird zu rund zwei Drittel von der Wolkendecke absorbiert. Diese Energie treibt die obersten äquatorialen Wolkenschichten zu einer Geschwindigkeit von etwa 100 m/s (das sind 360 km/h), mit der sie sich immer in Rotationsrichtung der Venus in nur vier Tagen einmal um den Planeten bewegen. Die Hochatmosphäre rotiert somit rund 60-mal schneller als die Venus selbst. Diese Erscheinung wird Superrotation genannt. Der Grund dafür, warum die Auswirkungen gerade so und nicht anders ablaufen, ist (zumindest im Fall der Venus) noch nicht befriedigend geklärt. Die Phänomene der Venusatmosphäre werden derzeit mittels der Raumsonde Venus Express detailliert erforscht. Die einzigen anderen Beispiele für eine derart schnelle Atmosphärenzirkulation sind im Sonnensystem die Strahlströme in der höheren Atmosphäre der Erde und die Wolkenobergrenze des Saturnmondes Titan, dessen Stickstoff-Atmosphäre am Boden immerhin den anderthalbfachen Druck der irdischen Lufthülle hat. Eine Superrotation gibt es also nur bei den drei festen Weltkörpern des Sonnensystems, die eine dichte Atmosphäre besitzen. Im Oktober 2011 gab die ESA bekannt, dass die Raumsonde Venus Express in einer Höhe von rund 100 Kilometern über der Venus-Oberfläche eine relativ dünne Ozonschicht entdeckt hat. Venus Express konnte nach der Ankunft an der Venus stark steigende Schwefeldioxidwerte über den Wolken feststellen, die mit der Zeit durch Aufspaltung des SO[SUB]2[/SUB] durch das Sonnenlicht zurückgingen. Da bereits Pioneer-Venus 1 nach ihrer Ankunft ähnlich hohe Werte antraf und ihr Absinken verfolgen konnte, kommt als Ursache, neben Vulkanausbrüchen, ein regelmäßig durch das Venusklima bedingtes Aufsteigen des Gases aus tieferen Atmosphärenschichten in die Hochatmosphäre in Frage. [BIG]Wetter[/BIG] Fast die gesamte Gashülle der Venus bildet durch Konvektion große Hadley-Zellen. Die in der am intensivsten bestrahlten Äquatorzone aufgestiegenen Gasmassen strömen in die Polargebiete und sinken dort in tiefere Lagen, in denen sie zum Äquator zurückfließen. Die im ultravioletten Licht sichtbaren Strukturen der Wolkendecke haben daher die Form eines in Richtung der Rotation liegenden Y. Die ersten von Venus Express gelieferten Fotos zeigten, besonders deutlich im Infrarot, einen sich dementsprechend über den größten Teil der beobachteten Südhemisphäre ausbreitenden Wolkenwirbel mit Zentrum über dem Pol. Detailliertere Beobachtungen des Südwirbels machten sein Zentrum als Doppelwirbel sichtbar. Bilder der Sonde von September 2010 zeigten anstelle des rätselhaften Doppelwirbels einen einzelnen eigenartigen Strudel. In Bodennähe wurden bislang nur geringe Windgeschwindigkeiten von 0,5 bis 2 m/s gemessen. Durch die hohe Gasdichte entspricht das auf der Erde immerhin der Windstärke 4, das heißt, es kommt einer mäßigen Brise gleich, die Staub bewegen kann. Von dem auf die Venus einfallenden Sonnenlicht erreichen nur zwei Prozent die Oberfläche und ergeben eine Beleuchtungsstärke von etwa 5000 Lux. Die Sichtweite dort beträgt wie an einem trüben Nachmittag rund drei Kilometer. Die nicht von den Wolken reflektierte oder absorbierte Strahlung wird hauptsächlich von der unteren, sehr dichten Atmosphäre absorbiert und in thermische Strahlung des Infrarotbereichs umgewandelt. In diesem Wellenlängenbereich ist das Absorptionsvermögen des Kohlendioxids sehr groß und die Wärmestrahlung wird so gut wie vollständig von der unteren Atmosphärenschicht aufgenommen. Der starke Treibhauseffekt ist hauptsächlich durch die Masse an Kohlendioxid bedingt, aber auch die geringen Spuren von Wasserdampf und Schwefeldioxid haben daran einen wesentlichen Anteil. Er sorgt am Boden für eine mittlere Temperatur von 464 °C. Das liegt sehr weit über der ohne Treibhauseffekt berechneten Gleichgewichtstemperatur von -41 °C (232 K), auch weit über den Schmelztemperaturen von Zinn (232 °C) und Blei (327 °C) und übertrifft sogar die Höchsttemperatur auf dem Merkur (427 °C). Die Erwärmung der Oberfläche ist dadurch so gleichmäßig, dass die Temperaturunterschiede trotz der sehr langsamen Rotation der Venus sowohl zwischen der Tag- und der Nachtseite als auch zwischen der Äquatorregion und den Polgebieten sehr gering sind. Ein Minimum von etwa 440 °C wird in Bodennähe nie unterschritten. Ausgenommen sind nur höhere Gebirgsregionen, so herrschen auf dem höchsten Gipfel 380 °C und ein Druck von 45000 hPa. Die Maxima betragen an den tiefsten Orten 493 °C und 119000 hPa. Ohne die Wolkendecke mit ihrem hohen Reflexionsvermögen wäre es auf der Venus noch erheblich heißer. [BIG]Oberfläche[/BIG] Der Boden der Venus ist ständig dunkelrotglühend (kaum wahrnehmbar für Menschen). Aufgrund der sehr hohen Temperaturen gibt es keine Gewässer. Das Relief wird hauptsächlich von sanft gewellten Ebenen beherrscht. Mit verhältnismäßig geringen Niveauunterschieden von weniger als tausend Metern entsprechen sie dem globalen Durchschnittsniveau und bilden, relativ ähnlich dem Meeresspiegel der Erde, für alle Höhenangaben ein praktisches Bezugsniveau. Dieses Nullniveau der Venus entspricht einem Kugelradius von 6.051,84 Kilometern. Die Ebenen nehmen über 60 % der Oberfläche ein. Etwas weniger als 20 % sind bis zu 2 km tiefe Niederungen. Die verbleibenden 20 % sind Erhebungen, aber nur etwa 8 % entfallen auf ausgesprochene Hochländer, die sich mehr als 1,5 km über das Nullniveau erheben. Die hypsografische Kurve der Höhenverteilung auf der Venus zeigt also kein zweites Hauptniveau wie im Fall der Erde, deren umfangreiche Oberkruste in Form der Kontinente neben den Ozeanböden rund ein Drittel der Oberfläche der Erdkruste bildet. Der Höhenunterschied zwischen dem niedrigsten und dem höchsten Punkt der Venusoberfläche beträgt etwa 12.200 Meter; das sind rund zwei Drittel des maximalen Höhenunterschiedes der Erdkruste mit etwa 19.880 Metern. Die Höhenangaben im Einzelnen sind für die Venus oft sehr unterschiedlich. Alle Formationen auf der Venus tragen gemäß einer Konvention der Internationalen Astronomischen Union (IAU) weibliche Namen, mit Ausnahme von Alpha Regio und Beta Regio (den ab 1963 von der Erde aus zuerst entdeckten Strukturen) sowie der Maxwell Montes. Letztere erhielten als die höchste Erhebung des Planeten ihren Namen zu Ehren von James Clerk Maxwell, der mit seinen Gleichungen der elektromagnetischen Wellen unter anderem auch eine Grundlage für die Radarerkundung der Venusoberfläche geschaffen hat. Aktuelle Darstellungen des Reliefs basieren hauptsächlich auf den Radarmessungen des Venus-Orbiters Magellan der NASA, der 98 % der Oberfläche kartiert hat, mit einer horizontalen Auflösung von 120 bis 300 Metern und einer vertikalen Auflösung von 30 Metern. Gelegentlich ist aber auch noch die geringer aufgelöste globale Karte von Pioneer-Venus 1 in Gebrauch. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Unterhalb der Lithosphäre ähnelt das Innere der Venus wahrscheinlich dem der Erde. Da sie fast die gleiche Masse und eine ähnliche mittlere Dichte hat (5,24 g/cm[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu 5,52 g/cm[SUP]3[/SUP] im Falle der Erde) und der Kosmogonie gemäß im gleichen Bereich des Sonnensystems entstanden ist, sollte sie auch einen analogen Schalenaufbau aufweisen. Dass die Erde eine etwas größere mittlere Dichte hat, ist nicht nur auf ihre chemische Zusammensetzung zurückzuführen, sondern zum Teil eine rein physikalische Auswirkung ihrer größeren Masse, die durch die entsprechend größere Schwerkraft eine stärkere Eigenkompression bedingt. Die Venus besitzt, im Gegensatz zum viel kleineren Merkur, einen größeren Anteil an leichteren Elementen als die Erde, sie hätte also selbst bei gleicher Größe wie die Erde noch eine geringere Masse. Das ist für einen Planeten innerhalb der Erdbahn nicht recht verständlich, denn gemäß der herkömmlichen Theorie zur Entstehung des Sonnensystems müsste das Verhältnis zwischen den leichten und den schweren Elementen der Venus zwischen den Verhältnissen der Erde und des Merkur liegen, da vor allem die leichteren Elemente durch den besonders stürmischen Teilchenstrom der jungen, sich herausbildenden Sonne in die Außenbereiche getrieben wurden. Eine Erklärung für den verhältnismäßig großen und schweren metallischen Kern der Erde bietet die Theia-Theorie, derzufolge die junge Erde mit einem marsgroßen Planeten namens Theia zusammenstieß; der Kern dieses Planeten verschmolz mit dem Erdkern, sein Gestein verdampfte und bildete nach dem Kondensieren den Mond, der deswegen nur einen kleinen Kern besitzt. Unter der Vorgabe des klassischen Schalenaufbaus der Erde kann man also statt auf einen verhältnismäßig größeren nur auf einen relativ kleineren Eisen-Nickel-Kern und dafür auf einen etwas größeren Mantel schließen. Besonders der obere Mantel wird verhältnismäßig dicker erwartet. Auch die Lithosphäre könnte, wie durch Gravitationsfeld-Messungen der Venussonde Magellan nahe gelegt wurde, wesentlich dicker als die der Erde sein. Auf dieser Überlegung beruht auch die Erklärung dafür, dass es auf der Venus keine Plattentektonik wie auf der Erde gibt, sowie die Hypothese, dass sich die Venusoberfläche stattdessen in einem langperiodischen Rhythmus durch massive globale Vulkanaktivitäten erneuert. Obwohl für die Venus ein ähnlich großer Nickel-Eisen-Kern wie für die Erde angenommen wird, verfügt sie nur über ein äußerst schwaches Magnetfeld. Dies ist auf das Fehlen eines Mondes, der durch seine Gezeitenwirkung die Venusrotation verringern und so die Entstehung von Induktionsströmen ermöglichen würde, zurückzuführen. Auch die extrem langsame Rotation dürfte dazu beitragen, da diese den Dynamo-Effekt nicht begünstigt. Das an der Venusoberfläche gemessene Magnetfeld ist äußerst schwach. Es wird durch elektrische Ströme in der Ionosphäre induziert, die dort durch die Wechselwirkung mit den elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwindes hervorgerufen werden. In dieser Magnetosphäre gibt es keine Gürtel von eingefangenen Sonnenteilchen gleich denen der Van-Allen-Gürtel der Erde und der Strahlungsgürtel des Jupiter, Saturn und Uranus. Das Venusmagnetfeld erreicht am Boden nur ein Zehntausendstel der Stärke, die das Erdmagnetfeld an der Erdoberfläche hat. Die Oberfläche der Venus wird vor den heranrasenden Teilchen des Sonnenwindes nicht vom Magnetfeld geschützt wie die Erdoberfläche, sondern durch die vom Teilchenstrom selbst mitinduzierte Ionosphäre sowie durch die sehr dichte Atmosphäre." } RObject { LocName "Mars" Name "Mars" Parent "Sol" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Mars ist, von der Sonne aus gesehen, der vierte Planet in unserem Sonnensystem und der äußere Nachbar der Erde. Er zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Sein Durchmesser ist mit knapp 6800 Kilometer etwa halb so groß wie der Durchmesser der Erde, sein Volumen beträgt gut ein Siebentel des Erdvolumens. Damit ist der Mars nach dem Merkur der zweitkleinste Planet des Sonnensystems. Mit einer durchschnittlichen Entfernung von knapp 228 Millionen Kilometern ist er rund 1,5-mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde. Wegen seiner orange- bis blutroten Farbe wurde er nach dem römischen Kriegsgott Mars benannt und wird oft auch als der Rote Planet bezeichnet. Diese Färbung geht auf Eisen(III)-oxid-Staub (Rost) zurück, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat. Er besitzt zwei kleine, unregelmäßig geformte Monde: Phobos und Deimos (griechisch für Furcht und Schrecken). [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Der Mars bewegt sich in einem Abstand von 206,62 bis 249,23 Millionen Kilometern (1,38 AE bis 1,67 AE) in knapp 687 Tagen (etwa 1,9 Jahre) auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Die Bahnebene ist 1,85° gegen die Erdbahnebene geneigt. Seine Bahngeschwindigkeit schwankt mit dem Sonnenabstand zwischen 26,50 km/s und 21,97 km/s und beträgt im Mittel 24,13 km/s. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0935. Nach der Umlaufbahn des Merkurs ist das die zweitgrößte Abweichung von der Kreisform unter allen Planetenbahnen des Sonnensystems. Jedoch hatte der Mars in der Vergangenheit eine weniger exzentrische Umlaufbahn. Vor 1,35 Millionen Jahren betrug die Exzentrizität nur etwa 0,002, weniger als die der Erde heute. Die Periode der Exzentrizität des Mars beträgt etwa 96.000 Jahre, die der Erde etwa 100.000 Jahre. Mars hat jedoch noch einen längeren Zyklus der Exzentrizität mit einer Periode von 2,2 Millionen Jahren, der den mit der Periode von 96.000 Jahren überlagert. In den letzten 35.000 Jahren wurde die Umlaufbahn aufgrund der gravitativen Kräfte der anderen Planeten geringfügig exzentrischer. Der minimale Abstand zwischen Erde und Mars wird in den nächsten 25.000 Jahren noch ein wenig geringer werden. Es gibt vier bekannte Asteroiden, die sich mit dem Mars die gleiche Umlaufbahn teilen (Mars-Trojaner). Sie befinden sich auf den Lagrangepunkten L4 und L5, das heißt, sie eilen dem Planeten um 60° voraus oder folgen ihm um 60° nach. [BIG]Rotation[/BIG] Der Mars rotiert in rund 24 Stunden und 37 Minuten einmal um die eigene Achse. In Bezug auf seinen Lauf um die Sonne ergibt sich daraus ein Marstag von knapp 24 Stunden und 40 Minuten, der auch Sol genannt wird. Da die Äquatorebene des Planeten um 25° 12' gegen die Bahnebene geneigt ist, gibt es, wie auf der Erde, Jahreszeiten. Sie dauern jedoch fast doppelt so lang wie die irdischen Jahreszeiten, da ihnen das Marsjahr mit 687 Tagen zugrunde liegt. Zudem sind sie unterschiedlich lang, da die Bahn des Mars um die Sonne elliptischer ist als die der Erde. Die Rotationsachse führt zudem eine Präzessionsbewegung mit einer Periode von 170.000 Jahren aus. Aus diesem Wert, der mit Hilfe der Pathfinder-Mission festgestellt wurde, können die Wissenschaftler auf die Massenkonzentration im Inneren des Planeten schließen. Der marsianische Polarstern des Nordens ist Deneb (obwohl der eigentliche Pol etwas in die Richtung von Alpha Cephei zeigt). [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Der Äquatordurchmesser des Mars von 6792 km ist etwa doppelt so groß wie der des Erdmonds und halb so groß wie der der Erde. Seine Oberfläche beträgt etwa ein Viertel der Erdoberfläche, seine Masse ein Zehntel der Erdmasse. Die Oberfläche des Mars entspricht mit 144 Mio. km[SUP]2[/SUP] ungefähr der Gesamtoberfläche aller Kontinente der Erde (149 Mio. km[SUP]2[/SUP]). Die Fallbeschleunigung auf seiner Oberfläche beträgt 3,69 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 38 % der irdischen. Mit einer Dichte von 3,9 g/cm[SUP]3[/SUP] weist der Mars den geringsten Wert der terrestrischen Planeten auf. Deshalb ist die Schwerkraft auf ihm sogar geringfügig niedriger als auf dem kleineren, jedoch dichteren Merkur. Der Mars besitzt eine sehr dünne Atmosphäre. Dadurch ist der Atmosphärendruck sehr niedrig, und Wasser kann nicht in flüssiger Form auf der Marsoberfläche existieren, ausgenommen kurzzeitig in den tiefstgelegenen Gebieten. [BIG]Atmosphäre und Klima[/BIG] Da die dünne Marsatmosphäre nur wenig Sonnenwärme speichern kann, sind die Temperaturunterschiede auf der Oberfläche sehr groß. Die Temperaturen erreichen in Äquatornähe etwa 20 °C am Tag und sinken bis auf -85 °C in der Nacht. Die mittlere Temperatur des Planeten liegt bei etwa -55 °C. Die Marsatmosphäre besteht zu 95,3 % aus Kohlenstoffdioxid. Dazu kommen noch 2,7 % Stickstoff, 1,6 % Argon, geringe Anteile an Sauerstoff (1300 ppm) und Kohlenmonoxid (800 ppm) sowie Spuren von Wasserdampf (210 ppm) und anderen Verbindungen oder Elementen. Die Atmosphäre ist ziemlich staubig. Sie enthält Teilchen mit etwa 1,5 µm im Durchmesser, die den Himmel über dem Mars in einem blassen gelb- bis orange-braunen Farbton erscheinen lassen. Der atmosphärische Druck beträgt auf der Oberfläche des Mars im Schnitt nur 6,36 hPa (Hektopascal). Im Vergleich zu durchschnittlich 1013 hPa auf der Erde sind dies nur 0,63 % und entspricht dem Luftdruck der Erdatmosphäre in 35 Kilometern Höhe. Die Atmosphäre wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind abgetragen und in den Weltraum mitgerissen. Dies wurde durch die geringe Schwerkraft des Planeten und sein schwaches Magnetfeld begünstigt, das kaum Schutz vor den hochenergetischen Teilchen der Sonne bietet. [BIG]Klima und Wetter[/BIG] Abhängig von den Jahreszeiten und der Intensität der Sonneneinstrahlung finden in der Atmosphäre dynamische Vorgänge statt. Die vereisten Polkappen sublimieren im Sommer teilweise, und kondensierter Wasserdampf bildet ausgedehnte Zirruswolken. Die Polkappen selbst bestehen aus Kohlendioxideis und Wassereis. 2008 entdeckten mit Hilfe der Raumsonde Mars Express die Wissenschaftler der Universität von Versailles Wolken aus gefrorenem Kohlendioxid. Sie befinden sich in bis zu 80 Kilometern Höhe. Gleichzeitig sind sie mit einer horizontalen Ausdehnung von bis zu 100 km auch sehr großflächig. Die CO[SUB]2[/SUB]-Eispartikel in den Wolken sind mit bis zu einem Mikrometer Durchmesser relativ groß. Die Wolken absorbieren bis zu 40 % des einstrahlenden Sonnenlichts und können damit die Temperatur der Oberfläche um bis zu 10 °C verringern. Mit Hilfe des Lasers LIDAR der Raumsonde Phoenix wurde 2009 entdeckt, dass in der zweiten Nachthälfte fünfzig Tage nach der Sonnenwende winzige Eiskristalle aus dünnen Zirruswolken auf den Marsboden fielen. [BIG]Jahreszeiten[/BIG] Hätte Mars eine erdähnliche Umlaufbahn, würden die Jahreszeiten aufgrund der Achsenneigung ähnlich denen der Erde sein. Jedoch führt die vergleichsweise große Exzentrizität seines Orbits zu einer beträchtlichen Auswirkung auf die Jahreszeiten. Der Mars befindet sich während des Sommers in der Südhalbkugel und des Winters in der nördlichen Hemisphäre nahe dem Perihel seiner Bahn. Nahe dem Aphel ist in der südlichen Hemisphäre Winter und in der nördlichen Sommer. Das hat zur Folge, dass die Jahreszeiten in der südlichen Hemisphäre viel deutlicher ausgeprägt sind als in der nördlichen, wo das Klima milder ist, als es sonst der Fall wäre. Die Sommertemperaturen im Süden können bis zu 30 °C höher sein als die vergleichbaren Temperaturen im Sommer des Nordens. Die Jahreszeiten sind aufgrund der Exzentrizität der Umlaufbahn des Mars unterschiedlich lang. Auf der Nordhalbkugel dauern der Frühling 199,6, der Sommer 181,7, der Herbst 145,6 und der Winter 160,1 irdische Tage. [BIG]Stürme und Gewitter[/BIG] Während des Marsfrühjahrs können in den ausgedehnten flachen Ebenen heftige Staubstürme auftreten, die mitunter große Teile der Marsoberfläche verhüllen. Die Aufnahmen von Marssonden zeigen auch Windhosen, die über die Marsebenen ziehen und auf dem Boden dunkle Spuren hinterlassen. Staubstürme treten gewöhnlich während des Perihels auf, da der Planet zu diesem Zeitpunkt 40 Prozent mehr Sonnenlicht empfängt als während des Aphels. Während des Aphels bilden sich in der Atmosphäre Wolken aus Wassereis, die ihrerseits mit den Staubpartikeln interagieren und so die Temperatur auf dem Planeten beeinflussen. Die Windgeschwindigkeiten in der oberen Atmosphäre können bis zu 650 km/h erreichen, auf dem Boden immerhin fast 400 km/h. Bei heftigen Staubstürmen scheint es auch zu Gewittern zu kommen. Im Juni 2006 untersuchten Forscher mit einem Radioteleskop den Mars und stellten im Mikrowellenbereich Strahlungsausbrüche fest, wie sie bei Blitzen auftreten. In der Region, in der man die Strahlungsimpulse beobachtet hat, herrschte zu der Zeit ein heftiger Staubsturm mit hohen Staubwolken. Sowohl der beobachtete Staubsturm wie auch das Spektrum der Strahlungsimpulse deuten auf ein Staubgewitter mit Blitzen bzw. großen Entladungen hin. [BIG]Oberfläche[/BIG] Wegen seiner mysteriösen roten Färbung faszinierte der Mars die Menschen schon immer. Die Farbe verdankt der Planet dem Eisenoxid-Staub, der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat. Somit ist der Rote Planet ein rostiger Planet. An den Landestellen der Marssonden sind Gesteinsbrocken, sandige Böden und Dünen sichtbar. Die Marsgesteine weisen an der Oberfläche eine blasenartige Struktur auf. Sie ähneln in ihrer Zusammensetzung irdischen Basalten. Die Böden sind offensichtlich durch die Verwitterung von eisenhaltigen, vulkanischen Basalten entstanden. [BIG]Polkappen[/BIG] Der Mars besitzt zwei auffällige Polkappen, die zum größten Teil aus gefrorenem Kohlendioxid (Trockeneis) sowie einem geringen Anteil an Wassereis zusammengesetzt sind. Die nördliche Polkappe hat während des nördlichen Marssommers einen Durchmesser von rund 1000 Kilometern. Ihre Dicke wird auf 5 km geschätzt. Die südliche Polkappe ist mit 350 km Durchmesser und einer Dicke von 1½ km weniger ausgedehnt. Die Polarkappen zeigen spiralförmige Einschnitte, deren Entstehung bislang nicht geklärt ist. Wenn im Sommer die jeweiligen Polkappen teilweise abschmelzen, werden darunter geschichtete Ablagerungen sichtbar, die möglicherweise abwechselnd aus Staub und Eis zusammengesetzt sind. Im Marswinter nimmt der Durchmesser der dann jeweils der Sonne abgewandten Polkappe durch ausfrierendes Kohlendioxid wieder zu. Da ein größerer, stabilisierender Mond fehlt, taumelt der Mars mit einer Periode von etwa 5 Millionen Jahren. Die Polarregionen werden daher immer wieder so stark erwärmt, dass das Wasser schmilzt. Durch das abfließende Wasser entstehen die Riemen und Streifen an den Polkappen. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Über den inneren Aufbau des Mars ist nur wenig bekannt, da bislang nur begrenzt seismische Messungen vorgenommen werden konnten. Sein Inneres gliedert sich ähnlich dem Schalenaufbau der Erde in eine Kruste, einen Gesteinsmantel und einen Kern, der überwiegend aus Eisen und zu etwa 14 bis 17 Prozent aus Schwefel besteht. Der Kern beinhaltet etwa doppelt so viele leichte Elemente wie der Erdkern. Deshalb ist die Dichte des Kerns niedriger, als es bei einem reinen Eisenkern der Fall wäre. Laut neueren experimentellen Simulationen der Bedingungen in der Übergangszone zwischen Mantel und Kern (Messungen des Mars Global Surveyor ergaben eine Temperatur von 1500 Grad Celsius und einen Druck von 23 Gigapascal) hat der Kern des Mars im Unterschied zu dem der Erde keinen inneren festen Bereich, sondern ist vollständig flüssig. Dies belegt auch die Analyse der Bahndaten des Mars Global Surveyor. Dabei konnte nachgewiesen werden, dass der Mars einen flüssigen Kern mit einem Radius zwischen 1520 und 1840 km besitzt und damit eine höhere Temperatur hat, als zuvor angenommen wurde. Der Kern ist von einem Mantel aus Silicaten umgeben, der viele der tektonischen und vulkanischen Merkmale des Planeten formte, nun aber inaktiv zu sein scheint. Die durchschnittliche Dicke der Planetenkruste beträgt etwa 50 km, mit einem Maximum von 125 km. Im Vergleich dazu ist die Erdkruste mit einer Dicke von durchschnittlich 40 km nur etwa ein Drittel so dick, wenn man die relative Größe der beiden Planeten berücksichtigt. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Anders als die Erde und der Merkur besitzt der Mars kein globales Magnetfeld mehr, seit er es ca. 500 Millionen Jahre nach seiner Entstehung verlor. Vermutlich erlosch es, als der Zerfall radioaktiver Elemente nicht mehr genügend Wärmeenergie produzierte, um im flüssigen Kern Konvektionsströmungen anzutreiben, denn da der Mars keinen festen inneren Kern besitzt, konnte er den Dynamo-Effekt nicht auf die gleiche Art aufbauen wie die Erde. Dennoch ergaben Messungen einzelne und sehr schwache lokale Magnetfelder. Die Messung des Magnetfeldes wird erschwert durch die Magnetisierung der Kruste mit Feldstärken von bis zu 220 Nanotesla und durch externe Magnetfelder mit Stärken zwischen wenigen Nanotesla und bis zu 100 Nanotesla, die durch die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit der Marsatmosphäre entstehen und zeitlich sehr stark variieren. Nach den Analysen der Daten des Mars Global Surveyor konnte die Stärke des Magnetfeldes trotzdem sehr genau bestimmt werden; sie liegt bei weniger als 0,5 Nanotesla gegenüber 30 bis 60 Mikrotesla des Erdmagnetfeldes. Messungen von Magnetfeldlinien durch Mars Global Surveyor ergaben, dass Teile der planetaren Kruste durch das einstige Magnetfeld stark magnetisiert sind, aber mit unterschiedlicher Orientierung, wobei gleichgerichtete Bänder von etwa 1000 km Länge und 150 km Breite auftreten. Ihre Größe und Verteilung erinnert an die streifenförmigen Magnetanomalien auf den Ozeanböden der Erde. Durch sie wurde die Theorie der Plattentektonik gestützt, weshalb 1991 auch eine ähnliche Theorie für den Mars entwickelt wurde. Magnetische Beobachtungen auf dem Mars sind jedoch noch nicht detailliert genug, um sichere Schlussfolgerungen zu erlauben oder gar die Theorie zu bestätigen. Möglicherweise werden bei der mit der Zeit zwangsläufigen Abkühlung des Marskerns durch die damit einsetzende Auskristallisation des Eisens und die freigesetzte Kristallisationswärme wieder Konvektionen einsetzen, die ausreichen, dass der Planet in ein paar Milliarden Jahren wieder über ein globales Magnetfeld in alter Stärke verfügt." } RObject { LocName "Phobos" Name "Phobos" Parent "Mars" Pioneer "Asaph Hall" Date "1877" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Phobos (griech. Furcht) ist neben Deimos einer der beiden natürlichen Satelliten des Planeten Mars. Benannt ist er nach Phobos, dem Sohn und Begleiter des griechischen Kriegsgottes Ares (lat. Mars). Phobos wurde im Jahr 1877 zusammen mit Deimos vom US-amerikanischen Astronomen Asaph Hall am US Naval Observatory in Washington D.C. entdeckt. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Mit einer großen Bahnhalbachse von lediglich 9378 Kilometern bewegt sich Phobos weniger als 6000 km von der Marsoberfläche entfernt um den Planeten und benötigt für einen Umlauf nur 7 Stunden, 39 Minuten und 12 Sekunden. Seine Umlaufperiode ist somit wesentlich kleiner als die Periode der Marsrotation. Mit seinem rechtläufigen Umlaufsinn überholt er so die Marsoberfläche und geht dort (anders als die anderen Himmelskörper) im Westen auf und im Osten unter. Die Aufgänge beziehungsweise Untergänge erfolgen in einem Intervall von 11 Stunden, so dass sie pro Tag zwei bis dreimal stattfinden. Die scheinbare Größe (bezogen auf den Durchmesser) von Phobos bei der Kulmination am Marsäquator entspricht etwa der Hälfte unseres Vollmondes. Die scheinbare Helligkeit des Vollphobos erreicht am Marsäquator bis zu -8,9 mag, also etwa ein Zwanzigstel der Vollmondhelligkeit. Durch die große Nähe zum Mars kommt es praktisch bei jedem Umlauf des Phobos zu einer Sonnenfinsternis und Mondfinsternis. Die Sonnenfinsternisse sind allerdings niemals total, da der scheinbare Durchmesser der Sonne mit etwa 20 Bogenminuten deutlich größer ist als der des Phobos (siehe auch: Phobosdurchgang vom Mars). Die Bahnebene von Phobos ist nur 1,08° gegen die Äquatorebene seines Planeten geneigt. Im Unterschied zu Deimos liegt die Umlaufbahn von Phobos innerhalb der für die Gezeitenkräfte kritischen Roche-Grenze des Mars und nähert sich dem Planeten immer mehr. Der Abstand reduziert sich in einem Jahrhundert um 1,8 Meter, so dass der Trabant in etwa 50 Millionen Jahren abstürzen würde. Es wird jedoch vermutet, dass er durch die immer stärker werdenden Gezeitenkräfte vorher auseinanderbricht und einen Ring um den Planeten bilden wird, wie die Ringe um Saturn. Phobos hat wie der Erdmond eine gebundene Rotation, das heißt, er wendet dem Mars immer dieselbe Seite zu. Der kleine Trabant ist ein sehr unregelmäßig geformter Körper, der näherungsweise als dreiachsiges Ellipsoid mit Achsen von 27, 22 und 19 Kilometern modelliert werden kann. Die längste Achse des Marsmondes zeigt durch die gebundene Rotation immer zum Planeten. Er weist eine mittlere Dichte von 1,887 g/cm[SUP]3[/SUB] (was wesentlich geringer als die des Mars ist) und ein Volumen von 5680 Kubikkilometern auf. Er ist mit einer Staubschicht überzogen, dem sogenannten Regolith, wie er auch auf unserem Mond vorkommt. Die Zusammensetzung ist unklar, am wahrscheinlichsten scheint kohlenstoffhaltiges Material, bedeckt mit ungefähr einem Meter Regolith (Zusammensetzung ähnlich dem Regolith des Erdmondes, bestehend aus Silizium, Sauerstoff und Eisen). Des Weiteren könnte er kleine Mengen von Wasser oder Methan enthalten. Er zieht eine Spur von verdampfenden flüchtigen Elementen hinter sich her; am wahrscheinlichsten Wasser. [BIG]Oberfläche[/BIG] Der größte und auffälligste Krater auf Phobos heißt Stickney, nach dem Geburtsnamen von Chloe Angeline Stickney Hall (1830-1892), der Ehefrau des Entdeckers von Phobos. Sie ermunterte ihren Mann bei der Suche nach den Marsmonden, als dieser schon aufgeben wollte. Der Krater misst etwa 10 Kilometer im Durchmesser. Der verantwortliche Einschlag muss (ähnlich wie bei dem Krater Herschel auf Mimas) den kleinen Mond beinahe zerrissen haben. Ferner besitzt Phobos einen nach Johannes Kepler (1571-1630) benannten Gebirgskamm namens Kepler Dorsum (lateinisch für Kepler-Rücken). Ein kleines, aber dennoch auffälliges Oberflächenmerkmal ist der sogenannte Phobos-Monolith, der sich scharf von seiner Umgebung abzeichnet und sich in der Nähe des Stickney-Kraters befindet." } RObject { LocName "Deimos" Name "Deimos" Parent "Mars" Pioneer "Asaph Hall" Date "1877" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Deimos (griech. Schrecken) ist neben Phobos einer der beiden natürlichen Satelliten des Planeten Mars. Benannt wurde er nach Deimos, dem Sohn und Begleiter des griechischen Kriegsgottes Ares (lateinisch Mars). Er wurde im Jahr 1877 zusammen mit Phobos vom US-amerikanischen Astronomen Asaph Hall am US Naval Observatory in Washington D.C. entdeckt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Deimos ist der entferntere der beiden Marsmonde, er läuft auf einer fast exakten Kreisbahn von 23.459 km Radius (entsprechend 20.063 km über dem Marsäquator) und benötigt für einen Marsumlauf 1 Tag, 6 Stunden und 18 Minuten. Wie der Erdmond hat Deimos eine gebundene Rotation, das heißt, er wendet dem Mars immer dieselbe Seite zu. Seine Umlaufbahn ist mit 1,79° leicht gegen die Äquatorebene des Mars geneigt. Würde man auf dem Mars stehen, erschiene einem Deimos mit einem scheinbaren Durchmesser von der doppelten Größe, die die Venus von der Erde aus bei ihrer größten Annäherung hat. Er wäre trotzdem nur als verwaschenes Pünktchen am Marsfirmament zu erkennen, da er zudem einer der dunkelsten Himmelskörper im Sonnensystem ist. Deimos ist aufgrund seiner Umlaufgeschwindigkeit 2,5 Sols auf dem Mars zu sehen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Deimos ist der kleinere der zwei Marsmonde. Er misst 15 × 12,2 × 10,4 km und hat eine mittlere Dichte von 1,7 g/cm[SUP]3[/SUP]. Aufgrund seiner unregelmäßigen Form wird allgemein davon ausgegangen, dass Deimos ebenso wie Phobos ein vom Mars eingefangener Asteroid ist. Die Oberfläche dieses Trabanten ist, wie die von Phobos, mit einer Staubschicht überzogen, dem so genannten Regolith. Diese Substanz ist vom Erdmond bekannt. Die Regolithschicht ist auf Deimos dicker als auf Phobos, was zur Folge hat, dass auf ihm die Oberflächenmerkmale weniger stark ausgeprägt sind. Deimos hat auch eine sehr geringe Albedo von nur 0,07." } RObject { LocName "Jupiter" Name "Jupiter" Parent "Sol" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Jupiter ist mit einem Äquatordurchmesser von rund 143.000 Kilometern der größte Planet des Sonnensystems. Er ist mit einer durchschnittlichen Entfernung von 778 Millionen Kilometern von der Sonne aus gesehen der fünfte Planet. Aufgrund seiner chemischen Zusammensetzung zählt er zu den Gasplaneten (Gasriesen) und hat keine sichtbare feste Oberfläche. Diese Gasriesen werden nach ihm auch als jupiterähnliche (jovianische) Planeten bezeichnet, die im Sonnensystem die Gruppe der äußeren Planeten bilden. In dieser Gruppe ist er der innerste und läuft in äußerer Nachbarschaft des Asteroidengürtels um die Sonne. Als eines der hellsten Objekte des Nachthimmels ist er nach dem römischen Hauptgott Jupiter benannt. In Babylonien galt er wegen seines goldgelben Lichts als Königsstern. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Jupiter läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0489 um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 4,95 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 5,46 AE. Seine Umlaufbahn ist mit 1,305° leicht gegen die Ekliptik geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Jupiter 11 Jahre, 315 Tage und 3 Stunden. Jupiter hat eine wichtige Funktion in unserem Sonnensystem. Da er schwerer ist als alle anderen Planeten zusammen, bildet er eine wesentliche Komponente des Massengleichgewichtes im Sonnensystem. Er stabilisiert durch seine Masse den Asteroidengürtel. Ohne Jupiter würde statistisch gesehen alle 100.000 Jahre ein Asteroid aus dem Asteroidengürtel die Erde treffen und Leben dadurch vermutlich unmöglich machen. Die Existenz eines jupiterähnlichen Planeten in einem Sonnensystem könnte darum Voraussetzung für Leben auf einem dem Stern näheren Planeten sein; jedoch teilen nicht alle Astronomen diese Ansicht. [BIG]Rotation[/BIG] Jupiter ist in unserem Sonnensystem der Planet, der sich am schnellsten um seine Achse dreht. Seine Rotationsperiode beträgt knapp zehn Stunden, was auf Grund der Fliehkräfte zu einer Abflachung des Jupiters an den Polen führt. Außerdem rotiert Jupiter als Gasplanet nicht wie ein starrer Körper, sondern seine (visuell beobachtbare) Oberfläche befindet sich in differentieller Rotation. Die Äquatorregionen benötigen 9 h 50 min 30 s und die Polregionen 9 h 55 min 41 s. Die Äquatorregionen werden als System I und die Polregionen als System II bezeichnet. Seine Rotationsachse ist dabei nur sehr gering um 3,13° gegen die Normale seiner Umlaufbahn um die Sonne geneigt. Jupiter hat somit im Gegensatz zu anderen Planeten keine ausgeprägten Jahreszeiten. Die Präzessionsperiode der Rotationsachse liegt Modellrechnungen zufolge in einer Größenordnung von 500.000 Jahren. [BIG]Aufbau[/BIG] Jupiter hat keine klar begrenzte Atmosphäre. Fast der ganze Planet besteht aus Gasen, und die Gashülle geht ohne Phasenübergang mit zunehmender Tiefe in einen flüssigen Zustand über, da sich der Druck über den kritischen Punkt der Atmosphärengase erhöht. Hauptbestandteile (in Stoffmenge bzw. Anzahl der Atome) des Außenbereichs sind Wasserstoff (89,8 ± 2 Vol-%) und Helium (10,2 ± 2 Vol-%) sowie in geringerer Menge Methan (0,3 ± 0,2 Vol-%) und Ammoniak (260 ± 40 Vol-ppm). Die Massenverteilung entspricht damit etwa 75 % Wasserstoff, 24 % Helium und 1 % andere Elemente. Da ein Heliumatom etwa die vierfache Masse eines Wasserstoffatoms besitzt, ist der Massenanteil des Heliums entsprechend höher. Des Weiteren wurden Spuren von chemischen Verbindungen der Elemente Sauerstoff, Kohlenstoff, Schwefel und vielen anderen Elementen gefunden, aber auch von Edelgasen wie z. B. vom Gas Neon. Der Außenbereich beinhaltet daher Spuren von z. B. Wasser, Schwefelwasserstoff sowie weiteren Oxiden und Sulfiden. Die äußersten Schichten beinhalten zudem Kristalle aus gefrorenem Ammoniak, welches in tiefer liegenden Schichten mit Schwefelwasserstoff auch zu Rauchwolken aus Ammoniumsulfid reagieren kann. Noch tiefer liegende, wärmere Schichten enthalten vermutlich auch Spuren von organischen Verbindungen. Insgesamt gleicht Jupiters Zusammensetzung sehr der Gasscheibe, aus der sich vor etwa 4,5 Milliarden Jahren die Sonne entwickelt hat. Es lassen sich Ähnlichkeiten im Aufbau zu Saturn erkennen, wobei Saturn einen geringeren Anteil an Helium hat. Die beiden anderen Gasriesen Uranus und Neptun besitzen aufgrund ihrer geringeren Schwerkraft wesentlich weniger Wasserstoff und Helium. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Mit zunehmender Tiefe geht wegen des hohen Drucks der Wasserstoff vom gasförmigen zum flüssigen Aggregatzustand über. Es gibt dabei keinen Phasenübergang zwischen den Aggregatzuständen, da der Druck in den Tiefen des Planeten jenseits des kritischen Punktes ansteigt. Unter diesen Bedingungen ist die Unterscheidung zwischen Gas und Flüssigkeit nicht mehr möglich und sinnvoll. Daher kann auch keine Oberfläche als Grenzfläche definiert werden. Unterhalb etwa 78 % des Jupiterradius geht der Wasserstoff bei einem Druck jenseits von 300 Millionen Erdatmosphären in eine elektrisch leitfähige Phase über, die wegen der Leitfähigkeit metallisch genannt wird. Es wird vermutet, dass Jupiter unterhalb etwa eines Viertels seines Radius einen Gestein-Eis-Kern hat, der aus schweren Elementen besteht mit bis zu etwa 20 Erdmassen. Die Massenverteilung im Inneren des Planeten entspricht etwa 71 % Wasserstoff, 24 % Helium und 5 % andere Elemente. [BIG]Wetter[/BIG] Außer den hellen und dunklen äquatorparallelen Wolkenbändern fällt an Jupiter vor allem der Große Rote Fleck auf (GRF, oder englisch GRS für Great Red Spot). Der Große Rote Fleck ist ein riesiger ovaler Antizyklon, der in seiner Länge in Richtung der Rotation zwei Erddurchmesser groß ist. Er ist mit keiner festen Oberfläche verbunden, liegt aber sehr stabil zwischen zwei Wolkenbändern um etwa 22° südlicher Breite. Erstmals wurde der Große Rote Fleck 1664 von dem englischen Naturforscher Robert Hooke beschrieben. Seitdem unterlag er nur leichten Veränderungen. Zum Vergleich: Auf der Erde lösen sich Windwirbel in der Atmosphäre üblicherweise innerhalb einiger Wochen wieder auf. Aufgrund seiner Größe ist der Große Rote Fleck bereits in Amateurteleskopen sichtbar. Seine markante Farbe ist zwar deutlich röter als die Umgebung, jedoch ist es kein tiefes, leuchtendes Rot, sondern schwankt im Lauf der Jahre um ein eher helles Orange. Für ein erfolgreiches Auffinden können sich Beobachter an der durch ihn bedingten Einbuchtung am Südrand des dunklen südlichen äquatorialen Gürtels orientieren; diese wird als Bucht des Großen Roten Flecks (Red Spot Hollow) bezeichnet. Welche chemischen Elemente für die rote Färbung verantwortlich sind, ist unbekannt. Jedoch ist vor kurzem der südliche äquatoriale Gürtel verschwunden, so dass der Große Rote Fleck jetzt noch besser sichtbar auf einem sehr breiten, weißen Band liegt. Jupiter unterliegt nach neuen Forschungsergebnissen einem 70-jährigen Klimazyklus. In diesem Zeitraum kommt es zur Ausbildung etlicher Wirbelstürme; Zyklone und Antizyklone, die nach gewisser Zeit wieder zerfallen. Zudem verursacht das Abflauen der großen Stürme Temperaturunterschiede zwischen den Polen und dem Äquator von bis zu zehn Kelvin, die sonst wegen der ständigen Gasvermischung durch die Stürme verhindert werden. Neben dem auffälligen roten Fleck ist seit längerem auch eine Struktur mit der Bezeichnung weißes Oval (englisch oval BA) bekannt, deren Ausdehnung (etwa ein Erddurchmesser) allerdings geringer als die des roten Flecks ist. Das weiße Oval hatte sich ab 1998 aus drei seit den 1930er Jahren bekannten Stürmen entwickelt. Im Jahre 2006 wurde durch Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops ein Farbwechsel hin zu Rot beobachtet, so dass möglicherweise in Zukunft dieser Struktur der Name Zweiter Roter Fleck oder Kleiner Roter Fleck gegeben wird, auf englisch red spot junior. Neuere Messungen ermittelten in seinem Inneren Windgeschwindigkeiten bis zu 600 km/h. Im Mai 2008 wurde ein dritter roter Fleck entdeckt, von dem zuerst angenommen wurde, dass er etwa im August mit dem Großen Roten Fleck zusammentreffen würde. Der neue rote Fleck ging aus einem bisher weißlichen, ovalförmigen Sturmgebiet hervor. Die Änderung der Farbe deutet darauf hin, dass die Wolken in größere Höhen steigen. In solch einer Höhe befindet sich auch die Wolkenobergrenze des Großen Roten Flecks. Mitte Juli 2008 hat der größte Wirbelsturm des Jupiter, der Große Rote Fleck, den dritten roten Fleck verschlungen, wie Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop Hubble zeigen. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Jupiter besitzt das größte Magnetfeld aller Planeten des Sonnensystems. An der Oberfläche beträgt die Stärke des Feldes äquatorial circa 400 Mikrotesla und an den Polen zwischen 1040 und 1400 Mikrotesla. Es ist somit 10 bis 20-mal so stark wie das Erdmagnetfeld (ca. 30 µT am Äquator und ca. 60 µT an den Polen). Der magnetische Nordpol des Jupiters liegt in der Nähe seines geographischen Südpols. Die Achse des magnetischen Nordpols ist um circa 10° in Relation zu seiner Rotationsachse geneigt. Die fiktive Achse zwischen dem magnetischen Nordpol und dem magnetischen Südpol geht nicht direkt durch das Zentrum des Planeten, sondern leicht daran vorbei, ähnlich wie es bei der Erde der Fall ist. Die genaue Entstehung des Magnetfeldes ist bei Jupiter noch ungeklärt, jedoch gilt als gesichert, dass der metallische Wasserstoff sowie die schnelle Rotationsperiode Jupiters eine entscheidende Rolle spielen. Auf der sonnenzugewandten Seite erstreckt sich das Magnetfeld etwa 5 bis 7 Mio. Kilometer weit in das Weltall. Auf der sonnenabgewandten Seite ragt es gut 700 Mio. Kilometer ins Weltall und reicht damit fast bis in die Saturnbahn. Der Grund für diese Asymmetrie ist der Sonnenwind, der eine Stoßfront bildet. Dadurch wird von der Sonne aus gesehen das Magnetfeld vor dem Planeten gestaucht und dahinter gedehnt. Die ständige Wechselwirkung mit dem Sonnenwind führt dazu, dass die genauen Ausmaße des Magnetfeldes stark schwanken können. Besonders stark können etwaige Fluktuationen auf der sonnenzugewandten Seite sein. Bei schwachem Sonnenwind kann das Magnetfeld dort bis zu 16 Mio. Kilometer weit ins All reichen. Die Fluktuationen des Magnetfeldes wurden unter anderem von den beiden Sonden Voyager 1 und 2 untersucht. Den vom Magnetfeld eingenommenen Raum nennt man Magnetosphäre. Die Magnetosphäre Jupiters ist derart groß, dass wenn man sie von der Erde aus sehen könnte, die fünffache Fläche des Vollmondes einnehmen würde. Abgesehen von der Magnetosphäre der Sonne, ist sie mit Abstand das größte Objekt in unserem Sonnensystem. Das starke Magnetfeld fängt beständig geladene Teilchen ein, so dass sich Ringe und Scheiben aus geladenen Teilchen um Jupiter bilden. Diese geladenen Teilchen stammen zum einen aus dem Sonnenwind (ein vergleichbarer Effekt findet sich auf der Erde in Form des Van-Allen-Gürtels. Eine weitere und bedeutendere Quelle für geladene Teilchen sind die Monde des Jupiters, besonders Io. So findet man beispielsweise einen Torus aus geladenen Schwefel) und Sauerstoffatomen um die Umlaufbahn von Io herum sowie um die Umlaufbahn von Europa, wobei die Herkunft der geladenen Teilchen des Plasmas dieses Torus noch nicht geklärt ist. Durch Fluktuationen im Magnetfeld entsteht ständig Strahlung, die von Jupiter ausgeht. Diese so genannte Synchrotronstrahlung kann im Dezimeterwellenbereich gemessen werden und führt auch zur Wasserverdampfung auf Europas Oberfläche. Das Magnetfeld lässt sich grob in drei Teile einteilen: Der innere Bereich ist ringförmig und erstreckt sich etwa 10 Jupiterradien weit. Innerhalb dieses Teiles lassen sich unterschiedliche Regionen unterscheiden, die durch verschiedene Elektronen- und Protonenkonzentrationen definiert sind. Der mittlere Teil des Magnetfeldes erstreckt sich von 10 bis etwa 40 Jupiterradien. Dieser Teil ist scheibenförmig abgeplattet. Die äußere Region des Magnetfeldes ist vor allem durch die Wechselwirkung des Magnetfeldes mit dem Sonnenwind geprägt, und ihre Form damit abhängig von dessen Stärke. [BIG]Ringsystem[/BIG] Jupiter hat ein sehr schwach ausgeprägtes Ringsystem, das schon seit der Pioneer-11-Mission 1974 vermutet wurde und 1979 von Voyager 1 erstmals fotografiert werden konnte. Als die Sonde am 5. März 1979 in den Jupiterschatten eintauchte, waren die Ringe im Gegenlicht zu erkennen. Lange Zeit blieb die Herkunft der Ringe unbekannt, und eine erdgebundene Beobachtung erwies sich als außerordentlich schwierig, da die Ringe aus Staubkörnchen bestehen, die zum Großteil nicht größer sind als die Partikel des Rauches einer Zigarette. Hinzu kommt, dass die Staubteilchen nahezu schwarz und daher kaum sichtbar sind: Sie haben eine Albedo von lediglich 5 %, verschlucken also 95 % des auftreffenden, dort ohnehin schon schwachen Sonnenlichts. Ein weiterer Grund für die geringen Ausmaße der Ringe ist die Tatsache, dass sich die Ringe langsam spiralförmig auf Jupiter zu bewegen und in ferner Zukunft schließlich von ihm aufgesaugt werden. Die spiralförmige Rotation hat unterschiedliche Ursachen. Zum einen bewirkt das starke Magnetfeld Jupiters ein elektrisches Aufladen der Staubteilchen. Diese stoßen mit anderen geladenen Teilchen zusammen, die Jupiter zum Beispiel aus dem Sonnenwind einfängt, was schließlich zu einer Abbremsung der Teilchen führt. Ein zweiter Effekt, der ebenfalls eine Abbremsung der Staubpartikel bewirkt, ist die Absorption und anschließende Remission von Licht. Dabei verlieren die Staubpartikel Bahndrehimpuls. Diesen Effekt nennt man Poynting-Robertson-Effekt. Beide Effekte zusammen bewirken, dass der Staub innerhalb eines Zeitraumes von etwa 100.000 Jahren aus den Ringen verschwindet. Der Ursprung der Ringe konnte erst durch die Galileo-Mission geklärt werden. Der feine Staub stammt wahrscheinlich von den kleinen felsigen Monden Jupiters. Die Monde werden ständig von kleinen Meteoriten bombardiert. Durch die geringe Schwerkraft der Monde wird ein Großteil des Auswurfs in die Jupiterumlaufbahn geschleudert und füllt damit die Ringe ständig wieder auf. Der Hauptring (Main Ring) zum Beispiel besteht aus dem Staub der Monde Adrastea und Metis. Zwei weitere schwächere Ringe (Gossamer-Ringe) schließen sich nach außen hin an. Das Material für diese Ringe stammt hauptsächlich von Thebe und Amalthea. Außerdem konnte noch ein extrem dünner Ring in einer äußeren Umlaufbahn entdeckt werden, der einen Durchmesser von über 640.000 km hat und dessen Teilchen sich bis zu 20° außerhalb der Äquatorebene des Jupiters bewegen. Dieser Ring umkreist Jupiter in gegenläufiger Richtung. Der Ursprung dieses Ringes ist noch nicht geklärt. Es wird jedoch vermutet, dass er sich aus interplanetarem Staub zusammensetzt. Innerhalb des Hauptringes befindet sich ein Halo aus Staubkörnern, der sich in einem Gebiet von 92.000 bis 122.500 km, gemessen vom Zentrum Jupiters, erstreckt. Der Hauptring reicht von oberhalb der Halogrenze ab 130.000 km bis etwa an die Umlaufbahn von Adrastea heran. Oberhalb der Umlaufbahn von Metis nimmt die Stärke des Hauptrings merklich ab. Die Dicke des Hauptrings ist geringer als 30 km. Der von Amalthea gespeiste innere Gossamer-Ring reicht von der äußeren Grenze des Hauptrings bis zu Amaltheas Umlaufbahn bei etwa 181.000 km vom Jupiterzentrum. Der äußere Gossamer-Ring reicht von 181.000 km bis etwa 221.000 km und liegt damit zwischen den Umlaufbahnen von Amalthea und Thebe." } RObject { LocName "Metis" Name "Metis" Parent "Jupiter" Pioneer "Stephen Synnott" Date "1979" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Mond wurde im Jahre 1979 von dem Astronomen Stephen Synnott auf Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1 entdeckt und erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1979 J 3. 1983 wurde er offiziell nach der Titanin Metis aus der griechischen Mythologie, der ersten Gemahlin des Zeus, benannt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Metis bewegt sich innerhalb Jupiters Ringsystem und ist vermutlich eine Quelle für die Ringpartikel. Metis umläuft Jupiter innerhalb des geostationären Orbitalradius und ist dabei den starken Gezeitenkräften des Riesenplaneten ausgesetzt. Der Mond ist klein genug, um nicht von den Kräften zerrissen zu werden, jedoch wird seine Umlaufbahn in Zukunft absinken, so dass er (ebenso wie der nächstäußere Mond Adrastea) irgendwann in den Jupiter stürzen wird. Metis befindet sich innerhalb der Roche-Grenze für Flüssigkeitsmonde, d. h. er ist nur durch den Zusammenhalt seines Materials stabil. Die Fluchtgeschwindigkeit gilt nur für eine Bewegung im rechten Winkel zum Gasplaneten. [BIG]Aufbau und physikalische Daten[/BIG] Metis Dichte von 2,8 g/cm³ lässt einerseits darauf schließen, dass sie zu gleichen Teilen aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt ist. Auf der anderen Seite spricht die sehr dunkle Oberfläche gegen das Vorhandensein von Eis." } RObject { LocName "Adrastea" Name "Adrastea" Parent "Jupiter" Pioneer "David C. Jewitt" Date "1979.07.08" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Adrastea wurde am 8. Juli 1979 von den Astronomen David C. Jewitt und G. Edward Danielson auf Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt und erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1979 J 1. Im Jahre 1983 wurde der Mond offiziell nach Adrasteia benannt, einer Göttin aus der griechischen Mythologie, die für die Verteilung von Belohnung und Bestrafung zuständig ist. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Adrastea bewegt sich innerhalb Jupiters Ringsystem und ist vermutlich eine Quelle für die Ringpartikel. Sie umläuft Jupiter innerhalb des rotationssynchronen Orbitalradius und ist dabei den starken Gezeitenkräften des Riesenplaneten ausgesetzt. Der Mond ist klein genug, um nicht von den Kräften zerrissen zu werden, jedoch wird seine Umlaufbahn, ebenso wie die des innersten Mondes Metis, in Zukunft absinken, so dass er irgendwann auf Jupiter stürzt. Adrastea befindet sich innerhalb der Roche-Grenze für flüssige Monde, d. h., sie ist nur durch den Zusammenhalt ihres Materials stabil. Die Fluchtgeschwindigkeit in der Tabelle gilt daher nur für eine Bewegung im rechten Winkel zum Gasplaneten. [BIG]Aufbau und physikalische Daten[/BIG] Adrastea misst 25 × 20 × 15 Kilometer, was etwa einem mittleren Durchmesser von 20 Kilometern entspricht. Ihre hohe Dichte von 4,5 g/cm[SUP]3[/SUP] lässt darauf schließen, dass sie überwiegend aus silikatischem Gestein sowie größeren Anteilen an Eisen zusammengesetzt ist. Sie besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,05, d. h., nur 5 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 18,7[SUP]m[/SUP]. Adrastea rotiert in 7 Stunden und 9 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation auf." } RObject { LocName "Amalthea" Name "Amalthea" Parent "Jupiter" Pioneer "Edward E. Barnard" Date "1892.09.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Mond wurde am 9. September 1892 von dem Astronomen Edward E. Barnard am 91-cm-Refraktor des Lick-Observatoriums entdeckt. Er war der fünfte entdeckte Jupitermond nach der Erstbeobachtung der vier Galileischen Monde im Jahr 1610. Darüber hinaus war er der letzte Mond, der durch visuelle Teleskopbeobachtungen entdeckt wurde. Alle späteren Mondfunde gelangen anhand fotografischer Aufnahmen. Benannt wurde er nach der Nymphe Amalthea aus der griechischen Mythologie, die Zeus mit Ziegenmilch großzog. Der Name Amalthea, der auf einen Vorschlag des französischen Astronomen Camille Flammarion zurückgeht, wurde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erst im Jahre 1975 offiziell vergeben, obwohl er bereits seit Jahrzehnten inoffiziell in Gebrauch war. Vor 1975 wurde der Mond meist einfach als Jupiter V bezeichnet. [BIG]Aufbau und physikalische Daten[/BIG] Amalthea ist ein sehr unregelmäßig geformter Körper mit einer Ausdehnung von 270 km × 168 km × 150 km, wobei die Längsachse auf Jupiter gerichtet ist. Die Dichte ist mit 0,86 g/cm3 sehr gering; das spricht für einen porösen Aufbau aus Wassereis. Möglicherweise handelt es sich um ein zugelaufenes Objekt, das entweder aus dem äußeren Jupitersystem stammt oder in großem Sonnenabstand entstanden und durch Jupiters Anziehungskraft eingefangen worden ist. Amalthea hat eine sehr dunkle, tiefrot gefärbte Oberfläche mit einer Albedo von 0,09; das heißt, nur 9 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Die Rotfärbung ist möglicherweise auf Ablagerungen von Schwefel zurückzuführen, der vom Mond Io bei Vulkanausbrüchen in den Weltraum geschleudert wurde. Darüber hinaus sind helle grünliche Muster sichtbar, deren Ursprung noch unbekannt ist. Die Oberfläche ist stark verkratert. Einige der Einschlagkrater sind im Vergleich zu Amaltheas Größe sehr umfangreich. Der größte Krater Pan besitzt einen Durchmesser von 100 km und ist 8 km tief. Der Krater Gaea hat einen Durchmesser von 90 km und ist vermutlich 16 km tief. Zwei Gebirgszüge, Mons Lyctas und Mons Ida, erheben sich etwa 20 km. Amalthea rotiert in 11 Stunden und 57 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond und die übrigen inneren Jupitermonde, eine gebundene Rotation auf. Die scheinbare Helligkeit beträgt 14,1[SUP]m[/SUP]. Wie Io gibt Amalthea mehr Wärme ab, als der Körper von der Sonne empfängt. Dies könnte auf elektrische Ströme zurückzuführen sein, die bei der Bewegung der Monde durch Jupiters Magnetfeld induziert werden." } RObject { LocName "Thebe" Name "Thebe" Parent "Jupiter" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1979.03.05" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Thebe wurde am 5. März 1979 von dem Astronomen Stephen P. Synnott auf Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1 entdeckt und erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1979 J 2. Im Jahre 1983 wurde sie offiziell nach der Nymphe Thebe, aus der griechischen Mythologie, benannt, der Tochter des Flussgottes Asopos. [BIG]Aufbau[/BIG] Die Oberfläche ist sehr dunkel. Die Aufnahmen der Raumsonden zeigen mindestens drei riesige Einschlagskrater. Thebe weist eine gebundene Rotation auf." } RObject { LocName "Io" Name "Io" Parent "Jupiter" Pioneer "Galileo Galilei" Date "1610" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Io (auch Jupiter I) ist der innerste der vier großen Monde des Planeten Jupiter und mit einem Durchmesser von 3643 km der drittgrößte Mond Jupiters und der viertgrößte Mond des Sonnensystems. Seine Besonderheit ist ein extremer Vulkanismus, der von keinem anderen Himmelskörper im Sonnensystem überboten wird. Bekannt wurde dieser Mond durch die erste Messung der Lichtgeschwindigkeit durch Ole Rømer im Jahr 1676 anhand beobachteter Verfinsterungszeiten von Io in Abhängigkeit von der Stellung des Jupiters zur Erde. Ios Entdeckung wird vom italienischen Gelehrten Galileo Galilei beansprucht, der im Jahre 1610 sein einfaches Fernrohr auf den Jupiter richtete. Die vier großen Monde Io, Europa, Ganymed und Kallisto werden daher auch als Galileische Monde bezeichnet. Benannt wurde der Mond nach Io, in der griechischen Mythologie eine Geliebte des Zeus (Zeus entspricht dem römischen Jupiter). Obwohl der Name Io bereits kurz nach der Entdeckung von Simon Marius vorgeschlagen wurde, konnte er sich über lange Zeit nicht durchsetzen. Erst in der Mitte des 20. Jahrhunderts kam er wieder in Gebrauch. Vorher wurden die Galileischen Monde üblicherweise mit römischen Ziffern bezeichnet und Io war der Jupitermond I. Die Galileischen Monde sind so hell, dass man sie bereits mit einem Fernglas oder einem kleinen Teleskop beobachten kann. [BIG]Umlaufbahn und Rotation[/BIG] Io umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 421.600 Kilometern in 1 Tag 18 Stunden und 27,6 Minuten. Die Bahn weist eine numerische Exzentrizität von 0,004 auf und ist um 0,04 Grad gegenüber der Äquatorebene des Jupiter geneigt. Io rotiert in 1 Tag 18 Stunden und 27,6 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond und die übrigen Galileischen Jupitermonde, eine gebundene Rotation auf. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Io besitzt einen mittleren Durchmesser von 3643,2 Kilometern und hat eine relativ hohe Dichte von 3,56 g/cm[SUP]3[/SUP]. Sie weist damit eine etwas höhere Dichte und einen etwas größeren Durchmesser als der Erdmond auf. Im Gegensatz zu den anderen Galileischen Monden findet sich auf Io so gut wie kein Wasser. Dies könnte darauf zurückzuführen sein, dass Jupiter in der Frühzeit seiner Entstehung hohe Temperaturen aufwies, die Wasser und andere flüchtige Stoffe auf dem innersten Mond entweichen ließen. Ios Albedo beträgt 0,61, das heißt, 61 % des einfallenden Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Die Oberflächentemperatur beträgt im Durchschnitt -143 °C. Vor den Missionen der unbemannten Raumsonden war die Wissenschaft davon überzeugt, dass die Galileischen Monde von Kratern übersäte Körper ähnlich dem Erdmond seien. Anhand der Anzahl und Verteilung der Krater sollten Rückschlüsse auf das Alter der Monde gezogen werden. Als die Sonden Voyager 1 und Voyager 2 erstmals detaillierte Aufnahmen zur Erde sandten, war man überrascht, dass die Monde ein gänzlich anderes Aussehen zeigten. Der Grund hierfür ist bei Io der bis dahin unbekannte Vulkanismus. [BIG]Oberfläche[/BIG] Ios Oberfläche hat ein Alter von nur wenigen Millionen Jahren und ist permanenten Veränderungen unterworfen. Sie ist im Wesentlichen sehr eben mit Höhenunterschieden von weniger als einem Kilometer, aber es gibt auch Berge von bis zu neun Kilometern Höhe, die nicht vulkanischen Ursprungs sind und vermutlich durch tektonische Prozesse entstehen. Vergleiche der Bilder der Voyager-Sonden und der 20 Jahre jüngeren Bilder der Galileo-Sonde deuten auch auf schnelle Verfallsprozesse hin, die bereits in diesem kurzen Zeitraum sichtbar sind. Die markantesten Strukturen der Oberfläche sind jedoch hunderte vulkanischer Calderen, die im Durchmesser bis zu 400 Kilometer groß und teilweise mehrere Kilometer tief sind. Daneben gibt es auch zahlreiche Seen aus geschmolzenem Schwefel. Die Ablagerungen von Schwefel und seinen Verbindungen weisen ein breites Spektrum an Farbtönen auf, die dem Mond ein ungewöhnlich buntes Erscheinungsbild verleihen. Weiterhin erstrecken sich Lavaflüsse einer niedrigviskosen Flüssigkeit über mehrere hundert Kilometer hinweg. Auswertungen der Voyagerdaten ließen vermuten, dass die Lavaflüsse überwiegend aus Schwefel und Schwefelverbindungen zusammengesetzt sind. Dagegen zeigen erdgestützte Infrarotuntersuchungen so genannte Hot Spots mit Temperaturen bis zu 2000 K. Dies ist viel zu heiß für geschmolzenen Schwefel. Möglicherweise bestehen die Lavaflüsse aus geschmolzenen Silikaten. Aktuelle Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops weisen darauf hin, dass das Material reich an Natrium ist. [BIG]Vulkanismus[/BIG] Ios Oberfläche weist so gut wie keine Impaktkrater auf, vielmehr ist sie von aktivem Vulkanismus geprägt und ständigen Veränderungen unterworfen. Io ist mit Abstand der vulkanisch aktivste Körper im ganzen Sonnensystem. Bei Eruptionen werden flüssiger Schwefel und Schwefeldioxid mit Geschwindigkeiten bis zu 1 km/s und Temperaturen von 1000 bis 1300 °C ausgestoßen, die aufgrund der geringen Schwerkraft bis in 300 Kilometer Höhe gelangen können. Die Materialien fallen zurück auf die Oberfläche und bilden mächtige Ablagerungen. Der Vulkanismus wurde erstmals 1979 auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1 nachgewiesen, die seinerzeit großes Aufsehen erregten, da dies die erste Entdeckung von aktivem Vulkanismus auf einem anderen Himmelskörper als der Erde war. Die Eruptionen variieren sehr stark. Bereits über einen Zeitraum von nur vier Monaten, die zwischen der Ankunft von Voyager 1 und Voyager 2 vergangen waren, konnte festgestellt werden, dass Eruptionen in bestimmten Bereichen zum Erliegen gekommen waren, während an anderen Stellen neue begonnen hatten. Die Ablagerungen rund um die vulkanischen Krater hatten sich ebenfalls deutlich verändert. Durch den Vergleich mit den 20 Jahre später aufgenommenen Bildern der Galileo-Sonde ist erkennbar, dass die permanenten Vulkanausbrüche die Oberfläche von Io durch Ablagerungen von ausgeworfenem Material ständig verändern. Io weist die planetologisch jüngste Oberfläche im Sonnensystem auf. Ihr Alter wird auf etwa 10 Millionen Jahre geschätzt. Daher sind auch kaum Einschlagskrater zu erkennen, da diese durch die planetologischen Prozesse eingeebnet werden. Die vulkanische Aktivität wird durch Gezeitenkräfte verursacht, die den Mond regelrecht durchkneten und dadurch aufheizen. Allein die Gezeitenkräfte des Jupiter auf Io sind mehr als 6000-mal stärker als die des Erdmondes auf die Erde. Die zusätzlichen Gezeitenkräfte von Europa und Ganymed liegen noch immer in der Größenordnung der des Mondes auf die Erde. Durch die gebundene Rotation von Io ist jedoch nicht die absolute Stärke der Gezeitenkräfte des Jupiter entscheidend, sondern nur ihre Änderung. Io wird durch einen Resonanzeffekt mit den Monden Europa und Ganymed, deren Umlaufzeiten im Verhältnis 1:2:4 zueinander stehen, auf eine leicht elliptische Bahn um Jupiter gezwungen, sodass die Variation der Gezeitenkräfte des Jupiters allein durch die Variation des Abstandes noch 1000-mal so groß ist wie der Einfluss der Gezeitenwirkung des Mondes auf die Erde. Durch die elliptische Umlaufbahn schwankt Jupiter aus der Sicht eines Beobachters auf Io während eines Umlaufs am Himmel zusätzlich leicht hin und her. Aufgrund des geringen Abstandes zu Jupiter führt diese Libration in Länge des Satelliten zu periodisch wandernden Gezeitenbergen von bis zu etwa 300 Metern Höhe. Die entsprechenden Deformationen der Erdkruste betragen lediglich 20 bis 30 Zentimeter. Wenn die Umlaufbahn von Io kreisförmig wäre, dann wären ihre Gezeitenberge unbewegt und es gäbe auf ihr keinen Vulkanismus. Bedeutende Vulkanberge sind der Culann Patera, der Tupan Patera, der Ra Patera und der Loki Patera. Weitere benannte Vulkane sind etwa Marduk Patera, Pele Patera oder Prometheus. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Anders als die Eismonde des äußeren Sonnensystems, scheint Io daher eher wie die terrestrischen (erdähnlichen) Planeten überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut zu sein. Daten der Raumsonde Galileo lassen darauf schließen, dass Io einen Kern aus Eisen, eventuell mit Anteilen an Eisensulfiden, von mindestens 900 Kilometern Durchmesser besitzt. Bei der erneuten Auswertung von Daten der Raumsonde Galileo entdeckten Forscher, dass Io unter der gesamten Oberfläche Magma, das zu 20 % geschmolzen ist, in einer 50 km dicken Schicht besitzt. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Io besitzt eine äußerst dünne Atmosphäre von 120 Kilometern Höhe, die sich aus Schwefeldioxid und möglicherweise Spuren anderer Gase zusammensetzt. Die 700 Kilometer hoch reichende Ionosphäre besteht aus Schwefel-, Sauerstoff- und Natriumionen. Sie wird durch die vulkanische Aktivität ständig erneuert, so dass der Teilchenverlust durch die Wechselwirkung mit der Magnetosphäre des Jupiter ausgeglichen wird. [BIG]Magnetfeld und Strahlung[/BIG] Io bewegt sich auf ihrer Bahn durch das starke Magnetfeld des Jupiters, wodurch elektrische Ströme induziert werden. Dabei werden rund 1000 Gigawatt mit einem Spannungspotential von 400.000 Volt erzeugt. Unter diesen Bedingungen werden Atome in der oberen Atmosphäre ionisiert und in den Weltraum geschleudert. Io erleidet durch diesen Partikelstrom einen Masseverlust von mehreren Tonnen pro Sekunde. Die Ionen bilden längs Ios Bahn einen Torus um Jupiter, der im infraroten Licht intensiv leuchtet. Partikel, die durch den Sonnenwind aus dem Torus fortgerissen werden, könnten mitverantwortlich für Jupiters ungewöhnlich ausgedehnte Magnetosphäre sein. Die Ionen werden in der Jupitermagnetosphäre derart stark beschleunigt, dass die dadurch entstehende Strahlung die derzeit (2011) strahlungssicherste Elektronik einer Raumsonde lahmlegen würde. Außerdem bildet sich nach demselben Mechanismus, durch den auch Polarlichter entstehen, unterhalb von Io in der Jupiteratmosphäre eine Leuchterscheinung, die eine Leuchtspur nach sich zieht. Warum dem Leuchtpunkt weitere, schwächere Leuchtpunkte voraneilen, ist bisher physikalisch nicht erklärt. Die Position von Io beeinflusst sehr stark die Aussendung der vom Jupitersystem abgestrahlten Radiowellen. Wenn Io von der Erde aus sichtbar ist, steigt die Intensität der Radiostrahlung deutlich an. Spekulationen über ein eigenes Dipolfeld von Io, wie es der Jupitermond Ganymed besitzt, wurden durch die Raumsonde Galileo widerlegt." } RObject { LocName "Europa" Name "Europa" Parent "Jupiter" Pioneer "Galileo Galilei" Date "1610" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Europa (auch Jupiter II) ist mit einem Durchmesser von 3121 km der zweitinnerste und kleinste der vier großen Monde des Planeten Jupiter und der sechstgrößte im Sonnensystem. Obwohl die Temperatur auf der Oberfläche von Europa maximal -150 °C erreicht, vermutet man, dass sich unter einer Kruste aus Wassereis ein bis zu 100 km tiefer Ozean aus Wasser befinden könnte. Europas Entdeckung wird dem italienischen Gelehrten Galileo Galilei zugesprochen, der im Jahre 1610 sein einfaches Fernrohr auf den Jupiter richtete. Die vier großen Monde Io, Europa, Ganymed und Kallisto werden auch als die Galileischen Monde bezeichnet. Benannt wurde der Mond nach Europa, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. Obwohl der Name Europa bereits kurz nach seiner Entdeckung von Simon Marius vorgeschlagen wurde, konnte er sich über lange Zeit nicht durchsetzen. Erst in der Mitte des 20. Jahrhunderts kam er wieder in Gebrauch. Vorher wurden die Galileischen Monde üblicherweise mit römischen Ziffern bezeichnet und Europa war Jupiter II. Die Galileischen Monde sind so hell, dass man sie bereits mit einem Fernglas oder kleinen Teleskopen beobachten kann. [BIG]Umlaufbahn und Rotation[/BIG] Europa umkreist den Jupiter rechtläufig in einem mittleren Abstand von 670.900 km in 3 Tagen, 13 Stunden und 14,6 Minuten. Ihre Umlaufbahn ist mit einer numerische Exzentrizität von 0,0101 fast kreisförmig. Ihr jupiternächster und -fernster Bahnpunkt (Perijovum und Apojovum) weichen jeweils nur um 1,01 % von der großen Halbachse ab. Die Bahnebene ist nur 0,470° gegenüber Jupiters Äquatorebene geneigt. Die Umlaufzeit von Europa steht zu ihrem inneren und äußeren Nachbarmond in einer Bahnresonanz von 2:1 bzw. 1:2; das heißt, während zwei Umläufen von Europa läuft Io genau viermal und Ganymed genau einmal um Jupiter. Europa weist, wie der Erdmond und die übrigen inneren Jupitermonde, eine gebundene Rotation auf und zeigt stets mit derselben Seite zu dem Planeten. [BIG]Aufbau und physikalische Daten[/BIG] Europa besitzt einen mittleren Durchmesser von 3121,6 km und eine mittlere Dichte von 3,01 g/cm³. Obwohl sie deutlich der kleinste der vier Galileischen Monde ist, ist ihre Masse größer als alle kleineren Monde des Sonnensystems zusammengenommen. Die Temperatur auf Europas Oberfläche beträgt nur 110 K (etwa -160 °C) am Äquator und 50 K (etwa -220 °C) an den Polen. [BIG]Oberfläche[/BIG] Europa besitzt mit einer Albedo von 0,64 eine der hellsten Oberflächen aller bekannten Monde im Sonnensystem: 64 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Die Oberfläche setzt sich aus Eis zusammen. Die rötlichen Färbungen sind Folge von abgelagerten Mineralien. Die Oberfläche ist außergewöhnlich eben. Sie ist von Furchen überzogen, die allerdings eine geringe Tiefe aufweisen. Nur wenige Strukturen, die sich mehr als einige hundert Meter über die Umgebung erheben, wurden festgestellt. Auf Europa sind sehr wenige Einschlagskrater sichtbar, von denen nur drei einen Durchmesser von mehr als 5 km besitzen. Der zweitgrößte Krater, Pwyll, hat einen Durchmesser von 26 km. Pwyll ist eine der geologisch jüngsten Strukturen auf Europa. Bei dem Einschlag wurde helles Material aus dem Untergrund über Tausende von Kilometern hinweg ausgeworfen. Die geringe Verkraterung ist ein Hinweis darauf, dass Europas Oberfläche geologisch sehr jung ist. Schätzungen der Einschlagshäufigkeit von Kometen und Asteroiden ergeben ein Alter von höchstens 30 Millionen Jahren. Europas auffälligstes Merkmal ist ein Netzwerk von kreuz und quer verlaufenden Gräben und Furchen, Lineae genannt (Einzahl: Linea), die die gesamte Oberfläche überziehen. Die Lineae haben eine starke Ähnlichkeit mit Rissen und Verwerfungen auf irdischen Eisfeldern. Die größeren sind etwa 20 km breit und besitzen undeutliche äußere Ränder sowie einen inneren Bereich aus hellem Material. Die Lineae könnten durch Kryovulkanismus (Kältevulkanismus) oder den Ausbruch von Geysiren aus warmem Wasser entstanden sein, wodurch die Eiskruste auseinander gedrückt wurde. Diese Lineae befinden sich außerdem zum allergrößten Teil an anderen Stellen, als man sie erwartet. Dies lässt sich möglicherweise dadurch erklären, dass sich zwischen Eiskruste und Mondoberfläche ein Ozean befindet. Dieser könnte entstanden sein, weil sich auf Grund der exzentrischen Umlaufbahn des Mondes um den Jupiter andauernd dessen Gravitationswirkung auf Europa ändert, sodass dieser ständig verformt wird. Dadurch erwärmt sich Europa und das Eis schmilzt zum Teil. [BIG]Eisvorkommen und Ozean[/BIG] Die glatte Oberfläche und die Strukturen erinnern sehr stark an Eisfelder in Polarregionen auf der Erde. Es wird vermutet, dass sich unter Europas Kruste aus Wassereis ein Ozean aus flüssigem Wasser befindet, der durch die Wirkung von Gezeitenkräften erwärmt wird. Bei den kalten Oberflächentemperaturen ist Wassereis hart wie Gestein. Die größten sichtbaren Krater wurden offensichtlich mit frischem Eis ausgefüllt und eingeebnet. Dieser Mechanismus sowie Berechnungen der durch die Gezeitenkräfte verursachten Erwärmung lassen darauf schließen, dass Europas Eiskruste etwa 10 bis 15 km stark ist. Der darunter liegende Ozean könnte eine Tiefe von bis zu 100 km aufweisen. Die Wassermenge würde damit mehr als das Doppelte der irdischen Ozeane ausmachen. Es könnte jedoch Wasserblasen nur ca. 3 km unter der Oberfläche im Eis geben. Detaillierte Aufnahmen zeigen, dass sich Teile der Eiskruste gegeneinander verschoben haben und zerbrochen sind, wobei ein Muster von Eisfeldern entstand. Die Bewegung der Kruste wird durch Gezeitenkräfte hervorgerufen, die die Oberfläche um 30 m heben und senken. Die Eisfelder müssten aufgrund der gebundenen Rotation ein bestimmtes, vorhersagbares Muster aufweisen. Detaillierte Aufnahmen zeigen statt dessen, dass nur die geologisch jüngsten Gebiete ein solches Muster zeigen. Andere Gebiete weichen mit zunehmendem Alter von diesem Muster ab. Das kann damit erklärt werden, dass sich Europas Oberfläche geringfügig schneller bewegt, als ihr innerer Mantel und der Kern. Die Eiskruste ist vom Mondinnern durch den dazwischen liegenden Ozean mechanisch abgekoppelt und wird von Jupiters Gravitationskräften beeinflusst. Vergleiche der Aufnahmen der Raumsonden Galileo und Voyager 2 zeigen, dass sich Europas Eiskruste in etwa 10.000 Jahren einmal um den Mond bewegt. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Der Mond gleicht in seinem Aufbau den terrestrischen (erdähnlichen) Planeten, da er überwiegend aus Silikatgestein aufgebaut ist. Seine äußere Schicht besteht aus Wasser mit einer geschätzten Mächtigkeit von 100 km. Darüber hinaus dürfte er einen relativ kleinen Kern aus Eisen besitzen. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops ergaben Hinweise auf das Vorhandensein einer extrem dünnen Atmosphäre aus Sauerstoff, mit einem Druck von 10[SUP]-11[/SUP] bar. Es wird angenommen, dass der Sauerstoff durch die Einwirkung der Sonnenstrahlung auf die Eiskruste entsteht, wobei das Wassereis in Sauerstoff und Wasserstoff gespalten wird. Der flüchtige Wasserstoff entweicht in den Weltraum, der massereichere Sauerstoff wird durch Europas Gravitation festgehalten. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Bei Vorbeiflügen der Galileosonde wurde ein schwaches Magnetfeld gemessen (seine Stärke entspricht etwa ¼ der Ganymeds). Das Magnetfeld variiert, während sich Europa durch die äußerst ausgeprägte Magnetosphäre des Jupiter bewegt. Die Daten von Galileo weisen darauf hin, dass sich unter Europas Oberfläche eine elektrisch leitende Flüssigkeit befindet, etwa ein Ozean aus Salzwasser. Darüber hinaus zeigen spektroskopische Untersuchungen, dass die rötlichen Linien und Strukturen an der Oberfläche reich an Salzen, wie Magnesiumoxid, sind. Die Salzablagerungen könnten zurückgeblieben sein, als ausgetretenes Salzwasser verdampft war. Da die festgestellten Salze in der Regel farblos sind, dürften andere Elemente, wie Eisen oder Schwefel für die rötliche Färbung verantwortlich sein. [BIG]Spekulationen über Leben auf Europa[/BIG] Das mögliche Vorhandensein von flüssigem Wasser ließ Spekulationen darüber aufkommen, ob in Europas Ozeanen Formen von Leben existieren können. Auf der Erde wurden Lebensformen entdeckt, die unter extremen Bedingungen auch ohne das Vorhandensein von Sonnenlicht bestehen können, etwa in den hydrothermalen Quellen (Schwarze Raucher) oder in der Tiefsee. Nach einem Bericht des Wissenschaftsmagazins New Scientist kamen NASA-Wissenschaftler, die die gestrichene Nasa-Mission Jupiter Icy Moons Orbiter planten, nach Auswertungen früherer Missionen im Frühjahr 2004 zu dem Schluss, dass der Mond Europa weitaus lebensfeindlicher sein könnte als zuvor angenommen. So wurden auf der Oberfläche Wasserstoffperoxid und von konzentrierter Schwefelsäure bedeckte Flächen nachgewiesen. Hier geht man davon aus, dass die Säure aus dem unter der Eisschicht angenommenen Ozean stammt. Die Konzentration wird mit unterseeischem Vulkanismus erklärt, der für den Schwefel verantwortlich sein kann. Um eine Kontaminierung Europas mit irdischen Mikroorganismen zu vermeiden, ließ man die Raumsonde Galileo, die zuletzt Europa beobachtete, in der Jupiteratmosphäre verglühen." } RObject { LocName "Ganymed" Name "Ganymede" Parent "Jupiter" Pioneer "Galileo Galilei" Date "1610" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ganymed (auch Jupiter III) ist der dritte und mit einem Durchmesser von 5262 km der größte der vier großen Monde des Planeten Jupiter. Er ist noch vor Titan der größte Mond des Sonnensystems und größer als der Planet Merkur. Der Mond wurde von Galileo Galilei entdeckt, weswegen er auch als einer der Galileischen Monde bezeichnet wird. Ganymeds Entdeckung wird dem italienischen Gelehrten Galileo Galilei zugeschrieben, der im Jahre 1610 sein einfaches Fernrohr auf den Jupiter richtete. Die vier großen Monde Io, Europa, Ganymed und Kallisto werden daher auch als die Galileischen Monde bezeichnet. Benannt wurde der Mond nach dem Jüngling Ganymed, einem Mundschenk der Götter und Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. Er ist der einzige Jupitermond, der nach einer männlichen Figur benannt ist. Obwohl der Name Ganymed bereits kurz nach seiner Entdeckung von Simon Marius vorgeschlagen wurde, konnte er sich über lange Zeit nicht durchsetzen. Erst in der Mitte des 20. Jahrhunderts kam er wieder in Gebrauch. Vorher wurden die Galileischen Monde üblicherweise mit römischen Ziffern bezeichnet und Ganymed war der Jupitermond III. Die Galileischen Monde sind so hell, dass man sie bereits mit einem Fernglas oder kleinen Teleskop beobachten kann. Insbesondere Ganymed ist mit einer Helligkeit von bis zu 4,6 mag zu Oppositionszeiten so hell, dass er freiäugig sichtbar wäre, wenn er nicht durch den nahen Jupiter überstrahlt würde. [BIG]Umlaufbahn und Rotation[/BIG] Ganymed umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 1.070.400 km in 7 Tagen 3 Stunden und 42,6 Minuten. Er befindet sich damit in Resonanz mit seinen beiden inneren Nachbarn Europa (1:2) und Io (1:4), ein Effekt, der zu verhältnismäßig großen Exzentrizitäten der Bahnen dieser Monde beiträgt. Diese Tatsache hat insbesondere große Bedeutung für die Gezeitenreibung im Inneren dieser Monde und ist damit eine Erklärung für den Vulkanismus auf Io. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0015 auf und ist 0,21° gegenüber der Äquatorebene des Jupiters geneigt. Ganymed rotiert in 7 Tagen, 3 Stunden und 42,6 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond und die übrigen inneren Jupitermonde, eine gebundene Rotation auf. Wegen der im Vergleich zum Erdmond geringen Exzentrizität der Bahn und der sehr kleinen Achsneigung Ganymeds sind Librationseffekte gering. Die maximale Libration der Länge, die proportional zur Exzentrizität der Bahn ist, beträgt nur etwa 10' (beim Erdmond beträgt diese maximal etwa 7°). Die durch diese Taumelbewegung entstehenden Gezeiteneffekte, die beim Jupitermond Io als Hauptursache für den starken Vulkanismus gelten, sind daher (und aufgrund des wesentlich größeren Abstandes) viel geringer. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Ganymed besitzt einen mittleren Durchmesser von 5262 km und ist damit der größte Mond im Sonnensystem. Er ist damit etwas größer als der Saturnmond Titan (5150 km) und deutlich größer als der Planet Merkur (4878 km), wobei er allerdings mit seiner geringen Dichte von 1,936 g/cm[SUP]3[/SUP] nur die Hälfte von Merkurs Masse aufweist. [BIG]Oberfläche[/BIG] Ganymeds Oberfläche kann in zwei unterschiedliche Regionen unterteilt werden: Eine geologisch sehr alte, dunkle Region mit einer großen Anzahl an Impaktkratern und eine etwas jüngere, hellere Region mit ausgeprägten Gräben und Verwerfungen. Die beiden Regionen sind auf tektonische Aktivitäten zurückzuführen. Ganymeds Oberfläche besteht aus zwei kontinentalen Platten, die sich unabhängig voneinander bewegen, wobei an ihren Randzonen Gebirgszüge aufgeworfen werden können. Darüber hinaus sind Gebiete sichtbar, durch die sog. wässrige Lava geflossen sein könnte, deren Ursprung auf vergangenen Kryovulkanismus zurückzuführen ist. Hinsichtlich der Tektonik ähnelt Ganymed dem Planeten Erde, obwohl die Aktivitäten auf Ganymed zum Erliegen gekommen sind. Die dunklen Regionen ähneln der Oberfläche von Kallisto, ein ähnliches System von Gräben und Verwerfungen existiert auf dem Saturnmond Enceladus und den Uranusmonden Miranda und Ariel. Beide Regionen weisen viele Impaktkrater auf. Deren Anzahl und Verteilung ergeben für Ganymeds Oberfläche ein Alter von 3 bis 3,5 Milliarden Jahren, vergleichbar dem Erdmond. Dabei überlagern die Krater die Gräben oder werden von diesen durchbrochen, was darauf schließen lässt, dass die Gräben ebenfalls geologisch alt sind. Daneben gibt es auch Einschläge jüngeren Datums, bei denen Material aus dem Untergrund in Form von Strahlensystemen ausgeworfen wurde. Anders als auf dem Erdmond oder dem Merkur sind die meisten Krater relativ flach und weisen keine Ringwälle oder Zentralberge auf. Offensichtlich hat die Eiskruste über geologische Zeiträume nachgegeben und diese Strukturen eingeebnet. Sehr alte Krater sind nur noch als dunkle Reliefs zu erkennen. Die größte zusammenhängende Struktur auf Ganymed ist eine dunkle Ebene, die Galileo Regio genannt wird. Weiterhin sind ausgedehnte konzentrische Erhebungen sichtbar, die das Überbleibsel eines gewaltigen Impaktereignisses sind, das vor sehr langer Zeit stattgefunden hat. Ganymeds Albedo beträgt 0,43, das heißt 43 % des einfallenden Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Im Vergleich zu den Monden Io und Europa ist seine Oberfläche relativ dunkel. Die Oberflächentemperatur beträgt im Durchschnitt -160 °C. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die Auswertung der Daten der Raumsonde Galileo weist darauf hin, dass es sich bei Ganymed um einen differenzierten Körper handelt, dessen Schalenaufbau aus vier Schichten besteht: Ein relativ kleiner Kern aus Eisen oder Eisensulfid ist von einem Mantel aus silikatischem Gestein umgeben. Darüber liegen eine etwa 800 km dicke Schicht aus weichem Wassereis und eine äußere harte Eiskruste. Ferner zeigte die Bahnbewegung der Raumsonde kleine Anomalien im Schwerefeld, die entweder auf einen ungleichmäßigen Gesteinsmantel hinweisen oder von größeren Mengen an im Eismantel eingeschlossenen Gesteinen zeugen. Vielleicht werden sie auch von Gesteinstrümmern in oberflächennahen Eisschichten verursacht. Der metallische Kern ist ein Anzeichen dafür, dass Ganymed in der Frühzeit seiner Entstehung im Innern höhere Temperaturen aufwies, als man zuvor angenommen hatte. Tatsächlich scheint Ganymed ähnlich aufgebaut zu sein wie Io, nur dass er zusätzlich von einem äußeren Eismantel und einer Eiskruste umgeben ist. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Erste Anzeichen der Existenz einer Atmosphäre um den Jupitermond wurden bereits im Jahr 1972 bei der Bedeckung des Sterns SAO 186800 durch Ganymed gefunden. Der Druck in der extrem dünnen Atmosphäre wurde damals mit größer als 10[SUP]-6[/SUP] bar angegeben. Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop ergaben 1997 Hinweise auf das Vorhandensein einer extrem dünnen Atmosphäre aus Sauerstoff. Es wird angenommen, dass der Sauerstoff durch die Einwirkung der Sonnenstrahlung auf die Eiskruste entsteht, wobei das Wassereis in Sauerstoff und Wasserstoff gespalten wird. Der flüchtige Wasserstoff entweicht in den Weltraum, der massereichere Sauerstoff wird durch Ganymeds Gravitation festgehalten. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Im Rahmen der beiden ersten Vorbeiflüge der Raumsonde Galileo am Mond Ganymed im Juni 1996 (G1) in einer Höhe von 838 km und im September 1996 (G2) in einer Höhe von nur 264 km konnte nachgewiesen werden, dass Ganymed über ein eigenes magnetisches Dipolfeld verfügt. Neben der Erde und dem Merkur ist Ganymed damit der einzige feste planetare Körper im Sonnensystem mit nennenswertem eigenen Dipolfeld, insbesondere der einzige Mond. Spekulationen über ein ebensolches Feld des Jupitermondes Io haben sich hingegen nicht bestätigt. Das Magnetfeld kann in einer ersten Näherung als einfache Überlagerung eines Dipolfeldes mit dem Feld des Jupiters im Vakuum angenommen werden. Das Jupiterfeld kann dabei in einer Umgebung des Mondes von etwa 10 Ganymedradien als konstant angesehen werden, wobei die Stärke dieses homogenen Feldes etwa 120 nT beträgt. Die Ausrichtung des Magnetfeldes kann allerdings während des Umlaufes um Jupiter variieren. Das Modell passt zu den Daten des Vorbeiflugs G1, wenn eine äquatoriale Feldstärke des Dipolfeldes von 750 nT angenommen wird (dargestellt in nebenstehendem Bild). Die Feldstärke ist zwar viel geringer als die des Erdmagnetfeldes (äquatorial 30.000 nT), aber größer als die des Planeten Merkur (äquatorial 450 nT). Die Richtung des magnetischen Dipols weicht etwa 10° von der Rotationsachse ab und zeigt im Ganymed-zentrierten Koordinatensystem in die Richtung des 220. Längengrades (der Nullmeridian zeigt dabei wegen der gebundenen Rotation immer zum Jupiter). Die Struktur des Magnetfeldes ist etwas verschieden von den planetaren Magnetfeldern der Erde oder der Gasplaneten. Das umgebende Magnetfeld des Jupiters ist so stark, dass es auf der Oberfläche des Ganymeds nur eine relativ kleine Zone am Äquator gibt, wo die Magnetfeldlinien vom Mond wieder auf den Mond zurücklaufen. In den relativ großen polaren Regionen verlaufen die Feldlinien hingegen zum Jupiter oder kommen dorther. Die grüne Linie im nebenstehenden Bild (die Separatrix) trennt Gebiete in denen die Feldlinien von Ganymed zu Ganymed, Ganymed zu Jupiter und von Jupiter zu Jupiter laufen. Bessere Modelle des Magnetfeldes ziehen die Tatsache in Betracht, dass sich Ganymed nicht im Vakuum durch das Magnetfeld des Jupiters bewegt, sondern dass es ein mit Jupiter korotierendes (beidseitige Rotationsbindung) Plasma gibt, in dem der Mond sich befindet. Die Einbeziehung des Plasmas in das Modell geschieht im Rahmen der Magnetohydrodynamik und erklärt die Ausbildung einer Magnetosphäre. Die Existenz einer Magnetopause wurde von Galileo bestätigt, allerdings gibt es im Gegensatz zur Erdmagnetosphäre keine Bugstoßwelle. Zur Ausbildung einer solchen Stoßwelle müsste das einströmende Plasma eine Geschwindigkeit relativ zum Ganymed besitzen, die größer als die Alfvén-Geschwindigkeit ist. Anders als bei der Erde, bei der der Sonnenwind mit etwa achtfacher Alfvén-Geschwindigkeit (und zehnfacher Schallgeschwindigkeit) auf die Magnetopause trifft, hat das korotierende Plasma des Jupiters zwar 2,4-fache Schallgeschwindigkeit, aber nur etwa halbe Alfvén-Geschwindigkeit. In den polaren Regionen des Ganymed, in denen Feldlinien von Jupiter zu Ganymed laufen, kann Plasma bis zur Atmosphäre des Planeten vordringen und führt dort zu Polarlichtern, die vom Hubble-Weltraumteleskop im UV-Licht tatsächlich beobachtet werden konnten. Die Tatsache, dass die Richtung des Dipols von der Richtung der Rotationsachse nur um 10° abweicht, deutet darauf hin, dass die Ursache des Magnetfeldes in einem Dynamoeffekt zu suchen ist. Als möglicher Träger des Dynamoeffekts kommen leitfähige Flüssigkeiten in Frage. Diskutiert werden als Kandidaten sowohl flüssiges Metall im Kern des Mondes, als auch Salzwasser im Mantel." } RObject { LocName "Kallisto" Name "Callisto" Parent "Jupiter" Pioneer "Galileo Galilei" Date "1610" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kallisto (vom altgriechischen Namen Kálliste [die Schönste] bzw. Kallisto, eine Geliebte des Zeus) (auch Jupiter IV, Callisto) ist mit einem Durchmesser von 4821 km der zweitgrößte und äußerste der vier großen Monde des Planeten Jupiter und der drittgrößte Mond des Sonnensystems. Kallistos Entdeckung wird dem italienischen Gelehrten Galileo Galilei zugeschrieben, der im Jahre 1610 sein einfaches Fernrohr auf den Jupiter richtete. Die vier großen Monde Io, Europa, Ganymed und Kallisto werden auch als die Galileischen Monde bezeichnet. Benannt wurde der Mond nach Kallisto, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. Der Sage nach wurden Kallisto und ihr Sohn Arkas später in Bären verwandelt und an den Sternenhimmel versetzt. Kallisto ist demnach gleich zweimal am Himmel zu sehen, als Sternbild Großer Bär (Großer Wagen) und als Mond des Jupiter. Der Name Kallisto wurde von Simon Marius bereits kurz nach seiner Entdeckung vorgeschlagen, konnte sich jedoch über lange Zeit nicht durchsetzen. Erst in der Mitte des 20. Jahrhunderts kam er wieder in Gebrauch. Vorher wurden Monde üblicherweise nur mit römischen Ziffern nummeriert und Kallisto mit Jupitermond IV bezeichnet, da die Nummerierung ursprünglich nach der Größenfolge der Umlaufbahnen vorgenommen wurde. Die Galileischen Monde sind so hell, dass man sie bereits mit einem Fernglas oder kleinen Teleskop beobachten kann. [BIG]Umlaufbahn und Rotation[/BIG] Kallisto umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 1.833.000 km in 16 Tagen 16 Stunden und 32,2 Minuten. Ihre Bahn weist eine Exzentrizität von 0,007 auf und ist 0,51° gegenüber der Äquatorebene des Jupiter geneigt. Als der äußerste der Galileischen Monde ist Kallisto von der Umlaufbahn des nächstinneren und größeren Ganymed über 800.000 km entfernt. Im Verhältnis zur Umlaufzeit des Ganymed bewegt sich Kallisto in einer 3:7-Bahnresonanz, im Unterschied zu den 1:2-Resonanzen zwischen den jeweils benachbarten drei inneren großen Monden. Kallisto rotiert in 16 Tagen 16 Stunden und 32,2 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond und die übrigen inneren Jupitermonde, eine gebundene Rotation auf. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Kallisto hat einen mittleren Durchmesser von 4821 km und ist damit fast genauso groß wie der Planet Merkur (4878 km). Ihre Dichte ist mit etwa 1,83 g/cm[SUP]3[/SUP] etwas kleiner als die von Ganymed, aber deutlich kleiner als die der beiden anderen Galileischen Monde Europa und Io. Sie hat im Vergleich zu den anderen Galileischen Monden eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,2, das heißt nur 20 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Die Oberflächentemperatur beträgt im Schnitt -139 Grad Celsius. [BIG]Oberflächenstrukturen[/BIG] Kallisto weist die höchste Dichte an Impaktkratern im ganzen Sonnensystem auf. Krater und bei deren Einschlag entstandene konzentrische ringförmige Erhebungen prägen die Oberfläche; größere Gebirgszüge sind nicht vorhanden. Dies lässt darauf schließen, dass Kallistos Oberfläche überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Die Eiskruste hat über geologische Zeiträume hinweg nachgegeben, wobei ältere Krater und Gebirgszüge eingeebnet wurden. Zwei riesige Einschlagsbecken, umgeben von konzentrischen Ringwällen, sind die auffälligsten Strukturen auf Kallisto. Das größte Becken, Valhalla, hat einen Durchmesser von 600 km, eine helle Zentralregion und Ringe, die sich über 3000 km ausdehnen. Das Becken Asgard dehnt sich insgesamt über 1600 km aus. Eine andere interessante Struktur ist Gipul Catena, eine Kette von Impaktkratern, die als gerade Linie über die Oberfläche verläuft. Verursacht wurde die Struktur offensichtlich von einem Himmelskörper, der wie der Komet Shoemaker-Levy 9 vor dem Einschlag durch die Gezeitenkräfte des Jupiter zerrissen wurde. Das Alter der Oberfläche Kallistos wird auf 4 Milliarden Jahre datiert. Sie war seit der Frühzeit der Entstehung des Sonnensystems keinen größeren Veränderungen unterworfen, was bedeutet, dass der Mond seit dieser Zeit geologisch nicht mehr aktiv war. Anders als der benachbarte Ganymed mit seiner auffälligen Oberfläche weist Kallisto keine Anzeichen von Plattentektonik auf, obwohl sie in etwa gleich groß ist. Ihre geologische Entwicklung war offensichtlich wesentlich einfacher verlaufen, beziehungsweise nach relativ kurzer Zeit abgeschlossen, während in den übrigen Galileischen Monden komplexere Vorgänge stattfanden. Die sichtbare Oberfläche liegt auf einer Eisschicht, die eine geschätzte Mächtigkeit von 200 km aufweist. Darunter befindet sich vermutlich ein 10 km tiefer Ozean aus flüssigem Salzwasser, worauf magnetische Messungen der Raumsonde Galileo hinweisen. Ein weiteres Indiz für flüssiges Wasser ist die Tatsache, dass auf der entgegengesetzten Seite des Kraters Valhalla keine Brüche und Verwerfungen sichtbar sind, wie sie auf massiven Körpern, wie dem Erdmond oder dem Planeten Merkur beobachtet werden können. Eine Schicht flüssigen Wassers hat offensichtlich die seismischen Schockwellen gedämpft, bevor sie sich durch das Mondinnere bewegten. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Das Innere Kallistos ist demnach aus etwa 60 % silikatischem Gestein und 40 % Wassereis aufgebaut, wobei mit zunehmender Tiefe der Silikatanteil ansteigt. Von ihrer Zusammensetzung her ähnelt Kallisto dem Saturnmond Titan und dem Neptunmond Triton. Ihre Masse beträgt daher trotz ihrer Größe nur knapp ein Drittel der Masse des Merkur und ist etwa 30 % größer als die Masse des Erdmondes. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Aktuelle Beobachtungen weisen darauf hin, dass Kallisto eine äußerst dünne Atmosphäre aus Kohlendioxid besitzt. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Die Sonde Galileo hatte bei ihren Vorbeiflügen ein schwaches Magnetfeld bei Kallisto gemessen, dessen Stärke variiert, während sich der Mond durch die extrem starke Magnetosphäre des Jupiter bewegt. Dies deutet auf das Vorhandensein einer elektrisch leitenden Flüssigkeit, wie Salzwasser, unterhalb Kallistos Eiskruste hin." } RObject { LocName "Themisto" Name "Themisto" Parent "Jupiter" Pioneer "Charles Kowal" Date "1975.09.30" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Themisto (auch Jupiter XVIII) ist einer der kleinsten bekannten Monde des Planeten Jupiter. Themisto wurde erstmals am 30. September 1975 von den Astronomen Charles Kowal und Elizabeth Roemer entdeckt und erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1975 J 1. Es konnten jedoch nicht genug Beobachtungen durchgeführt werden, um die Bahndaten exakt zu bestimmen, so dass der Himmelskörper zunächst wieder verloren ging. Im Jahre 2000 entdeckten Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Yanga R. Fernández und Eugene (Gene) A. Magnier einen vermeintlich neuen Mond bei Jupiter, der die Bezeichnung S/2000 J 1 erhielt. Es stellte sich jedoch bald heraus, dass es sich um das bereits 1975 entdeckte Objekt handeln muss. 2002 wurde der Mond offiziell nach der Nereide Themisto, einer Geliebten des Zeus (lat. Jupiter) aus der griechischen Mythologie, benannt. [BIG]Bahndaten[/BIG] Themisto umkreist Jupiter auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 7.507.000 km in rund 130 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2420 auf und ist mit 43,3° stark gegenüber der lokalen Laplace-Ebene geneigt. Themistos Bahn ist ungewöhnlich, da sie sich zwischen den galileischen Monden und den Monden der Himalia-Gruppe bewegt. [BIG]Physikalische Daten[/BIG] Themisto hat einen mittleren Durchmesser von nur 8 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt, weshalb sie überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut sein müsste. Ihre Oberfläche ist sehr dunkel. Die Albedo beträgt 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 21[SUP]m[/SUP] ist sie äußerst lichtschwach." } RObject { LocName "Saturn" Name "Saturn" Parent "Sol" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Saturn ist mit einem Äquatordurchmesser von etwa 120.500 Kilometern (9,5-facher Erddurchmesser) der zweitgrößte Planet des Sonnensystems und wird in seiner Größe nur von Jupiter übertroffen. Der Saturn hat mit 95 Erdmassen nur 30 % der Masse Jupiters. Der Saturn ist mit einer durchschnittlichen Entfernung zur Sonne von knapp 1,43 Milliarden Kilometern der sechste Planet des Sonnensystems, seine Bahn verläuft zwischen der von Jupiter und der des sonnenferneren Uranus. Er ist der äußerste Planet, der mit bloßem Auge problemlos erkennbar ist, und war daher schon Jahrtausende vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt. Er ist ein Gasplanet, dessen untersuchte obere Schichten zu etwa 96 % Stoffanteil aus Wasserstoff bestehen, und der von allen Planeten des Sonnensystems die geringste mittlere Dichte (etwa 0,69 g/cm[SUP]3[/SUP]) aufweist. Von den anderen Planeten hebt sich der Saturn durch seine besonders ausgeprägten und schon in kleinen Fernrohren sichtbaren Ringe ab, die zu großen Teilen aus Wassereis und Gesteinsbrocken bestehen. Die sogenannten Äquatorstreifen der Wolkenschichten des Saturn sind weniger deutlich als bei Jupiter, was wahrscheinlich mit einer hochlagernden Dunstschicht zusammenhängt. Bis zum Jahresende 2009 wurden 62 Saturnmonde entdeckt, der größte davon ist Titan mit 5150 Kilometern Durchmesser. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Der Saturn läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,054 um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 9,02 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 10,05 AE. Seine Umlaufbahn ist mit 2,48° leicht gegen die Ekliptik geneigt. Weitere Bahndaten sind die Länge des aufsteigenden Knotens mit 113,72°, die Länge des Perihels mit 92,43° und die mittlere Anomalie mit 49,94° zur Epoche J2000.0. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt der Saturn ungefähr 29 Jahre und 166 Tage. [BIG]Rotation[/BIG] Die Äquatorebene des Saturn ist 26,73° gegen die Bahnebene geneigt. Er rotiert nicht wie ein starrer Körper, sondern zeigt als Gasplanet eine differentielle Rotation: Die Äquatorregionen rotieren schneller (eine Rotation in 10 Stunden, 13 Minuten und 59 Sekunden) als die Polregionen (10 Stunden, 39 Minuten und 22 Sekunden). Die Äquatorregionen werden als System I, die Polregionen als System II bezeichnet. Aus In-Situ-Messungen des Saturnmagnetfeldes durch Raumsonden wurde für das Saturninnere eine noch etwas langsamere Rotationsperiode von 10 Stunden, 47 Minuten und 6 Sekunden hergeleitet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Der Saturn gehört zu den sogenannten Gasriesen. Mit einem Durchmesser von gut 120.000 km ist er nach Jupiter der zweitgrößte Planet des Sonnensystems. Obwohl sein Volumen 58 % des Volumens des Jupiters entspricht, beträgt seine Masse weniger als ein Drittel der Jupitermasse (etwa 95 Erdmassen). Der Saturn hat daher eine sehr geringe mittlere Dichte von nur 0,687 g/cm[SUP]3[/SUP]. Im Durchschnitt ist sein Material also leichter als Wasser unter Normalbedingungen, was für keinen anderen Planeten unseres Sonnensystems zutrifft. Die Temperatur beträgt bei 1 bar Atmosphärendruck (dies wird bei Gasplaneten allgemein als Oberfläche definiert) 134 K (-139 °C) und bei 0,1 bar Druck 84 K (-189 °C). [BIG]Obere Schichten[/BIG] Seine Atmosphäre enthält wie die des Jupiters überwiegend Wasserstoff und Helium, jedoch in einer anderen Zusammensetzung. Der Wasserstoffanteil ist mit etwa 93 % der Masse deutlich höher, der Heliumanteil mit nur knapp 7 % entsprechend geringer. Des Weiteren kommen Spuren von Methan, Ammoniak und anderen Gasen vor. Während die Atmosphäre des Jupiters die Elemente Wasserstoff und Helium im gleichen Verhältnis wie die Sonne enthält, ist der Heliumanteil beim Saturn wesentlich geringer. Dies hängt mit der niedrigeren Temperatur des Saturn zusammen, durch die das Helium größtenteils kondensieren konnte. Die eher detailarme, gelblich-braune Wolkendecke enthält überwiegend gefrorene Ammoniakkristalle. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die Atmosphäre, die wie bei Jupiter hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, geht mit zunehmender Tiefe aufgrund des hohen Druckes allmählich vom gasförmigen in den flüssigen Zustand über. Es existiert jedoch keine definierte Oberfläche, da der Druck in den Tiefen der Atmosphäre jenseits des kritischen Punkts ansteigt und unter diesen Bedingungen eine Unterscheidung zwischen Gas und Flüssigkeit nicht mehr möglich ist. Weiter in der Tiefe geht der Wasserstoff schließlich in seine metallische Form über. Diese Schichten haben jedoch im Gegensatz zum Jupiter aufgrund der kleineren Masse andere Mächtigkeitsverhältnisse. So beginnt im Saturn die metallische Schicht erst bei 0,47 Saturnradien (Jupiter: 0,77 Jupiterradien). Unterhalb dieser Schicht liegt ein Gesteinskern (genauer: Eis-Silikat-Kern), für den Modellrechnungen eine Masse von circa 16 Erdmassen ergeben. Damit besitzt der Saturnkern einen Masseanteil von 25 %, der des Jupiter lediglich 4 %. Das Innere des Gesteinskerns ist sehr heiß, es herrscht eine Temperatur von 12.000 Kelvin. Als Grund dafür wird unter anderem der Kelvin-Helmholtz-Mechanismus angenommen, eine langsame gravitationsbedingte Kompression. Dadurch strahlt der Saturn 2,3-mal so viel Energie ab wie er von der Sonne empfängt. [BIG]Wetter[/BIG] Die Wolken, die in der Atmosphäre des Saturn zu sehen sind, bestehen vor allem aus auskristallisiertem Ammoniak. Saturn besitzt mindestens zwei Wolkenschichten. Die obere verdeckt die untere, wobei letztere nur im infraroten Bereich sichtbar ist, da Saturn Wärme aus seinem Inneren abstrahlt. Die obere Wolkenschicht des Saturn reflektiert das Licht der Sonne, wodurch sie gut beobachtet werden kann, außerdem weist sie gröbere Strukturen auf als die untere Schicht. Der Nordpol ist der Mittelpunkt eines Polarwirbels und einer stabilen Struktur in der Form eines nahezu regelmäßigen Sechsecks mit einem Durchmesser von fast 25.000 Kilometern. Das anscheinend mehrere 100 Kilometer tiefe Hexagon wurde bereits 1980 und 1981 von den Voyager-Sonden aufgenommen; es ist auch auf den von der Saturnsonde Cassini übermittelten Bildern von 2006 wieder zu sehen. Das Hexagon rotiert alle 10 Stunden 39 Minuten und 24 Sekunden einmal um sich selbst. Das ist die gleiche Zeitspanne, die auch die Radioemissionen von Saturn für eine Umdrehung benötigen. Die Entstehung dieses Effekts ist noch nicht geklärt. Am Südpol befindet sich ein ortsfester, hurrikanähnlicher Sturm mit einem Durchmesser von etwa 8000 Kilometern. Auf Saturn wurden weitere Stürme beobachtet, wie zum Beispiel der Große Weiße Fleck, ein Effekt, der alle 29 Jahre auf der nördlichen Hemisphäre beobachtet werden kann und mit dem Großen Roten Fleck auf dem Jupiter vergleichbar ist. Wissenschaftler entdeckten 2005 durch Beobachtungen mit dem Keck-Teleskop auf Hawaii einen Hot Spot (eine im Vergleich zur Umgebung warme Stelle) am Südpol des Saturn. Damit unterscheidet sich Saturn von allen anderen Planeten, bei denen die kältesten Orte in den Polargebieten liegen. Mithilfe des Orbiters Cassini spürten im Januar 2008 Astronomen am Nordpol gleichfalls einen Hot Spot auf, obwohl es dort schon jahrelang dunkel ist. Diese Hot Spots entstehen durch sich bewegendes Atmosphärengas, das sich in Richtung der Pole bewegt. Dabei wird es komprimiert und aufgeheizt; schließlich sinkt es am Pol in Form eines Wirbels in die Tiefen der Saturnatmosphäre ab. Es scheint sich bei beiden Wirbeln um langlebige Strukturen zu handeln, deren Existenz nicht von der Sonneneinstrahlung abhängt. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Der Saturn besitzt ein eigenes Magnetfeld, dessen Form der einfachen, symmetrischen Form eines magnetischen Dipols entspricht. Die Feldstärke am Äquator beträgt etwa 20 µT und ist damit etwa 20-mal weniger stark als das äquatoriale Feld Jupiters (420 µT) und etwas schwächer als das äquatoriale Erdfeld (30 µT). Das magnetische Dipolmoment, das ein Maß für die Stärke des Magnetfeldes bei vorgegebenem Abstand vom Zentrum des Planeten ist, ist mit 4,6 · 10[SUP]18[/SUP]Tm[SUP]3[/SUP] 580-mal stärker als das Magnetfeld der Erde (7,9 · 10[SUP]15[/SUP] Tm[SUP]3[/SUP]). Das Dipolmoment Jupiters ist allerdings mit 1,55 · 10[SUP]20[/SUP] Tm[SUP]3[/SUP] trotz des ähnlich großen Planetendurchmessers etwa 34-mal so groß. Daher ist die Magnetosphäre des Saturn deutlich kleiner als die des Jupiters und erstreckt sich nur zeitweise knapp über die Umlaufbahn des Mondes Titan hinaus.[15] Einzigartig im Sonnensystem ist die fast exakt parallele Ausrichtung der Magnetfeldachse und der Rotationsachse. Während z. B. bei Erde und Jupiter diese Achsen etwa 10° gegeneinander geneigt sind, beträgt die Abweichung der beiden Achsen beim Saturn weniger als 1°. Sehr wahrscheinlich wird das Magnetfeld durch einen Mechanismus erzeugt, der dem Dynamo im Inneren Jupiters entspricht und eventuell von Strömen im metallischen Wasserstoff angetrieben wird. Es gibt aber auch konkurrierende Theorien, die die Ursache des Magnetismus in anderen Materialien und Schichten des Gasplaneten suchen. Genau wie bei anderen Planeten mit ausgeprägtem Magnetfeld wirkt die Magnetosphäre des Saturn als effizienter Schutzschild gegen das Weltraumwetter. Da der Sonnenwind mit Überschallgeschwindigkeit auf die Magnetosphäre trifft, bildet sich auf der sonnenzugewandten Seite eine Stoßwelle aus, die zur Bildung einer Magnetopause führt. Auf der sonnenabgewandten Seite bildet sich, wie bei Erde und Jupiter, ein langer Magnetschweif. Der große Mond Titan, dessen Umlaufbahn noch im Inneren der Magnetosphäre liegt, trägt durch seine ionisierten oberen Atmosphärenschichten (Ionosphäre) zum Plasma der Magnetosphäre bei. Die genaue Struktur der Magnetosphäre ist äußerst komplex, da sowohl die Ringe des Saturn als auch die großen inneren Monde mit dem Plasma wechselwirken. [BIG]Ringsystem[/BIG] Den Saturn umgibt in seiner Äquatorebene ein auffälliges Ringsystem, das bereits in einem kleinen Teleskop problemlos zu sehen ist. Das Ringsystem wurde 1610 von Galileo Galilei entdeckt, der es aber als Henkel deutete. Christiaan Huygens beschrieb die Ringe 45 Jahre später korrekt als Ringsystem. Giovanni Domenico Cassini vermutete als erster, dass die Ringe aus kleinen Partikeln bestehen, und entdeckte 1675 die Cassinische Teilung. Die Ringe werfen einen sichtbaren Schatten auf den Saturn, wie auch umgekehrt der Saturn auf seine Ringe. Der Schattenwurf auf die Saturnoberfläche ist umso ausgeprägter, je mehr die recht dünne Hauptebene des Ringsystems im Laufe eines Saturnjahres gegenüber der Sonne geneigt ist. Es gibt mehr als 100.000 einzelne Ringe mit unterschiedlichen Zusammensetzungen und Farbtönen, welche durch scharf umrissene Lücken voneinander abgegrenzt sind. Der innerste beginnt bereits etwa 7.000 km über der Oberfläche des Saturn und hat einen Durchmesser von 134.000 km, der äußerste hat einen Durchmesser von 960.000 km. Die größten Ringe werden von innen nach außen als D-, C-, B-, A-, F-, G- und E-Ring bezeichnet. Die Umlaufzeit der inneren Ringe beträgt sechs bis acht Stunden, die der äußeren Ringe zwölf bis vierzehn Stunden. Die Lücken zwischen den Ringen beruhen auf der gravitativen Wechselwirkung mit den zahlreichen Monden des Saturn sowie der Ringe untereinander. Dabei spielen auch Resonanzphänomene eine Rolle, die auftreten, wenn die Umlaufszeiten im Verhältnis kleiner ganzer Zahlen stehen. So wird die Cassinische Teilung durch den Mond Mimas verursacht. Einige kleinere Monde, sogenannte Hirten- oder auch Schäfermonde, kreisen direkt in den Lücken und an den Rändern des Ringsystems und stabilisieren dessen Struktur. Neue Messungen und Aufnahmen der Raumsonde Cassini haben ergeben, dass die Ringkanten und damit die Abtrennung der Ringe noch schärfer sind als bisher angenommen. So hatte man vermutet, dass sich in den Lücken ebenfalls einige Eisbrocken befinden, was aber nicht der Fall ist. Die Ringteilchen umkreisen den Saturn rechtläufig in dessen Äquatorebene; somit ist das Ringsystem ebenso wie die Äquatorebene um 27° gegen die Bahnebene geneigt. Alle 14,8 Jahre befindet sich das Ringsystem in der sogenannten Kantenstellung, in der der dünne Rand der Ringe genau der Erde zugewandt ist, so dass das Ringsystem nahezu unsichtbar wird. Das war zuletzt im Jahre 2009 der Fall. Mit dem Spitzer-Weltraumteleskop wurde am 6. Oktober 2009 ein wesentlich weiter außen liegender, vom Hauptringsystem unabhängiger Ring anhand seiner Infrarotstrahlung entdeckt, der mit dem Mond Phoebe den Saturn rückläufig umkreist. Visuell ist er auf Grund seiner sehr geringen Materiedichte nicht sichtbar. Der Ring befindet sich im Radius von 6 bis 12 Millionen Kilometern um den Saturn und seine Ringebene ist gegenüber den schon länger bekannten Ringen um 27° geneigt. Er strahlt nur ca. 80 Kelvin Wärmeenergie ab. Sein Material soll vom Saturnmond Phoebe stammen. Ein weiteres Phänomen sind radiale, speichenartige Strukturen, die sich von innen nach außen über die Ringe erstrecken und hierbei enorme Ausmaße annehmen: bei einer Breite von rund 100 Kilometern können sie bis zu 20.000 Kilometer lang werden. Diese „Speichen“ wurden erstmals von der Sonde Voyager 2 bei ihrer Passage im Jahr 1981 entdeckt, später konnte die Beobachtung unter anderem vom Weltraumteleskop Hubble bestätigt werden. Rätselhafterweise verschwanden diese Strukturen ab 1998 allmählich und konnten dann erst wieder ab September 2005 auf Aufnahmen der Raumsonde Cassini nachgewiesen werden. Als Ursache für die Streifenbildung wurde zunächst eine kurzlebige Wechselwirkung mit dem Magnetfeld des Saturn vermutet. US-amerikanische Astronomen fanden 2006 jedoch eine andere Erklärung für das Rätsel um die Speichenstrukturen: demnach bestehen die Speichen aus winzigen (wenige µm) geladenen Staubpartikeln, deren Flugbahn vom UV-Licht der Sonne so beeinflusst wird, dass sie durch entstehende elektrostatische Kräfte in einen Schwebezustand (Levitation) gebracht und angehoben werden. Je nach Position des Saturn auf seiner Umlaufbahn ändert sich der Winkel zwischen den Saturnringen und der Sonne und somit auch der Einfallswinkel des ultravioletten Lichts. Die dunklen Streifen entstehen in periodischen Abständen immer wenn die Sonne in der Ringebene des Saturn steht und bestehen dann für etwa acht Jahre. Eine streifenlose Phase hält dagegen sechs bis sieben Jahre lang an. Der Grund für die elektrostatische Aufladung der Ringe wird kontrovers diskutiert. Eine Erklärung ist, dass Blitze in der oberen Atmosphäre des Saturn auftreten, welche durch komplexe Vorgänge Elektronenstrahlen erzeugen, die die Ringe treffen. Zur Entstehung der Saturnringe gibt es verschiedene Theorien. Nach der von Édouard Albert Roche bereits im 19. Jahrhundert vorgeschlagenen Theorie entstanden die Ringe durch einen Mond, der sich dem Saturn so weit genähert hat, dass er durch Gezeitenkräfte auseinandergebrochen ist. Der kritische Abstand wird als Roche-Grenze bezeichnet. Der Unterschied der Anziehungskräfte durch den Saturn auf beiden Seiten des Mondes übersteigt in diesem Fall die mondinternen Gravitationskräfte, so dass der Mond nur noch durch seine materielle Struktur zusammengehalten wird. Nach einer Abwandlung dieser Theorie zerbrach der Mond durch eine Kollision mit einem Kometen oder Asteroiden. Nach einer anderen Theorie sind die Ringe gemeinsam mit dem Saturn selbst aus derselben Materialwolke entstanden. Diese Theorie spielte lange Zeit keine große Rolle, denn es wurde vermutet, dass die Ringe ein nach astronomischen Maßstäben eher kurzlebiges Phänomen von höchstens einigen 100 Millionen Jahren darstellen. Dies hat sich jedoch im September 2008 relativiert. Larry Esposito, der US-Astronom, der Anfang der 1980er-Jahre Alter und Gewicht der Saturnringe vermessen hatte, korrigiert seine Schätzungen von damals. Neuen Forschungsergebnissen nach könnte das Alter des Ringsystems mehrere Milliarden Jahre betragen, womit von einem kurzlebigen Phänomen keine Rede mehr sein könnte. Die bisherigen Erkenntnisse über das Alter des Ringsystems wurden aus der Menge an Sternenlicht gewonnen, das durch die Ringe hindurchtritt. Esposito und seine Kollegen haben aber nun das Verhalten von mehr als 100.000 Teilchen in den Saturnringen simuliert. Dies war aufgrund neuer Daten der Raumsonde Cassini, die 2004 den Saturn erreichte, möglich. Diese Daten waren genauer als die jener Sonden, die den Saturn in den 1970er- und 1980er-Jahren besuchten. Die anhand der neuen Messdaten vorgenommenen Kalkulationen haben gezeigt, dass innerhalb der Ringe dynamische Prozesse ablaufen, die eine Kalkulation der Masse anhand des einfallenden Sternenlichts viel schwieriger gestalten als bislang gedacht. Den neu errechneten Daten zufolge könnten die Ringe mehr als dreimal so schwer sein." } RObject { LocName "Pan" Name "Pan" Parent "Saturn" Pioneer "Mark R. Showalter" Date "1990.07.16" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Pan (auch Saturn XVIII) ist der zweite und einer der kleineren der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Er ist der Schäfermond der Encke-Teilung und der innere von zwei Monden innerhalb des A-Rings der Saturnringe. Pan wurde am 16. Juli 1990 von dem Astronomen Mark R. Showalter bei der Auswertung von Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 aus dem Jahre 1981 in den Saturnringen entdeckt. Die Existenz eines Mondes innerhalb der Encke-Teilung war bereits von Jeffrey N. Cuzzi and Jeffrey D. Scargle im Jahre 1985 vorausgesagt worden. Auf den Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 zeigten sich Wellenmuster im Ringsystem, die auf gravitative Störungen hinwiesen. Showalter und andere Astronomen berechneten 1986, welcher Himmelskörper für die Störungen verantwortlich sein könnte. Sie trafen eine ziemlich präzise Vorhersage über dessen Bahn (133.603 km ± 10) und Masse (5 bis 10 · 10[SUP]-12[/SUP] der Saturnmasse) und folgerten, dass sich nur ein einzelner Mond innerhalb der Teilung bewegen könne. Die Angaben der Umlaufbahn wichen folglich nur um 19 km von der später beobachteten ab, die tatsächliche Masse beträgt 8,6 · 10[SUP]-12[/SUP] der Saturnmasse. Der Mond wurde später innerhalb von 1° der vorausberechneten Position gefunden. Dabei wurden alle Voyager-2-Fotos ausgewertet, wobei wiederum mittels Computer berechnet wurde, unter welchen Bedingungen der Mond auf jedem Bild am besten erkennbar sein müsste. Pan war schließlich auf elf Voyager-Aufnahmen sichtbar, die in der Zeitspanne von 48 Stunden vor der größten Annäherung an Saturn gemacht wurden. Jede Aufnahme mit einer Auflösung besser als 50 Kilometer pro Pixel ließ den Mond klar erkennen. Die Entdeckung wurde am 16. Juli 1990 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1981 S 13, die aufgrund des Voyager-Vorbeifluges auf 1981 zurückdatiert wurde. Pan war der 18. entdeckte Mond von Saturn, was auch seiner römischen Nummerierung XVIII entspricht. Bis zur Entdeckung von S/2009 S 1 am 26. Juli 2009 war Pan der innerste bekannte Saturnmond. Am 16. September 1991 wurde er dann nach Pan aus der Griechischen Mythologie benannt. Pan war der Sohn des Hermes, der Stammvater der Satyren und der Hirten- und Herdengott. Der Name spielt auf die Funktion des Mondes als Schäfermond an. Seiner Gestalt nach ist er eine Chimäre aus Menschenoberkörper mit einem gehörnten Kopf mit Bart und dem Unterkörper eines Ziegenbockes. Durch seine Gestalt erschrocken, wurde er von seiner Mutter Dryops ausgesetzt. Hermes brachte ihn in den Olymp, wo Pan jedoch keinen Platz erhielt und von Hermes auf die Insel Kreta gebracht wurde. Nach anderen Quellen war Pan ein Sohn des Zeus und der Kallisto bzw. des Zeus und der Nymphe Hybris. Nach einer weiteren Erzählung ist Pan ein Sohn des Kronos (Saturn) und der Amaltheia, also ein Halbbruder des Zeus. Die Amaltheia, die auch als Ziegengestalt beschrieben wird, war zugleich die Amme des Zeus. Nach Pan ist die Panflöte benannt, und das Wort Panik leitet sich ebenfalls aus seinem Namen ab. Durch seine Gestalt und seinem als wollüstig geltendem Verhalten wurde der Hirtengott Pan ab dem Mittelalter vom Christentum negativ umgedeutet und oft als Personifizierung des Teufels angesehen. Das Äquivalent in der Römischen Mythologie ist Faunus, der der Enkel von Saturn war. Von 1955 bis 1975 wurde der 1938 entdeckte und zuvor als Jupitermond XI bekannte Jupitermond Carme auch manchmal Pan genannt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Pan umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 133.584 km (ca. 2,216 Saturnradien) von dessen Zentrum, also 73.316 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0000144, die Bahn ist 0,001° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also genau in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Bahn um nur rund 4 km. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes S/2009 S 1 ist im Mittel etwa 16.500 km von Pans Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Daphnis beträgt im Mittel 2.921 km. Pan umläuft Saturn in 13 Stunden, 48 Minuten und 4,4 Sekunden. Dies entspricht in etwa den Umlaufzeiten des Uranusmondes Rosalind sowie des Neptunmondes Larissa. Pan benötigt für einen Umlauf etwa 2 Stunden und 28 Minuten länger als der innere Nachbar S/2009 S 1. Pan befindet sich nahe einer 16:15-Resonanz mit Prometheus mit einer Periode von 108 Tagen und einer Amplitude von etwa 3 km in Richtung des Orbits. Der Mond umläuft Saturn innerhalb eines kritischen Abstandes, der sogenannten Roche-Grenze, was einen größeren Mond in diesem Bereich zum Zerbersten bringen würde. Wahrscheinlich wird Pan nur aufgrund seiner geringen Größe oder einem lockeren inneren Aufbau von diesem Schicksal bewahrt. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Pan weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 13 Stunden, 48 Minuten und 4,4 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Pan hat einen mittleren Durchmesser von 28,4 km. Auf den Aufnahmen der Cassini-Huygens-Sonde erscheint Pan als ein unregelmäßig geformtes längliches Objekt mit Abmessungen von 35 × 32 × 21 km, wobei die Längsachse auf Saturn ausgerichtet ist. Wissenschaftler der Cassini-Mission beschrieben Pan als ein walnussförmiges Objekt, das an dessen Äquator eine Ausbuchtung aufweist. Dieser Äquatorrand ist durch das Aufsammeln von Ringmaterial der Encke-Teilung zustande gekommen. Andere bisher bekannte Monde mit solchen vergleichbaren Ausbeulungen sind Atlas und Iapetus. Die Gesamtfläche von Pan beträgt schätzungsweise 2.500 km[SUP]2[/SUP], dies entspricht in etwa der Fläche des Großherzogtums Luxemburg. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Seine mittlere Dichte ist mit 0,56 g/cm[SUP]3[/SUP] weitaus geringer als die der Erde und sogar wesentlich niedriger als die Dichte von Saturn; sie ist so niedrig, dass Pan auf Wasser schwimmen würde. Dies weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Da Pan Saturn innerhalb der Roche-Grenze umläuft, weist darauf hin, dass er entweder eine sehr feste innere Struktur hat, oder dass er zu den sogenannten Rubble Piles gehört, die durch die vergleichsweise schwache Gravitation im Innern Hohlräume aufweisen. Durch die extrem niedrige mittlere Dichte ist die letztgenannte Hypothese wahrscheinlicher. [BIG]Oberfläche[/BIG] Pan weist eine hohe Albedo von 0,5 auf, was bedeutet, dass er eine helle Oberfläche besitzt, die 50 % des eingestrahlten Sonnenlichts reflektiert. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,002 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 0,2 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Pan wird auf ungefähr -195 °C (78 K) geschätzt." } RObject { LocName "Atlas" Name "Atlas" Parent "Saturn" Pioneer "Richard John Terrile" Date "1980.11.12" Descr "[BIG]Definintion[/BIG] Atlas (auch Saturn XV) ist der vierte und einer der kleineren der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Der Mond umkreist den Planeten in der Roche-Teilung außerhalb der Außenkante des A-Rings der Saturnringe. Atlas wurde kurz vor dem 12. November 1980 von dem Astronomen Richard John Terrile bei Auswertungen von Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1, die an dem genannten Tag den Saturn passierte, entdeckt. Einen Tag darauf, am 13. November, wurde die Entdeckung von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1980 S 28. Diese hohe Nummerierung resultierte aus dem Glauben, dass Saturn bislang 28 Monde besaß, was sich später als Übertreibung herausstellte. Da viele der neu entdeckten Monde bereits bekannt waren, reduzierte sich die Anzahl auf 17, womit Atlas der 17. entdeckte und bestätigte Saturnmond war. Da die etwa gleichzeitig oder kurz zuvor entdeckten niedriger nummerierten Monde Prometheus und Pandora sich weiter entfernt von Saturn erwiesen, erhielt Atlas die römische Nummerierung XV. Zwischen 1980 und 2004 konnte der Mond nicht wieder aufgefunden werden. Erst im Juni 2004 wurde er auf Fotos der Raumsonde Cassini wiederentdeckt. Am 30. September 1983 wurde der Mond dann nach dem Titanen Atlas benannt, der in der griechischen Mythologie die Welt auf seinen Schultern trägt. Atlas war der Sohn von Iapetos und der Okeanide Asia, der Bruder von Menoitios, Prometheus und Epimetheus und der Vater der Hyaden, Plejaden, Hesperiden und (nach Homer) der Nymphe Kalypso. Hyginus Mythographus, der das urweltliche der Gestalt herausstreichen wollte, machte Atlas zum Sohn von Aether und Gaia. Zeus bestrafte Atlas nach dem Titanenkampf für seine Loyalität zu Kronos (röm. Saturn), indem er ihn (anstatt ihn wie die meisten anderen Titanen in den Tartaros zu verbannen) dazu verurteilte, an Gaias (der Erde) westlichstem bekannten Punkt zu stehen und durch seine enorme Kraft für alle Zeiten deren Gatten Uranos (den Himmel) zu tragen. Das Ziel war jedoch weniger die Bestrafung von Atlas, sondern Zeus wollte verhindern, dass Uranos auf die Erde brach, weil so viele Kämpfe dort stattgefunden hatten. Eine besondere Bestrafung erhielten auch Atlas' Brüder Prometheus und Epimetheus sowie Kronos selbst. Da Atlas später unfreundlich zu Perseus war, versteinerte dieser ihn mit dem erbeuteten Haupt der Medusa. Der Name Atlas (griechisch für (Er)träger) wurde für das Atlasgebirge verwendet (das Atlas selbst darstellen soll), für den Stern Atlas, die Atlas-Trägerrakete, den Atlas-Halswirbel, sowie für den Atlantischen Ozean. Der Name steht jedoch nicht für den Atlas als Kartenwerk oder für die sagenumwobene Insel Atlantis. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Atlas umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 137.670 km (ca. 2,284 Saturnradien) von dessen Zentrum, also 77.402 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0012, die Bahn ist 0,003° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast genau in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Entfernung zu Saturn um nur rund 30 km. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Daphnis ist im Mittel 1.165 km von Atlas' Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Prometheus beträgt im Mittel 1.710 km. Atlas umläuft Saturn in 14 Stunden, 26 Minuten und 26,4 Sekunden. Dies entspricht in etwa der Umlaufzeit des Uranusmondes Cupid. Atlas benötigt für einen Umlauf etwa 11 Minuten länger als der innere Nachbar Daphnis. Der Mond läuft in der 2.605 km breiten nach Édouard Albert Roche benannten Roche-Teilung um den Planeten, die den A-Ring vom F-Ring trennt und ist dabei nur 895 km von der Außenkante des A-Rings entfernt. Es wurde lange angenommen, dass Atlas als Schäfermond mit seiner Gravitation auf den inneren A-Ring wirkt; stattdessen ist mittlerweile bekannt, dass die A-Ring-Außenkante sich in einer 7:6-Bahnresonanz mit den größeren, weiter entfernten Monden Epimetheus und Janus befindet. Die Umlaufbahn von Atlas wird vom größeren Prometheus (mit dem er sich in einer 54:53-Bahnresonanz befindet) signifikant und in einem geringeren Maß von Pandora gestört, was zu Abweichungen in der Länge von bis zu 600 km (~0,25°) von der präzedierenden Keplerbahn mit einer Periode von ca. 3 Jahren führt. Da die Bahnen von Prometheus und Pandora chaotisch sind, könnte dies für Atlas auch zutreffen. Im Jahr 2004 wurde ein lichtschwacher dünner Saturnring entdeckt (Ringlet), der sich entlang der Bahn von Atlas befindet und den provisorischen Namen R/2004 S 1 erhielt. Der Mond umläuft Saturn innerhalb eines kritischen Abstandes, der sogenannten Roche-Grenze, was einen größeren Mond in diesem Bereich zum Zerbersten bringen würde. Wahrscheinlich wird Atlas nur aufgrund seiner geringen Größe oder eines lockeren inneren Aufbaus vor diesem Schicksal bewahrt. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Atlas weist damit (wie der Erdmond) eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 14 Stunden, 26 Minuten und 26,4 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht fast genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Atlas hat einen mittleren Durchmesser von 30,6 km. Auf den Aufnahmen der Cassini-Huygens-Sonde erscheint Atlas als ein unregelmäßig geformtes längliches Objekt mit Abmessungen von 46 × 38 × 19 km, wobei die Längsachse auf Saturn ausgerichtet ist. Hochauflösende Bilder, die im Juni 2005 durch die Raumsonde Cassini aufgenommen wurden, zeigen, dass Atlas nicht rund, sondern am Äquator viel breiter als an den Polen ist. Er erhält dadurch das Aussehen einer fliegenden Untertasse. Man nimmt an, dass die besonders ausgeprägte Form dadurch entstand, dass Atlas an seiner Äquatorregion Material des ausgesprochen dünnen R/2004 S 1-Ringes aufgesammelt hat. Tatsächlich ist die Größe der äquatorialen Ausbuchtung mit der erwarteten Größe der Roche lobe von Atlas vergleichbar. Dies würde bedeuten, dass keine weiteren Partikel am Äquator mehr akkumulieren könnten, ohne von der Zentrifugalkraft, die die schwache Schwerkraft von Atlas überwindet, wieder in den Weltraum befördert zu werden. Die Gesamtfläche von Atlas beträgt schätzungsweise 3.700 km[SUP]2[/SUP], dies entspricht in etwa der Fläche von Transnistrien. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die mittlere Dichte von Atlas ist mit 0,44 g/cm[SUP]3[/SUP] weitaus geringer als die der Erde und sogar wesentlich niedriger als die Dichte von Saturn; sie ist so niedrig, dass Atlas auf Wasser schwimmen würde. Dies weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Dass Atlas Saturn innerhalb der Roche-Grenze umläuft, weist darauf hin, dass er entweder eine sehr feste innere Struktur hat, oder dass er zu den sogenannten Rubble Piles gehört, die durch die vergleichsweise schwache Gravitation im Innern Hohlräume aufweisen. Durch die extrem niedrige mittlere Dichte ist die letztgenannte Hypothese wahrscheinlicher. [BIG]Oberfläche[/BIG] Die Oberfläche des Mondes weist kaum Einschlagskrater auf, was auf ein relativ junges Alter hindeutet. Atlas besitzt eine relativ hohe Albedo von etwa 0,4, was bedeutet, dass er eine helle Oberfläche besitzt, die 40 % des eingestrahlten Sonnenlichts reflektiert. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0017 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 2 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Atlas wird auf ungefähr -192 °C (81 K) geschätzt." } RObject { LocName "Prometheus" Name "Prometheus" Parent "Saturn" Pioneer " Stewart A. Collins" Date "1980.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Prometheus (auch Saturn XVI) ist der fünfte und elftgrößte der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Der Schäfermond umkreist den Planeten in der Roche-Teilung innerhalb des F-Rings der Saturnringe. Prometheus wurde Mitte Oktober 1980 von den Astronomen Stewart A. Collins und D. Carlson zusammen mit Pandora bei Auswertungen von Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1, die am 12. November 1980 den Saturn passierte, bereits vor dem Vorbeiflug der Sonde entdeckt. Am 31. Oktober 1980 wurde die Entdeckung von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1980 S 27. Diese hohe Nummerierung resultierte aus dem Glauben, dass Saturn bislang 27 Monde besaß, was sich später als Übertreibung herausstellte. Da viele der neu entdeckten Monde bereits bekannt waren, reduzierte sich die Anzahl auf 16, womit Prometheus der 16. entdeckte und bestätigte Saturnmond war. Durch die gleichzeitige Entdeckung von Pandora und den kurz danach entdeckten Atlas wurden die römischen Nummerierungen nach der aufsteigenden Reihenfolge der Entfernungen zu Saturn vergeben; Prometheus erhielt dadurch die Nummer XVI, passend zur Entdeckung als 16. Saturnmond. Relativ spät, am 3. Januar 1986 (gleichzeitig mit Pandora und dem Plutomond Charon) wurde der Mond dann nach dem Titanen Prometheus aus der Griechischen Mythologie benannt. Prometheus war der Sohn von Iapetos und Asia, der Bruder von Menoitios, Atlas und Epimetheus und der Vater von Deukalion. Prometheus steht in dem Titanenkampf zwar auf der Seite der olympischen Götter, sieht die von Zeus danach errichtete Oligarchie dennoch als anmaßende Gewaltherrschaft an, da er von Themis ihren Untergang vorausgesagt bekam, was jedoch von Herakles im Gigantenkampf verhindert wurde. Um den Menschen zu helfen, die Prometheus erschaffen hatte und deren Lehrmeister er war, bewirkte er durch eine List, dass den Göttern nur noch die ungeniessbaren Teile der Tieropfer dargebracht wurden. Als Strafe versagte Zeus den Menschen das Feuer, das ihnen jedoch von Prometheus durch eine an Helios Sonnenwagen entzündete Fackel aus Riesenfenchel zurückgebracht wurde. Zeus sann auf Rache und schickte den Menschen Pandora mit ihrer Büchse, die immerwährende Krankheit und plötzlichen Tod brachte. Prometheus selbst bestrafte er grausam, indem er ihn in der schlimmsten Einöde im Kaukasus an einen Felsen über einem Abgrund fesseln ließ, wo Prometheus über Jahrhunderte täglich dem Hunger des Adlers Ethon ausgesetzt war. Er wurde dann vom von Mitleid erfüllten Herakles befreit, musste aber weiterhin einen Ring mit einem Stein aus dem Kaukasus tragen, damit sich Zeus rühmen konnte, er sei immer noch daran gefesselt. Der Name bedeutet der Vorausdenkende. Von seinen Beinamen sind neben Pyrphoros (Feuerbringer), unter anderem Iapetionides (Sohn des Iapetos) und Desmotes (Gefesselter) bekannt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Prometheus umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 139.380 km (ca. 2,313 Saturnradien) von dessen Zentrum, also 79.112 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0022, die Bahn ist 0,008° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast genau in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um nur rund 613 km. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Atlas ist im Mittel 1.710 km vom Orbit von Prometheus entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Pandora beträgt im Mittel 2.340 km. Prometheus umläuft Saturn in 14 Stunden, 42 Minuten und 42,3 Sekunden. Dies entspricht fast genau der Umlaufzeit des Uranusmondes Cupid. Prometheus benötigt für einen Umlauf etwa 16 Minuten länger als der innere Nachbar Atlas. Der Mond markiert das äußere Ende der 2.605 km breiten nach Édouard Albert Roche benannten Roche-Teilung, die den A-Ring vom F-Ring trennt, und läuft dabei etwa 800 km innerhalb des 1979 von der Raumsonde Pioneer 11 entdeckten schmalen lichtschwachen F-Rings um den Planeten. Prometheus wirkt als Schäfermond auf den außen laufenden F-Ring. Er verursacht bei seiner Apoapsis beziehungsweise seiner Annäherung an den F-Ring Deformationen in Form von Knicken und Knoten im Ring, während er mit seiner Gravitation über kurze Zeiträume Material aus ihm herauszieht. Dieser Vorgang hinterlässt einen dunklen Kanal (sogenannte Keplersche Scherung) im inneren Teil des Ringes, da die Umlaufzeit von Prometheus kürzer ist als das weiter außen laufende Material des F-Rings. Jeder neu produzierte Kanal befindet sich etwa 3,2° vor dem einen Umlauf zuvor produzierten Kanal und hinterlässt so ein kontinuierliches Muster. Andererseits wirkt sich Prometheus vor allem auch stabilisierend auf den F-Ring aus; er hält von innen und Pandora von außen den Ring in seiner schmalen Form, und die Vereinigung der anziehenden Kräfte dieser beiden Monde verhindert, dass der Staub sich in die Breite verteilt. Die Umlaufbahn von Prometheus erscheint chaotisch; sie ist eine Konsequenz von vier 121:118-Bahnresonanzen mit Pandora. Die merklichsten Änderungen in der Umlaufbahn findet etwa alle 6,2 Jahre statt, wenn die Apoapsis von Prometheus mit der Periapsis von Pandora auf einer Linie liegt und die beiden Körper eine Distanz von etwa 1.400 km trennt. Prometheus selbst stört die Umlaufbahn des inneren Nachbars Atlas signifikant, mit dem er sich in einer 54:53-Bahnresonanz befindet. Dies führt zu Abweichungen der Atlas-Bahn in der Länge von bis zu 600 km (~0,25°) von der präzessierenden Keplerbahn mit einer Periode von grob 3 Jahren. Außerdem befindet sich Prometheus nahe einer 16:15-Resonanz mit Pan mit einer Periode von 108 Tagen und einer Amplitude von etwa 3 km in Richtung des Orbits. Im Jahr 2004 wurde ein lichtschwacher dünner Saturnring entdeckt (Ringlet), der sich etwa 480 km innerhalb der Bahn von Prometheus befindet und den provisorischen Namen R/2004 S 2 erhielt. 2008 wurden weitere Dynamiken in diesem System entdeckt, die darauf hinweisen, dass kleine " } RObject { LocName "Pandora" Name "Pandora" Parent "Saturn" Pioneer "Stewart A. Collins/D. Carlson" Date "1980.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Pandora (auch Saturn XVII) ist der sechste und zwölftgrößte der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Der Schäfermond umkreist den Planeten außerhalb des F-Rings der Saturnringe. Pandora wurde Mitte Oktober 1980 von den Astronomen Stewart A. Collins und D. Carlson zusammen mit Prometheus bei Auswertungen von Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1, die am 12. November 1980 den Saturn passierte, bereits vor dem Vorbeiflug der Sonde entdeckt. Am 31. Oktober 1980 wurde die Entdeckung von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1980 S 26. Diese hohe Nummerierung resultierte aus dem Glauben, dass Saturn bislang 27 Monde besaß, was sich später als Übertreibung herausstellte. Da viele der neu entdeckten Monde bereits bekannt waren, reduzierte sich die Anzahl auf 16, womit Pandora der 15. entdeckte und bestätigte Saturnmond war. Durch die gleichzeitige Entdeckung von Prometheus und den kurz danach entdeckten Atlas wurden die römischen Nummerierungen nach der aufsteigenden Reihenfolge der Entfernungen zu Saturn vergeben; Pandora erhielt dadurch die Nummer XVII. Relativ spät, am 3. Januar 1986 (gleichzeitig mit Prometheus und dem Plutomond Charon) wurde der Mond dann nach Pandora benannt, die nach der Griechischen Mythologie erschaffen wurde, um die Menschen für den Feuerraub des Prometheus zu strafen. Sie ist die erste Frau der Geschichte und wurde auf Anweisung von Zeus von Hephaistos aus Lehm geschaffen. Um sie verführerisch zu gestalten, wird sie von den Göttern mit vielen Gaben wie Schönheit, musikalischem Talent, Geschicklichkeit, Neugier und Übermut ausgestattet. Aphrodite schenkt ihr zudem holdseligen Liebreiz, Athene schmückt sie mit Blumen und Hermes, von dem sie ihren Namen hat, verleiht ihr eine bezaubernde Sprache. Zeus reichte ihr die nach ihr benannte Büchse der Pandora, die von jedem der olympischen Götter mit einer besonderen Gabe gefüllt worden, die bis auf eine einzige alle verderblich waren. Zeus stieg mit Pandora zur Erde hinab und überreichte sie als Geschenk an den Titanen Epimetheus, der Pandora entgegen einer früheren Warnung dessen Bruders Prometheus auch annahm und ehelichte. Pandora (oder ihr Mann Epimetheus) öffnet die Büchse, und die darin aufbewahrten Krankheiten, Plagen, Laster und Untugenden wurden auf die Menschen losgelassen. Bevor auch die einzige positive Gabe (die Hoffnung) aus der Büchse entweichen kann, wird diese wieder geschlossen. So wird die Welt ein trostloser Ort, bis Pandora die Büchse erneut öffnet und auch die Hoffnung in die Welt lässt. Aber das Goldene Zeitalter, in dem die Menschheit von Arbeit, Krankheit und Tod verschont blieb, ist endgültig vorbei. Seit dem frühen Christentum wird die Geschichte von Pandora oft als Allegorie des biblischen Sündenfalls angesehen. Pandora wird zur verführenden Eva und Epimetheus zum sich verführen lassenden Adam. Der Name ist aus pan für all-, gesamt, und doron für Gabe, Geschenk zusammengesetzt; traditionell wird er jedoch als Allbegabte übersetzt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Pandora umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 141.720 km (ca. 2,351 Saturnradien) von dessen Zentrum, also 81.452 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0042, die Bahn ist 0,05° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast genau in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um nur rund 1.190 km. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Prometheus ist im Mittel 2.340 km vom Orbit von Pandora entfernt, die Entfernung der Bahn der nächstäußeren Monde Epimetheus und Janus beträgt im Mittel 9.690 beziehungsweise 9.740 km. Pandora umläuft Saturn in 15 Stunden, 5 Minuten und 2,8 Sekunden. Dies entspricht etwas mehr als der Umlaufzeit des Uranusmondes Cupid. Pandora benötigt für einen Umlauf etwa 23 Minuten länger als der innere Nachbar Prometheus. Der Mond läuft etwa 1.500 außerhalb des 1979 von der Raumsonde Pioneer 11 entdeckten, schmalen lichtschwachen F-Rings um den Planeten. Sie bewegt sich in der Lücke zwischen dem F-Ring und dem 2006 entdeckten, etwa 5.000 km breiten Janus/Epimetheus-Staubring, von dessen innerer Begrenzung Pandora etwa 7.300 km entfernt ist. Sie wirkt dabei als äußerer Schäfermond mit ihrer Gravitation auf den F-Ring des Saturn ein und verursacht mit dem inneren Schäfermond Prometheus Deformationen im Ring. Vor allem wirkt sich Pandora auch stabilisierend auf den F-Ring aus; sie hält von außen und Prometheus von innen den Ring in seiner schmalen Form, und die Vereinigung der anziehenden Kräfte dieser beiden Monde verhindert, dass der Staub sich in die Breite verteilt. Die Umlaufbahn von Pandora erscheint chaotisch; sie ist eine Konsequenz von vier 121:118-Bahnresonanzen mit Prometheus. Die merklichsten Änderungen in der Umlaufbahn findet etwa alle 6,2 Jahre statt, wenn die Periapsis von Pandora mit der Apoapsis von Prometheus auf einer Linie liegt und die beiden Körper eine Distanz von etwa 1.400 km trennt. Pandora selbst stört die Umlaufbahn des inneren Nachbars Atlas zu einem gewissen Grad, jedoch weit weniger als der innere Schäfermond Prometheus, mit dem sich Atlas in einer 54:53-Bahnresonanz befindet. Dies führt zu Abweichungen der Atlas-Bahn in der Länge von bis zu 600 km (~0,25°) von der präzessierenden Keplerbahn mit einer Periode von grob 3 Jahren. Außerdem befindet sich Pandora in einer 3:2-Resonanz mit Mimas." } RObject { LocName "Epimetheus" Name "Epimetheus" Parent "Saturn" Pioneer "Richard L. Walker" Date "1966.12.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Epimetheus (auch Saturn XI) ist der siebte bis achte und zehntgrößte der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Der koorbitale Mond teilt sich seinen Orbit mit Janus, mit dem er alle vier Jahre die Umlaufbahn tauscht. Epimetheus wurde am 18. Dezember 1966 von dem Astronomen Richard L. Walker entdeckt. Bereits am 15. Dezember 1966 hatte Audouin Dollfus einen neuen Mond bei Saturn entdeckt, für dessen Benennung er Janus vorschlug. Bei dem von Richard L. Walker drei Tage später entdeckten Mond glaubte man zunächst, dass es sich um dasselbe Objekt handelte. Das Objekt zeigte allerdings ein ungewöhnliches Bahnverhalten. Im Oktober 1978 fanden Stephen M. Larson und John W. Fountain heraus, dass sich die Beobachtungen am besten mit der Anwesenheit zweier einzelner Körper erklären ließ, die sich die gleiche Umlaufbahn teilten. Allerdings gestaltete es sich sehr schwierig, die Bahnen der Monde aus den Beobachtungsdaten aufzuschlüsseln. 1980 konnte diese Vermutung beim Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 1 bestätigt werden. Offiziell teilt sich daher Walker seine Entdeckung mit Larson und Fountain. Der von Voyager aufgenommene Körper wurde zunächst von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) 1980 S 3 genannt (? unten). Epimetheus ist der 11. entdeckte Mond von Saturn. Der Name Epimetheus wurde offiziell am 30. September 1983 vergeben. Zu diesem Zeitpunkt wurde auch der Name Janus offiziell anerkannt, obwohl er seit 1966 verwendet wurde. Seinen Namen erhielt der Mond nach dem Titanen Epimetheus, Sohn von Iapetos und Klymene, Bruder von Prometheus, Menoitios und Atlas, und Ehemann der Pandora sowie nach späteren Überlieferungen der Vater von Pyrrha (Ehefrau und Cousine von Prometheus' Sohn Deukalion) aus der Griechischen Mythologie. Da Zeus Prometheus für den Diebstahl des Feuers und dessen Rückgabe an die Menschen bestrafen wollte, ließ er Pandora von Hephaistos aus Lehm erschaffen und mit vielen besonderen Eigenschaften ausstatten, um sie besonders verführerisch zu gestalten. Zeus stieg mit Pandora zur Erde hinab und überreichte sie als Geschenk an Epimetheus, der zwar vorgängig von Prometheus gewarnt worden war, Geschenke der Olympischen Götter anzunehmen, aber dennoch Pandoras Liebreiz erlag und sie ehelichte. So gelangte die zuvor mit vielen verderblichen Gaben ausgestattete Büchse der Pandora zur Erde. Pandora, nach anderen Versionen Epimetheus selbst, öffnet die Büchse, und die darin aufbewahrten Krankheiten, Plagen, Laster und Untugenden wurden auf die Menschen losgelassen. Bevor auch die einzige positive Gabe (die Hoffnung) aus der Büchse entweichen kann, wird diese von Pandora oder Epimetheus wieder geschlossen. So wird die Welt ein trostloser Ort, bis Pandora die Büchse erneut öffnet und auch die Hoffnung in die Welt lässt. Aber das Goldene Zeitalter, in dem die Menschheit von Arbeit, Krankheit und Tod verschont blieb, ist endgültig vorbei. Seit dem frühen Christentum wird die Geschichte von Pandora und Epimetheus oft als Allegorie des biblischen Sündenfalls angesehen. Pandora wird zur verführenden Eva und Epimetheus zum sich verführen lassenden Adam. Der Name bedeutet der nachher Denkende, was als Antonym zum Namen von Prometheus (der vorher Denkende) zu verstehen ist. Nach den Namenskonventionen der IAU werden für Oberflächenstrukturen auf Janus Namen mit Verbindung zum mythischen Zwillingspaar Castor und Pollux verwendet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Epimetheus umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 151.410 km bis 151.460 km (ca. 2,512 bis 2,513 Saturnradien) von dessen Zentrum, also 91.142 km bis 91.192 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0098, die Bahn ist 0,351° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast genau in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um nur rund 3.000 km. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Pandora ist im Mittel 9.690 beziehungsweise 9.740 km von den Orbits von Epimetheus und Janus entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Aegaeon beträgt im Mittel etwa 16.000 km. Epimetheus umläuft Saturn in 16 Stunden, 39 Minuten und 50,6 Sekunden. Dies entspricht etwas mehr als der Umlaufzeit des Jupitermondes Thebe und liegt zwischen den Uranusmonden Perdita und Puck. Die Umlaufzeiten von Epimetheus und Janus unterscheiden sich um lediglich 28,1 Sekunden. Epimetheus und Janus benötigen für einen Umlauf etwa 1 Stunde und 34 bis 35 Minuten länger als der innere Nachbar Pandora. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Epimetheus weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 16 Stunden, 39 Minuten und 50,6 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Epimetheus hat einen mittleren Durchmesser von 113,4 km. Auf den Aufnahmen der Cassini- und Voyager-Sonden erscheint Epimetheus als ein sehr unregelmäßig geformtes, längliches Objekt mit Abmessungen von 135 × 108 × 105 km, wobei die Längsachse auf Saturn ausgerichtet ist. Epimetheus besitzt eine sehr kantige Form, die etwas dem Neptunmond Proteus ähnelt. Von der Größe her ist Epimetheus am ehesten mit dem Uranusmond Portia zu vergleichen. Die Gesamtfläche von Epimetheus beträgt schätzungsweise 40.400 km[SUP]2[/SUP], dies ist geringfügig weniger als die Fläche der Schweiz oder der Niederlande. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die mittlere Dichte von Epimetheus ist mit 0,69 g/cm[SUP]3[/SUP] weitaus geringer als die der Erde und entspricht fast genau der Dichte von Saturn; sie ist so niedrig, dass Epimetheus auf Wasser schwimmen würde. Dies weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Die niedrige Dichte von Epimetheus weist darauf hin, dass er möglicherweise zu den porösen sogenannten Rubble Piles gehört, die durch die vergleichsweise schwache Gravitation im Innern Hohlräume aufweisen. [BIG]Oberfläche[/BIG] Die Oberfläche von Epimetheus ist stark verkratert; auf seiner Oberfläche befinden sich mehrere größere Einschlagskrater mit Durchmessern von bis zu 30 km sowie kleine und größere Höhenzüge und Vertiefungen. Die Südpolregion zeigt die Überreste eines großen Einschlags, der den Großteil dieser Gegend bedeckt. Dies könnte verantwortlich für die auffällige Abflachung der Südhemisphäre sein. Es wird zwischen zwei Arten von Terrains unterschieden: Dunkle, sanftere Gelände, und hellere, leicht gelbliche zerklüftete Gelände. Eine Interpretation ist, dass das dunklere Material nachweislich Abhänge hinunterrutscht und möglicherweise einen geringeren Eisgehalt aufweist als das hellere Material, das eher als Grundgestein angesehen werden kann. Jedenfalls sind beide Geländearten sehr reich an Eis. Bislang wurden auf Epimetheus bereits 1982 lediglich zwei Krater offiziell benannt, die gemäß der USGS-Nomenklatur wie bei Janus der Legende von Kastor und Pollux entnommen sind." } RObject { LocName "Mimas" Name "Mimas" Parent "Saturn" Pioneer "Wilhelm Herschel" Date "1789.09.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Mimas (auch Saturn I) ist der zehnte und siebtgrößte der 62 bekannten, sowie der kleinste der sieben großen weitgehend runden Monde des Planeten Saturn. Mimas wurde am 17. September 1789 von dem britischen Astronomen Wilhelm Herschel mit dessen 40-Fuß-Spiegelteleskop entdeckt. Mimas ist der 7. entdeckte Saturnmond und der 13. entdeckte Mond im gesamten Sonnensystem. Durch seine am nächsten zu Saturn liegende Umlaufbahn wurde er als innerster der sieben bis dahin bekannten großen Saturnmonde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) mit der römischen Nummerierung I bezeichnet. Benannt wurde der Mond nach dem Giganten Mimas aus der griechischen Mythologie. Er ist einer der Söhne der Gaia und wurde im Gigantenkampf von Herakles oder Hephaistos mit rotglühendem Eisen getötet. Nach anderen Quellen wurde er von dem Kriegsgott Ares oder von Zeus selbst durch einen Donnerpfeil getötet. Nach seinem Tod lebten seine Beine in Form von Schlangen weiter und brannten darauf, aus Rache seinen Mörder zu attackieren. Eine Legende besagt, dass die Insel Prochyta im Golf von Neapel auf ihm ruht. Nach ihm ist ein Berg an der ionischen Küste Kleinasiens benannt. Nach der Nomenklatur der IAU werden für Chasmata auf Mimas sowohl Namen von Riesen aus der griechischen Mythologie als auch Namen aus der Artussage verwendet. Der Name Mimas und weiterer sieben Saturnmonde wurde von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope) vorgeschlagen. Sie sollten nach Geschwistern des Titanen Kronos benannt werden, der dem römischen Saturn entspricht. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Mimas umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 185.520 km (ca. 3,078 Saturnradien) von dessen Zentrum, also etwa 125.252 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0202, die Bahn ist 1,566° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um etwa 7.500 km. Die Umlaufbahnen des nächstinneren Mondes Aegaeon ist im Mittel etwa 17.900 km vom Orbit von Mimas entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Methone beträgt im Mittel etwa 8.920 km. Mimas umläuft Saturn in 22 Stunden, 37 Minuten und 5,2 Sekunden. Dies ist etwa 4,32 Stunden weniger als die Umlaufzeit des Neptunmondes Proteus. Mimas benötigt für einen Umlauf 3 Stunden und etwa 14 Minuten länger als der innere Nachbar Aegaeon. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Mimas weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 22 Stunden, 37 Minuten und 5,2 Sekunden vollzieht. Die Rotationsachse ist 0,005° gegenüber der Umlaufbahn geneigt. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Mimas hat einen mittleren Durchmesser von 396,6 km. Auf den Aufnahmen der Cassini- und Voyager-Sonden erscheint Mimas als ein im Vergleich zu seiner relativ kleine Größe bemerkenswert runder Körper mit Abmessungen von 414,8 × 394,4 × 381,4 km, wobei die Längsachse auf Saturn ausgerichtet ist. Er gilt als der kleinste astronomische Körper, der durch seine eigene Schwerkraft eine runde Form besitzt, sich also im hydrostatischen Gleichgewicht befindet. Die Abweichung von etwa 10 % ist auf die Gezeitenkräfte von Saturn zurückzuführen, was dem Mond die Form eines Ellipsoids verleiht. Mimas ist der siebtgrößte Saturnmond und rangiert im gesamten Sonnensystem auf dem 20. Platz bei allen Planetenmonden sowie dem 47. Platz aller bislang bekannten Körper überhaupt (Stand März 2011). Von der Größe her ist Mimas am ehesten mit dem zweitgrößten Neptunmond Proteus oder dem drittgrößten Hauptgürtel-Asteroiden Hygiea zu vergleichen. Die Gesamtfläche von Mimas beträgt etwa 494.100 km[SUP]2[/SUP], dies ist entspricht in etwa der Fläche von Schweden und Dänemark (ohne Grönland und Färöer) zusammen. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die mittlere Dichte von Mimas ist mit 1,1479 g/cm[SUP]3[/SUP] weitaus geringer als die der Erde, liegt jedoch höher als die Dichte von Saturn. Dies weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis mit einem geringen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt ist. Da die Dichte von Mimas etwas höher liegt als die Dichte von Wasser (das als einzige Komponente spektroskopisch gesichert nachgewiesen werden konnte) ist es möglich, dass Mimas ein differenzierter Körper ist, der einen kleinen Gesteinskern mit einem dicken Mantel aus Wassereis aufweist. [BIG]Oberfläche[/BIG] Mimas besitzt eine sehr hohe Albedo von etwa 0,962, was bedeutet, dass er eine sehr helle Oberfläche besitzt, die 96 % des eingestrahlten Sonnenlichts reflektiert. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0636 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 0,648 % der irdischen. Das auffälligste Merkmal seiner Oberfläche ist der 130 km große Krater Herschel. [BIG]Färbung[/BIG] Für die Farbe von Mimas wird im sichtbaren Licht ein einheitliches Grau oder eine leicht gelbliche Färbung angenommen, wobei die Oberfläche leichte Unterschiede in der Farbe aufweist. Es wurde zunächst angenommen, dass die Farbe auf Mimas aufgrund dem stetigen Bombardement von Mikrometeoriten aus dem E-Ring einheitlich sein müsste, doch in und um den größten Krater Herschel besitzt das umgebende Gelände eine leicht bläuliche Färbung, dessen Ursprung nicht vollständig verstanden ist; vermutlich gründet dieser Umstand auf einer leicht unterschiedlichen Zusammensetzung des Oberflächenmaterials. Auf den Bildern der Raumsonde Cassini sind dunkle Streifen in den Wänden verschiedener Krater zu sehen, die oft von dunklen Verunreinigungen an den Kraterrändern erzeugt werden, die die Hänge herunterrutschen. Wahrscheinlich sind die Quellen dieser verunreinigten Ablagerungen kleine Krater älteren Datums mit von Mikrometeoriten gespeisten dunklen Kraterböden, die von einer Decke von ausgeworfenem Material durch neuere Einschläge begraben wurden und durch die neu entstandenen Kraterwände teilweise freigelegt wurden. Schließlich lösten sich die dunklen Stellen ab und rutschten die Kraterwände herunter, was die Streifen erzeugte. Manchmal können als Ursprung auch kleine Krater mit dunklen Böden erkannt werden, die von neueren größeren Kratern überlagert und geschnitten wurden. Die Bilder zeigen auch dunkle Markierungen entlang den unteren Teilen der Kraterwände. Die Cassini-Wissenschaftler interpretieren diese als Beweis einer schrittweise verlaufenden Konzentration von Verunreinigungen durch das Verdampfen von hellem eishaltigem Material durch die Sonne und das Vakuum des Weltraums. [BIG]Temperaturen[/BIG] Die mittlere Oberflächentemperatur von Mimas wird auf ungefähr -209 °C (64 K) geschätzt. Im Jahr 2010 veröffentlichte die NASA eine Temperaturkarte von Mimas, wonach die Temperaturen jedoch entgegen den Erwartungen ungleichmäßig verteilt sind. Es wurde erwartet, dass sie analog zur Erde am frühen Nachmittag am Äquator am höchsten seien, doch die wärmsten Regionen auf Mimas sind gemäß den Karten in der Nähe des Morgenterminators (in jenem Bereich, in dem die Sonne gerade erst aufgegangen war) sowie in den beiden Polarregionen zu finden. Die Temperaturen sind auf Teilen der saturnabgewandten Hemisphäre etwa 20 K höher als in der Gegend um den Krater Herschel und dabei ungewöhnlich scharf begrenzt; die V-förmige Temperaturverteilung auf den Karten erinnert dadurch an die Form des Videospielcharakters Pac-Man. Die wärmeren Gegenden haben typische Temperaturen von um die -181 °C (92 K), während die kälteren Gegenden auf den Karten etwa -196 °C (77 K) aufweisen. Man nimmt an, dass dies auf leichte Unterschiede in der Zusammensetzung des Oberflächenmaterials herrührt; es ist möglich, dass die Oberfläche der wärmeren Gegenden aus einer Art von Pulverschnee besteht, die eine niedrigere Dichte aufweisen und die Wärme daher besser speichert. Andererseits besitzt das Oberflächenmaterial der kälteren Gegenden möglicherweise eine größere thermale Leitfähigkeit, so dass die solare Energie unter die Oberfläche sickert anstatt die Oberfläche zu erwärmen. Es ist auch möglich, dass die kalten Gegenden mit dem Herschel-Einschlag zu tun haben, der Eis geschmolzen und das Wasser in der Umgebung verteilt haben kann. Dieses wäre sehr schnell gefroren und hätte eine dichtere Eisschicht zurückgelassen. Es ist jedoch schwer zu verstehen, warum diese dichtere Schicht intakt geblieben wäre, da Mikrometeoriten und größere Trümmer diese inzwischen auch pulverisiert haben müsste. Weshalb die thermale Leitfähigkeit so große Unterschiede und die Temperaturverteilung so abrupte Grenzen aufweisen kann, ist nicht hinreichend geklärt. In und um den Krater Herschel selbst sind die Temperaturen ebenfalls leicht höher (-189 °C / 84 K) als in der Umgebung, was in diesem Fall durch die hohen Kraterwände leichter erklärt werden kann, die die Hitze innerhalb des Kraters speichern können. Die Temperaturen auf Mimas stellen die Wissenschaftler allgemein vor ein Rätsel, da sich der Mond näher an Saturn als Enceladus befindet und seine Umlaufbahn exzentrischer ist als die von Enceladus. Daher müsste Mimas stärkeren Gezeitenkräften ausgesetzt sein als dieser. Enceladus besitzt noch heute aktive kryovulkanische Geysire, während Mimas eine der am stärksten verkraterte Oberfläche im Sonnensystem besitzt; dies weist auf eine über lange Zeiträume gefrorene Oberfläche hin. Dieses Paradoxon inspirierte die Wissenschaftler zu der sogenannten Mimas Test-Theorie, die das teilweise aufgetaute Wasser von Enceladus unter Berücksichtigung des komplett gefrorenen Wassers auf Mimas erklären soll." } RObject { LocName "Enceladus" Name "Enceladus" Parent "Saturn" Pioneer "Wilhelm Herschel" Date "1789.08.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Enceladus (auch Saturn II) ist der vierzehnte und sechstgrößte der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Er zeigt kryovulkanische Aktivitäten, deren sehr hohe Fontänen aus Wassereispartikeln auf der südlichen Hemisphäre eine dünne Atmosphäre erzeugen. Diese Fontänen speisen wahrscheinlich den E-Ring des Saturn. Im Bereich der vulkanischen Aktivität wird auch flüssiges Wasser vermutet, sodass Enceladus als einer der möglichen Orte im Sonnensystem mit günstigen Bedingungen für die Entstehung von Leben gilt. Enceladus wurde am 28. August 1789 von dem britischen Astronomen Wilhelm Herschel entdeckt. Enceladus ist der 6. entdeckte Saturnmond und der 12. entdeckte Mond im gesamten Sonnensystem. Durch seine damals am zweitnächsten zu Saturn liegende Umlaufbahn wurde er als zweitinnerster der sieben bis dahin bekannten großen Saturnmonde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) mit der römischen Nummerierung II bezeichnet. Benannt wurde der Mond nach dem Giganten Enkelados (lateinische Form: Enceladus) aus der griechischen Mythologie. Er ist einer der Söhne der Gaia und war im Gigantenkampf der Gegner von entweder Zeus, Dionysos oder (am verbreitetsten) Athene. Der Kampf wird nach unterschiedlichen Quellen verschieden beschrieben; entweder warf Athene mit ihrem Streitwagen nebst Pferden nach ihm oder sie begrub ihn unter dem Ätna oder sie warf ganz Sizilien auf ihn, damit er sich nicht mehr gegen die Götter erheben konnte. Nach weiterer Quelle wird Enkelados von Bacchus mit einem Kugelhagel aus Laub zurückgeworfen. Erst als Gaia ihm im Falle des Sieges Athene als Bettgenossin verspricht, kämpft er weiter. Dionysos verbrennt seinen Körper mit einer Feuersbrunst, er wird aber erst von einem Donnerkeil des Zeus besiegt. Der Name Enceladus und weiterer sieben Saturnmonde wurde von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope) vorgeschlagen. Sie sollten nach Geschwistern des Titanen Kronos benannt werden, der dem römischen Saturn entspricht. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Enceladus umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 237.948 km (ca. 3,948 Saturnradien) von dessen Zentrum (bzw. dem Schwerezentrum), also etwa 177.680 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0047, die Bahn ist 0,019° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um etwa 2.236 km. Die Umlaufbahnen des nächstinneren Mondes Pallene ist im Mittel etwa 25.668 km vom Orbit von Enceladus entfernt, die Entfernungen der Bahnen der nächstäußeren Monde Tethys sowie deren Trojaner-Monde Telesto und Calypso betragen im Mittel etwa 56.671 km. Enceladus umläuft Saturn in 1 Tag, 8 Stunden, 53 Minuten und 6,82 Sekunden. Dies ist etwa 1 Stunde und 2,3 Minuten weniger als die Umlaufzeit des Uranusmondes Miranda. Enceladus benötigt für einen Umlauf 5 Stunden und etwa 12,7 Minuten länger als der innere Nachbar Pallene. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Enceladus weist damit, wie der Erdmond und alle großen Trabanten der Gasriesen, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 1 Tag, 8 Stunden, 53 Minuten und 6,82 Sekunden vollzieht, zeigt also immer mit derselben Hemisphäre zu Saturn. Die Rotationsachse ist 0° gegenüber der Umlaufbahn geneigt, steht damit also senkrecht auf der Umlaufebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Enceladus ist annähernd kugelförmig, mit einem mittleren Durchmesser von 504,2 km. Die genauen Abmessungen sind 513,2 × 502,8 × 496,6 km. Die Abweichung von etwa 3 % ist auf die Gezeitenkräfte von Saturn zurückzuführen, was dem Mond die Form eines Ellipsoids verleiht. Die Längsachse ist auf Saturn ausgerichtet, die mittlere Achse befindet sich zwischen führender und folgender Hemisphäre und die kürzeste Achse zwischen den Polen. Enceladus ist der sechstgrößte Saturnmond und rangiert im gesamten Sonnensystem auf dem 17. Platz bei allen Planetenmonden sowie dem 82. Platz aller bislang bekannten Körper überhaupt (Stand November 2011). Von der Größe her ist Enceladus am ehesten mit dem zweitgrößten Hauptgürtel-Asteroiden Vesta oder dem fünftgrößten Uranusmond Miranda zu vergleichen. Die Gesamtfläche von Enceladus beträgt etwa 798.650 km[SUP]2[/SUP], dies ist entspricht in etwa der Fläche von Mosambik oder Pakistan. Die Fläche lässt sich auch mit der von Frankreich und Großbritannien zusammen (ohne Überseegebiete) vergleichen. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Enceladus ist vermutlich überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt. Mit 1,61 g/cm[SUP]3[/SUP] weist er die drittgrößte Dichte aller großen Saturnmonde auf (übertroffen nur von Phoebe und von Titan, dessen Dichte durch gravitative Kompression erhöht wird). In seinem Inneren müssen daher größere Anteile an dichtem Material vorhanden sein, etwa silikatisches Gestein; es handelt sich demnach um einen differenzierten Körper. [BIG]Oberfläche[/BIG] Enceladus ist außergewöhnlich hell, da er großflächig mit reinem Wassereis bedeckt ist, das 99 % des eingestrahlten Sonnenlichts reflektiert. Dies ist die höchste Albedo eines Himmelskörpers im Sonnensystem, die sogar die Reflektivität von frisch gefallenem Schnee übertrifft. Aufgrund der hohen Reflexion des Sonnenlichts herrschen auf Enceladus Temperaturen von meist unter -200 °C (dies entspricht 70 Kelvin). Auf seiner Oberfläche konnten verschiedene Terrains ausgemacht werden. Neben Einschlagskratern sind flache Ebenen sowie ausgeprägte Brüche und Verwerfungen sichtbar. Ein Teil seiner Oberfläche scheint mit einem geschätzten Alter von 100 Millionen Jahren relativ jung zu sein. Dies deutet darauf hin, dass Enceladus geologisch aktiv ist. Ursache ist offensichtlich Kryovulkanismus (Kältevulkanismus), bei dem Wasser aus dem Innern des Mondes austritt und sich über die Oberfläche verteilt. Enceladus ist der kleinste bekannte Körper im Sonnensystem, der eine geologische Aktivität dieser Art aufweist. [BIG]Möglichkeiten für Leben[/BIG] Am 9. März 2006 teilte die NASA mit, dass Aufnahmen von Cassini flüssiges Wasser in der Südpolregion von Enceladus vermuten lassen. Es könnte sich in Kammern befinden, die möglicherweise nur einige Meter unter der Oberfläche liegen und bräche dann ähnlich einem Geysir an die Oberfläche aus. Die geysirartigen Fontänen in der Südpolarregion waren bis in eine Höhe von 500 Kilometern zu beobachten. Ein Teil der Eispartikel fällt auf die Oberfläche zurück und bewirkt das besonders große Rückstrahlungsvermögen von Enceladus. Von dem Großteil der in den Weltraum entwichenen Partikel gelangt ein Teil auf die Oberfläche von anderen Saturnmonden, daher sind auch Mimas, Tethys, Dione und Rhea (die Satelliten im Bereich des E-Rings) im Vergleich zu anderen Monden ungewöhnlich hell. Am 12. März 2008 hat Cassini Enceladus in einer Distanz von nur 52 Kilometern passiert. Dies war der geringste Abstand beim Vorbeiflug einer Raumsonde in der Geschichte der Raumfahrt. Dabei flog Cassini durch frisch ausgestoßene Partikel. Zwei Instrumente waren zu diesem Zeitpunkt in Betrieb: Der Cosmic Dust Analyzer und das Ion and Neutral Mass Spectrometer. Die Messergebnisse zeigten eine viel höhere Dichte von flüchtigen Gasen wie Wasserdampf, Kohlendioxid und Kohlenmonoxid als angenommen. Aber auch organische Materialien, die bereits durch eine spektroskopische Analyse einer Sternbedeckung nachgewiesen wurden, waren etwa 20-mal häufiger als erwartet. Die Partikeldichte war derart hoch, dass durch sie ein messbares Drehmoment auf die Sonde wirkte. Eine unerwartete Überraschung war die chemische Zusammensetzung der ausgestoßenen Partikel, welche der eines Kometen ähnelt. Im Gegensatz zu einem Kometen wird Enceladus aber von innen erwärmt. Enceladus besitzt somit Wärme, Wasser und organische Chemikalien, einige der wesentlichen Bausteine für die Entwicklung von Leben." } RObject { LocName "Calypso" Name "Calypso" Parent "Saturn" Pioneer "D. Pascu/P.K. Seidelmann/W.A. Baum/D.G. Currie" Date "1980.08.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Calypso (oder Saturn XIV) ist der siebzehnte und einer der kleineren der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn, sowie einer von zwei Trojaner-Monden von Tethys. Calypso wurde am 13. August 1980 von den Astronomen Dan Pascu, P. Kenneth Seidelmann, William A. Baum und Douglas G. Currie anhand von erdgebundenen Teleskopbeobachtungen entdeckt; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1980 S 25. In den Folgemonaten erhielt Calypso die weiteren Bezeichnungen S/1980 S 29, S/1980 S 30, S/1980 S 32, und S/1981 S 2, die sich jedoch alle als dasselbe Objekt herausstellten. 1983 wurde sie offiziell nach Kalypso, einer Nymphe aus der griechischen Mythologie benannt, die den Helden Odysseus sieben Jahre lang auf ihrer Insel Ogygia festhielt. Odysseus wurde auf Befehl von Zeus, übermittelt durch den Götterboten Hermes, wieder freigelassen. Ungern gehorchend, versorgt sie ihn mit Werkzeug, um ein Floß zu bauen, und später auch mit Reisekost. Calypso soll eine Tochter des Titanen Atlas sein. Der Name bedeutet in der Übersetzung sinngemäss Verstecker, versteckt. Calypso wird manchmal auch als Tethys C bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Calypso umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 294.619 km (ca. 4,888 Saturnradien) von dessen Zentrum (bzw. dem Schwerezentrum), also etwa 234.351 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0005, die Bahn ist 1,56° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast in der Äquatorebene des Planeten. Durch die sehr niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um etwa 295 km. Die Umlaufbahnen des nächstinneren Mondes Enceladus ist im Mittel etwa 56.671 km vom Orbit von Calypso entfernt, die Entfernungen der Bahnen der nächstäußeren Monde Dione sowie deren Trojaner-Monde Helene und Polydeuces betragen im Mittel etwa 82.777 km. Calypso umläuft Saturn in 1 Tag, 21 Stunden, 18 Minuten und 26,1 Sekunden. Dies ist etwa 2 Stunden und 50,9 Minuten länger als die Umlaufzeit des Jupitermondes Io. Calypso benötigt für einen Umlauf 12 Stunden und etwa 25,3 Minuten länger als der innere Nachbar Enceladus. Der Orbit von Calypso liegt tief in der Magnetosphäre von Saturn, so dass das Plasma, das mit dem Planeten mitrotiert, auf die folgende Hemisphäre trifft. Sie wird dadurch auch von energetischen Teilchen (Elektronen und Ionen) getroffen. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Calypso weist damit, wie der Erdmond und alle großen Trabanten der Gasriesen, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 1 Tag, 21 Stunden, 18 Minuten und 26,1 Sekunden vollzieht, zeigt also immer mit derselben Hemisphäre zu Saturn. Die Rotationsachse ist 0° gegenüber der Umlaufbahn geneigt, steht damit also genau senkrecht auf der Umlaufebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Calypso ist unregelmäßig geformt, mit einem mittleren Durchmesser von 21,4 km. Die genauen Abmessungen sind 30,2 × 23,0 × 14,0 km, was dem Mond die Form eines dreiachsigen Ellipsoids verleiht. Die Längsachse ist auf Saturn ausgerichtet, die mittlere Achse befindet sich zwischen führender und folgender Hemisphäre und die kürzeste Achse zwischen den Polen. Calypso ist der neunzehntgrößte Saturnmond. Von der Größe her ist Calypso etwa mit dem größeren Marsmond Phobos zu vergleichen. Die Gesamtfläche von Telesto beträgt etwa 1.439 km[SUP]2[/BIG], dies liegt etwa inmitten der Flächen der Schweizer Kantone Luzern und Aargau. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die Dichte ist mit 0,5 g/cm[SUP]3[/SUP] sehr gering, was darauf hinweist, dass Calypso überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Die niedrige Dichte weist darauf hin, dass sie möglicherweise zu den sogenannten Rubble Piles gehört, die durch die vergleichsweise schwache Gravitation im Innern Hohlräume aufweisen. [BIG]Oberfläche[/BIG] Der Trabant besitzt eine sehr helle Oberfläche mit einer Albedo von 0,70, d. h., 70 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Deutlich sichtbar sind einige Einschlagkrater von Meteoriten. Allgemein ist die Oberfläche jedoch sehr sanft und weist wenige Spuren älterer Krater auf, was auf eine dicke Schicht von feinkörnigem Eis-Regolith hinweist, die möglicherweise vom dauernden Bombardement durch die Partikel des E-Rings herrührt." } RObject { LocName "Titan" Name "Titan" Parent "Saturn" Pioneer "Christiaan Huygens" Date "1655" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Titan (auch Saturn VI) ist mit einem Durchmesser von 5150 Kilometern der größte Mond des Planeten Saturn. Er ist nach Ganymed der zweitgrößte Mond im Sonnensystem und der einzige, der über eine dichte Gashülle verfügt. Titan wurde 1655 durch den niederländischen Astronomen Christiaan Huygens entdeckt. Beobachtungen von der Erde und vom Weltraumteleskop Hubble aus erweiterten das Wissen über ihn, insbesondere jedoch Vorbeiflüge einiger Raumsonden seit 1979. Die informativsten Bilder und Messdaten stammen von der Landung der Sonde Huygens im Jahre 2005. Obwohl die Oberflächentemperatur des Titans weitaus niedriger ist als die der Erde, gilt er hinsichtlich der dichten, stickstoffreichen Atmosphäre und wegen des Vorhandenseins von Flüssigkeiten in selbiger als der erdähnlichste Himmelskörper unseres Sonnensystems. Seine Gashülle ist auf der Oberfläche etwa fünfmal dichter und der Druck etwa 50 % höher als auf der Erde. Sie besteht überwiegend aus Stickstoff und enthält Kohlenwasserstoffe sowie Spuren anderer organischer Verbindungen. Die Oberfläche und die oberste Schicht des Mantels sind aus Eis und Methanhydrat. Darunter befindet sich möglicherweise ein Eismondozean mit flüssigem Wasser, obwohl die Temperaturen dort unter 0 °C liegen. Für Leben, das auf Wasser basiert, kreist Saturn mit seinen Monden in einer viel zu kalten Umlaufbahn um die Sonne (außerhalb der habitablen Zone). Dort ist das Entstehen von Leben deshalb unwahrscheinlich, Vorstufen hierzu werden jedoch nicht ausgeschlossen. Nach neuesten Forschungsergebnissen wäre jedoch auch Leben auf der Basis von kurzkettigen flüssigen Kohlenwasserstoffen (z. B. Methan) denkbar. [BIG]Physikalische Daten[/BIG] Auf Titan entfallen über 95 % der Gesamtmasse aller Saturnmonde. Diese enorme Massekonzentration unter den Saturnsatelliten in einem einzelnen Körper hat zu Fragen über seine Entstehung geführt. Es ist noch ungeklärt, ob Titan in einer Materieansammlung des Sonnennebels, die Saturn formte, als nativer Mond entstand, oder ob er sich an einem anderen Ort bildete und später durch Saturns Schwerkraft eingefangen wurde und somit in seine Umlaufbahn gelangte, ebenso wie dies bei Neptuns Mond Triton der Fall war. Die letztere Hypothese könnte die ungleiche Massenverteilung von Saturns Monden erklären. Titan besitzt mit 1,88 g/cm[SUP]3[/SUP] auch die höchste Dichte aller größeren Saturnmonde, obwohl er ähnlich wie diese zusammengesetzt ist. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Titan umrundet Saturn in einem mittleren Abstand von 1.221.850 Kilometern (20,3 Saturnradien) und somit außerhalb der Saturnringe, die im sichtbaren Teil (E-Ring) bei etwa 480.000 Kilometern enden, aber bis zu einem Radius von etwa 960.000 Kilometer reichen. Die Umlaufbahnen seiner beiden nächsten Nachbarmonde liegen 242.000 Kilometer weiter außen (Hyperion) und 695.000 Kilometer weiter innen (Rhea). Ein resonanznahes Umlaufverhältnis besteht zu Hyperion, der während vier Titanumläufen knapp dreimal (2,998) den Planeten umkreist. Ein Umlauf dauert 15 Tage, 22 Stunden und 41 Minuten bei einer mittleren Bahngeschwindigkeit von 5,57 km/s. Die Umlaufbahn bildet keinen exakten Kreis, sondern weist eine numerische Exzentrizität von 0,029 auf, was für einen großen Mond ein relativ hoher Wert ist. Die Bahnebene von Titan weicht um 0,33° von der Äquatorebene Saturns und seiner Ringe ab. Saturns Rotationsachse ist gegenüber der Ekliptik um 26,73° geneigt (zum Vergleich: Erdachse 23,44°). Dadurch entstehen auf dem Planeten und allen seinen Satelliten auf ihren jeweiligen Nord- und Südhalbkugeln die vier Jahreszeiten, dort jedoch für jeweils 7½ Erdjahre, da ein Saturnjahr (Umlauf um die Sonne) fast 30 Jahre dauert. Der erste Sommer des dritten Jahrtausends ging auf der Südhalbkugel des Titan im August 2009 zu Ende. Das Baryzentrum von Saturn und Titan ist infolge der 4227-fachen Masse des Planeten nur 290 Kilometer vom Saturn-Mittelpunkt entfernt. [BIG]Rotation[/BIG] Titan hat eine an den Umlauf gebundene Rotation. Das bedeutet, dass immer dieselbe Seite dem Planeten zugewandt ist, wie dies für den Erdmond und alle anderen großen Trabanten ebenfalls gilt. Er rotiert somit in der gleichen Zeit und mit dem gleichen Drehsinn seines Saturnumlaufs (von West nach Ost) in 15 Tagen, 22 Stunden und 41 Minuten um die eigene Achse. Am Äquator entspricht dies einer Geschwindigkeit von knapp 12 m/s. Seine Rotationsachse unterscheidet sich von der Bahnebene um 1,942°. [BIG]Größe, Masse und Albedo[/BIG] Mit einem mittleren Durchmesser von 5150 Kilometern ist Titan der zweitgrößte Mond im Sonnensystem und liegt mit Masse, Dichte und Durchmesser zwischen den Jupitermonden Ganymed und Kallisto. Von der Erde aus erschien es lange Zeit so, dass Titan etwa 5550 Kilometer Durchmesser hätte und damit größer sei als Ganymed. Doch die Erkundung durch Voyager 1 offenbarte 1980 die ausgeprägte und undurchsichtige Gashülle, weshalb zuvor der Durchmesser des festen Körpers überschätzt worden war. Titan ist etwa 50 % größer und 80 % massereicher als der Erdmond. Er ist zudem größer als der kleinste Planet Merkur, aber weit weniger massereich als dieser. Die Oberfläche von Titan ist so groß wie die von Europa, Asien und Afrika zusammen. An seiner Oberfläche herrscht eine Fallbeschleunigung von 1,35 m/s[SUP]2[/BIG], das heißt, die Schwere beträgt dort nur knapp ein Siebtel derjenigen auf der Erde (9,81 m/s[SUP]2[/BIG]). und ist damit etwas geringer als die des Erdmondes. Titan ist groß genug, um seine Entstehungswärme noch nicht verloren zu haben, und besitzt im Inneren Wärmequellen in Form radioaktiver Nuklide in Mineralien (beispielsweise Kalium-40), so dass seine Temperatur mit zunehmender Tiefe ansteigt (Temperaturgradient). Sehr wahrscheinlich ist das Innere von Titan geologisch aktiv. Die Dunstschicht der Gashülle verleiht ihm eine niedrige geometrische Albedo von 0,22; das heißt, nur 22 % des eingestrahlten Sonnenlichtes werden reflektiert. Die sphärische Albedo beträgt 0,21. [BIG]Aufbau[/BIG] Der feste Körper von Titan setzt sich etwa zur Hälfte aus einem Mantel von Wassereis und zur anderen Hälfte aus einem Kern von silikatischem Gestein zusammen. Damit dürfte er ähnlich aufgebaut sein wie die Jupitermonde Ganymed und Kallisto sowie der Neptunmond Triton und möglicherweise auch der Zwergplanet Pluto. Er unterscheidet sich jedoch von ihnen durch seine Gashülle. [/BIG]Atmosphäre[/BIG] Im Sonnensystem ist Titan unter den Planeten und Monden seiner Größenklasse der einzige Himmelskörper mit einer dichten und wolkenreichen Atmosphäre. Der katalanische Astronom Josep Comas i Solà äußerte nach seinen teleskopischen Beobachtungen im Jahre 1908 als erster die Vermutung, dass der Mond von einer Gashülle umgeben ist, da die winzige Titanscheibe am Rand dunkler sei als im Zentrum. Der Nachweis dafür wurde jedoch erst im Jahre 1944 von dem US-amerikanischen Astronomen Gerard Kuiper mittels spektroskopischer Untersuchungen erbracht. Dabei wurde der Partialdruck des Kohlenwasserstoffs Methan zu 100 mbar bestimmt. Untersuchungen durch die Voyager-Sonden haben ergeben, dass der atmosphärische Druck auf Titans Oberfläche circa 1,5 bar beträgt und somit um rund 50 % höher ist als der auf der Erdoberfläche. Unter Berücksichtigung der geringen Schwerkraft und Oberflächentemperatur bedeutet dies, dass sich über jedem Quadratmeter Titanoberfläche die zehnfache Gasmasse wie auf der Erde befindet und ihre Dichte in Bodennähe fünfmal so groß ist. Die gesamte Masse der Gashülle ist etwa 1,19 mal so groß wie die der (wesentlich größeren) Erde. Titans Atmosphäre reicht etwa zehnmal so weit in den Weltraum hinein wie die der Erde. Die Grenze der Troposphäre liegt in einer Höhe von circa 44 Kilometern. Hier wurde auch das Temperaturminimum der Atmosphäre von -200 °C ermittelt. Danach steigt die Temperatur wieder an und liegt in 500 Kilometern Höhe bei -121 °C. Die Ionosphäre Titans ist komplexer als die der Erde aufgebaut. Die Hauptzone der Ionosphäre befindet sich in einer Höhe von 1200 Kilometern, allerdings mit einer weiteren Zone aus geladenen Partikeln bei Kilometer 63. Dies teilt die Titanatmosphäre zu einem gewissen Maße in zwei Radiowellen zurückwerfende Kammern. Die einzigen Körper im Sonnensystem, deren Atmosphäre hauptsächlich aus Stickstoff besteht, sind Erde und Titan. Bei diesem sind es 98,4 % Stickstoff und etwa 1,6 % Argon sowie Methan, das in der oberen Atmosphäre aufgrund seiner geringen Dichte (57 % von Stickstoff) vorherrscht. Außerdem finden sich Spuren von mindestens einem Dutzend anderer organischer Verbindungen, unter anderem Ethan, Propan, Ethin und Cyanwasserstoff. Helium, Kohlenstoffdioxid und Wasser wurden ebenfalls gefunden, jedoch praktisch kein freier Sauerstoff. Da Titan kein nennenswertes Magnetfeld besitzt, ist seine Atmosphäre besonders an ihrem äußeren Rand direkt dem Sonnenwind ausgesetzt. Außerdem unterliegt sie der Einwirkung der kosmischen Strahlung sowie der Sonneneinstrahlung, wovon chemisch der bereits erwähnte UV-Anteil von Bedeutung ist. Von solchen energiereichen Materieteilchen oder Photonen getroffene Stickstoff- und Methanmoleküle werden in Ionen oder sehr reaktive Radikale aufgespalten. Diese Bruchstücke gehen mit anderen Molekülen neue Bindungen ein, wobei sie einerseits komplexe organische Stickstoffverbindungen und andererseits die oben genannten Kohlenstoffverbindungen sowie Aromaten (z. B. Benzol) bilden. Auf diese Weise entstehen in der oberen Titanatmosphäre auch Polyine, die Dreifachbindungen enthalten. [BIG]Klima[/BIG] In der obersten Atmosphäre führen die Methananteile zu einem Treibhauseffekt, so dass es dort ohne dieses Gas erheblich kälter wäre. Auch der orangefarbene Nebel hat auf die unter ihm liegenden Teile der Atmosphäre klimatische Auswirkungen, die jedoch unterschiedlich gedeutet werden (Paradoxon der schwachen jungen Sonne). So wird in Bezug auf die feste Oberfläche, im Gegensatz zur Erde, von einem Anti-Treibhauseffekt gesprochen. [BIG]Windsysteme[/BIG] In der oberen Troposphäre rotiert Titans Atmosphäre schneller von Ost nach West als der Mond selbst. Dieses Phänomen wird Superrotation genannt; es ist zum Beispiel ebenso auf der Venus zu beobachten. Im oberen Bereich der bis zu 50 Kilometer hoch reichenden Troposphäre herrschen starke Turbulenzen. Die Windgeschwindigkeit beträgt dort etwa 30 m/s und nimmt nach unten hin stetig ab. Unterhalb von sieben Kilometern ist die Geschwindigkeit der Gasmassen gering. Der Lander Huygens hat während der Durchquerung der Atmosphäre die Luftströmungen gemessen. Eine Simulation auf Basis dieser Winddaten konnte zeigen, dass Titans Atmosphäre in der Stratosphäre in einer einzigen, riesigen Hadley-Zelle zirkuliert. Dabei steigt warme Luft in der südlichen Hemisphäre auf und sinkt in der nördlichen wieder ab. Dadurch strömt in großen Höhen der Stratosphäre die Luft von Süden nach Norden und in geringeren Höhen wieder von Norden nach Süden zurück. Im Gegensatz zur Erde, deren Hadley-Zelle und die innertropische Konvergenzzone aufgrund der Ozeane auf das Gebiet zwischen den Wendekreisen beschränkt ist, erstreckt sich das Einflussgebiet beim Titan von Pol zu Pol. Etwa alle 15 Jahre (inklusive einer dreijährigen Übergangszeit), also zweimal je Saturnjahr, kehrt diese Zelle ihre Windrichtung um. Solch eine Hadley-Zelle ist nur auf einem langsam rotierenden Körper, wie Titan, möglich. [BIG]Wolken[/BIG] In der Atmosphäre sind Muster von Wolken zu erkennen, die überwiegend aus Methan, aber auch aus Ethan und anderen Kohlenwasserstoffen zusammengesetzt sind und auf die Oberfläche abregnen. Ende 2006 wurde mittels Cassini ein riesiger Wolkenwirbel entdeckt, der mit einem Durchmesser von rund 2400 Kilometern einen Großteil der Nordpolregion überdeckt. Eine Wolke wurde zwar erwartet, jedoch kein Gebilde von dieser Größe und Struktur. Als sich die Sonde zwei Wochen später nochmals Titan näherte, konnte der Riesenwirbel erneut beobachtet werden. Vermutlich bestand er 2006 schon seit einigen Jahren und wird sich danach erst in ein oder zwei Jahrzehnten auflösen und am Südpol neu entstehen. Nach den Modellen der Forscher unterliegt seine Bildung einem Zyklus, der einem Saturnjahr entspricht, wie das ebenso bei der Hadley-Zelle der Fall ist. Mitte 2012 konnte über Titans Südpol ein neuer Wolkenwirbel aus Aerosolen, ca. 300 km über der Oberfläche, von Cassini beobachtet werden. Man nimmt an, dass die Entstehung des Wolkenwirbels mit dem Beginn des Sommers auf Titans Südhalbkugel zusammenhängt. [BIG]Feste Oberfläche[/BIG] Aufgrund der dunstreichen Atmosphäre konnten bei früheren Beobachtungen im sichtbaren Licht und bei den Voyagermissionen keine Einzelheiten auf Titans Oberfläche erkannt werden. Oberflächenkarte der beiden Pole, erstellt aus Daten des Cassini Imaging Science Subsystems (Januar 2009) Die auf den ersten Radarbildern sichtbaren globalen und regionalen Oberflächenmerkmale werden, nach ersten Auswertungen von den NASA-Wissenschaftlern, für tektonische Strukturen wie Gräben und Krustenstörungen gehalten. Dies würde für eine fortdauernde bedeutende geologische Aktivität des Himmelskörpers sprechen. Die Oberfläche ist im Allgemeinen sehr flach. Höhenunterschiede von mehr als 150 m und gebirgsähnliche Züge kommen selten vor. So fällt eine helle Region 4500 Kilometer entlang des Äquators, mit dem Namen Xanadu, besonders auf. NASA- und ESA-Forscher deuten sie, nach näheren Beobachtungen, als eine Landschaft mit überraschend erdähnlichem Gesamtbild. Xanadu, das flächenmäßig etwa so groß ist wie Australien, wird von bis zu 2000 m hohen Bergrücken durchzogen. Radardaten zufolge bestehen diese aus porösem Wassereis, das von dort vermutetem Methanregen durch Auswaschung gebildet wurde. Höhlensysteme könnten geschaffen worden sein. Dies entspricht ganz den durch Wind und Wasser geprägten Landschaften der Erde. Im Gegensatz zur Plattentektonik auf der Erde entstanden die Gebirge Titans aller Wahrscheinlichkeit nach durch Schrumpfung des Mondes. Auch hier entstanden die Gebirgszüge eindeutig durch Auffaltung und Verkürzung der Kruste. Ein Forscherteam um Giuseppe Mitri am Caltech kam durch Computersimulationen zum Schluss, dass der Titan seit seiner Entstehung vor 4,5 Milliarden Jahren kontinuierlich schrumpfte. Dabei gingen sie davon aus, dass der Kern von Titan nie sehr heiß war und daher eine relativ homogene Mischung aus Eis und Gestein darstellt. Die langsame Abkühlung des Mondes sorgt dafür, dass Teile des unterirdischen Ozeans allmählich gefrieren und dabei die Dicke der äußeren Eiskruste wächst. Auch der Mantel aus Hochdruckeis wird immer mächtiger. Da das Eis der äußeren Kruste weniger dicht als der Ozean ist (da es ja auf dem Ozean schwimmt) und das Hochdruckeis unter dem Ozean eine höhere Dichte als der Ozean hat, kommt es auf Kosten des unterirdischen Ozeans zu einer Abnahme des Volumens. Dabei legt sich die Oberfläche in Falten. Laut der Simulation des Teams um Mitri müsste sich der Radius des Mondes innerhalb von 4,5 Milliarden Jahren um sieben Kilometer verkürzt haben. Derzeit beträgt er 2575 Kilometer, und das Volumen verringerte sich etwa um ein Prozent. Die Zusammensetzung der Oberfläche ist komplex. Cassini-Huygens hat dort Wassereis festgestellt, das bei so niedrigen Temperaturen die Konsistenz von Silikatgestein hat und teilweise von Tümpeln oder Seen aus flüssigem Methan bedeckt ist. Es wird angenommen, dass auf der Oberfläche Kohlenwasserstoffe existieren, die bisher noch nicht im Labor hergestellt werden konnten. Cassinis Radar hat auf Titan viel weniger Einschlagkrater gefunden, als man (auf gleiche Fläche bezogen) auf anderen Monden und Planeten im Sonnensystem findet. In der dichten Atmosphäre verglühen oder zerbersten schon viele Objekte, so dass die Anzahl der einschlagenden Objekte von vornherein in etwa halbiert wird. Auch werden frische Einschlagkrater sehr bald von dem beständigen Wind mit Partikeln zugeweht, die durch Zusammenlagerung von aus der Atmosphäre ausgefallenen Tholinen entstanden sind. Dieser Effekt und der Methanregen formen die Oberfläche vergleichsweise schnell und führen folglich zu einer geologisch jungen Oberfläche. [/BIG]Flüssige Kohlenwasserstoffe[/BIG] In den beiden Polarregionen finden sich auf den Radaraufnahmen größere Methanseen, die von Flüssen gespeist werden. Zahlreiche radardunkle Flecken, die als eindeutiger Nachweis solcher Gewässer angesehen werden, wurden rund um den Nordpol gefunden. In dieser Region herrschte zu der Zeit der Cassini-Mission Polarnacht. Die drei größten Seen Kraken Mare, Ligeia Mare und Punga Mare werden als Mare bezeichnet und erreichen mit Flächen bis über 100.000 Quadratkilometer die Dimensionen großer irdischer Binnenseen und -meere (zum Vergleich: Lake Superior 82.100 Quadratkilometer). Bereits zu Beginn der Mission wurde am Südpol der größte See Ontario Lacus als bislang einziger Methansee auf der südlichen Hemisphäre entdeckt und nach dem mit rund 20.000 Quadratkilometer gleich großen Ontariosee benannt. Forscher des DLR gaben am 30. Juli 2008 bekannt, dass in ihm daneben Ethan nachgewiesen wurde und er vermutlich noch andere Alkane enthält. Auswertungen von Radarmessungen zeigten 2009, dass der Ontario Lacus spiegelglatt zu sein scheint. Die Variationen in der Höhe betrugen zum Zeitpunkt der Messung weniger als 3 mm. Das erhärtet den Verdacht, dass der Ontario Lacus tatsächlich aus flüssigen Kohlenwasserstoffen und nicht aus getrocknetem Schlamm besteht. Es zeigte sich damit auch, dass es an der Oberfläche relativ windstill war. Zu den kleineren Seen zählen der Feia Lacus, der Kivu Lacus, der Koitere Lacus und der Neagh Lacus. Die Flüssigkeiten in den seeähnlichen Gebilden sind relativ durchsichtig, so dass ein Mensch (würde er an einem solchen Ufer stehen) in diese Gewässer wie in einen klaren irdischen See hinein blicken könnte. Nach Berechnungen der NASA übertrifft der Vorrat an flüssigen Kohlenwasserstoffen auf Titan den der Erde um das Hundertfache. Der atmosphärische Kreislauf, das Herabregnen, Sammeln und Fließen von Kohlenwasserstoffen prägte die eisige Oberfläche in überraschend ähnlicher Weise, wie auf der Erde Wasser die Silikatgesteine formt. Schon auf den ersten Blick sind aus einigen Kilometern Höhe ganze Flusssysteme erkennbar, flüssiges Methan schneidet sich erosiv in die Eisoberfläche ein und bildet ein hügelig-bergiges Relief. Auf der Erde würde dies eine (tektonische) Hebung der erodierten Gebiete über die durchschnittliche Oberflächenhöhe hinaus implizieren; das kann auf Titan nicht anders sein. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Titan besitzt einen großen Kern aus Silikatgestein, der von mehreren Schichten Wassereis umgeben ist. Die äußere Schicht des Mantels besteht aus Eis und Methanhydrat, die innere aus Hochdruckeis (vgl. das Eis-Phasendiagramm). Nach Modellrechnungen von 2005 könnte sich zwischen diesen beiden Schichten ein Eismondozean aus flüssigem Wasser befinden. Wie bei anderen Monden der Gasplaneten (Jupitermond Io und Saturnmond Enceladus) könnten hier ebenfalls Gezeitenkräfte des Mutterplaneten eine Rolle bei der für tektonische Bewegungen notwendigen Aufheizung und folgenden Mobilisierung des Mondinneren spielen. Durch die relativ hohe Exzentrizität der Titan-Bahn und der daraus folgenden Libration in Länge pendelt die Gezeitendeformation des Mondes im Laufe seiner gebundenen Rotation entsprechend und könnte mit diesem Hin-und-her-Walken in Titans Innerem zu tektonischen Verschiebungen führen. [BIG]Hypothetischer Ozean unter der Eiskruste[/BIG] Radarmessungen der Cassini-Sonde deuten darauf hin, dass unter der Eiskruste ein Ozean aus flüssigem Wasser existiert.[56] Die Dicke der Eiskruste wird auf etwa 80 Kilometer geschätzt. Nach einem Modell, das vom Jupitermond Europa auf Titan übertragen wurde, kann die Wärmeentwicklung durch Gezeitenreibung auch unter seiner Eiskruste zu der Bildung dieser aufgeschmolzenen Schicht geführt haben. Sie müsste sich mit der Sonde Cassini durch Schwerefeldmessungen nachweisen lassen. Im Wasser zu etwa 10 % enthaltenes Ammoniak würde als Frostschutzmittel (siehe Gefrierpunkterniedrigung) wirken, so dass sich trotz der in dieser Tiefe zu erwartenden Temperatur von -20 °C ein flüssiger Ozean gebildet haben könnte, zumal in Verbindung mit dem dortigen hohen Druck. Die Existenz eines Ozeans in der Tiefe bedeutet geologisch gesehen, dass die darüber liegende Kruste wesentlich beweglicher sein kann als auf Himmelskörpern, die durchgehend fest sind, wie beispielsweise der Erdmond. Die Krustenbeweglichkeit führt zu den beobachteten tektonischen Großstrukturen und ebenso zum Kryovulkanismus, wobei vermutet werden kann, dass auch Wasser aus dem untergründigen Ozean direkt am Eisvulkanismus beteiligt ist, wie es bei der Erde mit Magma aus dem Mantel der Fall ist. Wie auf Enceladus bereits nachgewiesen wurde, können die Krustenbewegungen allein lokal so viel Wärme erzeugen, dass bedeutende Mengen an Eis in den Bewegungszonen verflüssigt werden und Kryovulkanismus erzeugen. [BIG]Spekulationen über (Vorstufen zu) Leben[/BIG] Da Saturn und seine Trabanten weit außerhalb der habitablen Zone kreisen, ist das Entstehen von Leben unwahrscheinlich, Vorstufen werden jedoch nicht ausgeschlossen. Insgesamt sind trotz der niedrigen Temperaturen für die Kosmochemie sehr interessante Vorgänge auf diesem Mond zu vermuten, vielleicht auch Vorstufen für eine Art chemische Evolution. Auf Grund der dichten Atmosphäre aus Stickstoff und organischen Verbindungen ist er ein bedeutendes Forschungsobjekt der Exobiologie, da diese Bedingungen denen auf der Urerde gleichen könnten. Eine präbiotische Entwicklung in Richtung Leben, vergleichbar mit dem irdischen, würden die Oberflächentemperaturen jedoch verhindern. Steven Benner von der University of Florida vertritt die Ansicht, dass sich Leben in Seen aus flüssigen Kohlenwasserstoffen wie Methan oder Ethan bilden könne, da diese sich ebenfalls als Lösungsmittel für chemischen Reaktionen eignen, wie sie in Lebewesen vorkommen. Die chemische Aggressivität dieser Kohlenwasserstoffe sei zudem geringer als die von Wasser. Somit wären Riesenmoleküle, wie DNA, stabiler. Ein Forscherteam aus Frankreich hält es für möglich, dass in den Methanseen mikroskopisch kleine Organismen die Energie nutzen könnten, die frei wird, wenn Wasserstoff mit Ethin (Acetylen) reagiert. Durch die Entdeckung der Raumsonde Cassini, dass die Acetylen- und Wasserstoffmenge in der Atmosphäre sehr gering ist, nehmen Forscher an, dass diese Gase von oder an der Oberfläche absorbiert werden. Als Ursache kämen neben chemischen Prozessen auch Lebewesen infrage, die von diesen Substanzen leben und sie dabei in Methan umwandeln. Titan könnte einen Schlüssel zum Verständnis der Entstehung des Lebens auf der Erde enthalten, da angenommen wird, dass auf der Urerde eine ähnliche Atmosphäre vorhanden war und somit ähnliche Bedingungen geherrscht haben. Im Jahr 2010 hatten Forscher von der University of Arizona im Labor die Bedingungen in der titanischen Gashülle simuliert. Dabei mischten sie Stickstoff, Methan und Kohlenmonoxid, die Hauptbestandteile der Atmosphäre von Titan, zusammen. Es entstanden in dieser Umgebung ohne Wasser, ausgesetzt einer starken Radiostrahlung, die Aminosäuren Glycin und Alanin, die Grundbausteine der irdischen Proteine sind. Weiters bildeten sich alle fünf Basiskomponenten der Nukleinsäuren RNA und DNA, Cytosin, Adenin, Thymin, Guanin und Uracil. Die Reaktionen seien komplett innerhalb einer gasförmigen Umgebung abgelaufen. Sarah Hörst und Roger Yelle von der University of Arizona halten es für möglich, dass auch auf der Erde die Grundbausteine nicht zwangsläufig in einer Ursuppe, sondern sich ebenfalls in der Atmosphäre bilden konnten, und dann auf die Oberfläche abgeregnet wurden." } RObject { LocName "Rhea" Name "Rhea" Parent "Saturn" Pioneer "Giovanni Cassini" Date "1672.12.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Rhea (auch Saturn V) ist der zweitgrößte Mond des Planeten Saturn. Rhea wurde am 23. Dezember 1672 von Giovanni Cassini entdeckt. Benannt wurde der Mond nach der Titanin Rhea, der Tochter des Uranos und der Gaia aus der griechischen Mythologie. Der Name „Rhea“ und weiterer sieben Saturnmonde wurde von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope vorgeschlagen. [/BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Rhea umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 527.040 km in 108 Stunden und 25 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,001 auf und ist 0,35° gegen die Äquatorebene des Saturn geneigt. Der Mond bewegt sich innerhalb von Saturns Magnetosphäre. [BIG]Aufbau und physikalische Eigenschaften[/BIG] Rhea hat einen mittleren Durchmesser von 1528 km. Ihre geringe Dichte von 1,240 g/cm[SUP]3[/SUP] lässt darauf schließen, dass sie zu etwa 2/3 aus Wassereis sowie einem Kern aus silikatischem Gestein zusammengesetzt ist. Ihre Albedo beträgt 0,65, das heißt 65 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Im Vergleich zu den Monden Tethys und Enceladus ist die Oberfläche relativ dunkel. Die Temperaturen an der Oberfläche betragen -174 °C im direkten Sonnenlicht, und zwischen -200 und -220 °C im Schatten. Rhea rotiert in 108 Stunden und 25 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation auf. Die Rotationsachse ist gegenüber der Bahnebene um 0,029° aus der Senkrechten geneigt. Rhea gleicht in ihrer Zusammensetzung, der Albedo und den Strukturen ihrer Oberfläche dem Saturnmond Dione. Beide Monde weisen unterschiedliche Hemisphären auf. Offensichtlich machten die Monde gleiche Phasen der Entwicklung durch. Rhea ist stark verkratert und weist stellenweise helle Strukturen auf. Ihre Oberfläche kann anhand der Verteilung und Größe der Krater in zwei unterschiedliche Terrains unterteilt werden, eines mit Kratern über 40 km im Durchmesser und ein zweites, in Teilen der Polar- und Äquatorregionen, mit Kratern unter 40 km Durchmesser. Dies deutet darauf hin, dass Teile der Oberfläche Rheas während ihrer Entwicklung durch geologische Prozesse erneuert wurden. Die führende Hemisphäre ist stark verkratert und zeigt keine größeren Helligkeitsunterschiede. Wie beim Jupitermond Kallisto weisen die Einschlagkrater keine Ringwälle oder Zentralberge auf, wie sie für den Erdmond oder den Planeten Merkur typisch sind. Die dünne Eiskruste Rheas hat über geologische Zeiträume hinweg nachgegeben, wobei derartige Strukturen eingeebnet wurden. Auf der folgenden Hemisphäre von Rhea sind helle Streifen auf einer dunklen Oberfläche sowie einige Einschlagkrater sichtbar. Die Streifen entstanden in einer frühen Entwicklungsphase durch Kryovulkanismus (Kältevulkanismus), als das Innere des Mondes noch flüssig war. Rhea besitzt eine scheinbare Helligkeit von 9,7m und ist damit, von der Erde aus gesehen, einer der hellsten Saturnmonde. Um sie zu beobachten benötigt man allerdings ein Teleskop mit einer Objektivöffnung von 10 cm. In Messergebnissen der Raumsonde Cassini aus dem Jahr 2005 hat eine Astronomengruppe Hinweise auf ein Ringsystem aus Staub und bis zu einem Meter großen Gesteinsbrocken um den Saturnmond gefunden. Die Messgeräte der Sonde haben in bestimmten Nahbereichen von ihm eine Konzentration von Staubpartikeln und dafür eine starke Verringerung der Elektronen von Saturns Magnetosphäre registriert. Rhea wäre damit der erste Mond mit einem Ringsystem. Als Beweis fehlte nur noch ein Foto. Inzwischen steht fest, dass Rhea keine Ringe hat, da auf Fotos keine gefunden werden konnten. [BIG]Spuren einer Atmosphäre[/BIG] Beim Rhea-Überflug der Raumsonde Cassini im März 2010 in einer Entfernung von nur 97 km registrierte ein Massenspektrometer an Bord der Sonde Spuren von Sauerstoff und Kohlendioxid. Diese Mond-Atmosphäre hat auf der Tagseite deutlich mehr Masse. Forscher vermuten, dass der Sauerstoff entsteht, wenn elektromagnetische Strahlung auf das Wassereis der Mondoberfläche trifft und dieses zersetzt. Das Kohlendioxid entsteht möglicherweise bei der Oxidation von organischen Molekülen oder stammt aus Ausgasungen des Oberflächeneises." } RObject { LocName "Phoebe" Name "Phoebe" Parent "Saturn" Pioneer "William Henry Pickering" Date "1899" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Phoebe (auch Saturn IX) ist einer der größeren und der äußeren Monde des Planeten Saturn. Phoebe wurde im Jahre 1899 von William Henry Pickering auf fotografischen Platten entdeckt, die am 16. August 1898 von DeLisle Stewart in Arequipa (Peru) belichtet worden waren. Es war der erste Mond, der auf fotografischem Wege entdeckt wurde. Seine genaue Umlaufbahn konnte erst 1905 von Frank Elmore Ross bestimmt werden. Benannt wurde der Mond nach der Titanin Phoibe aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Über 100 Jahre lang galt Phoebe als der äußerste Mond des Saturn, bis im Jahre 2000 mehrere kleine Trabanten entdeckt wurden, die noch weiter entfernt sind. Phoebe ist viermal weiter von Saturn entfernt als ihr nächster größerer Nachbar, der Mond Iapetus, wobei sie weitaus größer als jeder andere Mond ist, der Saturn in einer vergleichbaren Entfernung umkreist. Phoebe und Japetus sind die einzigen großen Monde im Saturnsystem, deren Bahnen nicht in der Äquatorebene des Planeten liegen. Phoebes Bahn ist 175,3° gegenüber der Ekliptik geneigt, die in dieser Entfernung vom Saturn die Laplace-Ebene darstellt. Damit ist die Bahn retrograd, d. h. Phoebe läuft entgegen der Rotationsrichtung des Saturn um den Planeten. Dabei weist ihre Bahn eine geringere Neigung zur Ekliptik auf als zur Äquatorebene Saturns. Auf Grund der irregulären Bahneigenschaften zählt Phoebe unter den Saturnmonden zur Nordischen Gruppe. [BIG]Aufbau und physikalische Eigenschaften[/BIG] Phoebe ist annähernd kugelförmig und besitzt einen mittleren Durchmesser von 220 km. Sie rotiert in 9 Stunden und 30 Minuten um die eigene Achse und hat damit im Gegensatz zu den anderen großen Saturnmonden (mit Ausnahme von Hyperion) keine gebundene Rotation. Die Rotationsachse ist um 26,183° aus der Senkrechten geneigt. Auf ihrer Oberfläche herrschen, je nach Sonneneinstrahlung, Temperaturen von -198 °C bis -161 °C. Die meisten großen Saturnmonde besitzen eine sehr helle Oberfläche; dagegen ist die von Phoebe mit einer geometrischen Albedo von 0,081 extrem dunkel. Hinsichtlich ihrer sphärischen Albedo werden nur etwa 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts reflektiert, so dass die Oberfläche fast schwarz erscheint. Die dunkle Färbung erinnert an organische Verbindungen, wie sie in primitiven Meteoriten (z. B. kohligen Chondriten) vorkommen. Das veranlasste Wissenschaftler zu der Vermutung, dass es sich bei Phoebe um einen eingefangenen Asteroiden handeln könnte. Im September 1981 flog die Raumsonde Voyager 2 in einem Abstand von 2,2 Millionen Kilometern an Phoebe vorbei und sandte erste Fotos zur Erde. Aufgrund der großen Entfernung war die Auflösung der Aufnahmen gering, so dass keine Details erkennbar waren. Am 11. Juni 2004 passierte die Raumsonde Cassini-Huygens den Mond in einem Abstand von nur 2068 km und sandte detaillierte Aufnahmen zur Erde. Die Aufnahmen zeigen, dass Phoebes Oberfläche extrem stark verkratert ist, wobei Impaktkrater bis zu 80 km Durchmesser vorhanden sind. Einer der Krater hat einen Ringwall von 16 km Höhe. Eine Auswertung der Bilddaten ergab, dass die Oberfläche von Phoebe die höchste bisher festgestellte Kraterdichte im Sonnensystem hat. Die Kraterdichte ist ein Gradmesser für das Alter der Oberfläche eines Himmelskörpers. Phoebe soll nach Angaben der NASA mit 4,5 Milliarden Jahren in etwa so alt sein wie das Sonnensystem selbst und gehört damit zu den Objekten, die sich seit dessen Entstehung kaum verändert haben. Nach neuesten Forschungen soll jedoch Phoebe durch innere Erhitzung kurz nach seiner Bildung so warm geworden sein das er zu einem größtenteils runden Himmelskörper wurde. Die Aufnahmen zeigen weiterhin, dass Phoebes Oberfläche von einer dünnen dunklen Schicht überzogen ist, die eine Mächtigkeit von 300 bis 500 Metern aufweist. An den Kraterrändern, wo die dunkle Schicht infolge des Impaktereignisses aufgerissen ist, sind helle Flecken erkennbar. Hier wurde das darunter liegende, fast weiß erscheinende Material ausgeworfen. Darüber hinaus wurden Spuren von Kohlendioxid festgestellt, eine Verbindung, die bislang noch auf keinem Asteroiden nachgewiesen werden konnte. Mit 1,63 g/cm[SUP]3[/SUP] hat Phoebe unter den großen Saturnmonden nach Titan die zweithöchste Dichte. Ihr Inneres muss außer Eis einen größeren Anteil an dichtem Material haben, etwa an silikatischem Gestein. Die retrograde Bahn und die Zusammensetzung lassen darauf schließen, dass Phoebe ursprünglich ein Zentaur war, der von der Gravitation des Saturn eingefangen wurde. Zentauren sind eine Gruppe von Planetoiden aus dem Kuipergürtel, die sich auf exzentrischen Bahnen zwischen den Planeten Jupiter und Neptun um die Sonne bewegen. Weiteres Indiz für diese These sind von der Raumsonde Cassini aufgenommene Oberflächenspektren, anhand derer man erkennt, dass auf Phoebe gefrorenes Kohlenstoffdioxid und andere organische Verbindungen wie Cyanoverbindungen vorhanden sind. Diese Stoffe wurden bislang nur auf Kometen und Objekten des Kuipergürtels nachgewiesen. Die Hypothese, dass beim Einschlag von Mikrometeoriten freigesetztes dunkles Material von Phoebes Oberfläche für die dunklen Verfärbungen der Monde Hyperion und Iapetus verantwortlich sein könnte, bekam einen ersten handfesten Beweis, als das Infrarotweltraumteleskop Spitzer einen riesigen Ring mit sehr geringer Dichte (10 bis 20 Partikel pro km[SUP]3[/SUP]) entdeckte, der sich im Abstand von 6 bis 18 Millionen km vom Saturn um die Umlaufbahn des Mondes Phoebe erstreckt. Bei größeren Einschlägen könnten Bruchstücke in den Weltraum geschleudert worden sein, die nun als die Monde Skathi, Mundilfari, Suttungr und Thrymr um Saturn kreisen. Alle diese Monde, die kleiner als 10 km sind, haben eine ähnliche Umlaufbahn wie Phoebe." } RObject { LocName "Ceres" Name "Ceres" Parent "Sol" Pioneer "Giuseppe Piazzi" Date "1801.01.01" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ceres ist ein Zwergplanet und mit einem Äquatordurchmesser von 975 km das größte Objekt im Asteroiden-Hauptgürtel. Sie besitzt keinen bekannten Mond. Ceres wurde am 1. Januar 1801 von Giuseppe Piazzi als erster Kleinplanet entdeckt, galt lange als Asteroid und wird seit 2006 zur Gruppe der Zwergplaneten gezählt. Sie ist benannt nach der römischen Göttin des Ackerbaus. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Ceres bewegt sich auf einer Ellipse in der Mitte des Asteroidengürtels, in einem mittleren Abstand von 2,77 AE, in 1682 Tagen um die Sonne. Die Periheldistanz beträgt 2,54 AE, die Apheldistanz 2,99 AE. Die Umlaufbahn ist um 10,6° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,080. Die synodische Periode von Ceres liegt bei 467 Tagen. Während der Opposition ist sie zwischen 1,59 AE und 2,00 AE von der Erde entfernt und erreicht eine scheinbare Helligkeit von bis zu 6,6 mag. Ceres lässt sich daher bereits mit einem Fernglas oder einem kleinen Teleskop auffinden. [BIG]Beschaffenheit[/BIG] Ceres ist das größte und massenreichste Objekt des Asteroidengürtels im inneren Sonnensystem. Für die Masse wird ein Wert von 9,35 × 1020 kg angegeben, was dem 6390. Teil der Erdmasse entspricht. Ceres hat damit etwa die 3,5fache Masse des schwersten Asteroiden, Vesta, und vereinigt etwa 30 % der Gesamtmasse des Asteroidengürtels in sich. Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop Hubble haben gezeigt, dass Ceres ein leicht abgeplattetes Rotationsellipsoid ist, mit einem Äquatordurchmesser von 975 (±3) km und einem Polardurchmesser von 909 (±3) km. Die Oberfläche von Ceres ist damit etwa 2.850.000 km[SUP]2[/SUP] groß, was etwas mehr als die Landfläche des irdischen Argentinien ist. Die Rotationsperiode beträgt 9,075 Stunden, die mittlere Dichte wird mit 2,077 ± 0,036 g/cm[SUP]3[/SUP] angegeben. [BIG]Oberfläche[/BIG] Ceres besitzt eine dunkle kohlenstoffreiche Oberfläche mit einer Albedo von 0,09. Radarbeobachtungen haben ergeben, dass die gesamte Oberfläche gleichmäßig von pulverigem Regolith bedeckt zu sein scheint. Herausragende oder isolierte Oberflächenmerkmale wurden erst im Jahr 2001 nach Beobachtungen mit dem Hubble Space Telescope festgestellt: Es zeigte sich ein dunkler Fleck mit einem Durchmesser von etwa 250 km, der zu Ehren des Entdeckers von Ceres Piazzi benannt wurde. Weitere Beobachtungen mit Hubble in den Jahren 2003 und 2004 ermöglichten die Erstellung einer Karte, die neben Piazzi und einem auffälligen, hellen Fleck mit rund 400 km Durchmesser zahlreiche kleinere Oberflächenmerkmale zeigt, deren Ursprung noch unbekannt ist. [BIG]Zusammensetzung[/BIG] Die Messungen des Weltraumteleskops Hubble lassen auch Rückschlüsse auf die Zusammensetzung von Ceres zu: Man geht davon aus, dass es sich um einen differenzierten Zwergplaneten mit einem steinigen Kern sowie einem Mantel und einer Kruste aus leichteren Mineralien und Wassereis handelt. Die Differenzierung geht vermutlich auf die beim radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotopes 26Al freigesetzte Wärme zurück, wodurch sich bereits in der Frühzeit des Sonnensystems ein Mantel aus flüssigem Wasser gebildet haben dürfte. Die äußeren zehn Kilometer schmolzen allerdings nicht auf, sondern bildeten eine feste Kruste aus Eis, während sich schweres Material (Silikate, Metalle) im Kern sammelte. Insgesamt dürfte Ceres zu 17 bis 27 Gewichtsprozent aus Wasser bestehen. Die Süßwassermenge auf Ceres wird auf etwa das Fünffache der auf der Erde verfügbaren Süßwasservorräte geschätzt. Trotz des planetenähnlichen Aufbaus wurde aus Ceres kein richtiger Planet. Vermutlich verhinderte die starke Gravitation des benachbarten Jupiter, dass Ceres genügend Masse ansammeln konnte, um sich von einem Planetesimal zu einem großen Planeten zu entwickeln." } RObject { LocName "Uranus" Name "Uranus" Parent "Sol" Pioneer "Wilhelm Herschel" Date "1781" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Uranus (altgriechisch Himmel) ist von der Sonne aus mit einer durchschnittlichen Sonnenentfernung von 2,9 Milliarden Kilometern 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 dieses Gasplaneten ist mit über 51.000 Kilometern 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 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. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Uranus läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0457 zwischen Saturn und Neptun um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 18,324 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 20,078 AE. Mit fast 3 Mrd. km Abstand hat er etwa die doppelte Entfernung zur Sonne wie der nächstinnere Planet Saturn. Dieser Bahnradius passt genau zur 1766 formulierten Titius-Bode-Reihe, sodass die Entdeckung des Uranus als Bestätigung der damaligen, von Kepler begründeten Sicht einer Weltharmonie galt. Die Bahnebene ist mit 0,772° nur wenig gegen die Erdbahnebene geneigt und hat damit im Vergleich mit den anderen Planeten die geringste Inklination. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Uranus etwa 84 Jahre. Bei einer mittleren Bahngeschwindigkeit von 6,81 km/s braucht er rund zwei Stunden, um seinen eigenen Durchmesser zurückzulegen (die Erde braucht etwa sieben Minuten). [BIG]Rotation[/BIG] Uranus rotiert in 17 Stunden 14 Minuten und 24 Sekunden einmal um seine Achse. Wie bei allen Gasplaneten wehen in der Hochatmosphäre starke Winde in Rotationsrichtung. In südlichen Breiten (etwa 60°) bewegt sich die sichtbare Atmosphäre viel schneller und die Rotationsdauer ist dort mit 14 Stunden entsprechend kürzer. Als Besonderheit liegt die Rotationsachse des Planeten annähernd in seiner Bahnebene, er wälzt sich gewissermaßen in dieser voran, wenn die Achse in Richtung Sonne zeigt. Die Achsneigung gegen das Bahnebenenlot beträgt 97,77°, so dass Uranus rückläufig rotiert. Als Folge dieser Neigung ist nach jedem halben Umlauf einmal die Nordhalbkugel und einmal die Südhalbkugel der Sonne zugewandt. Mit Ausnahme einer schmalen Äquatorregion herrscht dann auf den jeweiligen Halbkugeln ständig Tag bzw. Nacht (vergleichbar mit Polartag und Polarnacht auf der Erde). In der Nähe der Pole kann ein Sonnentag daher bis zu einem halben Uranusjahr dauern. Als Voyager 2 am 24. Januar 1986 an Uranus vorbeiflog, stand die Sonne annähernd über dessen Südpol. 2007 lag sie zur Tag-und-Nacht-Gleiche kurz in seiner Äquatorebene. Die Ursache der starken Achsneigung ist unbekannt. Die verbreitetste Hypothese nimmt eine Kollision mit einem großen Protoplaneten während der Entstehungsphase an. Nach Computersimulationen müsste Uranus während seiner Entstehung und der Bildung seines Mond- und Ringsystems von zwei oder mehr Himmelskörpern getroffen worden sein, um die Neigung des gesamten Uranussystems zur Umlaufbahn des Planeten zu erklären. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Uranus hat eine für Gasplaneten typisch niedrige Dichte von 1,27 g/cm[SUP]3[/SUP]. Der Äquatordurchmesser beträgt 51.118 km. Dies entspricht etwa dem vierfachen Erddurchmesser. Aufgrund der relativ schnellen Rotation, verstärkt durch die geringe Dichte, weist Uranus mit einem Poldurchmesser von 49.946 km eine deutliche Abplattung von 1:44 auf. Er ist nach Jupiter und Saturn der drittgrößte Planet des Sonnensystems, jedoch auf Grund seiner geringen Dichte weniger massereich als Neptun. Im Strukturmodell wird Uranus als flüssiger Planet mit einer gasförmigen oberen Schicht oder Atmosphäre betrachtet, die nicht klar nach unten begrenzt ist. Da sich der Druck mit zunehmender Tiefe über den kritischen Punkt erhöht, geht die Gashülle ohne Phasenübergang vom gasförmigen in einen flüssigen Zustand über. Als Oberfläche wurde derjenige Bereich definiert, bei dem der Druck 1 bar groß ist. Die Schwerkraft macht auf der Ein-Bar-Ebene nur rund 90 % der Erdschwere aus. Obwohl Uranus' Dichte etwas geringer als die des Jupiter ist, hat er anteilmäßig mehr schwerere Elemente (schwerer als Wasserstoff und Helium) als dieser. Würde Uranus aus den gleichen Elementen wie Jupiter bestehen, würde er eine noch viel geringere Dichte aufweisen. [BIG]Obere Schichten[/BIG] Die Hauptbestandteile der oberen Schichten der Gashülle sind molekularer Wasserstoff mit 82,5 ± 3,3 Vol-%, atomares Helium mit 15,2 ± 3,3 Vol-% und etwa 2,3 Vol-% Methan. Das Massenverhältnis Helium:Wasserstoff ist mit 0,26 sehr nahe dem ursprünglichen Massenverhältnis in der Sonne von 0,27. Als Nebenbestandteil folgt Deuterium mit etwa 148 ppm Volumenanteil. Als Aerosole werden Ammoniakeis, Wassereis, Ammoniumhydrogensulfid und Methaneis diskutiert. Wasserstoff kann (von der Erde aus) im Spektrum des Sonnenlichtes, das durch die planetarischen Wolken gestreut wird, nachgewiesen werden. Das Verhältnis Wasserstoff zu Helium konnte durch die Refraktion (Brechung) der Radiosignale von Voyager 2 durch die Atmosphäre bestimmt werden, als die Sonde den Funkschatten des Planeten durchflog. Das Sonnenlicht wird von den oberen Wolkenschichten reflektiert. Diese befinden sich unter einer Schicht aus Methangas. Wenn das reflektierte Licht diese Schicht durchquert, wird durch das Methangas der rötliche Teil des Lichtes absorbiert, während der blaue Anteil ungehindert passieren kann. Dadurch erscheint Uranus blaugrün. Seine Atmosphäre kann in drei Schichten unterteilt werden: Die Troposphäre in Höhen zwischen -300 und 50 km und Drücken von 100 bis 0,1 bar. Die Stratosphäre befindet sich in Höhen zwischen 50 und 4000 km und die Drücke betragen 0,1 bis 10[SUP]-10[/SUP] bar. Die Thermosphäre/Korona erstreckt sich von 4000 km bis zu 50.000 km über der Oberfläche. Es gibt keine Mesosphäre. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Unter der dichten, gasförmigen Wasserstoff-Methan-Hülle besteht Uranus aus teilweise verflüssigten Gasen, Eis und möglicherweise einem kleinen Gesteinskern. Die Gashülle geht durch Kompression in eine Kruste aus Wasserstoff und Helium über, die etwa 30 % des Planetenradius ausmacht. Die Masse dieser oberen Schicht macht etwa die 0,5- bis 1,5-fache Erdmasse aus. Der etwas dickere Mantel aus Wasser, Methan und Ammoniak hat vermutlich die Konsistenz von Eis und beinhaltet den Großteil von Uranus' Masse. Diese dichte Flüssigkeit, die elektrisch sehr leitfähig ist, wird manchmal auch Wasser-Ammoniak-Ozean genannt. Dieser Mantel umschließt einen kleinen, eventuell flüssigen Kern aus Silizium und Eisen mit einer der Erde vergleichbaren Masse. Dieser Aufbau ist mit dem des Neptun vergleichbar, unterscheidet sich aber deutlich von den Riesenplaneten Jupiter und Saturn. Diese haben prozentuell mehr Wasserstoff und weniger Helium (ähnlich wie die Sonne), und ihre Mäntel bestehen großteils aus metallischem Wasserstoff. Die Kerne von Uranus und Neptun ähneln jenen von Jupiter und Saturn, jedoch fehlt die stark komprimierte Hülle aus Wasserstoff. Im Zentrum des Uranus dürfte ein Druck von rund acht Millionen bar bei einer Temperatur von etwa 5000 °C herrschen. Man vermutet, dass Uranus’ Materie relativ gleichmäßig verteilt ist. In Bezug auf interne Wärmequellen ist er eine Ausnahme unter den äußeren Planeten. Es ist aus bisher unerklärlichen Gründen kein Wärmevorrat mehr aus der ursprünglichen Kontraktion und Stofftrennung vorhanden. Eine mögliche Erklärung für das Fehlen der inneren Wärmequelle besteht darin, dass infolge des Einschlags, der seine Rotationsachse kippte, der Großteil der ursprünglichen inneren Hitze verloren ging. Einer andere Theorie zufolge existieren in Uranus' oberen Schichten einige Barrieren, die den Wärmetransport aus dem Inneren behindern. Seine Energiequelle ist lediglich absorbierte Sonnenstrahlung, denn er strahlt im Unterschied zu den anderen Gasplaneten nicht mehr Wärme ab, als er von der Sonne erhält. [BIG]Wetter[/BIG] 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. 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 45. und 50. südlichen Breitengrad umspannt, ist das hellste große Merkmal auf der Oberfläche des Planeten. Es wird der südliche Collar genannt. Die Polarkappe und der Collar sind möglicherweise eine dichte Region von Methanwolken. 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. Deshalb erscheint Uranus asymmetrisch: hell in der Nähe des Südpols und einheitlich dunkel in der Region nördlich des südlichen Collars. 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. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Das Magnetfeld von Uranus ist ungewöhnlich und hat die Form eines Quadrupols mit 2 Nord- und 2 Südpolen. Ein Polpaar ist um fast 60° gegenüber der Rotationsachse geneigt und hat seinen Ursprung nicht im Zentrum des Planeten, sondern ist um ein Drittel des Planetenradius nach Süden hin versetzt. Vermutlich wird es durch Bewegungen in nicht allzu großer Tiefe erzeugt, möglicherweise durch ionisiertes Wasser. Neptun hat ein ähnlich geformtes und verschobenes Magnetfeld, was darauf hindeutet, dass die starke Abweichung nichts mit der Größe der Achsenneigung zu tun hat. Die Magnetosphäre von Uranus ist über seiner Nachtseite durch die Rotation korkenzieherartig verwirbelt. Die ungewöhnliche Geometrie resultiert in einer hoch asymmetrischen Magnetosphäre, bei der die Stärke des magnetischen Feldes in der südlichen Hemisphäre bis zu 0,1 Gauß (10 µT) gering sein, in der nördlichen Hemisphäre bis zu 1,1 Gauß (110 µT) stark sein kann. Das durchschnittliche Feld auf der Oberfläche beträgt 0,23 Gauß (23 µT).[29] Im Vergleich dazu ist das magnetische Feld der Erde an beiden Polen etwa gleich stark, und ihr magnetischer Äquator ist annähernd parallel mit ihrem physikalischen Äquator. Das Dipolmoment von Uranus ist 50-mal stärker als das der Erde. Uranus' Magnetosphäre enthält geladene Teilchen: Protonen und Elektronen und einen kleinen Anteil an H2+ Ionen. Der Partikelfluss ist hoch genug, um ein Verdunkeln oder eine Erosion der Mondoberflächen in einem astronomisch kurzen Zeitraum von 100.000 Jahren zu bewirken. Dies könnte die Ursache für die einheitlich dunkle Färbung der Monde und der Ringe sein. Uranus hatte beim Vorbeiflug von Voyager 2 relativ gut entwickelte Auroras, die als helle Bögen um die magnetischen Pole gesehen werden. Das Hubble Space Telescope konnte im Jahr 2011 kleine runde Auroras auf der Uranus-Tagseite beobachten, die nur wenige Minuten andauerten. Damit haben sich Uranus-Auroras seit dem Vorbeiflug von Voyager 2 deutlich verändert, was wohl damit zusammenhängt, dass die Planetenachse und damit das Magnetfeld zur Sonne anders orientiert sind als beim Vorbeiflug von Voyager 2. [BIG]Ringsystem[/BIG] 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. 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. 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 (e) 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. Im April 2006 zeigten Bilder vom Keck-Observatorium die Farben der neuen Ringe: einer war blau, der andere rot. 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. 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, von dem sehr eishaltigen Uranusmond Mab stammen und durch Meteoriteneinschläge ins All befördert wurden. Der weiter innen liegende Ring Ny 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. 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. [BIG]Entstehung[/BIG] Bei der Entstehung der Eisriesen erreichten sie mit ihren nur wenigen Erdmassen angesammtelter Materie von Gasnebeln nie den kritischen Punkt von Jupiter und Saturn, noch mehr Materie anzuziehen. Derzeitige Theorien über die Entstehung und Bildung des Sonnensystems haben Schwierigkeiten, die Existenz von Uranus und Neptun so weit jenseits der Bahnen von Jupiter und Saturn zu erklären. Sie sind zu groß, um sich aus der Materie gebildet zu haben, die im frühen Sonnensystem in dieser Entfernung zu erwarten wäre. Vielmehr vermuten einige Wissenschaftler, dass sich Uranus und Neptun viel näher bei der Sonne geformt haben und durch den Gravitationseinfluss von Jupiter hinausgeschleudert wurden. Jedoch zeigten andere Ende der 1990er durchgeführte Simulationen unter Berücksichtigung der Planetenwanderung die Möglichkeit, dass sich Neptun und Uranus nahe ihren jetzigen Positionen formen konnten. Nach einer anderen, auf dem Nizza-Modell aufbauenden, Theorie von 2007 sollen sich Uranus und Neptun sich nicht nur näher bei der Sonne gebildet haben, sondern Uranus wäre auch weiter von der Sonne entfernt als Neptun entstanden, da er leichter als Neptun ist. Später hätten die beiden Planeten die Plätze getauscht, während sie auf ihre jetzigen Umlaufbahnen gelangten." } RObject { LocName "Neptun" Name "Neptune" Parent "Sol" Pioneer "Johann Gottfried Galle" Date "1846" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Neptun ist von der Sonne aus gezählt mit einer Entfernung von durchschnittlich 4,5 Milliarden Kilometern der achte und äußerste Planet im Sonnensystem. Er wurde im Jahr 1846 auf Grund von Berechnungen aus Bahnstörungen des Uranus entdeckt. Mit einem Durchmesser von fast 50.000 Kilometern, knapp dem vierfachen Durchmesser der Erde, und dem 57,74-fachen Erdvolumen ist er nach Uranus der viertgrößte Planet des Sonnensystems. Zusammen mit dem Uranus bildet Neptun die Untergruppe der Eisriesen. Neptun dominiert durch seine Größe die Außenzone des Planetensystems, was sich zum Beispiel an der Umlaufzeit einiger Transneptune wie Pluto und der Plutino-Gruppe zeigt, die genau das 1,5-Fache der Umlaufzeit von Neptun beträgt. Von Neptun sind derzeit 13 Monde bekannt. Der mit Abstand größte unter ihnen ist Triton mit 2700 Kilometern Durchmesser. Der Gasplanet ist nach Neptun benannt, dem römischen Gott des Meeres und der Fließgewässer. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Neptuns Umlaufbahn um die Sonne ist mit einer Exzentrizität von 0,0113 fast kreisförmig. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 29,709 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 30,385 AE. Er ist damit der äußerste Planet des Sonnensystems. Seine Bahnebene ist mit 1,769° nur leicht gegen die Ekliptik (Bahnebene der Erde) geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Neptun etwa 165 Jahre. Im äußeren Bereich des Sonnensystems beeinflusst Neptun aufgrund seiner relativ großen Masse die Bahnen vieler kleinerer Körper wie die der Plutinos und der Transneptune. Plutos Umlaufbahn ist so exzentrisch, dass er in seinem Perihel der Sonne näher kommt als Neptun. Aus der Perspektive des Nordpols der Ekliptik (senkrecht zur Ekliptikebene) scheinen sich daher ihre Bahnen zu schneiden. Allerdings ist die Umlaufbahn von Pluto um mehr als 17,1° zur Ebene der Ekliptik geneigt. Zum Zeitpunkt der Nähe Plutos zur Sonne befindet sich Pluto fast an seinem nördlichsten Punkt über der Ekliptikebene und schneidet daher nicht die Bahn Neptuns. Zusätzlich zwingt Neptun Pluto eine 2:3-Bahnresonanz auf. Während Neptun drei Sonnenumläufe vollführt, umrundet Pluto nur zweimal die Sonne. Die Bahnen sind so synchronisiert, dass Neptun bei der scheinbaren Kreuzung der Umlaufbahn Plutos immer weit von ihm entfernt ist. Von 1979 bis 1999 war Pluto der Sonne näher als Neptun. Am 12. Juli 2011 ist Neptun an jenen Punkt seiner Bahn zurückgekehrt, an dem er sich bei seiner Entdeckung am 23. September 1846 befand. [BIG]Rotation[/BIG] Mit einer Rotationsperiode von 15 Stunden, 57 Minuten und 59 Sekunden rotiert Neptun wie die anderen drei Gasplaneten sehr rasch. Die Folge dieser schnellen Rotation ist eine Abplattung von 1,7 %. Somit ist der Durchmesser an den Polen etwa 1000 km geringer als am Äquator. Die Neigung des Äquators gegenüber seiner Bahnebene beträgt 28,32°. Die Schrägstellung seiner Rotationsachse ist damit etwas höher als die der Erde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Neptun gehört mit einem Durchmesser von knapp 50.000 km zu den Gasriesen. Mit einer Dichte von 1,64 g/cm[SUP]3[/SUP] ist er der kompakteste Gasplanet. Auch wenn Neptun etwas kleiner ist als Uranus, ist Neptun mit der 17-fachen Erdmasse massiver. Jupiter ist immerhin noch 18-mal massereicher als Neptun. Die äquatoriale Fallbeschleunigung am Nullniveau ist unter den Planeten des Sonnensystems nur bei Jupiter höher als bei Neptun (23,12 m/s[SUP]2[/SUP] verglichen mit 11,15 m/s[SUP]2[/SUP]). [BIG]Obere Schichten[/BIG] Die oberen Schichten der Atmosphäre bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff (80 ± 3,2 Vol-%) und Helium (19 ± 3,2 Vol-%), etwas Methan (1,5 ± 0,5 Vol-%), deuteriertem Wasserstoff HD (192 Vol-ppm) und Spuren von Ethan (1,5 Vol-ppm). Neptuns blaue Farbe wird wie bei Uranus durch das Methan verursacht, das rotes Licht absorbiert. Markante Absorptionsbänder von Methan treten im roten und infraroten Teil des Spektrums bei Wellenlängen über 600 nm auf. Seine blaue Farbe erscheint jedoch viel kräftiger als die des blaugrünen Uranus, dessen Atmosphäre ähnlich aufgebaut ist. Vermutlich ist ein weiterer Bestandteil der Atmosphäre für Neptuns intensivere Farbe verantwortlich. Die oberen Schichten haben eine Ausdehnung von etwa 10 bis 20 % des Planetenradius. Höhere Konzentrationen von Methan, Ammoniak und Wasser sind in den unteren Bereichen der Atmosphäre vorhanden. Da Neptun die Sonne in großem Abstand umläuft, empfängt er von ihr nur wenig Wärme. Seine Temperatur beträgt in der Tiefe, bei der ein Druck von 0,1 bar herrscht, etwa -218 °C (55 K) und bei 1 bar -201 °C (72 K). Damit ist der Planet einer der kältesten Orte des Sonnensystems. Durch die Schrägstellung der Achse ist momentan (2007) am Südpol Hochsommer. Dieser ist schon seit 40 Jahren (dem Viertel eines Neptunjahres) der Sonne ausgesetzt. Trotz des großen Abstandes zur Sonne reicht die empfangene Energie, diese Gebiete bis zu 10 K wärmer werden zu lassen als die restlichen Regionen Neptuns. Man kann keine klar nach unten begrenzte Atmosphäre definieren, denn das Gas überschreitet mit zunehmender Tiefe den kritischen Druck oberhalb der kritischen Temperatur. Daher gibt es keinen Phasenübergang in den flüssigen Aggregatzustand, sodass es keine fest definierte Oberfläche des Planeten gibt. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Uranus und Neptun sind Eisriesen. Sie haben einen größeren festen Kern als Jupiter und Saturn. Wie Uranus könnte er mehr oder weniger einheitlich in seiner Zusammensetzung sein. Im Gegensatz dazu haben Jupiter und Saturn getrennte innere Schichten aufzuweisen. Es wird angenommen, dass sich im Zentrum ein fester Kern von etwa 1- bis 1½-facher Erdmasse befindet. Dieser besteht aus Gestein und Metall und ist nicht größer als die Erde. Die Temperatur in seinem Zentrum liegt bei etwa 7000 °C und der Druck beträgt einige Millionen bar. Umgeben ist das Zentrum von einem Mantel oder Ozean aus einer Mischung von Fels, Wasser, Ammoniak und Methan, der einer Masse von 10- bis 15-facher Erdmasse entspricht (diese Mixtur aus Wasser, Methan oder Ammoniak wird von den Planetologen als Eis bezeichnet, auch wenn sie in Wirklichkeit heiße und sehr dichte Flüssigkeiten sind und diese Stoffe im äußeren Sonnensystem normalerweise im festen Zustand auftreten). Die den Mantel umgebende obere Schicht hat einen Anteil von etwa ein bis zwei Erdmassen. Vergleicht man die Rotationsgeschwindigkeit mit dem Faktor der Abplattung, zeigt sich, dass die Masse im Inneren Neptuns gleichmäßiger als beim Uranus verteilt ist. Bei Uranus wird die Masse Richtung Zentrum viel dichter als bei Neptun. Neptun hat ebenso wie Jupiter und Saturn eine innere Wärmequelle. Er strahlt etwa das 2,7-Fache der Energie, die er von der Sonnenstrahlung absorbiert, ab. Ein Grund dafür könnten radioaktive Prozesse sein, die den Planetenkern aufheizen. Eine weitere Möglichkeit wäre die Abstrahlung der noch vorhandenen Hitze, die während der Entstehung durch einfallende Materie des Planeten gebildet wurde. Es könnte auch das Brechen von Schwerewellen über der Tropopause die Ursache dieser Wärmeabgabe sein. [BIG]Wetter[/BIG] Wissenschaftler der University of Wisconsin-Madison und des Jet Propulsion Laboratory der NASA untersuchten in den Jahren 1996, 1998 und 2002 jeweils eine volle Umdrehung des Neptun. Dabei bemerkten sie in der südlichen Hemisphäre eine zunehmende Helligkeit und eine höhere Wolkendichte, während nahe dem Äquator kaum Veränderungen stattzufinden schienen. Damit bestätigten sie die Berichte des Lowell-Observatoriums aus dem Jahre 1980, von dem aus das Phänomen zum ersten Mal beobachtet wurde. Genau wie auf der Erde sorgt während eines Neptunjahres die Achsenneigung des Neptuns für eine Veränderung in der Sonneneinstrahlung und führt somit zu Jahreszeiten. Sie dauern jedoch im Gegensatz zur Erde mehr als 40 Jahre. [BIG]Magnetfeld[/BIG] Neptun und auch Uranus besitzen nur eine dünne Schicht leitenden, metallischen Materials und erzeugen deshalb kein Dipol-, sondern ein Quadrupolfeld mit zwei Nord- und zwei Südpolen. Das Magnetfeld ist gegenüber der Rotationsachse mit 47° stark geneigt. Die Feldstärke am Äquator beträgt etwa 1,4 µT und beträgt damit etwa 1/300 des äquatorialen Feldes Jupiters (420 µT) und 1/20 des äquatorialen Erdfeldes (30 µT). Das magnetische Dipolmoment, das ein Maß für die Stärke des Magnetfeldes bei vorgegebenem Abstand vom Zentrum des Planeten darstellt, ist mit 2,2 · 10[SUP]17[/SUP]Tm[SUP]3[/SUP] 28-mal stärker als das Magnetfeld der Erde (7,9 · 10[SUP]15[/SUP]Tm[SUP]3[/SUP]). Der Mittelpunkt des Magnetfeldes ist um etwa 13.500 km vom Mittelpunkt des Planeten verschoben, so dass es wahrscheinlich ist, dass das Magnetfeld in höheren Schichten als bei Erde, Jupiter oder Saturn entsteht. Die Ursache der Ausrichtung des Feldes könnte in den Fließbewegungen im Inneren des Planeten bestehen. Möglicherweise befindet es sich in einer Phase der Umpolung. An den magnetischen Polen wurden von Voyager 2 auch schwache komplexe Polarlichter entdeckt. [BIG]Ringsystem[/BIG] Neptun hat ein sehr feines azurfarbenes Ringsystem, das aus mehreren ausgeprägten Ringen und den ungewöhnlichen Ringbögen im äußeren Adams-Ring besteht. Die Ringe sind, wie auch die Ringe von Uranus und Jupiter, ungewöhnlich dunkel und enthalten einen hohen Anteil mikroskopischen Staubes, der aus Einschlägen winziger Meteoriten auf Neptuns Monden stammen könnte. Als die Ringe in den 1980er Jahren durch ein Team von Edward Guinan mittels Sternverdunkelungen entdeckt wurden, wurde vermutet, sie seien nicht komplett. Die Beobachtungen von Voyager 2 widerlegten diese Annahme. Die Ursache für diese Erscheinung sind helle Klumpen im Ringsystem. Der Grund der klumpigen Struktur ist bisher noch ungeklärt. Die Gravitationswechselwirkung mit kleinen Monden in der Ringumgebung könnte zu dieser Ansammlung beitragen." } RObject { LocName "Pluto" Name "Pluto" Parent "Pluto-Charon" Pioneer "Clyde Tombaugh" Date "1930.02.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Pluto ist ein Zwergplanet und das prominenteste Objekt des Kuipergürtels. Er ist nach dem römischen Gott der Unterwelt benannt. Pluto ist kleiner als der Erdmond und bewegt sich auf einer elliptischen Bahn um die Sonne. Die Form der Bahn weicht deutlicher als die der Planeten von einem Kreis ab. Von seiner Entdeckung am 18. Februar 1930 bis zur Neudefinition des Begriffs Planet am 24. August 2006 durch die Internationale Astronomische Union (IAU) galt er als der neunte und äußerste Planet unseres Sonnensystems. In Folge wurde Pluto von der IAU mit der Kleinplanetennummer 134340 versehen, so dass seine vollständige offizielle Bezeichnung nunmehr (134340) Pluto ist. Ferner wurden nach Pluto die neu definierten Klassen der Plutoiden und der Plutinos benannt. Im Januar 2006 wurde mit New Horizons erstmals eine Raumsonde zu Pluto ausgesandt. Es ist geplant, die Sonde im Juli 2015 in 9600 Kilometern Entfernung an Pluto und in 27.000 Kilometern Entfernung an dessen Mond Charon vorbeifliegen zu lassen. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Pluto benötigt für eine Sonnenumrundung 247,68 Jahre. Im Vergleich zu den Planeten ist die Umlaufbahn Plutos deutlich exzentrischer, mit einer numerischen Exzentrizität von 0,2488. Das heißt, der Abstand zur Sonne ist bis zu 24,88 % kleiner oder größer als die große Halbachse. Die Form der Bahn weicht jedoch um weniger als 3,2 % von einem Kreis ab. Der sonnenfernste Punkt der Plutobahn, das Aphel, liegt bei 49,305 AE, während der sonnennächste Punkt, das Perihel, mit 29,658 AE näher an der Sonne liegt als die sehr wenig exzentrische Bahn Neptuns. Zum letzten Mal durchlief Pluto diesen Bereich, in dem er der Sonne näher ist als die Neptunbahn, vom 7. Februar 1979 bis zum 11. Februar 1999. Das Perihel passierte Pluto 1989. Sein Aphel wird er im Jahr 2113 erreichen. Dort beträgt die Sonnenstrahlung nur etwa 0,563 W/m[SUP]2[/SUP]. Auf der Erde ist sie 2430-mal so hoch. Für einen Beobachter auf Pluto wäre der scheinbare Durchmesser der Sonne nur etwa 1/50 des scheinbaren Sonnendurchmessers, den wir auf der Erde gewohnt sind. Die Sonne sähe für unseren Beobachter eher wie ein Stern aus, allerdings ein extrem heller Stern, denn er beleuchtet Pluto 164-mal so stark wie der Vollmond die Erde. Aufgrund der großen Entfernung zur Erde unterscheidet sich die scheinbare Helligkeit zwischen Opposition und Konjunktion nur um 0,1 mag. Hingegen verändert die exzentrische Bahn die scheinbare Helligkeit zwischen 13,65 mag und 16,3 mag, was 2,65 mag Differenz entspricht. Auffällig ist, dass Pluto in der Zeit, in der sich Neptun dreimal um die Sonne bewegt, zweimal um die Sonne läuft. Man spricht daher von einer 3:2-Bahnresonanz. Pluto galt aufgrund seiner geringen Größe und seiner ausgeprägt exzentrischen, mit 17° stark gegen die Ekliptik geneigten Bahn lange Zeit (bis zu der Entdeckung vieler anderer, ähnlicher Objekte) als ein entwichener Mond des Neptun. Der große Neptunmond Triton soll von Neptun eingefangen worden sein und dabei das ursprüngliche Mondsystem beträchtlich gestört haben: Pluto sei hierdurch aus dem Neptunsystem herauskatapultiert worden und die erhebliche Bahnexzentrizität des Neptunmondes Nereid sei entstanden. Für das Einfangen des Triton spricht dessen rückläufiger Umlaufsinn. Durch die zahlreichen Entdeckungen weiterer transneptunischer Objekte am Rand des Planetensystems ist deutlich geworden, dass Pluto einer der größten oder jedenfalls der hellste Vertreter des Kuipergürtels ist, einer konzentrierteren Anhäufung Tausender Asteroiden und Kometenkerne in einer scheibenförmigen Region hinter der Neptunbahn. Triton soll vor seinem vermuteten Einfang ein Mitglied dieses Gürtels gewesen sein. Viele der Kuipergürtelobjekte befinden sich wie Pluto in einer 3:2-Bahnresonanz mit Neptun und werden als Plutinos bezeichnet. Sie sind in dieser Bahnresonanz mit dem Gasriesen anscheinend eingefangen worden. Mit Methoden der Himmelsmechanik kann man zeigen, dass deren typischerweise sehr exzentrische Umlaufbahnen über Jahrmillionen stabil sind. [BIG]Rotation[/BIG] Pluto rotiert in 6,387 Tagen einmal um die eigene Achse. Die Äquatorebene ist um 122,53° gegen die Bahnebene geneigt, somit rotiert Pluto rückläufig. Seine Drehachse ist damit noch stärker geneigt als die des Uranus, aber im Unterschied zum Uranus und zur Venus ist der Grund dafür allgemein ersichtlich, ebenso die Ursache für Plutos ziemlich große Rotationsperiode, denn die Eigendrehung des Zwergplaneten ist durch die Gezeitenkräfte an die Umlaufbewegung seines sehr großen Mondes Charon gebunden. Damit sind Pluto und Charon die einzigen bisher bekannten Körper im Sonnensystem mit einer doppelt gebundenen Rotation. [BIG]Physikalischer Aufbau[/BIG] Über Pluto selbst ist nur wenig bekannt, da es von ihm noch keine Nahaufnahmen gibt. Mit einem Durchmesser von lediglich 2390 Kilometern ist er deutlich kleiner als die sieben größten Monde in unserem Sonnensystem. Seine mittlere Dichte von rund 2 g/cm[SUP]3[/SUP] spricht für eine Zusammensetzung aus zirka 70 % Gestein und 30 % Wassereis. Pluto ist dem größeren und noch kälteren Triton vom Aufbau her vermutlich sehr ähnlich. Er ist von gleicher Dichte, besitzt eine sehr dünne Atmosphäre aus Stickstoff, ist ebenso von einer eher rötlichen Färbung, hat wahrscheinlich Polkappen und in Richtung des Äquators herrschen dunklere Gebiete vor. Seine Oberfläche zeigt nach der des Saturnmondes Iapetus unter allen übrigen Körpern des Sonnensystems die größten Kontraste. Das erklärt die ausgeprägten Helligkeitsschwankungen, die schon von 1985 bis 1990 bei Verfinsterungen durch seinen großen Mond Charon gemessen wurden. Die äußeren Schichten bestehen vermutlich aus lockerem Gestein mit einem hohen Anteil an Eis. Im Inneren hat Pluto wahrscheinlich einen von einem Eismantel umgebenen Gesteinskern, der etwa 70 % der Gesamtmasse ausmacht. Im Juli 2005 konnte erstmals die thermische Emission von Pluto und seinem großen und nahen Mond getrennt gemessen werden. Dabei hat sich gezeigt, dass die Oberfläche von Pluto mit -230 °C um 10 °C kälter ist, als es einem reinen Strahlungsgleichgewicht entsprechen würde. Der Grund dafür ist die Ausbildung der Atmosphäre, durch deren Sublimation aus dem festen in den gasförmigen Zustand Verdunstungskälte entsteht. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Plutos sehr dünne Atmosphäre besteht zum größten Teil aus Stickstoff, etwa 1 % Kohlenmonoxid und zirka 0,5 % Methan. Nach Messungen am James Clerk Maxwell Telescope ist die Atmosphäre im Jahr 2011 3000 km hoch und das in ihr enthaltene Kohlenstoffmonoxid -220 °C kalt. Zuvor nahm man an, die Atmosphäre wäre 100 km hoch. Ihr Druck an Plutos Oberfläche beträgt laut der US-Weltraumbehörde NASA etwa 0,3 Pascal und laut der Europäischen Südsternwarte (ESO) um 1,5 Pascal. Die Annahme, dass die Atmosphäre nach der Passage des sonnennäheren Bahnbereiches bald ausfrieren würde, konnte bislang nicht bestätigt werden. Aus dem Vergleich spektroskopischer Messungen von 1988 und 2002 ist sogar eine geringe Ausdehnung der Gashülle abzuleiten. Wie die ESO am 2. März 2009 mitteilte, herrscht auf Pluto größtenteils eine durch das Methan in der Atmosphäre verursachte Inversionswetterlage, wodurch die Temperatur um 3 Grad bis 15 Grad je Höhenkilometer zunimmt. In der unteren Atmosphäre beträgt die Temperatur -180 °C und in der oberen Atmosphäre -170 °C, während sie am Boden nur zirka -220 °C beträgt. Es wird vermutet, dass zu diesem niedrigen Wert der Bodentemperatur Verdunstungskälte durch Methan beiträgt, das vom festen in den gasförmigen Zustand übergeht. [BIG]Debatte um Planetenstatus und Aberkennung[/BIG] Die Diskussion darüber, ob Pluto überhaupt die Bezeichnung Planet verdiene, begann bereits, als man außer seiner stark elliptischen und sehr geneigten Umlaufbahn auch seine geringere Größe erkannt hatte. Nachdem im September 1992 mit 1992 QB1 nach Pluto und Charon das dritte transneptunische Objekt gefunden wurde, entdeckten die Astronomen ein Jahr später binnen vier Tagen auch vier weitere Plutinos. Damit steigerte sich die Debatte um Plutos Status. Der Vorschlag von Brian Marsden vom MPC aus dem Jahre 1998, Pluto einen Doppelstatus zu verleihen und ihn zusätzlich als Asteroiden mit der herausragenden Nummer 10000 einzuordnen, um dadurch einer durch Neuentdeckungen sich ständig ändernden Planetenanzahl vorzubeugen, fand keine Zustimmung. Im Laufe der Zeit wurden Hunderte weitere Objekte des Kuipergürtels entdeckt, darunter auch manche von plutoähnlicher Größe. Solch herausragende Entdeckungen, wie vor allem (136199) Eris wurden von den Medien häufig als Zehnter Planet bezeichnet. Mit der ersten wissenschaftlichen Begriffsbestimmung eines Planeten wurde zusammen mit Pluto auch keines dieser Objekte als solcher bestätigt. Stattdessen wurde von der IAU im Jahr 2006 für derartige Körper die neue Klasse der Zwergplaneten definiert. In Hinsicht auf Pluto als den über Jahrzehnte gewohnten neunten Planeten hält jedoch nach dieser Entscheidung die Kontroverse unter den Astronomen weiter an. Die verabschiedete Definition mit dem Zusatz, nach der ein Körper nur dann ein Planet ist, wenn seine Masse auch die Gesamtmasse aller anderen Körper in seinem Bahnbereich übertrifft, berücksichtigt, dass Pluto seinen Bahnbereich nicht in dem Maße von anderen Körpern geräumt hat. Als das größte Objekt der Plutinos entspricht er eher der Rolle des Asteroiden Hilda, des größten Mitglieds der Hilda-Gruppe. Hilda und mindestens 56 weitere Objekte bewegen sich ein Stück außerhalb des Hauptgürtels der Asteroiden zwischen Mars und Jupiter analog in einem 2:3-Verhältnis zur in diesem Fall längeren Umlaufzeit des benachbarten Riesenplaneten. Auf der 26. Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union im August 2006 in Prag wurde zuvor eine etwas andere Definition ohne jenen Zusatz vorgeschlagen. Ein Planet wäre demnach schon ein Himmelskörper, dessen Masse ausreicht, um durch seine Eigengravitation eine hydrostatische Gleichgewichtsform (nahezu runde, d. h. annähernd sphäroidale Form) anzunehmen, und der sich auf einer Bahn um einen Stern befindet, selbst aber kein Stern oder Mond eines Planeten ist. Demnach wäre nicht nur Pluto ein Planet gewesen, sondern auch Ceres, Charon und Eris. Charon kam durch eine Ergänzung mit hinzu, nach der es sich um einen Doppelplaneten handeln soll, wenn der gemeinsame Schwerpunkt außerhalb des Hauptkörpers liegt. Gleichzeitig wurde die Definition einer neuen Klasse von Planeten vorgeschlagen, der so genannten Plutonen, zu der Planeten gehört hätten, die für einen Umlauf um den Stern länger als 200 Jahre brauchen und zu der dann auch Pluto gehört hätte. Dieser Vorschlag für die Planetendefinition konnte sich auf der Generalversammlung jedoch nicht durchsetzen, so dass am 24. August 2006 durch Abstimmung die Entscheidung fiel, Pluto den Planetenstatus abzuerkennen und in die neudefinierte Klasse der Zwergplaneten einzuordnen. Die Klasse der Plutonen wurde zwar definiert (als Klasse, für die Pluto den Prototyp darstellt), war aber vorerst namenlos, da der Name Plutonen wie auch andere Namensvorschläge verworfen wurden. Im Juni 2008 wurde von der IAU diese namenlose Unterklasse der Zwergplaneten mit Plutoiden bezeichnet, zu denen, neben dem Namensgeber Pluto, bisher auch Eris zählt. Seit September 2006 hat Pluto die Kleinplanetennummer (134340). Eine solche eindeutige Nummer wird vergeben, sobald die Bahn eines Asteroiden oder Zwergplaneten durch genügend viele Beobachtungen genau genug bekannt ist, um ihn in einer späteren Sichtbarkeit anhand der durch seine Bahnelemente erhaltenen Ephemeriden wieder aufzufinden. Plutos Bahn ist zwar recht gut bekannt, er hatte aber bisher noch keine Kleinplanetennummer erhalten, da er zuvor den Planeten des Sonnensystems zugeordnet war. Eine Liste der Zwergplaneten ist in Vorbereitung, doch werden die Zwergplaneten voraussichtlich in zwei Listen geführt werden, der bisherigen Asteroiden- und der neuen Zwergplanetenliste." } RObject { LocName "Haumea" Name "Haumea" Parent "Sol" Pioneer "J.L. Ortiz/F.J. Aceituno/P.S. Sanz" Date "2005.07.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (136108) Haumea ist ein Zwergplanet der Unterklasse der Plutoiden und zählt zu den größten bisher bekannten Objekten im Kuipergürtel. Wegen ihrer schnellen Rotation hat sie mit einem Äquatordurchmesser von etwa 2200 km bei einem Abstand der Pole von nur etwa 1100 km eine stark ellipsoide Form. Die Entdeckung von Haumea wurde am 28. Juli 2005 von J. L. Ortiz, F. J. Aceituno, P. Santos Sanz vom Sierra Nevada Observatorium in Spanien nach erneuter Auswertung von Aufnahmen vom 7. März 2003 bekanntgegeben, nachdem am 20. Juli 2005 die Arbeitsgruppe von Mike Brown am Caltech in den USA einen Tagungsbeitrag über das Objekt unter dem Arbeitsnamen K40506A angekündigt hatte. Die Beobachtungen von Ortiz fanden mit einem handelsüblichen Schmidt-Cassegrain-Teleskop mit einem Hauptspiegel von 35 cm Durchmesser statt, wie es auch von Amateurastronomen verwendet wird. Die Gruppe konnte das Objekt zunächst nur drei Tage lang verfolgen. Später konnte das Objekt auch auf Archivaufnahmen gefunden werden, darunter auch auf Bildern aus dem Palomar Observatory Sky Survey aus dem Jahr 1955. Aufgrund dieser zusätzlichen Daten war eine sichere Bahnbestimmung möglich, so dass die Entdeckung am 28. Juli 2005 bekannt gemacht wurde. Wegen der ungeklärten Zweifel, die dadurch verursacht wurden, dass die Ortiz-Gruppe vor der gemeldeten Entdeckung die Beobachtungsdaten der Gruppe um Mike Brown aus dem Internet heruntergeladen und ausgewertet hatte, ohne darauf hinzuweisen, hat das Minor Planet Center die Entdeckernamen vorläufig wieder aus seiner Liste gelöscht. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] (136108) Haumea läuft auf einer elliptischen Umlaufbahn in 285 Jahren um die Sonne. Das Perihel ist rund 35 AE von der Sonne entfernt, das Aphel rund 51 AE. Die Bahnebene ist 28° gegen die Ekliptik geneigt. [BIG]Größe und Zusammensetzung[/BIG] Aus der Umlaufbewegung des größeren der beiden Monde (siehe unten) konnte die Masse von (136108) Haumea mit hoher Zuverlässigkeit zu 3,9·10[SUP]21[/SUP] kg bestimmt werden, was 30 % der Masse von (134340) Pluto entspricht. Aus der beobachteten Lichtkurve kann geschlossen werden, dass das Objekt in nur 3,9154 Stunden um die eigene Achse rotiert: (136108) Haumea rotiert damit schneller als irgendein anderes Objekt im Sonnensystem mit einer Größe von über 100 km. Der beobachtete Lichtwechsel lässt auch den Schluss zu, dass das Objekt aufgrund der schnellen Rotation eine elliptische Form angenommen hat: Es wird angenommen, dass die Form einem dreiachsigen Ellipsoid entspricht, dessen Länge auf etwa 2200 ± 200 Kilometer geschätzt wird und dessen kurze Achse nur etwa halb so groß ist. Die schnelle Rotation von Haumea wird mit der Entstehung durch die Kollision zweier Zwergplaneten erklärt. Demnach soll der ursprüngliche Himmelskörper mit einem etwa 1000 km großen Objekt kollidiert sein. Durch den Zusammenstoß wurde ein Großteil des Eismantels weggesprengt, weshalb Haumea eine deutlich höhere Dichte als andere Objekte des Kuipergürtels besitzt. Aus den Bruchstücken der Kollision entstanden nicht nur die beiden Monde, sondern auch weitere kleinere Objekte, die mit Haumea zusammen eine Familie von Himmelskörpern bilden. Die scheinbare Helligkeit beträgt während der Opposition 17,3[SUP]m[/SUP]. Spektroskopische Beobachtungen am Keck- und am Gemini-Observatorium zeigen Spuren von Wassereis auf der Oberfläche von (136108) Haumea. Haumea wurde als Zwergplanet bestätigt, da sie sich trotz ihrer von der Kugelgestalt weit abweichenden Form mit großer Wahrscheinlichkeit in einem hydrostatischen Gleichgewicht befindet." } RObject { LocName "Makemake" Name "Makemake" Parent "Sol" Pioneer "M. Brown/C. Trujillo/D. Rabinowitz" Date "2005.03.31" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (136472) Makemake, frühere, provisorische Bezeichnung 2005 FY[SUB]9[/SUB], ist ein Zwergplanet der Unterklasse der Plutoiden im Kuipergürtel. Der Himmelskörper wurde am 31. März 2005 von Mike Brown (CalTech), Chad Trujillo (Gemini-Observatorium) und David Rabinowitz (Yale-Universität) mit dem Oschin-Schmidt-Teleskop am Mount Palomar Observatorium entdeckt. Das Objekt bekam vom Entdeckerteam die inoffizielle Arbeitsbezeichnung Easterbunny (Osterhase). Die Entdeckung von Makemake wurde am 29. Juli 2005 bekannt gegeben. Am selben Tag wurden auch die großen Transneptune Haumea und Eris der Öffentlichkeit bekannt gemacht. Diese drei Objekte stellen zusammen mit Pluto nach derzeitigem Wissen die vier größten bekannten Kuipergürtelobjekte dar. Der Durchmesser von Makemake beträgt zwischen 1430 und 1500 Kilometer (ca. 60 % des Durchmessers von Pluto). Seine scheinbare Helligkeit liegt bei rund 17 mag, womit er das zweithellste Objekt nach Pluto im Kuipergürtel ist. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Makemake bewegt sich auf einer elliptischen Umlaufbahn im Abstand zwischen 38,5 AE (Perihel) und 52,8 AE (Aphel) um die Sonne. Die Bahn ist rund 29° gegen die Ekliptik geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt der Zwergplanet rund 309 Jahre. Makemake ist erheblich größer als Ceres. Aufgrund seiner absoluten V-Helligkeit von -0,4 mag (und der dadurch abzuschätzenden Größe) ist er so gut wie sicher im hydrostatischen Gleichgewicht und (er misst an der Längsachse 1502 und der kürzeren Achse 1430 Kilometer) nahezu kugelförmig. Nach der Entscheidung der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vom Juli 2008 wurde er deshalb der Kategorie der Zwergplaneten und aufgrund seiner Bahn gleichzeitig der Unterkategorie der Plutoiden zugeordnet." } RObject { LocName "Eris" Name "Eris" Parent "Sol" Pioneer "M. Brown/C. Trujillo/D. Rabinowitz" Date "2005.07.29" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (136199) Eris ist der massereichste bekannte Zwergplanet unseres Sonnensystems. Eris zählt zu den Plutoiden, einer Unterklasse von Zwergplaneten, die jenseits der Neptunbahn die Sonne umrunden. Der Zwergplanet ist nach Eris benannt, der griechischen Göttin der Zwietracht und des Streits. Nach seiner Entdeckung am 29. Juli 2005 bezeichneten die NASA und viele Medien dieses Objekt des Kuipergürtels mit einem ähnlichen Durchmesser wie Pluto zunächst als zehnten Planeten. Die Internationale Astronomische Union (IAU) verabschiedete allerdings am 24. August 2006 eine neue Planetendefinition, nach der Eris, genauso wie auch Pluto, als Zwergplanet klassifiziert werden musste. Das Objekt erhielt demgemäß im September 2006 als Kleinplanet die Nummer 136199. Eris bewegt sich auf einer stark exzentrischen und gegenüber der Ekliptik geneigten Bahn um die Sonne, von der sie momentan ca. 98 AE (15 Milliarden Kilometer) entfernt ist. Man rechnet sie wegen ihrer großen Exzentrizität zu den sogenannten gestreuten Kuipergürtel-Objekten. Eine andere Bezeichnung lautet Scattered disk object (SDO). Eris wurde von Mike Brown (CalTech), Chad Trujillo (Gemini-Observatorium) und David Rabinowitz (Yale-Universität) entdeckt. Denselben Astronomen gelang zuvor schon die Entdeckung der großen Transneptune Quaoar, Sedna und Orcus. Eris wurde auf CCD-Aufnahmen des 1,2-Meter-Schmidt-Teleskops am Mount-Palomar-Observatorium vom 21. Oktober 2003 gefunden. Weil sie sich langsam bewegt, wurde sie bei der ersten Verarbeitung der Bilder übersehen. Erst bei einer neuen Auswertung der Aufnahmen fand man das Objekt am 5. Januar 2005 im Kuipergürtel. Danach identifizierten die drei es auch auf älteren Aufnahmen bis zurück zum 3. September 1954; die Bahndaten sind damit heute sehr sicher bestimmt. Anfangs wollten sie erst nach weiteren Beobachtungen ihren Fund veröffentlichen. Nachdem aber bekannt wurde, dass jeder über eine öffentliche Internetseite die Ausrichtung eines der Teleskope abfragen konnte, mit denen ihre Entdecker Eris beobachtet hatten, gingen die Forscher am 29. Juli 2005 vorzeitig an die Öffentlichkeit. Nur 19 Stunden zuvor hatten spanische Astronomen ihre Entdeckung von Haumea bekannt gemacht; die Gruppe um Brown hatte dasselbe Objekt unabhängig von ihnen im Jahr 2004 gefunden, aber bis dahin nichts darüber veröffentlicht. Am selben Tag teilte Browns Gruppe dann auch die Entdeckung von Makemake mit; damit erfuhr die Öffentlichkeit an einem einzigen Tag, dass drei neue große Objekte im Kuipergürtel entdeckt worden waren. [BIG]Größe[/BIG] Um die Größe eines Objekts aus der scheinbaren Helligkeit zu bestimmen, die bei Eris etwa 18,7[SUP]m[/SUP] beträgt, müssen sowohl seine Entfernung als auch seine Albedo bekannt sein. Dann lässt sich seine Größe berechnen; eine geringere Albedo führt bei gleicher scheinbarer Helligkeit zu einem größeren Wert des Durchmessers. Selbst bei einer höchstmöglichen Albedo von 1, also wenn sie sämtliches Licht reflektieren würde, wäre Eris nach Browns Berechnungen noch mindestens genauso groß wie Pluto. Da sie vom Spitzer-Weltraumteleskop nicht gefunden wurde, hieß es in ersten Meldungen, ihr Durchmesser müsse unter 3200 Kilometer liegen. Inzwischen stellte sich heraus, dass das Teleskop durch einen Bedienungsfehler nicht auf das Objekt ausgerichtet war. Nach Angaben von Mike Brown führte man die für Ende August 2005 angekündigten neuen Beobachtungen mit dem Spitzer-Weltraumteleskop durch. Die Messdaten werden derzeit noch analysiert. Die erste zuverlässige Messung der Größe gelang Anfang 2005 Radioastronomen des Max-Planck-Instituts für Radioastronomie in Bonn. Mit Hilfe des IRAM-Radioteleskops am Pico del Veleta in Südspanien maßen sie die Wärmestrahlung von Eris. In Kombination mit optischen Beobachtungen wurde die Albedo auf 0,60 ± 0,11 und daraus der Durchmesser auf 3000 ± 320 Kilometer eingegrenzt. Das Entdeckerteam erhielt auch Beobachtungszeit auf dem Hubble-Weltraumteleskop. Obwohl das Gerät bei einem Winkeldurchmesser eines Objektes von nur 0,035 Bogensekunden bereits an die Grenzen seiner Leistungsfähigkeit stößt, gelang es dem Team von Brown mit speziellen Bildverarbeitungstechniken (Dekonvolution) in derzeit genauester Messung die Größe von Eris auf 2400 ± 100 Kilometer zu bestimmen. Demzufolge ist Eris kleiner als vorhergehende Messungen es vermuten ließen, aber gleichwohl noch etwas größer als Pluto. Hier wurde die Albedo von Eris zu 0,85 ± 0,07 bestimmt. Am 5. November 2010 konnte die Größe von Eris beim Transit vor einem Stern so genau wie noch nie bestimmt werden. Eris hat demnach einen Durchmesser von 2326 Kilometer, somit etwas weniger als Pluto, und besitzt weitgehend Kugelgestalt. [BIG]Bahn[/BIG] Ein Sonnenumlauf, also ein Jahr auf Eris, entspricht etwa 560 Erdjahren. Die Bahn ist, nicht unüblich für ein Objekt des Kuipergürtels, hochgradig exzentrisch (numerische Exzentrizität 0,44). So liegt das Perihel ihrer Bahn lediglich bei 38 AE. Dabei kann sie zeitweilig der Sonne näher stehen als Pluto, dessen Aphel bei 49 AE liegt. Derzeit befindet sich Eris nahe dem Aphel ihrer Bahn, etwa 98 AE von der Sonne entfernt. Das entspricht einer Distanz von etwa 13,5 Lichtstunden. Auffällig ist, dass die Bahn von Eris um 44° gegenüber der Ekliptik geneigt ist, was für einen Körper dieser Größe recht ungewöhnlich ist und wahrscheinlich auch die Entdeckung hinauszögerte. Die meisten Suchprogramme für Kuiper Belt Objects (KBOs) oder andere Asteroiden beschränken sich auf Positionen in der ungefähren Umgebung der Ekliptik, da dort der Großteil der Materie des Sonnensystems konzentriert ist. Möglicherweise wurde Eris durch den gravitativen Einfluss Neptuns in diese Bahn gelenkt. [BIG]Aufbau[/BIG] Einige Quellen sprechen von einer Zusammensetzung aus ungefähr 70 Prozent Gestein und 30 Prozent gefrorenem Wasser. Solange aber weder Masse noch Durchmesser genauer bekannt sind, müssen solche Angaben eher skeptisch betrachtet werden. Spektroskopische Beobachtungen am Gemini-Observatorium auf Hawaii weisen außerdem auf das Vorhandensein von gefrorenem Methan auf der Oberfläche von Eris hin. Sie würde somit der des Pluto ähneln; die aufgrund der geringen Größe zu vermutende hohe Albedo stützt dies ebenfalls. Damit zeigt Eris mehr Ähnlichkeit mit Pluto und seinem Mond Charon als mit den anderen KBOs. Da Methan hochgradig flüchtig ist, kann das Objekt in seiner Vergangenheit zudem kaum weiter in das innere Sonnensystem vorgedrungen sein. Das Methan wäre sonst sublimiert und hätte sich verflüchtigt. Weiterhin konnte an der Oberfläche gefrorener Stickstoff nachgewiesen werden, wobei sich dessen Konzentration nach Untersuchungen mit dem Multiple Mirror Telescope auf dem Mount Hopkins in Arizona zwischen 2005 und 2007 signifikant veränderte. Eris ist groß genug, um ähnlich wie Pluto eine sehr dünne Atmosphäre aus Stickstoff, Methan oder Kohlenmonoxid zu halten. Diese würde periodisch mit steigendem Sonnenabstand und damit dem Absinken der Oberflächentemperatur auf der Oberfläche resublimieren, beim erneuten Ansteigen der Temperatur dann wieder sublimieren und erneut eine Atmosphäre bilden. Da Eris sich derzeit sehr nahe an ihrem Aphel aufhält, kann momentan keine Atmosphäre vorhanden sein. Man schätzt die Oberflächentemperatur von Eris auf 30 K (etwa -242 °C). Sie ist damit nochmals deutlich niedriger als die des Pluto. Ursache ist vor allem die größere Entfernung zur Sonne; aufgrund ihrer (im Vergleich zu geologisch aktiven Planeten wie der Erde) geringen Größe und ihrer Entstehung am äußeren Rand des Sonnensystems kann sie keine nennenswerten inneren Energiequellen besitzen. Auch die Gezeitenwärme des Mondes könnte die Temperatur geringfügig beeinflussen, sollte der Mond Dysnomia eine dafür ausreichende Masse besitzen." } RObject { LocName "Dysnomia" Name "Dysnomia" Parent "Eris" Pioneer "M. Brown/C. Trujillo/D. Rabinowitz" Date "2005.09.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Dysnomia, auch (136199) Eris I, ist der einzige bekannte Satellit des massereichsten bekannten Zwergplaneten, Plutoiden und SDO-Asteroiden Eris. Die Schätzungen zum Durchmesser variieren zwischen 100 und 490 Kilometern. Dysnomia wurde von Mike Brown (CalTech), Chad Trujillo (Gemini-Observatorium) und David Rabinowitz (Yale-Universität) am 10-Meter-Keck II-Teleskop auf dem Mauna Kea auf Hawaii mit dem Laser guide star-adaptive Optics-System am 10. September 2005 entdeckt. Dysnomia wurde bei 0,53 ± 0,01 Bogensekunden Abstand zu Eris gefunden, mit einer Differenz der scheinbaren Helligkeit von 4,43 ± 0,05. Als Name wurde vom Entdeckerteam provisorisch Gabrielle vorgeschlagen, der Name der Sidekick-Nebenrolle in der US-Fernsehserie Xena. Die Entdeckung wurde am 4. Oktober 2005 bekanntgegeben; der Mond erhielt die vorläufige Bezeichnung S/2005 (2003 UB[SUB]313[/SUB]) 1. Am 13. September 2006 wurde der Mond von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) dann offiziell nach Dysnomia (griechisch für die Missgesetzlichkeit) benannt, in der Griechischen Mythologie die Tochter von Eris und die Daimona der Gesetzlosigkeit. Der Name wurde aus mehreren Gründen von Michael E. Brown vorgeschlagen. Erstens wird der Tradition Rechnung getragen, Namen von assoziierten Göttern zum Namen des Primärobjektes auszuwählen, zweitens ist der Bezug zur Gesetzlosigkeit (engl. lawlessness) ein Hinweis auf die Schauspielerin Lucy Lawless der Figur der Xena der gleichnamigen Fernsehserie, die lose in der griechischen Mythologie spielt. Außerdem führt Brown an, dass die ersten zwei Buchstaben des Namens ein Hinweis auf den Namen seiner Frau Diane sind, deren Spitzname Di ist, weswegen er den Mond auch Daisnomia ausspricht. Damit nimmt er Bezug zu Pluto, dessen erste zwei Buchstaben auf Percival Lowells Initialen hinweisen, der Clyde Tombaughs Suche nach dem Planet X inspirierte und unterstützte, sowie vor allem auf Charon, dessen erste vier Buchstaben auf die Frau dessen Entdeckers James W. Christy Charlene hinweisen. Zudem repräsentieren Eris und Dysnomia Aspekte des Chaos und reflektieren damit die Effekte, die ihre Entdeckung verursacht hatte, namentlich die darauf folgende Kontroverse zur Definition eines Planeten und insbesondere die Debatte um den Status von Pluto sowie Ceres. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Da Dysnomia etwa den 1/500 Teil der Leuchtkraft von Eris besitzt, dürfte der Durchmesser bei ungefähr 100 Kilometern liegen. Falls die Albedo von Dysnomia wesentlich geringer ist als die von Eris, könnte der Durchmesser sogar bis zu 250 Kilometer betragen. Anderen Angaben zufolge kann der Durchmesser sogar zwischen 350 und 490 km liegen. Der Mond ist wahrscheinlich zu klein, um von der eigenen Schwerkraft in eine Kugelform gepresst worden zu sein. Vermutlich besteht Dysnomia im Innern weitgehend aus Wassereis und ähnelt damit wohl den beiden Monden des Zwergplaneten Haumea. Das Entdeckerteam geht davon aus, dass Dysnomia durch einen Einschlag eines großen Körpers auf Eris entstanden ist, analog zur Entstehungstheorie des Erdmondes." } RObject { LocName "Namaka" Name "Namaka" Parent "Haumea" Pioneer "Michael E. Brown" Date "2005.06.30" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Namaka ist der innere und kleinere Mond des Zwergplaneten, Plutoiden und Cubewanos Haumea. Sein mittlerer Durchmesser beträgt etwa 160 Kilometer, was etwa 1/10 des (mittleren) Durchmessers von Haumea entspricht. Namaka wurde am 30. Juni 2005 von einem Team bestehend aus Michael E. Brown, M. A. van Dam, A. H. Bouchez, D. Le Mignant, R. D. Campbell, J. C. Y. Chin, A. Conrad, S. K. Hartman, E. M. Johansson, R. E. Lafon, David Lincoln Rabinowitz, P. J. Stomski, Jr., D. M. Summers, Chadwick A. Trujillo, und P. L. Wizinowich bei Beobachtungen beim Keck-Observatorium auf dem Mauna Kea auf Hawaii entdeckt. Als Name wurde vom Entdeckerteam provisorisch Blitzer vorgeschlagen. Blitzer ist der Name eines Rentieres des Weihnachtsmannes. Die Entdeckung wurde am 29. November 2005 bekanntgegeben; der Mond erhielt die vorläufige Bezeichnung S/2005 (2003 EL[SUB]61[/SUB]) 2. Am 17. September 2008 wurde der Mond dann nach Namaka benannt, dem hawaiischen Wassergeist, der im Unterschied zu dessen Schwester Hi'iaka aus dem Körper von Haumea geboren sein soll. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Der Begleiter umrundet Haumea in einer prograden, sehr elliptischen Umlaufbahn zwischen 19.268 und 32.046 km Abstand zu deren Zentrum (Große Bahnhalbachse 25.657 km beziehungsweise geschätzte 23 Haumea-Äquatorradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,249, die Bahn ist 113,013° gegenüber der Ekliptik geneigt. Die Bahnexzentrizität ist höchst außergewöhnlich, da die Mondysteme im Sonnensystem gewöhnlich mit steigender Entfernung zum Zentralkörper exzentrischer werden. Namaka besitzt zudem die im Verhältnis zu seiner Nähe zum Zentralkörper exzentrischste Umlaufbahn, was womöglich wegen Störungen aufgrund Resonanzen mit dem äußeren Mond Hi'iaka verursacht wird. Es wird angenommen, dass durch die Gezeitenkräfte beide Monde nach außen wandern. Zur Zeit befinden sie sich annähernd in einer 8:3 Resonanz. Dadurch wird die Bahn von Namaka gestört, die gegenwärtig eine Präzession von ~20° aufweist. Zusätzlich ist die Umlaufbahn ist gegenüber dem zweiten Mond Hi'iaka um etwa 13° verkippt. Namaka umläuft Haumea in 18 Tagen 6 Stunden und 40,8 Minuten, was rund 5660,7 Umläufen in einem Haumea-Jahr (rund 283,28 Erdjahre) entspricht. Zur Zeit sieht man das Haumea-System von der Erde aus etwa von der Seite, so dass Namaka Haumea periodisch verdeckt. Dies ist nützlich, um die Form und Masse von Haumea durch die geringfügigen Helligkeitsveränderungen präziser zu bestimmen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Namaka hat einen Durchmesser von geschätzten 160 km, beruhend auf dem angenommenen Rückstrahlvermögen von 8 %. Die Oberfläche ist damit sehr dunkel, der Mond 4,6 +/- 0,5 mag lichtschwächer als Haumea. Seine Dichte wird wie Hi'iaka auf 1,0 ± 0,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Starke Absorption bei Wellenlängen von 1,2 und 2 Mikrometern im infraroten Spektrum weist darauf hin, dass die Oberfläche hauptsächlich aus Wassereis besteht. Die mittlere Oberflächentemperatur von Namaka wird auf -241 °C (32 K) geschätzt. Die Masse von Namaka ist nicht genau bekannt, doch wenn man die gleiche Dichte und Albedo wie bei Haumea annimmt, ergibt sich eine Masse von etwa 0,2 % derer des Zentralkörpers. Es ist möglich, dass Namaka aus Material eines Einschlags eines anderen Körpers in Haumea entstanden ist." } RObject { LocName "Hi'iaka" Name "Hi'iaka" Parent "Haumea" Pioneer "Michael E. Brown" Date "2005.01.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Hi'iaka ist der äußere und größere Mond des Zwergplaneten, Plutoiden und Cubewanos Haumea. Sein mittlerer Durchmesser beträgt etwa 310 Kilometer, was etwa 1/5 des (mittleren) Durchmessers von Haumea entspricht. Hi'iaka wurde am 28. Januar 2005 von einem Team bei Beobachtungen vom 26. bis 30. Januar beim Keck-Observatorium auf Mauna Kea auf Hawaii entdeckt. Als Name wurde vom Entdeckerteam provisorisch Rudolph vorgeschlagen, der Name des bekanntesten Rentiers des Weihnachtsmanns in einem populären US-amerikanischen Weihnachtslied. Der Mond erhielt die vorläufige Bezeichnung S/2005 (2003 EL[SUB]61[/SUB]) 1. Am 17. September 2008 wurde der Mond dann nach Hi'iaka benannt, der hawaiischen Göttin, die aus dem Mund von Haumea geboren sein soll. Hi'iaka ist die Göttin des Tanzes und Patronin der großen Insel von Hawaii. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Der Begleiter umrundet Haumea in einer prograden, leicht elliptischen Umlaufbahn zwischen 47.321 und 52.439 km Abstand zu deren Zentrum (Große Bahnhalbachse 49.880 km beziehungsweise geschätzte 45 Haumea-Äquatorradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0513, die Bahn ist 126,356° gegenüber der Ekliptik geneigt. Zusätzlich ist die Umlaufbahn ist gegenüber dem zweiten Mond Namaka um etwa 13° gekippt (nach früheren Berechnungen 40°). Hi'iaka ist womöglich verantwortlich für die ungewöhnlich hohen Exzentrizität des inneren Mondes Namaka, die durch Störungen aufgrund Resonanzen verursacht wird. Zur Zeit befinden sie sich annähernd in einer 8:3 Resonanz. Es wird angenommen, dass durch die Gezeitenkräfte beide Monde nach außen wandern. Hi'iaka umläuft Haumea in 49 Tagen 11 Stunden und 5,3 Minuten, was rund 2091,9 Umläufen in einem Haumea-Jahr (rund 283,28 Erdjahre) entspricht. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Hi'iaka hat einen Durchmesser von geschätzten 320 km, beruhend auf dem angenommenen Rückstrahlvermögen von 8 %. Die Oberfläche ist damit sehr dunkel. Ihre Dichte wird wie Namaka auf 1,0 ± 0,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Starke Absorption bei Wellenlängen von 1,2 und 2 Mikrometern im infraroten Spektrum weist darauf hin, dass die Oberfläche hauptsächlich aus Wassereis besteht. Die mittlere Oberflächentemperatur von Namaka wird auf -241 °C (32 K) geschätzt. Die Masse von Hi'iaka wird heute auf 1,79 · 10[SUP]19[/SUP] kg geschätzt, wenn man die gleiche Dichte und Albedo wie bei Haumea annimmt, also eine Masse von etwa 0,45 Prozent derer des Zentralkörpers. Es ist möglich, dass Hi'iaka aus Material eines Einschlags eines anderen Körpers in Haumea entstanden ist." } RObject { LocName "Charon" Name "Charon" Parent "Pluto-Charon" Pioneer "James Walter Christy" Date "1978.06.22" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Charon ist der innerste der fünf bekannten Monde des Zwergplaneten Pluto. Entdeckt wurde der Satellit 1978. Sein mittlerer Durchmesser beträgt 1.212 Kilometer, was etwas mehr als die Hälfte des Durchmessers von Pluto ausmacht. Verglichen mit anderen Monden des Sonnensystems ist Charon damit im Verhältnis zu seinem Hauptkörper ungewöhnlich groß. Charon wurde am 22. Juni 1978 von dem Astronomen James Walter Christy vom United States Naval Observatory in Washington D.C. bei der Auswertung von fotografischen Platten entdeckt, die Monate zuvor vom 1.55-Meter-Kaj Strand Astrometric Reflector angefertigt worden waren. Christy stellte fest, dass Pluto auf den Fotografien periodisch eine leichte Ausbeulung aufwies. Dieses Phänomen, das auf einen Mond des Pluto hinwies, konnte später noch auf fotografischen Platten nachgewiesen werden, die bereits am 29. April 1965 belichtet worden waren. Die Ausbeulung entsprach der Rotationsperiode von Pluto, die durch dessen Lichtkurve bekannt war, und wies dadurch auf einen synchronen Orbit hin. Alle Zweifel wurden beseitigt, als Pluto und Charon einander zwischen 1985 und 1990 gegenseitig bedeckten, was nur zweimal innerhalb der 248-jährigen Umlaufperiode von Pluto geschieht. Es war also ein glücklicher Zufall, dass dies so bald nach Charons Entdeckung stattfand. Die Entdeckung wurde am 7. Juli 1978 bekanntgegeben; der Himmelskörper erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1978 P 1. Am 3. Januar 1986 wurde der Mond, zusammen mit den Saturnmonden Prometheus und Pandora, von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell nach Charon (griechisch für Grelle) benannt, dem Fährmann der Unterwelt aus der griechischen Mythologie, welcher die Schatten der Verstorbenen für einen Obolus (Münze) über den Totenfluss Acheron (häufig werden auch die Flüsse Lethe oder Styx genannt) setzte, damit sie ins Reich des Totengottes Hades (lat. Pluto) gelangen konnten. Die IAU bevorzugte damit den Namensvorschlag Christys, der damit auch auf die ersten vier Buchstaben des Namens seiner Ehefrau Charlene, von ihm Char genannt, anspielte. Daher sprechen alle, die davon wissen, den Namen des Mondes Scharon aus. Die Namensgebung steht damit auch hierin in Bezug zu Pluto, dessen erste zwei Buchstaben auf Percival Lowells Initialen hinweisen, der Clyde Tombaughs Suche nach dem Planet X inspirierte und unterstützte. Bei der Namensgebung stand auf Vorschlag von Christys Kollegen vom Naval Observatory auch noch Persephone zur Diskussion, die Gemahlin Plutos in der Mythologie. Charons Entdeckung erlaubte es den Astronomen, Plutos Masse und Größe genauer zu bestimmen. Im August 2006 diskutierte die IAU, ob Charon und Pluto gemeinsam als Doppelplanet den Status von Planeten der Plutonenklasse erhalten sollen. Beschlossen wurde jedoch, Pluto als Zwergplaneten zu klassifizieren, Charon bleibt daher per Definition ein Mond von Pluto. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Pluto und Charon umkreisen einander in einer in Bezug auf das Sonnensystem retrograden, beinahe perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in 17.536 ± 4 Kilometer mittlerem Abstand (19.571,4 Abstand der Zentren beider Körper, etwa 17 Pluto- bzw. 32,3 Charonradien) um den gemeinsamen Schwerpunkt, der sich wegen des relativ geringen Massenunterschiedes etwa 1200 km über der Oberfläche des Pluto (2360 km vom Zentrum entfernt) befindet. Damit stellen Charon und Pluto physikalisch ein Doppelsystem dar. Dies ergibt einen mittleren Abstand beider Oberflächen von 17.812 km. Die Bahnexzentrizität beträgt höchstens 0,00007, die Bahn ist 0,001° gegenüber dem Äquator von Pluto geneigt. Gleich dem Plutoäquator ist Charons Bahnebene daher mit 119,591° sehr stark gegenüber der Bahnebene des Zwergplaneten geneigt. Charon und Pluto umrunden einander in 6 Tagen 9 Stunden 17 Minuten und 36,7 ± 0,1 Sekunden, was rund 14.186,63 Umläufen in einem Pluto-Jahr (rund 248,09 Erdjahre) entspricht. [BIG]Rotation[/BIG] Charon rotiert in ebenfalls 6 Tagen 9 Stunden 17 Minuten und 36,7 ± 0,1 Sekunden um die eigene Achse und im selben Zeitraum sowie mit demselben Drehsinn um das Baryzentrum. Er weist damit wie der Erdmond eine gebundene Rotation auf und zeigt seinem Hauptkörper immer die gleiche Seite. Im Unterschied zu Erde und Mond wurden die Rotationszeiten von Pluto und Charon durch Gezeitenkräfte beiderseits abgebremst und synchronisiert, daher wendet auch Pluto Charon immer die gleiche Seite zu. Dies ist der einzige bestätigte Fall einer sogenannten doppelt gebundenen Rotation im Sonnensystem. Unter Paaren von annähernd gleich großen Asteroiden ist solch eine Synchronrotation wahrscheinlich relativ häufig. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Charon hat einen Durchmesser von 1212 km (nach anderen Angaben 1207,2 ± 2,8), der etwa 52,6 %, also etwas mehr als der Hälfte des Zentralkörpers entspricht, beruhend auf dem angenommenen Rückstrahlvermögen von 37,2 %. Dies ist im Vergleich zu anderen Kuipergürtelobjekten ziemlich hell und entspricht ziemlich genau der Albedo der Erde. Charons Masse beträgt etwa 11,6 % der Masse von Pluto, die mittlere Dichte wurde mit 1,71 g/cm[SUP]3[/SUP] bestimmt. Er sollte damit zu etwa 55 bis 60 % aus Gestein und zu 40 bis 45 % aus Wassereis bestehen; ein augenfälliger Unterschied zu Pluto, dessen Gesteinsanteil bei etwa 70 % liegt. Zum inneren Aufbau von Charon gibt es zwei Theorien: Entweder ist Charon ein differenziert aufgebauter Körper mit einem Gesteinskern und Eismantel, oder er besteht aus einer einheitlichen Eis-Gestein-Mischung. Durch die Entdeckung von Hinweisen auf Kryovulkanismus wird die erste Theorie favorisiert. Anders als Plutos Oberfläche, die von gefrorenem Stickstoff und Methan überzogen ist, scheint Charons Oberfläche aus dem weniger flüchtigen Wassereis zu bestehen. Außerdem erscheint Charon im Unterschied zum rötlich gefärbten, unhomogenen Pluto in einem einheitlich neutralen Grau. Die Oberflächentemperatur konnte am 1. Juli 2005 bei einer Sternbedeckung durch Charon zu minus 210 °C bestimmt werden. Das entspricht dem in dieser Entfernung zu erwartenden Strahlungsgleichgewicht. Der Druck einer eventuellen, äußerst dünnen Atmosphäre kann höchstens 0,11 Millionstel Bar betragen. Das Gemini-Observatorium gab am 17. Juli 2007 bekannt, dass es auf Charon Kryovulkane entdeckt hat, die eine Mischung aus kristallinem Wassereis und Ammoniumhydroxid an die Oberfläche bringen, die sich dann global ablagert. Dass das Eis noch immer in kristalliner Form vorliegt, weist auf kürzliche Ablagerungen hin, da die solare Strahlung das Eis innerhalb von etwa 30.000 Jahren in ein amorphes Stadium verwittert haben müsste. Der relativ hohe Anteil an felsigem Material und das Fehlen einer merklichen Atmosphäre stützen die Annahme, nach der dieser verhältnismäßig große Trabant analog der Entstehung des Erdmondes das Produkt der großen Kollision eines Vorgängers von Pluto mit einem anderen plutogroßen Körper des Kuipergürtels ist." } RObject { LocName "Hydra" Name "Hydra" Parent "Pluto-Charon" Pioneer "Hal A. Weaver" Date "2005.06.15" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Hydra ist der fünftnächste und zweitgrößte bekannte Mond des Zwergplaneten Pluto. Sein Durchmesser wird auf zwischen 61 und 167 Kilometer geschätzt. Hydra wurde am 15. Juni 2005 zusammen mit Nix vom Pluto Companion Search Team bestehend aus Hal A. Weaver, S. Alan Stern, Max J. Mutchler, Andrew J. Steffl, Marc W. Buie, William J. Merline, John R. Spencer, Eliot F. Young und Leslie A. Young durch Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop am 15. und 18. Mai 2005 entdeckt. Die beiden Monde wurden am 15. Juni von Max J. Mutchler und am 15. August 2005 von Andrew J. Steffl unabhängig voneinander gefunden. Hydra wurde bei 1,85 Bogensekunden Abstand zu Pluto gefunden. Als beide Monde nachträglich auf Aufnahmen vom November 2002 lokalisiert werden konnten, wurde daraufhin die Entdeckung am 31. Oktober 2005 bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2005 P 1. Die tatsächliche Existenz der beiden Himmelskörper wurde bei weiteren Beobachtungen des Pluto-Systems am 22. Februar 2006 bestätigt. Am 21. Juni 2006 wurde der Mond von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell nach Hydra (griechisch für Wasserschlange) benannt, dem neunköpfigen Seeungeheuer aus der griechischen Mythologie. Wenn es einen Kopf verlor, wuchsen an dessen Stelle zwei neue. Die Hydra galt als Tochter der Echidna und des Typhon sowie als Schwester des Kerberos, der Chimaira und der Sphinx. Zudem entsprechen die Namen Nix und Hydra den Initialen der Raumsonde New Horizons, die das System im Juli 2015 erkunden soll. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Hydra umkreist den gemeinsamen Schwerpunkt des Pluto-Charon-Systems in einer prograden, leicht elliptischen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 62.745 km (64.780 km Abstand von Plutos Zentrum, ca. 56,18 Plutoradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0052, die Bahn ist 0,25° gegenüber dem Äquator von Pluto geneigt. Die Bahn ist die exzentrischste des Pluto-Systems. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes S/2011 (134340) 1 hat einen etwa 7.000 km geringeren Radius; Nix sowie Charon umkreisen Pluto auf noch engeren Bahnen. Hydra umläuft Pluto in 38 Tagen 4 Stunden 57 Minuten und 21,6 Sekunden, was rund 2371,7 Umläufen in einem Pluto-Jahr (rund 248,09 Erdjahre) entspricht. Die Bahnperiode befindet sich nahe einer 1:6-Bahnresonanz mit Charon, wobei die Abweichung 0,3% beträgt. Ob dies eine echte Resonanz ist, kann erst mit einer genaueren Bahnbestimmung, insbesondere der Bestimmung der Präzessionsrate, sicher geklärt werden. Falls es keine echte Resonanz ist, gibt es eine Hypothese, nach der eine solche Nah-Resonanz vor der nach außen laufenden Migration von Charon herstammt. Aufrechterhalten wird sie demnach durch die periodische lokale Fluktuation von 5% in der Gravitationsfeldstärke durch den Umlauf von Pluto und Charon umeinander. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Der genaue Wert des Durchmessers konnte bislang nicht bestimmt werden, da das Rückstrahlvermögen (Albedo) der Oberfläche nicht bekannt ist. Sollte die Albedo gleich der von Charon (0,372) sein, ergäbe dies 61 km, bei einer Albedo von 0,04, entsprechend den dunkelsten Kuipergürtelobjekten, 167 km. Hydra ist um 25% heller als Nix, was auf ein um 10 bis 15% größeren Durchmesser hinweist, wenn man von einer gleichen Albedo der beiden Monde ausgeht. Die Hubble-Aufnahmen von 2002 bis 2003 implizierten, dass Nix der größere Mond ist. Bei den Hubble-Beobachtungen, die 2005 bis 2006 speziell für die Beobachtung der lichtschwachen Monde abgestimmt waren, erwies sich wiederum Hydra als der hellere Mond. Bei spektralen Untersuchungen zeigte sich Hydra im Unterschied zum rötlichen Pluto in einer ähnlich neutralen grauen Farbe wie Charon und Nix. Hydra ist wahrscheinlich, analog zur Theorie zur Entstehung des Erdmondes, das Produkt der großen Kollision eines Vorgängers von Pluto mit einem anderen plutogroßen Körper des Kuipergürtels, die den Mond Charon formte und dabei Trümmer in äußere Umlaufbahnen um Pluto gerieten, die dabei den Mond Hydra bildeten." } RObject { LocName "Kerberos" Name "Kerberos/S2012 P1/P5" Parent "Pluto-Charon" Pioneer "Mark R. Showalter" Date "2012.07.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2012 (134340) 1 (auch inoffiziell P5 genannt) ist der fünfte und kleinste bekannte Mond des Zwergplaneten Pluto. Sein Durchmesser wird auf 10 bis 25 km geschätzt. Die Entdeckung wurde am 11. Juli 2012 bekanntgegeben, ungefähr ein Jahr nach der Entdeckung des vierten Plutomondes S/2011 (134340) 1 (P4). Am 11. Juli 2012 gab die NASA die Entdeckung eines fünften Plutomondes bekannt. Der mit dem vorläufigen Namen S/2012 (134340) 1 bezeichnete Trabant wurde bei der Suche nach eventuell vorhandenen Planetenringen in neun, zwischen dem 26. Juni und 9. Juli 2012 aufgezeichneten Bilderserien der Wide Field Camera 3 des Hubble-Weltraumteleskops entdeckt. Die Entdeckung gelang einem Team von Astronomen um Mark R. Showalter vom SETI-Institut. S/2012 (134340) 1 ist eine vorläufige Bezeichnung, die von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vergeben wurde. Die NASA bezeichnet ihn in ihrer Entdeckungsmeldung mit der inoffiziellen Projektbezeichnung P5. Nachdem nun die IAU die Entdeckung bestätigt hat, erhät das Objekt den endgültigen Namen Kerberos. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Die mittlere Distanz zu Pluto beträgt 42.000 ± 2.000 km, so dass die Umlaufbahn zwischen den bereits bekannten Monden Charon und Nix liegt. S/2012 (134340) 1 befindet sich dabei nahe einer 1:3-Resonanz mit Charon. Die bisher gemessenen Bewegungsdaten deuten auf eine nahezu kreisförmige, äquatoriale Umlaufbahn hin. Für eine genauere Bestimmung der Bahndaten sind weitere Beobachtungen notwendig. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Der Durchmesser des Mondes wird auf 10 bis 25 km geschätzt. Auf Grund der geringen Größe wird S/2012 (134340) 1 eine unregelmäßige Form aufweisen, analog zu anderen kleinen Monden dieser Größenordnung." } RObject { LocName "Nix" Name "Nix" Parent "Pluto-Charon" Pioneer "A. Weaver" Date "2005.06.15" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Nix ist der drittnächste und drittgrößte Mond von Pluto. Sein Durchmesser wird auf zwischen 46 und 137 Kilometer geschätzt. Nix wurde am 15. Juni 2005 zusammen mit Hydra vom Pluto Companion Search Team bestehend aus Hal A. Weaver, S. Alan Stern, Max J. Mutchler, Andrew J. Steffl, Marc W. Buie, William J. Merline, John R. Spencer, Eliot F. Young, und Leslie A. Young durch Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop am 15. und 18. Mai 2005 entdeckt. Die beiden Monde wurden am 15. Juni von Max J. Mutchler und am 15. August 2005 von Andrew J. Steffl unabhängig voneinander gefunden. Nix wurde bei 2,09 Bogensekunden Abstand zu Pluto gefunden. Als beide Monde nachträglich auf Aufnahmen vom November 2002 lokalisiert werden konnten, wurde daraufhin die Entdeckung am 31. Oktober 2005 bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2005 P 2. Die tatsächliche Existenz der beiden Himmelskörper wurde bei weiteren Beobachtungen des Pluto-Systems am 22. Februar 2006 bestätigt. Am 21. Juni 2006 wurde der Mond von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell nach Nyx (griechisch für Nacht) benannt, der Göttin der Nacht in der griechischen Mythologie. Nyx ist auch Mutter von Charon, nach dem der größte Plutomond Charon benannt ist. Es war ursprünglich beabsichtigt, den Mond Nyx zu nennen; da der Name bereits an den Asteroiden (3908) Nyx vergeben war, wurde für den Plutomond eine etwas abweichende Schreibweise gewählt. Die USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature gibt an, dass Nix die ägyptische Aussprache ist, während Jürgen Blunck von einer spanischen Übersetzung des griechischen Namens spricht. Zudem entsprechen die Namen Nix und Hydra den Initialen der Raumsonde New Horizons, die das System im Juli 2015 erkunden soll. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Nix umkreist den gemeinsamen Schwerpunkt des Pluto-Charon-Systems in einer prograden, beinahe kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 46.640 km (48.675 Abstand von Plutos Zentrum, ca. 42,21 Plutoradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0023, die Bahn ist 0,1° gegenüber dem Äquator von Pluto geneigt. Der Radius der Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Charon ist im Mittel 29.103 km kleiner, der Radius der Umlaufbahn des nächstäußersten bekannten Plutomondes S/2011 (134340) 1 ist etwa 10.000 km größer. Nix umläuft Pluto in 24 Tagen 20 Stunden 32 Minuten und 55,7 Sekunden, was rund 3645,5 Umläufen in einem Pluto-Jahr (rund 248,09 Erdjahre) entspricht. Die Bahnperiode befindet sich nahe einer 1:4-Bahnresonanz mit Charon, wobei die Abweichung 2,7% beträgt, was darauf hindeutet, dass es sich um keine echte Resonanz handelt. Eine Hypothese zur Klärung dieser Frage besagt, dass eine solche Nah-Resonanz vor der nach außen laufenden Migration von Charon herstammt. Aufrechterhalten wird sie demnach durch die periodische lokale Fluktuation von 5% in der Gravitationsfeldstärke durch den Umlauf von Pluto und Charon umeinander. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Der genaue Wert des Durchmessers konnte bislang nicht bestimmt werden, da das Rückstrahlvermögen (Albedo) der Oberfläche nicht bekannt ist. Sollte die Albedo gleich der von Charon (0,372) sein, ergäbe dies 46 km, bei einer Albedo von 0,04, entsprechend den dunkelsten Kuipergürtelobjekten, 137 km. Nix ist um 25% lichtschwächer als Hydra, was auf eine um 10 bis 15% geringere Größe hinweist, wenn man von einer gleichen Albedo der beiden Monde ausgeht. Auf dem Entdeckungsfoto ist Nix 6,300 mal lichtschwächer als Pluto. Erste Untersuchungen des Mondes wiesen auf eine ähnlich rote Farbe wie Pluto hin, doch jüngere Untersuchungen berichten von einer ähnlich neutralen grauen Farbe wie Charon und Hydra. Nix ist wahrscheinlich, analog zur Theorie zur Entstehung des Erdmondes, das Produkt der großen Kollision eines Vorgängers von Pluto mit einem anderen plutogroßen Körper des Kuipergürtels, die den Mond Charon formte und dabei Trümmer in äußere Umlaufbahnen um Pluto gerieten, die dabei den Mond Nix bildeten." } RObject { LocName "Vulkan" Name "Vulcan/S2011 P1/P4" Parent "Pluto_Charon" Pioneer "Mark R. Showalter" Date "2011.07.20" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2011 (134340) 1 (auch inoffiziell als P4 bezeichnet sowie manchmal fälschlich als S/2011 P 1[SUP][3][/SUP]) ist einer der fünf bekannten Monde des Zwergplaneten Pluto, dessen Existenz am 20. Juli 2011 bekannt gegeben wurde. Sein Durchmesser wird auf 14 bis 40 km geschätzt. Am 20. Juli 2011 gab die NASA die Entdeckung eines vierten Plutomondes bekannt. Der mit dem vorläufigen Namen S/2011 (134340) 1 bezeichnete Trabant wurde mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops bei der Suche nach eventuell vorhandenen Planetenringen entdeckt. Die Entdeckung gelang einem Team von Astronomen um Mark R. Showalter. Mit einer geschätzten Größe von 13 bis 34 km war er zum Zeitpunkt seiner Entdeckung der kleinste bekannte Mond Plutos. Der Mond war auf einem am 28. Juni 2011 mit der Hubble Wide Field Camera 3 aufgenommenen Foto entdeckt worden und konnte auf weiteren Aufnahmen vom 3. und 18. Juli bestätigt werden. Die Belichtungsdauer für diese Aufnahmen betrug acht Minuten. Auf archivierten Hubble-Aufnahmen des Pluto-Systems, die am 15. Februar 2006 mit dem ACS/HRC-Instrument aufgenommen wurden, konnte der Mond ebenfalls identifiziert werden. Auf den meisten früheren Aufnahmen war der Himmelskörper jedoch nicht sichtbar, da diese mit kürzerer Belichtungszeit aufgenommen worden waren. S/2011 (134340) 1 ist eine vorläufige Bezeichnung, die von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vergeben wurde. Die NASA bezeichnet ihn in ihrer Entdeckungsmeldung mit der inoffiziellen Projektbezeichnung P4. Nachdem nun die IAU die Entdeckung bestätigt hat, erhät das Objekt den endgültigen Namen Vulkan. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Die mittlere Distanz zu Pluto beträgt 59000 ± 2000 km, so dass die Umlaufbahn zwischen den bereits bekannten Monden Nix und Hydra liegt. Die bisher gemessenen Bewegungsdaten deuten auf eine nahezu kreisförmige, äquatoriale Umlaufbahn hin. Für eine genauere Bestimmung der Bahndaten sind weitere Beobachtungen notwendig. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Der Mond besitzt eine visuelle Helligkeit von nur 10 % des Mondes Nix. Mit einer angenommenen geometrischen Albedo zwischen 0,35 und 0,04 beträgt der Durchmesser des Objekts zwischen 14 und 40 km. Auf Grund der geringen Größe wird S/2011 (134340) 1 eine unregelmäßige Form aufweisen, analog zu anderen kleinen Monden dieser Größenordnung." } RObject { LocName "Naiad" Name "Naiad" Parent "Neptune" Pioneer "Richard John Terrile" Date "1989.09.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Naiad oder Najade (auch Neptun III) ist der innerste und einer der kleineren Monde des Planeten Neptun. Er besitzt die kürzeste Umlaufzeit eines Planetenmondes im Sonnensystem. Naiad war der letzte Neptunmond, der beim Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 2 im Jahre 1989 von Richard John Terrile wohl am oder kurz vor dem 18. September entdeckt wurde. Die Entdeckung wurde am 29. September 1989 bekanntgegeben; der Mond bekam die vorläufige Bezeichnung S/1989 N 6. Am 16. September wurde der Mond von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) nach den Najaden (altgriechisch für fließen und fließendes Wasser) benannt, Quell- und Wassernymphen aus der griechischen Mythologie, die über Quellen, Bäche, Flüsse, Sümpfe, Teiche, Fontänen und Seen wachten. Sie waren entweder Töchter des Zeus oder des Okeanos. Trocknete das Gewässer einer Najade aus, so musste sie sterben. Der Name Naiad ist die englische Form des Namens. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Naiad umkreist Neptun auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 48.227 km (ca. 1,947 Neptunradien) von dessen Zentrum, also 23.463 km über dessen Wolkenobergrenze. Dies bedeutet, dass sie der Neptunoberfläche näher ist als der Neptunmittelpunkt selbst. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0004, die Bahn ist 4,775° gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt, was verglichen mit den anderen fünf prograden regulären Monden innerhalb der Tritonbahn relativ hoch ist. Die Umlaufbahn des nächstäußeren Mondes Thalassa ist nur 1.840 km von Naiads Orbit entfernt. Naiad (und Thalassa sowie Despina) befinden sich inmitten der beiden innersten Neptunringe, des Galle-Rings (1989 N3R), der 6.300 km vom Naiad-Orbit entfernt ist und des LeVerrier-Rings (1989 N2R) in 4.970 km Entfernung, wo sich bereits die Innenkante des breiten staubigen Lassell-Rings (1989 N4R) befindet. Naiad umläuft Neptun in 7 Stunden, 3 Minuten und 55,8 Sekunden. Dies ist die kürzeste Umlaufzeit aller bekannten Planetenmonde, sie übertrifft sogar die des Jupitermondes Metis um 33 Sekunden (Metis übertrifft Naiad hingegen durch die Nähe zum Jupiter, die 1,792 Jupiterradien beträgt). Da dies schneller ist als die Rotation des Neptun, geht Naiad vom Neptun aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Naiad bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und wird irgendwann infolge von Gezeitenkräften zu einem Ring auseinander gerissen werden oder in Neptuns Atmosphäre stürzen beziehungsweise verglühen. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Naiad synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Naiad ist ein sehr dunkler, unregelmäßig geformter Körper mit 96 × 60 × 52 km Ausdehnung. Er ist der kleinste der inneren regulären Neptunmonde und der achtgrößte im Neptunsystem, was jedoch möglicherweise von den 2002 entdeckten irregulären Monden Halimede und Neso übertroffen werden könnte, sollten diese dunkler sein als erwartet. Die mittlere Oberflächentemperatur der Naiad wird auf -222 °C (~51 K) geschätzt. Offenbar wurde der Mond durch keine geologischen Prozesse nach seiner Entstehung geformt. Es ist wahrscheinlich, dass Naiad zu den Rubble Piles gehört, die sich aus Fragmenten von ursprünglichen Monden locker zusammengesetzt haben, die auseinandergebrochen sind, nachdem Neptuns größter Mond Triton von Neptun auf eine anfänglich sehr exzentrische Bahn gezwungen wurde." } RObject { LocName "Thalassa" Name "Thalassa" Parent "Neptune" Pioneer "Richard John Terrile" Date "1989.09.29" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Thalassa (auch Neptun IV) ist der zweitinnerste Mond des Planeten Neptun. Thalassa wurde im September 1989 von Richard John Terrile auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt, wohl am oder kurz vor dem 18. September. Die Entdeckung wurde am 29. September 1989 bekanntgegeben; der Mond bekam die vorläufige Bezeichnung S/1989 N 5. Am 16. September wurde der Mond von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) nach Thalassa benannt, einer Meeresgöttin aus der griechischen Mythologie, der Tochter von Aither und Hemera. Zudem ist Thalassa das griechische Wort für Meer; Thalassa galt bei den Griechen der Antike als Personifizierung des Mittelmeeres. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Thalassa umkreist Neptun auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 50.075 km (ca. 2,022 Neptunradien) von dessen Zentrum, also 25.311 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0002, die Bahn ist 0,209° gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt. Die Umlaufbahn des innersten Mondes Naiad ist nur 1.840 km von Thalassas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Despina 2.450 km. Thalassa (sowie Naiad und Despina) befindet sich inmitten der beiden innersten Neptunringe, des Galle-Rings (1989 N3R), der 8.100 km vom Naiad-Orbit entfernt ist und des LeVerrier-Rings (1989 N2R) in 3.130 km Entfernung, wo sich bereits die Innenkante des breiten staubigen Lassell-Rings (1989 N4R) befindet. Thalassa umläuft Neptun in rund 7 Stunden, 28 Minuten und 32,3 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Neptun, geht Thalassa vom Neptun aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Der Mond bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und ist dabei starken Gezeitenkräften ausgesetzt. Der Mond wird irgendwann zerrissen werden und sich zu einem Ring ausbilden oder in die Gasschichten des Neptuns stürzen beziehungsweise verglühen. Im ersteren Fall ist es möglich, dass die Fragmente bis zur Bahn von Despina geschleudert werden. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Thalassa synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Thalassa ist ein dunkler, unregelmäßig geformter Körper mit einer Ausdehnung von 104 × 100 × 52 km, die dem Mond eine ungewöhnlich linsenförmige Struktur verleiht. Er ist der siebtgrößte der bekannten Neptunmonde. Die mittlere Oberflächentemperatur wird auf -222 °C (~51 K) geschätzt. Offenbar wurde der Mond durch keine geologischen Prozesse nach seiner Entstehung geformt. Es ist wahrscheinlich, dass Thalassa zu den Rubble Piles gehört, die sich aus Fragmenten von ursprünglichen Monden locker zusammengesetzt haben, die auseinandergebrochen sind, nachdem Neptuns größter Mond Triton von Neptun auf eine anfänglich sehr exzentrische Bahn gezwungen wurde." } RObject { LocName "Despina" Name "Despina" Parent "Neptune" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1989.07.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Despina (auch Neptun V) ist der dritte Mond des Planeten Neptun. Despina wurde um den 28. Juli 1989 von Stephen P. Synnott auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 2. August 1989 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond bekam die vorläufige Bezeichnung S/1989 N 3. Am 16. September wurde der Mond von der IAU nach der Nymphe Despina benannt, einer Tochter der Göttin Demeter und deren Bruder Poseidon in der griechischen Mythologie. Despina gründet auf dem griechischen Wort für Herrin bzw. Gebieterin und ist ein Beiname, deren wahrer Name nur den Eingeweihten bekannt war. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Despina umkreist Neptun auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 52.526 km (ca. 2,121 Neptunradien) von dessen Zentrum, also 27.762 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0002, die Bahn ist 0,216° gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Thalassa ist nur 2.450 km von Despinas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Galatea 9.430 km. Despina (und Naiad sowie Thalassa) befindet sich inmitten der beiden innersten Neptunringe, des Galle-Rings (1989 N3R), der 10.600 km vom Despina-Orbit entfernt ist und des schmalen LeVerrier-Rings (1989 N2R) in lediglich 670 km Entfernung, wo sich bereits die Innenkante des breiten staubigen Lassell-Rings (1989 N4R) befindet. Despina umläuft Neptun in rund 8 Stunden, 1 Minute und 54,2 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Neptun, geht Despina vom Neptun aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Da die Rotationszeit von Neptun mit 0,6713 Tagen kaum mehr als doppelt so lang ist, ergibt sich, dass am Neptunhimmel Despina für einen vollen scheinbaren Umlauf vom Neptun aus gesehen 0,994 Neptuntage benötigt, also nahezu genauso lange wie die Sonne. Daraus resultiert, dass sie nach Ablauf eines Neptuntages am Neptunhimmel fast am selben Ort steht wie zu Beginn des Tages, nämlich etwas mehr als zwei Grad weiter östlich. Der Mond bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und ist dabei starken Gezeitenkräften ausgesetzt. Der Mond wird irgendwann zerrissen werden und sich zu einem Ring ausbilden oder in die Gasschichten des Neptuns stürzen beziehungsweise verglühen. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Despina synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Despina ist ein dunkler, unregelmäßiger Körper mit einer Ausdehnung von 180 × 148 × 128 km und damit der sechstgrößte der bekannten Neptunmonde. Die mittlere Oberflächentemperatur wird auf -222 °C (~51 K) geschätzt. Offenbar wurde der Mond durch keine geologischen Prozesse nach seiner Entstehung geformt. Es ist wahrscheinlich, dass Despina zu den Rubble Piles gehört, die sich aus Fragmenten von ursprünglichen Monden locker zusammengesetzt haben, die auseinandergebrochen sind, nachdem Neptuns größter Mond Triton von Neptun auf eine anfänglich sehr exzentrische Bahn gezwungen wurde." } RObject { LocName "Galatea" Name "Galatea" Parent "Neptune" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1989.07.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Galatea (auch Neptun VI) ist der vierte Mond des Planeten Neptun. Er ist für die klumpigen Strukturen in Neptuns hellstem Ring verantwortlich. Galatea wurde um den 28. Juli 1989 von Stephen P. Synnott auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 2. August 1989 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond bekam die vorläufige Bezeichnung S/1989 N 4. Am 16. September wurde der Mond von der IAU nach Galateia (vom griechischen Wort für die Milchweiße) benannt, einer Tochter des Nereus und der Doris und eine der etwa 50 Nereiden (Meeresnymphen) aus der griechischen Mythologie. Die Griechen wählten Galateia oft als Galionsfigur für ihre Schiffe, da Galateia in Form einer sich immer verändernden Welle vor dem Zyklopen Polyphem floh, der sie ehelichen wollte und aus Eifersucht ihre wahre Liebe Akis mit einem Felsbrocken tötete, worauf Galateia dessen Blut in einen kalten Fluss verwandelte. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Galatea umkreist Neptun auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 61.953 km (ca. 2,502 Neptunradien) von dessen Zentrum, also 37.189 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00004, die Bahn ist 0,052° gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Despina ist 9.430 km von Galateas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Larissa 11.600 km. Eingebettet auf der Bahn von Galatea befindet sich ein schwacher, sehr schmaler noch unbenannter Ring, bei dem womöglich, durch den Einschlag von Mikrometeoriten, Galatea selbst die Quelle ist. Zudem scheint Galatea der erste Schäfermond des Neptun-Ringsystems, namentlich des hellsten Adams-Ringes (1989 N1R) zu sein, der sich knapp 1.000 km außerhalb von Galateas Orbit befindet. Es wird davon ausgegangen, dass eine 42:43-Bahnresonanz mit Galatea jedenfalls für die einzigartige Struktur der Ringbögen verantwortlich ist. Da für die 42 radialen Verschlingungen mit einer Amplitude von 30 km des Adams-Ringes ebenfalls dieser Mond verantwortlich ist, war es dadurch möglich, die Masse von Galatea als bislang einzige von Neptuns Monden (ausgenommen Triton) mit hoher Genauigkeit zu bestimmen. Galatea umläuft Neptun in rund 10 Stunden, 17 Minuten und 23.5 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Neptun, geht Galatea vom Neptun aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Der Mond bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und ist dabei starken Gezeitenkräften ausgesetzt. Der Mond wird irgendwann zerrissen werden und sich zu einem Ring ausbilden oder auf der Oberfläche des Neptuns stürzen beziehungsweise verglühen. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Galatea synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Galatea ist ein dunkler, unregelmäßig geformter Körper mit 204 × 184 × 144 km Ausdehnung und damit der fünftgrößte der bekannten Neptunmonde. Die mittlere Oberflächentemperatur wird auf -222 °C (~51 K) geschätzt. Offenbar wurde der Mond durch keine geologischen Prozesse nach seiner Entstehung geformt. Es ist wahrscheinlich, dass Galatea zu den Rubble Piles gehört, die sich aus Fragmenten von ursprünglichen Monden locker zusammengesetzt haben, die auseinandergebrochen sind, nachdem Neptuns größter Mond Triton von Neptun auf eine anfänglich sehr exzentrische Bahn gezwungen wurde." } RObject { LocName "Larissa" Name "Larissa" Parent "Neptune" Pioneer "Harold J. Reitsema" Date "1981.05.24" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Larissa (auch Neptun VII) ist der fünfte Mond des Planeten Neptun. Larissa wurde erstmals von den Astronomen Harold J. Reitsema, William B. Hubbard, Larry A. Lebofsky und David James Tholen bei der Auswertung einer Sternbedeckung durch einen leichten Helligkeitsabfall des Sterns am 24. Mai 1981 entdeckt. Da Neptun selbst den Stern um eine andere Uhrzeit passierte, musste es sich um ein neues Objekt handeln. Larissa wurde zunächst für einen Ringbogen des Adams-Ringes gehalten. Dieser erst dritte bekannte Neptunmond erhielt die temporäre Bezeichnung S/1981 N 1. Diese Entdeckung wurde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) am 29. Mai 1981 bekanntgegeben, doch Larissa konnte seitdem nicht mehr beobachtet werden. Beim Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 2 im Sommer 1989 wurden fotografische Aufnahmen zur Erde gesandt und Larissa als einziges Objekt in ihrer Umlaufbahn bestätigt. Die offizielle (Wieder-)entdeckung durch Stephen P. Synnott erfolgte um den 28. Juli 1989, am 2. August kam der Mond zu der zusätzlichen Bezeichnung S/1989 N 2. Am 16. September wurde der Mond von der IAU nach der Nymphe Larissa benannt, einer Tochter des Königs Pelasgos und Geliebter des Poseidon aus der griechischen Mythologie, die sich weigerte die Geliebte des Zeus zu werden. Sie flehte Pallas Athene um Hilfe an und wurde von ihr in eine Krähe verwandelt, um fliehen zu können. Die eponymische Nymphe ist Namensgeber der gleichnamigen Stadt in Thessalien sowie der Burg auf der Halbinsel Peloponnes; der Name ist wahrscheinlich pelasgischer Herkunft. Im Unterschied zum Mond wurde der gleichnamige Asteroid nicht nach der Nymphe, sondern nach der griechischen Stadt benannt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Larissa umkreist Neptun auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 73.548 km (ca. 2,970 Neptunradien) von dessen Zentrum, also 48.800 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,001393, die Bahn ist 0,251° gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Galatea ist 11.600 km von Larissas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Proteus 44.100 km. Larissa ist der erste Mond außerhalb von Neptuns Ringsystem, dessen äußerster und auffälligster Adams-Ring mindestens 10.500 km von der Larissa-Bahn entfernt ist. Larissa umläuft Neptun in rund 13 Stunden, 18 Minuten und 42.0 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Neptun, geht Larissa vom Neptun aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Der Mond bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und ist dabei starken Gezeitenkräften ausgesetzt. Der Mond wird irgendwann zerrissen werden und sich zu einem Ring ausbilden oder auf die Oberfläche des Neptuns stürzen beziehungsweise verglühen. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Larissa synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Larissa ist ein dunkler, unregelmäßiger Körper mit einer Ausdehnung von 216 × 204 × 168 km und damit der viertgrößte der bekannten Neptunmonde. Die mittlere Oberflächentemperatur wird auf -222 °C (~51 K) geschätzt. Die Oberfläche zeigt sich stark verkratert und hat auch einige größere Krater aufzuweisen. Offenbar wurde der Mond durch keine geologischen Prozesse nach seiner Entstehung geformt. Es ist wahrscheinlich, dass Larissa zu den Rubble Piles gehört, die sich aus Fragmenten von ursprünglichen Monden locker zusammengesetzt haben, die auseinandergebrochen sind, nachdem Neptuns größter Mond Triton von Neptun auf eine anfänglich sehr exzentrische Bahn gezwungen wurde." } RObject { LocName "Proteus" Name "Proteus" Parent "Neptune" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1989.06.16" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Proteus (auch Neptun VIII) ist der sechste und zweitgrößte Mond des Planeten Neptun. Er gilt als größter nicht-kugelförmiger natürlicher Satellit eines Planeten. Proteus wurde um den 16. Juni 1989 von Stephen P. Synnott und Bradford A. Smith auf Bildern der Raumsonde Voyager 2, die Proteus im August 1989 passierte, entdeckt. Die Neuentdeckung wurde am 7. Juli 1989 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond bekam die vorläufige Bezeichnung S/1989 N 1. Obwohl Proteus der zweitgrößte Neptunmond und damit größer ist als die Nereid wurde er von der Erde aus nicht entdeckt, da er sich so nahe um den Neptun bewegt, dass er von dessen reflektiertem Sonnenlicht überstrahlt wird, weswegen nicht verwunderlich ist, dass er erst 40 Jahre nach Nereid und 143 Jahre nach Triton entdeckt werden konnte. Am 16. September wurde der Mond von der IAU nach Proteus (der Alte vom Meer) benannt, einem Meeresgott aus der griechischen Mythologie. Obwohl er eigentlich eine ältere Gottheit ist, wird Proteus manchmal als Sohn des Poseidon (römisch Neptun) beschrieben. Er hütete auf der Insel Pharos die Robben und andere von Poseidons Meeresgeschöpfen und hatte die Gabe der Prophetie, war aber abgeneigt, sein Wissen zu offenbaren, weshalb es schwer war, ihm eine Prophezeiung zu entlocken. Er versuchte den Fragen zu entkommen, indem er verschiedene Gestalten annahm. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Proteus umkreist Neptun auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 117.647 km (ca. 4,751 Neptunradien) von dessen Zentrum, also 92.900 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00053, die Bahn ist 0,524° gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Larissa ist 44.100 km von Proteus’ Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Triton in über fünffacher Entfernung, nämlich 237.100 km. Proteus umläuft Neptun in 1 Tag, 2 Stunden, 56 Minuten und 8,0 Sekunden. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Proteus weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Proteus ist ein unregelmäßig geformter Körper mit einer Ausdehnung von 436 × 416 × 404 km. Viele Wissenschaftler glauben, dass Proteus die maximale Ausdehnung eines nicht-runden Körpers im Verhältnis zu seiner Dichte hat. Er ist gerade so groß, dass ihn seine eigene Schwerkraft noch nicht in eine Kugelform zwingt. Der etwas kleinere Saturnmond Mimas hat eine rundere Form, obwohl dieser etwas weniger Masse als Proteus hat, was vielleicht an der etwas kleineren Dichte von Mimas liegen kann. Der etwas größere Saturnmond Enceladus besitzt mehr Masse und eine höhere Dichte und ist, wie auch der ebenfalls vergleichbar große Uranusmond Miranda, kugelförmiger als Proteus. Proteus besitzt eine dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,096, d. h., nur knapp zehn Prozent des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Er ist damit einer der dunkelsten großen bis mittelgroßen Monde im Sonnensystem. Die Gesamtfläche beträgt 2.195.000 km[SUP]2[/SUP] und ist damit etwas größer als die von Saudi-Arabien. Die mittlere Oberflächentemperatur wird auf -222 °C (~51 K) geschätzt. Seine Oberfläche ist stark verkratert und hat neben einigen größeren Kratern auch linienförmige, grabenartige Strukturen aufzuweisen. Der größte Krater, der etwa den halben Monddurchmesser überspannt, erhielt den Namen Pharos. Offenbar wurde der Mond durch keine geologischen Prozesse nach seiner Entstehung geformt." } RObject { LocName "Triton" Name "Triton" Parent "Neptune" Pioneer "William Lassell" Date "1846.10.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Triton (auch Neptun I) ist der siebte und mit einem Durchmesser von 2707 Kilometern der mit Abstand größte Mond des Planeten Neptun, sowie der siebtgrößte Mond und der sechzehntgrößte Körper des Sonnensystems. Triton wurde am 10. Oktober 1846 vom Bierbrauer und Hobbyastronomen William Lassell entdeckt. Erst 17 Tage zuvor hatte Johann Gottfried Galle den Riesenplaneten Neptun entdeckt. Als John Herschel von der Entdeckung Neptuns erfuhr, schrieb er Lassell einen Brief, in dem er ihm vorschlug, nach möglichen Monden Ausschau zu halten. Lassell tat dies und fand Triton nach acht Tagen. Benannt wurde der Mond nach Triton, einem Meeresgott aus der griechischen Mythologie, der oft als Sohn des Poseidon bezeichnet wird. Der Name wurde erst 1880 von Camille Flammarion und anderen Astronomen vorgeschlagen, allerdings wurde der Name lange Zeit offiziell nicht benutzt. Aus Aufzeichnungen von 1939 geht hervor, dass der Mond zwar einen Namen hatte, dieser war jedoch allgemein nicht im Gebrauch. In der astronomischen Literatur war immer nur vom Mond des Neptun die Rede. Es mutet etwas seltsam an, dass Lassell selbst keinen Namen vergab, waren doch erst einige Jahre zuvor seine Entdeckungen, der achte Saturnmond Hyperion und die Uranusmonde Ariel und Umbriel, offiziell benannt worden. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Triton umkreist Neptun auf einer retrograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 354.759 Kilometer (ca. 14,326 Neptunradien) von dessen Zentrum, also 330.000 Kilometer über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,000016, die Bahn ist mit 156,885° stark gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Proteus ist 237.100 Kilometer von Tritons Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Nereid im Mittel 5.159.000 Kilometer, aufgrund der hohen Bahnexzentrizität kommt Nereid Triton bis auf etwa eine Million Kilometer nahe. Triton umläuft Neptun in 5 Tagen, 21 Stunden, 2 Minuten und 40,2 Sekunden. Dabei umläuft er den Planeten, anders als die meisten Monde des Sonnensystems retrograd (rückläufig), das heißt entgegen dessen Rotationsrichtung, was für einen Mond dieser Größe und verhältnismäßig kleiner Distanz zum Zentralkörper höchst außergewöhnlich und im Sonnensystem einzigartig ist. Triton umläuft Neptun innerhalb eines kritischen Abstandes, wodurch er sehr stark den Gezeitenkräften des Gasplaneten ausgesetzt ist. Da Triton sich Neptun weiter annähert, wird er nach Berechnungen in 100 Millionen Jahren die Roche-Grenze nach innen passieren und zerrissen werden, wobei seine Bestandteile ein größeres Ringsystem, ähnlich dem des Saturn, bilden werden. Vermutlich ist Triton ein größeres Objekt des Kuipergürtels, das von Neptun durch dessen Gravitationswirkung eingefangen wurde. Dabei könnte er vom Aufbau dem Zwergplaneten Pluto und dessen Mond Charon sowie anderen Mitgliedern des Kuipergürtels sehr ähnlich sein. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Triton weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit im gleichen rückläufigen Drehsinn ebenfalls binnen 5 Tagen, 21 Stunden, 2 Minuten und 40,2 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Triton hat einen mittleren Durchmesser von 2706,8 Kilometer und ist damit der mit Abstand größte Neptunmond. Triton besitzt allein 99,5 % der gesamten Masse, die den Neptun umgibt, es fallen demnach 0,5 % auf die anderen 12 Monde und Neptuns Ringsystem. Er besitzt ebenfalls mehr Masse als alle Monde im Sonnensystem, die kleiner als Triton sind, zusammengenommen. Tritons mittlere Dichte beträgt 2,05 g/cm[SUP]3[/SUP]. Er weist eine hohe Albedo von 0,76 auf, das heißt, 76 % des eingestrahlten Sonnenlichts wird reflektiert. Dies rührt daher, dass ein großer Teil seiner Oberfläche von Eis bedeckt ist. Die tiefste gemessene Temperatur an der Oberfläche beträgt 35,6 K oder -237,6 °C, die tiefste je direkt von einer Sonde gemessene im Sonnensystem. Die Gesamtfläche beträgt etwa 23.018.000 Quadratkilometer und entspricht damit in etwa der Fläche Nordamerikas (ohne Grönland). [BIG]Atmosphäre[/BIG] Die Oberflächentemperatur von Triton ist im Mittel tief genug, um trotz der geringen Gravitation eine Atmosphäre festzuhalten, die zu 99 % aus Stickstoff, 1 % aus Methan und aus geringen Spuren von Kohlenmonoxid besteht. Allerdings ist der Druck mit 1,4 bis 1,9 Pascal, der etwa 1/70.000 des Atmosphärendruckes auf der Erde entspricht, äußerst gering. Jedoch sorgen durch Sonneneinstrahlung hervorgerufene Konvektionsströme in der dünnen Atmosphäre dafür, dass von Tritons Geysiren an die Oberfläche gefördertes Material über große Flächen verteilt wird. [BIG]Oberfläche[/BIG] Als Voyager 2 am 25. August 1989 an Neptun und seinen Monden vorbeiflog, sandte sie dabei faszinierende Aufnahmen von Tritons Oberfläche. Es zeigte sich ein Netzwerk von Verwerfungen, an denen die Eiskruste deformiert und zerbrochen wurde, wobei nur wenige Einschlagkrater vorhanden sind. Dies lässt darauf schließen, dass der Mond geologisch aktiv ist, wobei die Spuren älterer Krater durch geologische oder atmosphärische Prozesse verwischt wurden. Große Einschlagbecken wurden offensichtlich mehrfach durch zähflüssiges Material aus dem Innern aufgefüllt. Überraschend war der Nachweis einer Art von kaltem Vulkanismus, die man als Kryovulkanismus (Kälte- oder Eisvulkanismus) bezeichnet. Es wurden aktive Geysire festgestellt, die ein Gemisch aus flüssigem Stickstoff und mitgerissenen Gesteinsstäuben bis in 8 km Höhe ausstoßen. Diese sind auf den Voyager-Aufnahmen als dunkle Rauchfahnen sichtbar. Ursächlich dafür dürfte die jahreszeitliche Erwärmung durch die Sonneneinstrahlung sein, die trotz ihrer geringen Intensität ausreicht, um gefrorenen Stickstoff zu verdampfen. Die ausgestoßenen Partikel setzen sich auf der Oberfläche ab und bilden Ablagerungen aus gefrorenem Methan und Silikaten. Das Methan wandelt sich infolge der Sonneneinstrahlung in andere organische Verbindungen um, die als dunkle Schlieren und Streifen sichtbar sind. Wohl ähnlich wie Pluto ist Tritons Oberfläche zu 55 % mit gefrorenem Stickstoff, zu 15-35 % mit Wassereis und zu 10-20 % mit Trockeneis bedeckt. Zudem konnte ein 0,1 % Methan- und 0,05 % Kohlenmonoxideis-Anteil bestimmt werden. [BIG]Jahreszeiten[/BIG] Tritons Rotationsachse ist 157° gegenüber der Rotationsachse des Neptun geneigt, die wiederum 30° gegenüber dessen Umlaufbahn um die Sonne geneigt ist. Daraus resultiert, dass Tritons Pole vorübergehend direkt der Sonne zugewandt sind, ähnlich denen des Planeten Uranus. Während Neptuns 166 Jahre dauernden Umlaufs um die Sonne herrscht zwischen den Zeiten, in denen er der Sonne seine Äquatorregion zuwendet, einmal am Nordpol und einmal am Südpol über 40 Jahre lang Sommer, während auf der abgewandten Seite Winter herrscht. Die damit verbundenen Temperaturunterschiede führen zu starken jahreszeitlichen Effekten. Zum Zeitpunkt des Vorbeiflugs der Raumsonde Voyager 2 war 1989 der Südpol der Sonne zugewandt, während die Nordpolregion seit etwa 30 Jahren im Schatten lag, wo Temperaturen von bis zu -235 °C (38 K) herrschen. Dort waren Ablagerungen von gefrorenem Stickstoff und Methan erkennbar, die offenbar im Wechsel mit den Jahreszeiten immer wieder erwärmt werden, verdampfen und sich jeweils als Eis am im Schatten liegenden Pol niederschlagen. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Vermutlich besteht Triton aus einem differenzierten Aufbau, einem Kern aus silikatischem Gestein und einer Kruste aus Wassereis. Forschungsergebnisse aus dem Jahr 2012 weisen außerdem auf die Möglichkeit hin, dass ein dünner, ammoniakreicher Ozean unter der Oberfläche existiert. Die Energie, um den Ozean unter der Oberfläche bei -90 °C flüssig zu halten, kommt vom Zerfall radioaktiver Stoffe in Tritons Inneren und der Gezeitenreibung, die beim Umlauf um Neptun entsteht." } RObject { LocName "Nereid" Name "Nereid" Parent "Neptune" Pioneer "Gerard Peter Kuiper" Date "1949.05.01" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Nereid oder Nereide (auch Neptun II) ist der achte und drittgrößte Mond des Planeten Neptun. Er besitzt eine der exzentrischsten Umlaufbahnen eines Planetenmondes im Sonnensystem. Nereid wurde am 1. Mai 1949 von Gerard Peter Kuiper entdeckt. Sie war der zweite bekannte Neptunmond und wurde aufgrund der dunklen Oberfläche und dem etwa achtmal kleineren Durchmesser gegenüber dem einzig bekannten und mit Abstand größten Neptunmond Triton erst 103 Jahre nach diesem entdeckt. Die Entdeckung erfolgte auf fotografischen Platten, die mit dem 82-Inch-Teleskop des McDonald-Observatoriums angefertigt wurden. Kuiper schlug den Namen Nereid in seinem Entdeckungsreport vor. Benannt wurde der Mond nach den etwa 50 Nereiden, Meeresnymphen aus der griechischen Mythologie. Sie sind die schönen Töchter des weisen Greises Nereus, dem Prophetie und ständige Verwandlung nachgesagt wurden, und seiner Gemahlin, der der Okeanide Doris. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Nereid umkreist Neptun auf einer prograden, hochgradig elliptischen Bahn zwischen 1.353.600 und 9.623.700 km Abstand zu dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 5.513.400 km beziehungsweise 222,653 Neptunradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,7507; dies ist die exzentrischste bekannte Bahn eines Mondes im Sonnensystem (was womöglich allerdings vom 2004 entdeckten Saturnmond Bestla übertroffen wird). Kein irregulärer äußerer Mond der Gasplaneten des äußeren Sonnensystems kommt so nahe an seinen Mutterplaneten heran. Die Bahn ist 32.55° gegenüber dem Äquator des Neptuns geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Triton ist im Mittel 5.159.000 km von Nereids Orbit entfernt, aufgrund der hohen Bahnexzentrizität kommt Nereid Triton bis auf etwa 1 Million km nahe. Die Entfernung des nächstäußeren Mondes Halimede beträgt im Mittel etwa 10 Millionen km. Die unregelmäßige Bahn könnte ein Hinweis dafür sein, dass Nereid ursprünglich ein Objekt des Kuipergürtels war, das von der Gravitationskraft des Neptun eingefangen wurde. Eine andere Erklärung wäre, dass Nereids ungewöhnliche Bahn auf gravitative Störungen des größten Neptunmondes Triton zurückzuführen ist. Nereid umläuft Neptun in rund 360 Tagen 3 Stunden 16 Minuten und 7 Sekunden, also einem knappen Erdjahr. [BIG]Rotation[/BIG] Nereid rotiert in rund 11 Stunden und 31 Minuten (11,52 ± 0.14 Stunden) um die eigene Achse. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Nereid hat einen mittleren Durchmesser von 340 km und ist damit der drittgrößte Neptunmond. Zudem ist sie der Größte der irregulären Satelliten im Sonnensystem. Auf den Aufnahmen der Voyager 2-Sonde erscheint der Mond elongiert, er ist demnach nicht kugelförmig. Im Spektrum erscheint Nereid grau gefärbt. Spektral bewegt sich Nereid zwischen den Uranusmonden Titania und Umbriel, was auf eine Oberflächenzusammensetzung von Wassereis (das 1998 von der Gruppe um Michael E. Brown identifiziert wurde) und spektral neutralem Material hinweist. Vom Spektrum her ähnelt Nereid eher Proteus als Triton und ist auffällig anders als die Asteroiden des äußeren Sonnensystems wie die Zentauren Pholus, Chiron oder Chariklo, was eher auf eine Entstehung im Neptunsystem als auf einen eingefangenen Asteroiden hindeutet. Die Gesamtfläche beträgt etwa 360.000 km[SUP]2[/SUP] und entspricht damit in etwa der Fläche Deutschlands. Die mittlere Oberflächentemperatur wird auf -223 °C (~50 K) geschätzt. Der nächstäußere Mond Halimede ist möglicherweise ein Fragment von Nereid, das durch eine Kollision entstanden ist." } RObject { LocName "Halimede" Name "Halimede" Parent "Neptune" Pioneer "Matthew J. Holman" Date "2002.08.14" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Halimede (auch Neptun IX) ist der neunte und innerste der äußeren retrograden irregulären Monde des Planeten Neptun. Er ist womöglich durch eine Kollision von Neptuns drittgrößtem Mond Nereid mit einem anderen Körper entstanden. Halimede wurde am 14. August 2002 durch ein Team bestehend aus Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, Tommy Grav, Brett J. Gladman, Wesley C. Fraser, Dan Milisavljevic, Philip D. Nicholson, Joseph A. Burns, Valerio Carruba, Jean-Marc Petit, Philippe Rousselot, Oliver Mousis, Brian G. Marsden und Robert A. Jacobson auf Aufnahmen vom 14. August bis zum 4. September 2002 sowie vom 10. August 2001 zusammen mit Sao und Laomedeia entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 4.0-Meter Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile sowie dem 3.6-Meter Canada-France-Hawaii Telescope in Hawaii angefertigt. Mehrere Aufnahmen wurden digital kombiniert, bis die Monde im Gegensatz zu den strichförmigen Sternen punktförmig erschienen. Die Entdeckung wurde am 13. Januar 2003 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2002 N 1. Am 3. Februar 2007 wurde der Mond dann nach Halimede (griechisch für Meeresherrscherin), einer der etwa 50 Nereiden Meeresnymphen aus der griechischen Mythologie benannt. Sie sind die schönen Töchter des weisen Greises Nereus, dem Prophetie und ständige Verwandlung nachgesagt wurden, und seiner Gemahlin, der der Okeanide Doris. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Halimede umkreist Neptun auf einer retrograden, sehr elliptischen Bahn zwischen 12.261.800 und 20.917.500 km Abstand zu dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 16.589.700 beziehungsweise 669,911 Neptunradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,2608764. Es ist möglich, dass die Bahnparameter variabel sind, da die Exzentrizität auch mit 0,5711, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) mit 134,101° und die Große Bahnhalbachse zwischen 15,728 und 16,611 Millionen km angegeben wird. In diesem Fall würde Halimede Neptun sogar näher kommen als die Apheldistanz von Nereid und ihre Bahn schneiden. Die Bahn ist 99.06° gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Nereid ist im Mittel etwa 11 Millionen km von Halimedes Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Sao beträgt im Mittel etwa 5,6 Millionen km. Halimede umläuft Neptun in rund 1.879 Tagen 8 Stunden und 10 Minuten beziehungsweise rund 5,149 Erdjahren, also länger als die vier inneren Planeten und der Zwergplanet Ceres um die Sonne benötigen (!). [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Halimede hat einen Durchmesser von geschätzten 62 km, beruhend auf dem für sie angenommenen Rückstrahlvermögen von 16 %. Die Oberfläche ist damit relativ dunkel. Ihre Dichte wird auf 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis zusammengesetzt sein; die Oberfläche von Halimede erscheint im sichtbaren Licht grau. Zunächst wurde angenommen, dass der Mond ein eingefangener Asteroid ist. Da Halimede eine ähnliche Farbe wie Nereid aufweist (die sich jedoch möglicherweise aus dem Urnebel im Neptunsystem gebildet hat), und da die Kollisionswahrscheinlichkeit der beiden Körper in der Zeitspanne der Existenz des Sonnensystems mit 41 % angegeben wird, nehmen viele Wissenschaftler an, dass Halimede ein abgesprengtes Fragment von Nereid sein könnte. Bedingt durch die große Distanz zu Neptun und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren könnte der Mond möglicherweise auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen." } RObject { LocName "Sao" Name "Sao" Parent "Neptune" Pioneer "Matthew J. Holman" Date "2002.08.14" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sao (auch Neptun XI) ist der zehnte Mond des Planeten Neptun. Er zählt zu Neptuns prograden irregulären Monden. Sao wurde am 14. August 2002 durch ein Team bestehend aus Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, Tommy Grav, Brett J. Gladman, Wesley C. Fraser, Dan Milisavljevic, Philip D. Nicholson, Joseph A. Burns, Valerio Carruba, Jean-Marc Petit, Philippe Rousselot, Oliver Mousis, Brian G. Marsden und Robert A. Jacobson auf Aufnahmen vom 14. August bis zum 4. September 2002 sowie vom 10. August 2001 zusammen mit Halimede und Laomedeia entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 4.0-Meter Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile sowie dem 3.6-Meter Canada-France-Hawaii Telescope in Hawaii angefertigt. Mehrere Aufnahmen wurden digital kombiniert, bis die Monde im Gegensatz zu den strichförmigen Sternen punktförmig erschienen. Die Entdeckung wurde am 13. Januar 2003 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2002 N 2. Am 3. Februar 2007 wurde der Mond dann nach Sao (griechisch für die Rettende), einer der etwa 50 Nereiden Meeresnymphen aus der griechischen Mythologie benannt. Sie sind die schönen Töchter des weisen Greises Nereus, dem Prophetie und ständige Verwandlung nachgesagt wurden, und seiner Gemahlin, der der Okeanide Doris. Sao wurde mit dem Segeln assoziiert. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Sao umkreist Neptun auf einer prograden, elliptischen Bahn zwischen 19.054.600 und 25.309.430 km Abstand zu dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 22.182.010 beziehungsweise 895,736 Neptunradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,1409888, die Bahn ist 65,22° gegenüber dem Äquator des Neptuns geneigt. Der Mond befindet sich in einer sogenannten Kozai-Bahnresonanz, was bedeutet, dass seine Bahnneigung und Exzentrizität aneinander gekoppelt sind (Die Bahnneigung nimmt ab, wenn sich die Exzentrizität erhöht, und umgekehrt). Es ist daher anzunehmen, dass diese Parameter variabel sind, da die Exzentrizität auch mit 0,2931, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) mit 48,511° und die Große Bahnhalbachse zwischen 22,228 und 22,422 Millionen km angegeben wird. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Halimede ist im Mittel etwa 5,6 Millionen km von Saos Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Laomedeia beträgt im Mittel etwa 1,3 Millionen km. Sao umläuft Neptun in rund 2.905 Tagen 15 Stunden und 22 Minuten beziehungsweise rund 7,961 Erdjahren, also länger als die vier inneren Planeten, der Zwergplanet Ceres und der Großteil der Asteroiden des Hauptgürtels um die Sonne benötigen (!). [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Sao hat einen Durchmesser von geschätzten 44 km, beruhend auf dem für sie angenommenen Rückstrahlvermögen von 16 %. Die Oberfläche ist damit relativ dunkel. Ihre Dichte wird auf 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis zusammengesetzt sein. Es wird angenommen, dass der Mond ein eingefangener Asteroid ist." } RObject { LocName "Laomedeia" Name "Laomedeia" Parent "Neptune" Pioneer "Matthew J. Holman" Date "2002.08.14" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Laomedeia (auch Neptun XII) ist der elfte Mond des Planeten Neptun. Er zählt zu Neptuns prograden irregulären Monden. Laomedeia wurde am 14. August 2002 durch ein Team bestehend aus Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, Tommy Grav, Brett J. Gladman, Wesley C. Fraser, Dan Milisavljevic, Philip D. Nicholson, Joseph A. Burns, Valerio Carruba, Jean-Marc Petit, Philippe Rousselot, Oliver Mousis, Brian G. Marsden und Robert A. Jacobson auf Aufnahmen vom 14. August bis zum 4. September 2002 sowie vom 10. August 2001 zusammen mit Halimede und Sao entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 4.0-Meter Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile sowie dem 3.6-Meter Canada-France-Hawaii Telescope in Hawaii angefertigt. Mehrere Aufnahmen wurden digital kombiniert, bis die Monde im Gegensatz zu den strichförmigen Sternen punktförmig erschienen. Die Entdeckung wurde am 13. Januar 2003 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2002 N 3. Am 3. Februar 2007 wurde der Mond dann nach Laomedeia (griechisch für Volksherrscherin), einer der etwa 50 Nereiden Meeresnymphen aus der griechischen Mythologie benannt. Sie sind die schönen Töchter des weisen Greises Nereus, dem Prophetie und ständige Verwandlung nachgesagt wurden, und seiner Gemahlin, der der Okeanide Doris. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Laomedeia umkreist Neptun auf einer prograden, sehr elliptischen Bahn zwischen 14.522.070 und 32.406.190 km Abstand zu dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 23.464.130 km beziehungsweise 947,509 Neptunradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,38109490, die Bahn ist 55,38° gegenüber dem Äquator des Neptuns geneigt. Der Mond befindet sich in einer sogenannten Kozai-Bahnresonanz, was bedeutet, dass seine Bahnneigung und Exzentrizität aneinander gekoppelt sind (Die Bahnneigung nimmt ab, wenn sich die Exzentrizität erhöht, und umgekehrt). Es ist daher anzunehmen, dass diese Parameter variabel sind, da die Exzentrizität auch mit 0,3969 und 0,4237, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) mit 34,741° und die Große Bahnhalbachse mit 23,571 Millionen km angegeben wird. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Sao ist im Mittel etwa 1,3 Millionen km von Laomedeias Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Psamathe beträgt das zwanzigfache, im Mittel etwa 25,9 Millionen km; die Bahn von Psamathe ist etwas mehr als doppelt so weit von Neptun entfernt. Laomedeia umläuft Neptun in rund 3.161 Tagen 5 Stunden und 17 Minuten beziehungsweise rund 8,661 Erdjahren, also länger als die vier inneren Planeten, der Zwergplanet Ceres und der Großteil der Asteroiden des Hauptgürtels um die Sonne benötigen (!). [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Laomedeia hat einen Durchmesser von geschätzten 42 km, beruhend auf dem für sie angenommenen Rückstrahlvermögen von 16 %. Die Oberfläche ist damit relativ dunkel. Ihre Dichte wird auf 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis zusammengesetzt sein. Es wird angenommen, dass der Mond ein eingefangener Asteroid ist." } RObject { LocName "Psamathe" Name "Psamathe" Parent "Neptune" Pioneer "Scott S. Sheppard" Date "2003.08.29" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Psamathe (auch Neptun X) ist der elfte und zweitäußerste Mond des Planeten Neptun. Er zählt zu Neptuns äußeren retrograden irregulären Monden. Psamathe wurde am 29. August 2003 durch ein Team bestehend aus Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Jan Kleyna und John J. Kavelaars auf Aufnahmen vom 4. Juli bis zum 30. August 2003 sowie vom 11. August 2001 und vom 14. bis zum 16. August 2002 entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 8.2-Meter Subaru-Teleskop am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaii angefertigt. Mehrere Aufnahmen wurden digital kombiniert, bis der Mond im Gegensatz zu den strichförmigen Sternen punktförmig erschien. Fast zeitgleich entdeckte das Team um Matthew J. Holman am 4.0-Meter Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile den Mond. Die Entdeckung wurde am 3. September 2003 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2003 N 1. Sie ist der bislang letzte entdeckte Neptunmond. Am 3. Februar 2007 wurde der Mond dann nach Psamathe (griechisch für Sand), einer der etwa 50 Nereiden, Meeresnymphen aus der griechischen Mythologie, benannt. Sie sind die schönen Töchter des weisen Greises Nereus, dem Prophetie und ständige Verwandlung nachgesagt wurden, und seiner Gemahlin, der Okeanide Doris. Psamathe war die Gemahlin von Proteus. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Psamathe umkreist Neptun auf einer retrograden, sehr elliptischen Bahn zwischen 25.687.000 und 67.703.000 km Abstand zu dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 46.695.000 km beziehungsweise 1.885,600 Neptunradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,4499, die Bahn ist 146,60° gegenüber dem Äquator des Neptuns geneigt. Es ist anzunehmen, dass diese Parameter aufgrund von Bahnstörungen durch die Sonne variabel sind, da die Exzentrizität auch mit 0,2430713 und 0,3809, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) mit 124,4634 und 126,312° und die Große Bahnhalbachse zwischen 46,695 und 49,393 Millionen km angegeben wird. Psamathes Distanz zum Neptun entspricht beinahe der Entfernung des Planeten Merkur zur Sonne (!). Die Umlaufbahn des nächstinneren prograden Mondes Laomedeia ist im Mittel etwa 25,9 Millionen km von Psamathes Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren retrograden Mondes Neso beträgt im Mittel lediglich etwa 2.590.000 km. Da die beiden äußersten retrograden Monde Psamathe und Neso aufgrund der ähnlichen Inklinationen und der großen Halbachsen eine Gruppe bilden, wird diese nach dem erstentdeckten Mond Neso-Gruppe genannt. Sie entstand wahrscheinlich aus einem einzigen Asteroiden, der von Neptun eingefangen wurde und zerbrach. Die Umlaufbahnen dieser beiden Monde sind nahe am äußersten theoretischen stabilen Abstand zu Neptun für Körper mit retrograder Umlaufbahn. Die gravitative Einflusszone eines Planeten wird definiert durch seine Hill-Sphäre, die bei Neptun etwa 116.000.000 km beträgt; dies ist die größte aller Körper im Sonnensystem. Man nimmt an, dass Satellitenbahnen bis in 67 % (entsprechend 76.300.000 km) dieses Bereiches stabil sind. Psamathe umläuft Neptun in rund 9115 Tagen 21 Stunden und 36 Minuten beziehungsweise rund 24,975 Erdjahren, benötigt dafür also mehr als doppelt so viel Zeit wie Jupiter und beinahe so lange wie Saturn (!). Für die Umlaufzeit existieren ebenfalls abweichende Angaben zwischen 9,074,3 und 9,654,93 Tagen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Psamathe hat einen Durchmesser von geschätzten 38 km, beruhend auf dem für sie angenommenen Rückstrahlvermögen von 16 %. Die Oberfläche ist damit relativ dunkel. Aufgrund dieser Schätzung scheint Psamathe der bislang kleinste bekannte Neptunmond zu sein. Ihre Dichte wird auf 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis zusammengesetzt sein." } RObject { LocName "Neso" Name "Neso" Parent "Neptune" Pioneer "Matthew J. Holman" Date "2002.08.14" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Neso (auch Neptun XIII) ist der dreizehnte und äußerste der bekannten Monde des Planeten Neptun. Er zählt zu Neptuns äußeren retrograden irregulären Monden. Er besitzt die weiteste Entfernung zum Zentralkörper und die längste Umlaufbahn eines Planetenmondes im Sonnensystem. Neso wurde am 14. August 2002 durch ein Team bestehend aus Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, Tommy Grav, Brett J. Gladman, Wesley C. Fraser, Dan Milisavljevic, Philip D. Nicholson, Joseph A. Burns, Valerio Carruba, Jean-Marc Petit, Philippe Rousselot, Oliver Mousis, Brian G. Marsden und Robert A. Jacobson auf Aufnahmen vom 14. August 2002 bis zum 30. September 2003 entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 4,0-Meter-Blanco-Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile angefertigt. Mehrere Aufnahmen wurden digital kombiniert, bis der Mond im Gegensatz zu den strichförmigen Sternen punktförmig erschien. Der Mond ging noch vor der Bahnbestimmung zunächst wieder verloren, bis er im August 2003 von demselben Team wiedergefunden wurde. Die Entdeckung wurde am 30. September 2003 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2002 N 4. Am 3. Februar 2007 wurde der Mond dann nach Neso (griechisch für Insel), einer der etwa 50 Nereiden Meeresnymphen aus der griechischen Mythologie benannt. Sie sind die schönen Töchter des weisen Greises Nereus, dem Prophetie und ständige Verwandlung nachgesagt wurden, und seiner Gemahlin, der der Okeanide Doris. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Neso umkreist Neptun auf einer retrograden, hochgradig elliptischen Bahn zwischen 21.123.500 und 77.446.500 km Abstand zu dessen Zentrum (große Bahnhalbachse 49.285.000 km beziehungsweise 1.990,187 Neptunradien). Die Bahnexzentrizität beträgt 0,5714 (die zweithöchste im Neptunsystem), die Bahn ist 147,87° gegenüber dem Äquator des Neptuns geneigt. Es ist anzunehmen, dass diese Parameter aufgrund von Bahnstörungen durch die Sonne variabel sind, da die Exzentrizität auch mit 0,495 und 0,6221734, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) mit 132,6 und 140.66691° und die Große Bahnhalbachse zwischen 48,387 und 49,190 Millionen km angegeben wird. Der Mond weist die größte bekannte Umlaufbahn (unabhängig davon, ob man in Kilometer oder in Planetenradien misst) und die längste Umlaufzeit eines Mondes im Sonnensystem auf; Nesos mittlere Distanz zum Neptun entspricht beinahe der Entfernung des Planeten Merkur zur Sonne, in ihrem Aphel, der maximalen Entfernung zum Zentralkörper, übertrifft sie diesen Planeten sogar deutlich. Da beiden äußersten retrograden Monde Psamathe (die im Mittel etwa 2.590.000 km von Nesos Orbit entfernt ist) und Neso aufgrund der ähnlichen Inklinationen und der großen Halbachsen eine Gruppe bilden, wird diese nach dem erstentdeckten Mond Neso-Gruppe genannt. Sie entstand wahrscheinlich aus einem einzigen Asteroiden, der von Neptun eingefangen wurde und zerbrach. Die Umlaufbahnen dieser beiden Monde sind nahe am äußersten theoretischen stabilen Abstand zu Neptun für Körper mit retrograder Umlaufbahn. Die gravitative Einflusszone eines Planeten wird definiert durch seine Hill-Sphäre, die bei Neptun etwa 116.000.000 km beträgt; dies ist die größte aller Körper im Sonnensystem. Man nimmt an, dass Satelliten bis in 67 % (entsprechend 76.300.000 km) dieses Bereiches stabil sind. Neso umläuft Neptun in rund 9740 Tagen 17 Stunden und 31 Minuten beziehungsweise rund 26,868 Erdjahren, benötigt dafür als mehr als doppelt so viel Zeit wie Jupiter und beinahe so lange wie Saturn. Für die Umlaufzeit existieren ebenfalls abweichende Angaben zwischen 9374 und 9595,61 Tagen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Neso hat einen Durchmesser von geschätzten 60 km, beruhend auf dem für sie angenommenen Rückstrahlvermögen von 16 %. Die Oberfläche ist damit relativ dunkel. Ihre Dichte wird auf 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis zusammengesetzt sein." } RObject { LocName "Cordelia" Name "Cordelia" Parent "Uranus" Pioneer "Richard John Terrile" Date "1986.01.20" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Cordelia (auch Uranus VI) ist der innerste bekannte und einer der kleineren der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Cordelia wurde am 20. Januar 1986 zusammen mit Ophelia von dem Astronomen Richard John Terrile auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 27. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 7. Wie auch Ophelia ging Cordelia in der Folgezeit verloren. Die Astronomen Richard French vom Wellesley College und Philip Nicholson von der Cornell University suchten nach wellenartigen Verzerrungen in der Form der Uranusringe, welche durch die Gravitationswirkung dieser Schäfermonde verursacht sein könnten. Die Wissenschaftler fanden ein wellenartiges Muster an einer Kante des Epsilonringes. Unter der Voraussetzung, dass sich dieses Wellengekräusel in Übereinstimmung mit den orbitalen Bewegungen von Cordelia und Ophelia befinden müsste, berechneten sie deren Standort. Die berechnete Position für Ophelia lag sehr nahe an der Stelle, an der Erich Karkoschka (Lunar and Planetary Laboratory, Tucson) Ophelia gefunden hatte. French und Nicholson lieferten Karkoschka anschließend eine Position für Cordelia. Und als Karkoschka im März 2000 die Hubble-Bilder kontrollierte, fand er Cordelia genau da, wo French es vorhergesagt hatte. Die beiden Monde waren wiedergefunden. Cordelia (lateinisch das rechte Herz) ist in William Shakespeares Tragödie König Lear des Königs jüngste Tochter, die ein edles Herz besitzt und ihren Vater selbstlos und aufrichtig liebt. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Cordelia umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 49.752 km (ca. 1,947 Uranusradien; dies ist bemerkenswert, da sich der innerste Neptunmond Naiad) in der im Verhältnis gleichen Distanz zu Neptun befindet) von dessen Zentrum, also 24.193 km über dessen Wolkenobergrenze. Dies bedeutet, dass sie der Uranusoberfläche näher ist als der Uranusmittelpunkt selbst. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00026, die Bahn ist 0,08479° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Die Umlaufbahn des nächstäußeren Mondes Ophelia ist im Mittel 4.012 km von Cordelias Orbit entfernt. Cordelia befindet sich inmitten zweier Uranusringe, des innen laufenden Delta-Ringes, der im Mittel rund 1.452 km vom Cordelia-Orbit entfernt ist, und des äußeren Lambda-Staubringes in lediglich 271 km Entfernung. Cordelia bewegt sich als innerer Schäfermond innerhalb des hellsten Epsilon-Ringes des Uranus, der 1.397 km vom Cordelia-Orbit entfernt ist, und beeinflusst mit ihrer Gravitationswirkung dessen Ringpartikel. Die innere Umrandung des Rings befindet sich zu Cordelia in einer 24:25-Bahnresonanz, der äußere Rand wiederum besitzt eine Resonanz von 14:13 zum äußeren Schäfermond Ophelia. Die Massen der beiden Monde müssen mindestens das dreifache der Masse des Rings betragen, damit dieser wirksam in seiner Begrenzung gehalten werden kann. Die Masse des e-Rings wird auf etwa 10[SUP]16[/SUP] kg geschätzt. Zudem besitzt die scharfe Außenkante des d-Rings eine 23:22 Resonanz zu Cordelia. Cordelia umläuft Uranus in 8 Stunden, 2 Minuten und 26,92 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Cordelia vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Sie bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und wird irgendwann infolge von Gezeitenkräften zu einem Ring auseinander gerissen werden oder in Uranus' Atmosphäre stürzen beziehungsweise verglühen. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Cordelia synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Cordelia hat einen mittleren Durchmesser von 40,2 km. Auf den Aufnahmen der Voyager 2-Sonde erschien Cordelia als längliches Objekt mit Abmessungen von 50 × 36 × 36 km, wobei die Längsachse auf Uranus ausgerichtet ist. Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Sie weist eine sehr geringe Albedo von 0,08 auf, das heißt 8 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Sie ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper. An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0073 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht weniger als 1 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Cordelia wird auf zwischen -184 und -209 °C (89-64 K) geschätzt. Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben." } RObject { LocName "Ophelia" Name "Ophelia" Parent "Uranus" Pioneer "Richard John Terrile" Date "1986.01.20" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Cordelia (auch Uranus VI) ist der innerste bekannte und einer der kleineren der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Cordelia wurde am 20. Januar 1986 zusammen mit Ophelia von dem Astronomen Richard John Terrile auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 27. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 7. Wie auch Ophelia ging Cordelia in der Folgezeit verloren. Die Astronomen Richard French vom Wellesley College und Philip Nicholson von der Cornell University suchten nach wellenartigen Verzerrungen in der Form der Uranusringe, welche durch die Gravitationswirkung dieser Schäfermonde verursacht sein könnten. Die Wissenschaftler fanden ein wellenartiges Muster an einer Kante des Epsilonringes. Unter der Voraussetzung, dass sich dieses Wellengekräusel in Übereinstimmung mit den orbitalen Bewegungen von Cordelia und Ophelia befinden müsste, berechneten sie deren Standort. Die berechnete Position für Ophelia lag sehr nahe an der Stelle, an der Erich Karkoschka (Lunar and Planetary Laboratory, Tucson) Ophelia gefunden hatte. French und Nicholson lieferten Karkoschka anschließend eine Position für Cordelia. Und als Karkoschka im März 2000 die Hubble-Bilder kontrollierte, fand er Cordelia genau da, wo French es vorhergesagt hatte. Die beiden Monde waren wiedergefunden. Cordelia (lateinisch das rechte Herz) ist in William Shakespeares Tragödie König Lear des Königs jüngste Tochter, die ein edles Herz besitzt und ihren Vater selbstlos und aufrichtig liebt. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Cordelia umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 49.752 km (ca. 1,947 Uranusradien; dies ist bemerkenswert, da sich der innerste Neptunmond Naiad) in der im Verhältnis gleichen Distanz zu Neptun befindet) von dessen Zentrum, also 24.193 km über dessen Wolkenobergrenze. Dies bedeutet, dass sie der Uranusoberfläche näher ist als der Uranusmittelpunkt selbst. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00026, die Bahn ist 0,08479° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Die Umlaufbahn des nächstäußeren Mondes Ophelia ist im Mittel 4.012 km von Cordelias Orbit entfernt. Cordelia befindet sich inmitten zweier Uranusringe, des innen laufenden Delta-Ringes, der im Mittel rund 1.452 km vom Cordelia-Orbit entfernt ist, und des äußeren Lambda-Staubringes in lediglich 271 km Entfernung. Cordelia bewegt sich als innerer Schäfermond innerhalb des hellsten Epsilon-Ringes des Uranus, der 1.397 km vom Cordelia-Orbit entfernt ist, und beeinflusst mit ihrer Gravitationswirkung dessen Ringpartikel. Die innere Umrandung des Rings befindet sich zu Cordelia in einer 24:25-Bahnresonanz, der äußere Rand wiederum besitzt eine Resonanz von 14:13 zum äußeren Schäfermond Ophelia. Die Massen der beiden Monde müssen mindestens das dreifache der Masse des Rings betragen, damit dieser wirksam in seiner Begrenzung gehalten werden kann. Die Masse des e-Rings wird auf etwa 10[SUP]16[/SUP] kg geschätzt. Zudem besitzt die scharfe Außenkante des d-Rings eine 23:22 Resonanz zu Cordelia. Cordelia umläuft Uranus in 8 Stunden, 2 Minuten und 26,92 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Cordelia vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Sie bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und wird irgendwann infolge von Gezeitenkräften zu einem Ring auseinander gerissen werden oder in Uranus' Atmosphäre stürzen beziehungsweise verglühen. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Cordelia synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Cordelia hat einen mittleren Durchmesser von 40,2 km. Auf den Aufnahmen der Voyager 2-Sonde erschien Cordelia als längliches Objekt mit Abmessungen von 50 × 36 × 36 km, wobei die Längsachse auf Uranus ausgerichtet ist. Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Sie weist eine sehr geringe Albedo von 0,08 auf, das heißt 8 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Sie ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper. An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0073 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht weniger als 1 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Cordelia wird auf zwischen -184 und -209 °C (89-64 K) geschätzt. Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben." } RObject { LocName "Bianca" Name "Bianca" Parent "Uranus" Pioneer "Bradford A. Smith" Date "1986.01.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Bianca (auch Uranus VIII) ist der dritte und einer der kleineren der 27 bekannten Monde des Uranus. Bianca wurde am 23. Januar 1986 von dem Astronomen Bradford A. Smith auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Sie war der letzte Mond, der durch den Vorbeiflug der Sonde gefunden wurde. Die Entdeckung wurde am 27. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 9. Bianca ist die jüngere Schwester der Katherina in William Shakespeares Komödie Der Widerspenstigen Zähmung. Da deren Vater Baptista einer Heirat seiner jüngeren Tochter erst zustimmen wird, wenn die ältere Tochter Katharina, für die sich kein Mann interessiert, verheiratet ist, muss Lucentio, der in Bianca verliebt ist, einen Mann für Katherina finden. Mit einigen Tricks gelingt es ihm, Biancas Herz zu erobern und das Einverständnis ihres Vaters zu gewinnen. Ursprünglich war geplant, den Mond nach Peaseblossom, einer Elfe aus der Shakespeare-Komödie Ein Sommernachtstraum zu benennen, doch durch einen Konflikt der Nomenklatur zwischen der USA und der UdSSR wurde der Name Bianca von der Internationale Astronomische Union (IAU) stillschweigend ein paar Jahre nach der Entdeckung des Mondes ausgewählt. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Bianca umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 59.165 km (ca. 2,315 Uranusradien) von dessen Zentrum, also 33.607 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00092, die Bahn ist 0,19308° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Bianca ist der innerste Mond der Portia-Gruppe, zu der auch Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Cupid, Belinda und Perdita gehören. Diese Monde haben ähnliche Umlaufbahnen und ähnliche spektrale Eigenschaften. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Ophelia ist im Mittel 5.403 km von Biancas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Cressida 2.601 km. Bianca befindet sich inmitten zweier Uranusringe, des innen laufenden Epsilon-Ringes, der im Mittel rund 8.017 km vom Bianca-Orbit entfernt ist, und der Innenkante des äußeren Ny-Staubringes in 6.934 km Entfernung. Bianca umläuft Uranus in 10 Stunden, 25 Minuten und 47,62 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Bianca vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Sie bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und wird irgendwann infolge von Gezeitenkräften zu einem Ring auseinander gerissen werden oder in Uranus' Atmosphäre stürzen beziehungsweise verglühen. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Bianca synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Bianca hat einen mittleren Durchmesser von 51,4 km. Auf den Aufnahmen der Voyager 2-Sonde erschien Bianca als längliches Objekt mit Abmessungen von 64 × 46 × 46 km, wobei die Längsachse auf Uranus ausgerichtet ist. Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Der kleine Trabant weist einen sehr geringen Albedo von 0,08 auf, d. h., 8 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Der Mond ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper. An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0086 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht weniger als 1 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Bianca wird auf zwischen -184 und -209 °C (89-64 K) geschätzt. Im Spektrum erscheint die Oberfläche von Bianca grau gefärbt. Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben." } RObject { LocName "Cressida" Name "Cressida" Parent "Uranus" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1986.01.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Cressida (auch Uranus IX) ist der vierte und einer der kleineren der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Cressida wurde am 9. Januar 1986 von dem Astronomen Stephen P. Synnott auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 16. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 3. Cressida ist eine tragische Heldin aus William Shakespeares Tragödie Troilus und Cressida. Sie ist eine Tochter des trojanischen Priesters Kalchas, der auf die Seite der Griechen gewechselt ist, weil er den Untergang Trojas vorhergesehen hat. Cressida muss durch Kalchas im Austausch für den trojanische Heerführer Antenor zu den Griechen wechseln, und ist entgegen ihren vorherigen Liebesbezeugungen Troilus untreu, was diesen zutiefst verletzt zurückläßt. Cressida taucht ebenfalls auch in Erzählungen von Geoffrey Chaucer und anderen auf. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel benannt, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Cressida umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 61.767 km (ca. 2,417 Uranusradien) von dessen Zentrum, also 36.208 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00036, die Bahn ist 0,006° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Cressida ist der zweitinnerste Mond der Portia-Gruppe, zu der auch Bianca, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Cupid, Belinda und Perdita gehören. Diese Monde haben ähnliche Umlaufbahnen und ähnliche spektrale Eigenschaften. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Bianca ist im Mittel 2.601 km von Cressidas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Desdemona lediglich 892 km. Cressida befindet sich inmitten zweier Uranusringe, des innen laufenden Epsilon-Ringes, der im Mittel rund 10.618 km vom Cressida-Orbit entfernt ist, und der Innenkante des äußeren Ny-Staubringes in 4.333 km Entfernung. Cressida umläuft Uranus in 11 Stunden, 7 Minuten und 32,41 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Cressida vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Sie bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und wird irgendwann infolge von Gezeitenkräften zu einem Ring auseinander gerissen werden oder in Uranus' Atmosphäre stürzen beziehungsweise verglühen. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Cressida synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Cressida hat einen mittleren Durchmesser von 79,6 km. Auf den Aufnahmen der Voyager 2-Sonde erschien Cressida als längliches Objekt mit Abmessungen von 92 × 74 × 74 km, wobei die Längsachse auf Uranus ausgerichtet ist. Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Sie weist eine sehr geringe Albedo von 0,08 auf, d. h., 8 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Sie ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper. An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,013 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 1 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Cressida wird auf zwischen -184° und -209°C (89 bis 64 K) geschätzt. Im Spektrum erscheint die Oberfläche von Cressida grau gefärbt. Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben. Es ist möglich, dass Cressida innerhalb der nächsten 100 Millionen Jahre mit der knapp 900 km entfernten Desdemona kollidiert." } RObject { LocName "Desdemona" Name "Desdemona" Parent "Uranus" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1986.01.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Desdemona (auch Uranus X) ist der fünfte und einer der kleineren der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Desdemona wurde am 13. Januar 1986 von dem Astronomen Stephen P. Synnott zusammen mit Rosalind und Belinda auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 16. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 6. Desdemona ist die Gattin des venezianischen Feldherren Othello aus William Shakespeares Tragödie Othello, der Mohr von Venedig. Sie ist die Tochter des Brabantio, die Othello entgegen dessen Segen heimlich ehelicht, was jedoch von Jago verraten wird; dieser versucht, Cassio bei Othello zu misskreditieren, um dessen Posten zu erlangen. Durch eine Intrige gelingt es Jago, Othello von einer vermeintlichen Untreue von Desdemona mit Cassio zu überzeugen. Desdemona wird daraufhin von Othello in rasender Eifersucht erdrosselt. Als Othello später über den wahren Sachverhalt aufgeklärt wird, ersticht er sich. Der Name Desdemona oder Disdemona ist möglicherweise vom griechischen dysdaimôn (unglücklich, unter einem Unstern stehend, vom Schicksal verfolgt) abgeleitet. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Desdemona umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 62.658 km (ca. 2,452 Uranusradien) von dessen Zentrum, also 37.099 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00013, die Bahn ist 0,11252° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Desdemona ist der drittinnerste Mond der Portia-Gruppe, zu der auch Bianca, Cressida, Juliet, Portia, Rosalind, Cupid, Belinda und Perdita gehören. Diese Monde haben ähnliche Umlaufbahnen und ähnliche spektrale Eigenschaften. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Cressida ist im Mittel lediglich 892 km von Cressidas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Juliet fast genau 1.700 km. Desdemona befindet sich inmitten zweier Uranusringe, des innen laufenden Epsilon-Ringes, der im Mittel rund 11.509 km vom Desdemona-Orbit entfernt ist, und der Innenkante des äußeren Ny-Staubringes in 3.442 km Entfernung. Desdemona umläuft Uranus in 11 Stunden, 22 Minuten und 3,33 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Desdemona vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Desdemona synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Desdemona hat einen mittleren Durchmesser von 64,0 km. Auf den Aufnahmen der Voyager 2-Sonde erschien Desdemona als längliches Objekt mit Abmessungen von 90 × 54 × 54 km, wobei die Längsachse auf Uranus ausgerichtet ist. Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Desdemona weist eine sehr geringe Albedo von 0,08 auf, d. h., 8 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Sie ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper. An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0116 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 1 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Desdemona wird auf zwischen -184° und -209 °C (89 bis 64 K) geschätzt. Im Spektrum erscheint die Oberfläche von Desdemona grau gefärbt. Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben. Es ist möglich, dass Desdemona innerhalb der nächsten 100 Millionen Jahre mit der knapp 900 km entfernten inneren Cressida oder der 1.700 km entfernten äußeren Juliet kollidiert." } RObject { LocName "Juliet" Name "Juliet" Parent "Uranus" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1986.01.03" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Juliet (auch Uranus XI) ist der sechste und einer der mittelgroßen der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Juliet wurde am 3. Januar 1986 vom Astronomen Stephen P. Synnott zusammen mit Portia auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 16. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 2. Juliet ist die tragische Heldin aus William Shakespeares Tragödie Romeo und Julia (Romeo and Juliet). Romeo und Julia sind die Kinder der verfeindeten Familien Montague und Capulet in Verona und halten ihre Liebe wegen der regelmäßigen Fehden geheim; sie werden von Pater Lorenzo heimlich getraut. Als Romeo aufgrund des Kampfes mit Tybalt, bei dem dieser umkommt, nach Mantua verbannt wird, soll Julia nach dem Willen ihrer unwissenden Eltern in aller Eile mit Paris verheiratet werden. Um dem zu entrinnen, nimmt Julia auf Anraten von Pater Lorenzo einen Schlaftrunk zu sich, der sie in einen todesähnlichen Zustand versetzt. Romeo erhält die Nachricht vom angeblichen Tod seiner Frau und vergiftet sich an deren offenen Sarg. Als Julia im selben Augenblick erwacht und sieht, was geschehen ist, erdolcht sie sich aus Verzweiflung. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später behielt man die Tradition der Namensgebung bei. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Juliet umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 64.358 km (ca. 2,518 Uranusradien) von dessen Zentrum, also 38.799 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00066, die Bahn ist 0,06546° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Juliet ist der viertinnerste Mond der Portia-Gruppe, zu der auch Bianca, Cressida, Desdemona, Portia, Rosalind, Cupid, Belinda und Perdita gehören. Diese Monde haben ähnliche Umlaufbahnen und ähnliche spektrale Eigenschaften. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Desdemona ist im Mittel 1.700 km von Juliets Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Portia 1.739 km. Juliet befindet sich also fast genau in der Mitte der Umlaufbahnen dieser beiden Monde. Juliet befindet sich inmitten zweier Uranusringe, des innen laufenden Epsilon-Ringes, der im Mittel rund 13.209 km vom Juliet-Orbit entfernt ist, und der Innenkante des äußeren Ny-Staubringes in 1.742 km Entfernung. Juliet umläuft Uranus in 11 Stunden, 50 Minuten und 0,86 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Juliet vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Juliet synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Juliet hat einen mittleren Durchmesser von 93,6 km. Auf den Aufnahmen der Voyager 2-Sonde erschien Juliet als stark elongiertes Objekt mit Abmessungen von 150 × 74 × 74 km, wobei die Längsachse auf Uranus ausgerichtet ist. Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Juliet hat eine sehr geringe Albedo von 0,08 auf, d. h., 8 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Sie ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper. An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0172 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 1 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Juliet wird auf zwischen -184° und -209°C (89 bis 64 K) geschätzt. Im Spektrum erscheint die Oberfläche von Juliet grau gefärbt. Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben. Es ist möglich, dass Juliet innerhalb der nächsten 100 Millionen Jahre mit der knapp 1.700 km entfernten inneren Desdemona kollidiert." } RObject { LocName "Portia" Name "Portia" Parent "Uranus" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1986.01.03" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Portia (auch Uranus XII) ist der siebte und einer der mittelgroßen der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Er ist der größte Mond der Portia-Gruppe und der achtgrößte Mond im Uranus-System. Portia wurde am 3. Januar 1986 von dem Astronomen Stephen P. Synnott zusammen mit Juliet auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 16. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 1. Portia ist eine weibliche Gestalt aus William Shakespeares Komödie Der Kaufmann von Venedig. Bassanio, der die reiche Adlige Portia heiraten will, kriegt das dafür benötigte Geld von seinem Freund Antonio, dem Kaufmann von Venedig, der sich dafür bei Shylock verschuldet. Als Bedingung verlangt Shylock anstelle von Zinsen " } RObject { LocName "Rosalind" Name "Rosalind" Parent "Uranus" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1986.01.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Rosalind (auch Uranus XIII) ist der achte und einer der kleineren der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Rosalind wurde am 13. Januar 1986 von dem Astronomen Stephen P. Synnott zusammen mit Desdemona und Belinda auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 16. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 4. Rosalind ist die Tochter des Herzogs Senior aus William Shakespeares Komödie Wie es euch gefällt. Herzog Senior wird von seinem jüngeren Bruder Friedrich entmachtet und geht in den Ardenner Wald in Verbannung. Als Orlando, der in Rosalind verliebt ist, nach einem gewonnenen Kampf (der von dessen älterem Bruder Oliver eingefädelt wurde) erfährt, dass Herzog Friedrich ihm missgünstig ist, folgt er Senior in die Ardennen. Rosalind wird daraufhin auch von Friedrich verbannt, und flieht als Mann „Ganymede“ verkleidet und begleitet von der mit ihr befreundeten Celia, der Tochter Friedrichs, ebenfalls in die Ardennen. Sie trifft Orlando, der Rosalind als verloren glaubt und Liebesgedichte schreibt, gibt sich jedoch nicht zu erkennen, um Orlandos über seine wahren Gefühle zu ihr zu befragen; sie erklärt, ihn von seinem Liebeskummer zu kurieren, wenn Orlando Ganymede so umwerbe, als handele es sich um Rosalind, womit dieser einverstanden ist. Nachdem Oliver, der von Friedrich geschickt worden war, von Orlando gerettet worden war und Oliver sich in Celia verliebt hatte, offenbarte sie Orlando bei deren Hochzeit ihre wahre Identität. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Rosalind umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 69.927 km (ca. 2,736 Uranusradien) von dessen Zentrum, also 44.368 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00011, die Bahn ist 0.27876° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Rosalind ist der sechstinnerste der Portia-Gruppe, zu der auch Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Cupid, Belinda und Perdita gehören. Diese Monde haben ähnliche Umlaufbahnen und ähnliche spektrale Eigenschaften. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Portia ist im Mittel 3.830 km von Rosalinds Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Cupid 4.465 km. Rosalind befindet sich nahe einer 8:7-Bahnresonanz mit Perdita. Rosalind befindet sich inmitten zweier Uranusringe, ihre Umlaufbahn liegt fast genau auf der Außenkante des inneren Ny-Staubringes, während die mittlere Entfernung zur Innenkante des äußeren My-Staubringes etwa 16.000 km beträgt. Rosalind umläuft Uranus in 13 Stunden, 24 Minuten und 10,90 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Rosalind vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Rosalind benötigt für einen vollen scheinbaren Umlauf aus Sicht eines fiktiven Beobachters auf Uranus nahezu 3,5 Uranus-Tage und steht nach zwei Umläufen (mit 6,99 Uranus-Tagen, einer Uranus-Woche) fast am selben Ort am Uranushimmel, etwa 1° weiter westlich. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Rosalind synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Rosalind hat einen mittleren Durchmesser von 72 km. Es ist davon auszugehen, dass Rosalind keine kugelrunde Form besitzt; dies konnte jedoch auf den Bildern der Voyager 2-Sonde nicht ermittelt werden. Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Sie weist eine sehr geringe Albedo von 0,07 auf, d. h., 7 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Sie ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper. An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0131 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 1 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Rosalind wird auf zwischen -184° und -209°C (89 bis 64 K) geschätzt. Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben." } RObject { LocName "Belinda" Name "Belinda" Parent "Uranus" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1986.01.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Belinda (auch Uranus XIV) ist der zehnte und einer der mittelgroßen der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Belinda wurde am 13. Januar 1986 von dem Astronomen Stephen P. Synnott zusammen mit Desdemona und Rosalind auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Die Entdeckung wurde am 16. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1986 U 5. Belinda ist die weibliche Hauptfigur aus Alexander Popes Versepos Der Lockenraub. Das Gedicht ist parodistisch angehaucht und Belinda basiert auf den Zeitgenossen Arabella Fermor (1696-1737) und ihrem Verehrer Lord Robert Petre (7th Baron Petre) (1689-1713), die beide aus aristokratisch-katholischen Familien im anglikanischen England stammten. Petre, der Arabella leidenschaftlich begehrte, hatte ohne Erlaubnis eine Locke ihres Haars abgeschnitten. Der hierauf folgende Streit führte zu einem Bruch zwischen den beiden Familien. Im Gedicht trifft der Verlust einer Haarlocke Belinda tief, eine Anspielung darauf, wie zerbrechlich Schönheit ist. Die Namen für die Monde Ariel und Umbriel wurden ebenfalls diesem Gedicht entnommen. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von William Shakespeare oder Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Belinda umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 75.255 km (ca. 2,944 Uranusradien) von dessen Zentrum, also 49.697 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00007, die Bahn ist 0,03063° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Belinda ist der achtinnerste der Portia-Gruppe, zu der auch Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Cupid und Perdita gehören. Diese Monde haben ähnliche Umlaufbahnen und ähnliche spektrale Eigenschaften. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Cupid ist im Mittel nur 864 km von Belindas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Perdita 1.161 km. Belinda befindet sich inmitten zweier Uranusringe, des innen laufenden Ny-Staubringes, dessen Außenkante im Mittel rund 5.356 km vom Belinda-Orbit entfernt ist, und der Innenkante des äußeren My-Staubringes in 10.750 km Entfernung. Belinda umläuft Uranus in 14 Stunden, 57 Minuten und 52,77 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Uranus, geht Belinda vom Uranus aus gesehen im Westen auf und im Osten unter. Da sich Belinda nahe am synchronen Orbit bewegt, ergibt es sich, dass Belinda für einen fiktiven Beobachter nur gut alle 6,5 Uranustage am Horizont einmal auf- bzw. untergeht, was bedeutet, dass sie über 3,25 Uranus-Tage lang am Himmel zu sehen ist. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Belinda synchron rotiert und ihre Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Belinda hat einen mittleren Durchmesser von 80,6 km. Auf den Aufnahmen der Voyager 2-Sonde erschien Belinda als stark elongiertes Objekt mit Abmessungen von 128 × 64 × 64 km, wobei die Längsachse auf Uranus ausgerichtet ist. Ihre mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Belinda weist eine sehr geringe Albedo von 0,08 auf, d. h., 8 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Sie ist damit ein sehr dunkler Himmelskörper. An ihrer Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0149 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 1 ‰ der irdischen. Die mittlere Oberflächentemperatur von Belinda wird auf zwischen -184° und -209°C (89-64 K) geschätzt. Im Spektrum erscheint die Oberfläche von Belinda grau gefärbt. Ansonsten ist nicht viel über diesen Mond bekannt, da Aufnahmen der Sonde in großer Entfernung entstanden und daher eine geringe Auflösung haben." } RObject { LocName "Puck" Name "Puck" Parent "Uranus" Pioneer "Stephen P. Synnott" Date "1985.12.30" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Puck (auch Uranus XV) ist der zwölfte und einer der mittelgroßen der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Puck wurde am 30. Dezember 1985 von dem Astronomen Stephen P. Synnott auf fotografischen Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Er war der erste Mond, der durch den Vorbeiflug der Sonde entdeckt wurde. Die Entdeckung wurde am 9. Januar 1986 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekanntgegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1985 U 1. Puck ist in William Shakespeares Komödie Sommernachtstraum ein trickreicher Geist, der mit den Feen während der Nacht um die Welt reist. Puck, auch Robin Gutfreund (Robin Goodfellow) genannt, ist der vertraute Hofnarr des Elfenkönigs Oberon. Puk, der aus dem baltischen Volksglauben (Pukis) entlehnt wurde, kommt in zahlreichen europäischen Legenden vor, wie in der keltischen (Púca) und germanischen Mythologie sowie in nordischen Sagen und der englischen Folklore. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Puck umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 86.000 km (ca. 3,365 Uranusradien) von dessen Zentrum, also rund 60.400 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,00012, die Bahn ist 0,319° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Perdita ist im Mittel 9.600 km von Pucks Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Mab 11.700 km. Puck befindet sich inmitten zweier Uranusringe; die Außenkante des innen laufenden Ny-Staubringes ist im Mittel rund 16.100 km vom Puckorbit entfernt, und die Innenkante des äußeren My-Staubringes liegt fast genau auf der Umlaufbahn von Puck. Puck umläuft Uranus in 18 Stunden, 17 Minuten. Da sich Puck nahe am synchronen Orbit bewegt und für einen Umlauf eine gute Stunde länger benötigt als Uranus rotiert, ergibt es sich, dass Puck für einen fiktiven Beobachter nur gut alle 17,5 Uranustage am Horizont einmal auf- bzw. untergeht, was bedeutet, dass er etwa 8,75 Uranustage lang am Himmel zu sehen ist. [BIG]Rotation[/BIG] Es wird vermutet, dass Puck synchron rotiert und seine Achse eine Neigung von 0° aufweist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Puck hat einen mittleren Durchmesser von 162 km und ist damit der sechstgrößte Mond im Uranussystem. Es ist jedoch möglich, dass dies von dem 1997 entdeckten irregulären Mond Sycorax übertroffen werden könnte, sollte dieser dunkler sein als erwartet. Trotz seiner geringen Größe erscheint Puck bemerkenswert rund, das Verhältnis der Achsen beträgt nur 0,97 ± 0,04. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Seine mittlere Dichte ist mit 1,3 g/cm[SUP]3[/SUP] deutlich geringer als die Dichte der Erde und weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Spektrale Analysen vom Hubble-Weltraumteleskop und erdbasierten Teleskopen bestätigen Absorptionen von Wassereis. Er scheint aus einer Mischung von Eis und dunklem Material zu bestehen, das dem in den Ringen gefundenen zu ähneln scheint. Dieses dunkle Material ist möglicherweise aus Gestein oder durch radioaktive Strahlung der Sonne entstandenes organisches Material. Dass Puck keine Krater mit hellen Rändern aufweist, deutet darauf hin, dass er keinen differenzierten Aufbau aufzuweisen hat. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,029 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht nur etwa 3 ‰ der irdischen. Puck weist eine sehr geringe Albedo von 0,11 auf, d. h., 11 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Er ist damit ein relativ dunkler Himmelskörper. [BIG]Oberfläche[/BIG] Die mittlere Oberflächentemperatur von Puck wird auf zwischen -184 °C und -209 °C (89-64 K) geschätzt. Im Lichtspektrum erscheint die Oberfläche von Puck grau gefärbt. Die Oberfläche zeigt sich stark verkratert. Der größte Krater Lob hat einen Durchmesser von etwa 45 km. Bislang sind drei der Krater auf Puck benannt, gemäß der USGS-Nomenklatur nach schelmischen oder boshaften Geistern der europäischen Mythologien." } RObject { LocName "Miranda" Name "Miranda" Parent "Uranus" Pioneer "Gerard Peter Kuiper" Date "1948.02.16" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Miranda (auch Uranus V) ist der vierzehnte der 27 bekannten sowie der kleinste und innerste der fünf großen Monde des Planeten Uranus. Sie zeichnet sich durch eine besonders komplexe Oberfläche aus. Miranda wurde am 16. Februar 1948 als fünfter Uranusmond von dem niederländisch-amerikanischen Astronomen Gerard Peter Kuiper am McDonald-Observatorium in Texas entdeckt, 161 Jahre nach der Entdeckung von Titania und Oberon. Miranda ist die Tochter des Magiers Prospero, dem rechtmäßigen Herzog von Mailand, in Shakespeares Komödie Der Sturm. Miranda war der erste von insgesamt 10 Monden, die nach einer Figur aus diesem Stück benannt wurde. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von William Shakespeare oder Alexander Pope benannt, was auf einen Vorschlag des Astronomen John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, zurückgeht. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Miranda umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 129.872 km (ca. 5,081 Uranusradien) von dessen Zentrum, also rund 104.300 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0013, die Bahn ist 4,338° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Mab ist im Mittel 31.650 km von Mirandas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Ariel etwa 61.000 km. Miranda ist der erste Mond des Uranussystems, der sich gänzlich außerhalb der Ringe befindet. Die Außenkante des äußersten My-Staubringes ist etwa 27.000 km vom Miranda-Orbit entfernt. Miranda umläuft Uranus in 1 Tag, 9 Stunden, 55 Minuten und 25 Sekunden. Da Miranda wie Uranus die Sonne relativ zur Rotation praktisch auf der Seite umkreist, zeigt ihre Nord- bzw. Südhemisphäre zur Zeit der Sonnenwende entweder direkt zur Sonne oder von ihr weg, was zu extremen jahreszeitlichen Effekten führt. Das bedeutet, dass die Pole von Miranda während eines halben Uranusjahres von 42 Jahren in permanenter Dunkelheit liegen oder von der Sonne beschienen werden. Während der Sonnenwende steht die Sonne daher nahe dem Zenit über den Polen. Während des Voyager-2-Vorbeifluges im Jahre 1986, der sich fast zur Sonnenwende ereignete, zeigten die Südhemisphären von Uranus und seinen Monden in Richtung Sonne, während die Nordhemisphären in völliger Dunkelheit lagen. Während der Äquinoktium, bei der sich die Äquatorebene mit der Richtung zur Erde kreuzt und die sich ebenfalls alle 42 Jahre ereignet, sind gegenseitige Bedeckungen der Uranusmonde und Sonnenfinsternisse auf Uranus möglich. Eine Reihe dieser Ereignisse fand zuletzt 2007 bis 2008 statt. Gegenwärtig besitzt Miranda keine Bahnresonanz mit anderen Monden. In seiner Geschichte befand er sich jedoch möglicherweise in einer 5:3-Resonanz mit Ariel sowie einer 3:1-Resonanz mit Umbriel, die möglicherweise für die innere Aufheizung von Miranda verantwortlich waren. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Miranda weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen einem Tag, 9 Stunden, 55 Minuten und 25 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Miranda ist etwas unregelmäßig geformt mit Abmessungen von 481 × 468,4 × 465,8 km. Dabei ist bemerkenswert, dass der Äquatordurchmesser im Fall von Miranda größer als der Poldurchmesser ist, was im Sonnensystem bei großen bis mittelgroßen Monden etwas ausgesprochen seltenes ist. Ihre Oberfläche besitzt eine hohe Albedo von 0,32, d. h., 32 Prozent des von der Sonne eingestrahlten Lichts werden reflektiert. Dies entspricht etwa der Reflektivität von Wüsten auf der Erde. Von der Größe her ist Miranda am ehesten mit dem Saturnmond Enceladus oder dem Neptunmond Proteus zu vergleichen. Von dem gesamten Mond konnte durch Voyager 2 bisher nur 45 bis 50 %, vorwiegend die Südhemisphäre (wie bei allen Uranusmonden) näher erforscht werden. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Miranda ist überwiegend (etwa 80 %) aus Wassereis, mit Anteilen von silikatischem Gestein, und Kohlenstoffverbindungen, wie Methan, zusammengesetzt. Aufgrund der Zusammensetzung weist sie eine geringe Dichte von 1,214 g/cm[SUP]3[/SUP] auf. Die Schwerebeschleunigung an ihrer Oberfläche beträgt 0,079 m/s[SUP]2[/SUP], was weniger als 1 % der irdischen entspricht. [BIG]Oberfläche[/BIG] Miranda wurde im Januar 1986 beim Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 2 fotografiert und vermessen. Ihre Oberfläche weist extreme Verwerfungen, bruchstückhafte Muster und ein Netz von Canyons auf, die mit Verona Rupes bis zu 20 km tief sind. Kein anderer bekannter Himmelskörper weist derartige Strukturen auf, weshalb Miranda der geologisch interessanteste der Uranusmonde ist. Die maximale Oberflächentemperatur von Miranda beträgt -189 °C (84 K); im Mittel sind es jedoch nur etwa geschätzte -213 °C (60 K). Die Gesamtfläche von Miranda beträgt etwa 700.000 km[SUP]2[/SUP], dies entspricht in etwa der Größe von Frankreich, Österreich, der Schweiz und Slowenien zusammengenommen." } RObject { LocName "Ariel" Name "Ariel" Parent "Uranus" Pioneer "William Lassell" Date "1851.10.24" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Mond Ariel (auch Uranus I) ist der fünfzehnte und hellste der 27 bekannten sowie der viertgrößte und zweite der fünf großen Monde des Planeten Uranus. Er besitzt von allen Uranusmonden die größte Oberflächenreflektivität (Albedo). Ariel wurde am 24. Oktober 1851 zusammen mit Umbriel als dritte und vierte Uranusmonde von dem britischen Astronomen William Lassell mit einem 60cm-Spiegelteleskop an einer selbstgebauten Sternwarte in Liverpool entdeckt. Der Mond erhielt den Namen nach einer Sylphe in Alexander Popes Versepos Der Lockenraub. Da alle Uranusmonde außer Ariel, Umbriel und Belinda nach Figuren von William Shakespeare benannt sind, nahm man oft fälschlicherweise an, es handle sich um den bösartigen Luftgeist gleichen Namens aus dessen Stück Der Sturm. Die Namen der ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel und Umbriel) wurden von John Herschel, dem Sohn von Wilhelm Herschel, vorgeschlagen. Wilhelm Herschel war der Entdecker von Oberon, Titania und Uranus selbst. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Ariel umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 190.900 km (ca. 7,469 Uranusradien) von dessen Zentrum, also rund 165.300 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0012, die Bahn ist 0,041° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Miranda ist im Mittel 61.000 km von Ariels Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Umbriel etwa 75.000 km. Ariel umläuft Uranus in 2 Tagen, 12 Stunden 29 Minuten und 21 Sekunden. Ariels Umlaufbahn liegt gänzlich in der Magnetosphäre von Uranus. Die nachfolgenden Hemisphären von atmosphärenlosen Monden wie Ariel sind dadurch unter ständigem Beschuss von magnetosphärischem Plasma, das mit dem Planeten mitrotiert. Dies kann zu einer Verdunkelung der nachfolgenden Hemisphäre führen, die bisher bei allen Uranusmonden außer bei Oberon beobachtet werden konnte. Ariel fängt auch magnetosphärisch geladene Partikel ein, die zu einer erhöhten Anzahl dieser Teilchen in Ariels Umlaufbahn führt und durch die Raumsonde Voyager 2 beobachtet werden konnte. Da Ariel wie Uranus die Sonne relativ zur Rotation praktisch auf der Seite umkreist, zeigt seine Nord- bzw. Südhemisphäre zur Zeit der Sonnenwende entweder direkt zur Sonne oder von ihr weg, was zu extremen jahreszeitlichen Effekten führt. Das bedeutet, dass die Pole von Ariel während eines halben Uranusjahres von 42 Jahren in permanenter Dunkelheit liegen oder von der Sonne beschienen werden. Während der Sonnenwende steht die Sonne daher nahe dem Zenit über den Polen. Während des Voyager 2-Vorbeifluges im Jahre 1986, der sich fast zur Sonnenwende ereignete, zeigten die Südhemisphären von Uranus und seinen Monden in Richtung Sonne, während die Nordhemisphären in völliger Dunkelheit lagen. Während der Äquinoktium, bei der sich die Äquatorebene mit der Richtung zur Erde kreuzt und die sich ebenfalls alle 42 Jahre ereignet, sind gegenseitige Bedeckungen der Uranusmonde und Sonnenfinsternisse auf Uranus möglich. Eine Reihe dieser raren Ereignisse fand zuletzt 2007 bis 2008 statt; Ariel wurde von Umbriel am 19. August 2007 bedeckt und vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommen. Ein weiterer Transit wurde von der Europäischen Südsternwarte 2008 dokumentiert. Gegenwärtig besitzt Ariel keine Bahnresonanz mit anderen Monden. In seiner Geschichte befand er sich jedoch möglicherweise in einer 5:3-Resonanz mit Miranda, die möglicherweise für die innere Aufheizung dieses Mondes verantwortlich war. Ebenfalls könnte sich Ariel in einer 4:1-Resonanz mit Titania befunden haben, aus der er später entwich, was durch die geringere Abplattung von Uranus und den relativ größeren Monden im Vergleich zu Jupiter und Saturn begünstigt wurde. Diese Resonanz, die sich vermutlich vor 3,8 Milliarden Jahren abspielte, würde die Exzentrizität von Ariels Umlaufbahn erhöht haben und aufgrund von Uranus' Gezeitenkräften und der zeitlichen Variation, die durch die erhöhte Exzentrizität entstand, zur Aufheizung von bis zu 20 K führen. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Ariel weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 2 Tagen, 12 Stunden 29 Minuten und 21 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Ariel ist etwas unregelmäßig geformt mit Abmessungen von 1162,2 × 1155,8 × 1155,4 km. Er ist damit der viertgrößte Uranusmond und geringfügig kleiner als der drittgrößte Mond Umbriel, doch scheint er massereicher als dieser zu sein. Von der Größe her ist Ariel am ehesten mit Umbriel, dem Saturnmond Dione oder dem Plutomond Charon zu vergleichen. Von dem gesamten Mond konnte durch Voyager 2 bisher nur 35 %, vorwiegend die Südhemisphäre (wie bei allen Uranusmonden) näher erforscht werden. Die Gesamtfläche von Ariel beträgt etwa 4.211.000 km[SUP]2[/SUP], dies entspricht in etwa knapp der Fläche der Europäischen Union. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Ariel besitzt eine mittlere Dichte von 1,66 g/cm[SUP]3[/SUP]. Ausgehend von der hohen Albedo von 0,39 und der geringen Dichte geht man davon aus, dass Ariel aus etwa 50 % Wassereis, 30 % silikatischem Gestein und 20 % Kohlenstoffverbindungen wie Methan und dem organischen schweren Tholin zusammengesetzt ist. Die Präsenz von Wassereis wird durch infrarote spektroskopische Untersuchungen gestützt, die kristallines Wassereis auf Ariels Oberfläche zum Vorschein brachte. Dieses scheint auf Ariels führender Hemisphäre stärker vertreten zu sein. Der Grund dafür ist unbekannt, doch es scheint vom Bombardement geladener Teilchen von Uranus' Magnetosphäre herzurühren, die auf der folgenden Hemisphäre durch die Co-Rotation des Plasmas stärker vertreten ist. Diese energetischen Partikel tendieren zur Kathodenzerstäubung von Wassereis, der Zersetzung von in Eis als Gashydrat eingeschlossenem Methan und der Verdunkelung von anderem organischem Material, was zu kohlenstoffreichen Ablagerungen auf der Oberfläche führt. Außer dem Wassereis konnte bisher nur Kohlendioxid (CO[SUB]2[/SUB]) spektroskopisch zweifelsfrei nachgewiesen werden und diese Verbindung konzentriert sich hauptsächlich auf die folgende Hemisphäre. Ariel war der erste Uranusmond, bei dem CO[SUB]2[/SUB] gefunden werden konnte, und es ist auf ihm auch am stärksten vertreten. Dessen Herkunft ist bislang nicht hinreichend bekannt. Es könnte lokal aus Karbonaten oder organischem Material durch Einfluss der geladenen Teilchen von Uranus' Magnetosphäre produziert werden, oder durch die solare Ultraviolettstrahlung. Die erstere Hypothese würde die Asymmetrie in der Verteilung erklären, da die folgende Hemisphäre unter stärkerem Einfluss der Magnetosphäre liegt. Eine andere mögliche Quelle ist das Ausgasen von primordialem CO2, das in Wassereis in Ariels Innerem gefangen ist. Die Freisetzung von CO[SUB]2[/SUB] aus dem Inneren hängt möglicherweise mit der vergangenen geologischen Aktivität des Mondes zusammen. Die Größe, die Wassereis-Gestein-Mischung und die mögliche Präsenz von Salz oder Ammoniak (die den Gefrierpunkt von Wasser senken) weisen darauf hin, dass Ariel ein differenzierter Körper ist, mit einem Gesteinskern und einem Mantel aus Wassereis. Falls dies der Fall ist, würde der Durchmesser des Kerns 744 km betragen, was 64 % des gesamten Durchmessers entspricht, sowie einer Kernmasse von 56 % der Gesamtmasse; diese Parameter werden durch die Zusammensetzung des Mondes vorgegeben. Der Druck im Zentrum von Ariel beträgt etwa 3 kbar. Dass im Eismantel von Ariel ein unterirdischer Ozean wie auf dem Jupitermond Europa existieren könnte, gilt nach bisherigen Untersuchungen als unwahrscheinlich. [BIG]Oberfläche[/BIG] Ariels Oberfläche weist größere Regionen auf, in denen nur wenige Einschlagkrater sichtbar sind. Es zeigt sich ein Netzwerk von Verwerfungen und Canyons. Einige Eisfelder scheinen relativ frisch gebildet zu sein. Das lässt darauf schließen, dass Ariel in der Vergangenheit ein Schauplatz intensiver geologischer Aktivitäten war. Der Mond besitzt eine helle Oberfläche mit einer hohen geometrischen Albedo von 0,39, d. h., 39 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Die Oberfläche zeigt je nach Beleuchtungswinkel große Helligkeitseffekte; die Reflektivität von 0,53 bei einem Phasenwinkel von 0° sinkt rapide auf 0,35 bei etwa 1° ab. Die sphärische Albedo liegt bei etwa 0,23, der höchsten aller Uranussatelliten. Die Farbe von Ariels Oberfläche erscheint im Allgemeinen in einem neutralen Grau, doch es scheint eine minimale Dichotomie der führenden und der folgenden Hemisphäre zu existieren; die letztere erscheint um etwa 2 % rötlicher. Die Albedo und Geologie von Ariels Oberfläche scheinen nicht mit dessen Farbe zu korrespondieren; die Canyons beispielsweise zeigen sich in der gleichen Farbe wie die umgebende Kraterlandschaft. Es existieren leicht bläuliche Ablagerungen von Impaktmaterial um relativ frische Krater. Außerdem gibt es leicht bläuliche lokale Punkte, die mit keinem der bekannten Oberflächenstrukturen auf Ariel in Zusammenhang stehen. Die maximale Oberflächentemperatur von Ariel beträgt -189 °C (84 K); im Mittel sind es jedoch nur etwa geschätzte -213 °C (60 K). Die bisher bekannte Oberfläche lässt sich in drei verschiedene Geländearten unterteilen: In Ebenen, in von Kämmen und Rillen durchzogenes Terrain und in älteres, mit Kratern übersätes Gelände. Die häufigsten beobachteten Oberflächenstrukturen auf Ariel sind Einschlagskrater, Canyons, Faltengebirge, Kämme und Wellentäler. [BIG]Entstehung[/BIG] Ariel wurde wahrscheinlich durch eine Akkretionsscheibe geformt oder durch einen Unternebel, der sich möglicherweise um Uranus während dessen Entstehungszeit befand oder sich nach dem (noch theoretischen) Einschlag bildete, der den Planeten auf die Seite kippen ließ. Die genaue Zusammensetzung dieses Unternebels ist nicht bekannt, doch weisen die höheren Dichten des Uranussystems im Vergleich zu den näher an der Sonne liegenden Saturnmonden auf eine relative Wasserarmut hin. Möglicherweise waren signifikante Anteile von Stickstoff (N[SUB]2[/SUB]) und Kohlenstoff in Form von Kohlenmonoxid (CO) vorhanden sowie molekularer Stickstoff anstelle von Ammoniak (NH[SUB]3[/SUB]) und Methan (CH[SUB]4[/SUB]). Satelliten, die aus einem solchen Unternebel entstanden, würden weniger Wassereis enthalten und CO und N[SUB]2[/SUB] als in Eis eingeschlossenes Gashydrat und mehr Gestein beinhalten, was die höheren Dichten erklären würde. Der Akkretionsprozess dauerte womöglich mehrere Tausend Jahre, bis die Bildung von Ariel abgeschlossen war. Modelle zeigen, dass die Akkretion begleitende Einschläge eine Aufheizung der äußeren Hülle des Mondes mit einer Temperatur von bis zu 195 K in eine Tiefe von bis zu 31 km verursachen würde. Nach der Bildung kühlte diese äußere Schicht ab, während sich Ariels Inneres durch die Zersetzung radioaktive Elemente im Gestein aufheizte. Die abkühlende Außenhülle kontrahierte, während das Innere expandierte. Dies verursachte starke Spannungen in der Kruste des Mondes mit einem Druck von bis zu geschätzten 3 kbar, die zu Brüchen auf der Kruste führten. Die Canyons sind wahrscheinlich ein Resultat dieses Prozesses, der etwa 200 Millionen Jahre dauerte. Die anfängliche Akkretionshitze und die darauf folgende Zersetzung radioaktive Elemente führten möglicherweise zu einem Schmelzen von Wassereis, falls eine gefrierpunktsenkende Substanz wie ein Salz oder Ammoniak in Form von Ammoniumhydroxid vorhanden war. Dies würde zu einer Separation von Eis und Gestein (Differenzierung) des Kerns führen. In diesem Fall hätte eine Schicht flüssigen Wassers reich an aufgelöstem Ammoniak die Grenze von Mantel und Kern geführt. Die eutektische Temperatur dieser Mischung ist 176 K. Dieser Ozean ist jedoch wahrscheinlich längst zugefroren. Dieses Zufrieren führte vermutlich zu der Ausdehnung des Inneren, die wohl verantwortlich war für die Bildung der Chasmata und die Erneuerung der Oberfläche war. Das flüssige Wasser war vielleicht in der Lage, aus der Kruste zu eruptieren, und sich über die Böden der Chasmata zu ergießen (Kryovulkanismus). Thermische Modelle von Saturns Mond Dione, die eine ähnliche Größe, Dichte und Oberflächentemperatur wie Ariel aufweist, zeigen, dass eine solide Konvektion über mehrere Milliarden Jahre angedauert haben könnte, und dass Temperaturen von 173 K nahe der der Oberfläche über mehrere Hundert Millionen Jahre nach der Bildung des Mondes fortbestehen konnten, und näher an dessen Kern sogar bis zu einer Milliarde Jahre." } RObject { LocName "Umbriel" Name "Umbriel" Parent "Uranus" Pioneer "William Lassell" Date "1851.10.24" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Mond Umbriel (auch Uranus II) ist der sechzehnte der 27 bekannten sowie der drittgrößte und dritte der fünf großen Monde des Planeten Uranus. Umbriel wurde am 24. Oktober 1851 zusammen mit Ariel als dritte und vierte Uranusmonde von dem britischen Astronomen William Lassell mit einem 60 cm-Spiegelteleskop an einer selbstgebauten Sternwarte in Liverpool entdeckt. Der Mond erhielt den Namen nach dem bösartigen düsteren Geist in Alexander Popes Versepos Der Lockenraub. Der Name lehnt sich an das lateinische Wort Umbru an, das Schatten bedeutet. Die Namen der ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Umbriel und Ariel wurden von John Herschel, dem Sohn von Wilhelm Herschel, auf Nachfrage von Lassell vorgeschlagen. Wilhelm Herschel war der Entdecker von Oberon, Titania und Uranus selbst. Nach den Namenskonventionen der IAU werden für Oberflächenstrukturen auf Umbriel Namen von dunklen, eher bösartigen Gestalten aus Sage und Literatur verwendet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Umbriel umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 266.300 km (ca. 10,419 Uranusradien) von dessen Zentrum, also rund 240.700 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0039, die Bahn ist 0,128° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Ariel ist im Mittel 75.000 km von Umbriels Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Titania etwa 170.000 km. Umbriel umläuft Uranus in 4 Tagen, 3 Stunden, 27 Minuten und 37 Sekunden. Umbriels Umlaufbahn liegt gänzlich in der Magnetosphäre von Uranus. Die nachfolgenden Hemisphären von atmosphärenlosen Monden wie Umbriel sind dadurch unter ständigem Beschuss von magnetosphärischem Plasma, das mit dem Planeten mitrotiert. Dies kann zu einer Verdunkelung der nachfolgenden Hemisphäre führen, die bisher bei allen Uranusmonden außer bei Oberon beobachtet werden konnte. Umbriel fängt auch magnetosphärisch geladene Partikel ein, die zu einer erhöhten Anzahl dieser Teilchen in Umbriels Umlaufbahn führt und durch die Raumsonde Voyager 2 beobachtet werden konnte. Da Umbriel wie Uranus die Sonne relativ zur Rotation praktisch auf der Seite umkreist, zeigt seine Nord- bzw. Südhemisphäre zur Zeit der Sonnenwende entweder direkt zur Sonne oder von ihr weg, was zu extremen jahreszeitlichen Effekten führt. Das bedeutet, dass die Pole von Umbriel während eines halben Uranusjahres von 42 Jahren in permanenter Dunkelheit liegen oder von der Sonne beschienen werden. Während der Sonnenwende steht die Sonne daher nahe dem Zenit über den Polen. Während des Voyager 2-Vorbeifluges im Jahre 1986, der sich fast zur Sonnenwende ereignete, zeigten die Südhemisphären von Uranus und seinen Monden in Richtung Sonne, während die Nordhemisphären in völliger Dunkelheit lagen. Während der Äquinoktien, bei der sich die Äquatorebene mit der Richtung zur Erde kreuzt und die sich ebenfalls alle 42 Jahre ereignet, sind gegenseitige Bedeckungen der Uranusmonde und Sonnenfinsternisse auf Uranus möglich. Eine Reihe dieser raren Ereignisse fand zuletzt 2007 bis 2008 statt; Titania wurde von Umbriel am 15. August 2007 und am 8. Dezember 2007 bedeckt, und ebenso Ariel, der am 19. August 2007 von Umbriel bedeckt wurde. Umbriel wurde seinerseits am 4. Mai 2007 während sechs Minuten von Oberon bedeckt. Gegenwärtig besitzt Umbriel keine Bahnresonanz mit anderen Monden. In seiner Geschichte befand er sich jedoch möglicherweise in einer 3:1-Resonanz mit Miranda, die möglicherweise für die innere Aufheizung dieses Mondes verantwortlich war. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Umbriel weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 4 Tagen, 3 Stunden, 27 Minuten und 37 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht fast genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Umbriel hat einen Durchmesser von 1169,4 km. Er ist damit der drittgrößte Uranusmond und geringfügig größer als der Mond Ariel, doch scheint er weniger Masse als dieser zu besitzen. Von der Größe her ist Umbriel am ehesten mit Ariel, dem Saturnmond Dione oder dem Plutomond Charon zu vergleichen. Von dem gesamten Mond konnte durch Voyager 2 bisher nur etwa 40 %, vorwiegend die Südhemisphäre (wie bei allen Uranusmonden) näher erforscht werden. Die Gesamtfläche von Umbriel beträgt etwa 4.296.000 km2, dies entspricht fast genau der Fläche der Europäischen Union. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Umbriel besitzt eine mittlere Dichte von 1,39 g/cm[SUP]3[/SUP]. Anhand der niedrigen Dichte geht man davon aus, dass Umbriel aus etwa 60 % Wassereis zusammengesetzt ist. Weiter besitzt er Anteile von silikatischem Gestein und Kohlenstoffverbindungen wie Methan und dem organischen schweren Tholin. Die Präsenz von Wassereis wird durch infrarote spekroskopische Untersuchungen gestützt, die kristallines Wassereis auf Umbriels Oberfläche zum Vorschein brachte. Dieses scheint auf Umbriels führender Hemisphäre stärker vertreten zu sein. Der Grund dafür ist unbekannt, doch es scheint vom Bombardement geladener Teilchen von Uranus' Magnetosphäre herzurühren, die auf der folgenden Hemisphäre durch die Co-Rotation des Plasmas stärker vertreten ist. Diese energetischen Partikel tendieren zur Kathodenzerstäubung von Wassereis, der Zersetzung von in Eis als Gashydrat eingeschlossenem Methan und der Verdunkelung von anderem organischem Material, was zu kohlenstoffreichen Ablagerungen auf der Oberfläche führt. Außer dem Wassereis konnte bisher nur Kohlendioxid (CO[SUB]2[/SUB]) spektroskopisch zweifelsfrei nachgewiesen werden und diese Verbindung konzentriert sich hauptsächlich auf die folgende Hemisphäre. Dessen Herkunft ist bislang nicht hinreichend geklärt. Es könnte lokal aus Karbonaten oder organischem Material durch Einfluss der geladenen Teilchen von Uranus' Magnetosphäre produziert werden, oder durch die solare Ultraviolettstrahlung. Die erstere Hypothese würde die Asymmetrie in der Verteilung erklären, da die folgende Hemisphäre unter stärkerem Einfluss der Magnetosphäre liegt. Eine andere mögliche Quelle ist das Ausgasen von CO[SUB]2[/SUB], das in Wassereis in Umbriels Innerem gefangen ist. Die Freisetzung von CO[SUB]2[/SUB] aus dem Inneren hängt möglicherweise mit der vergangenen geologischen Aktivität des Mondes zusammen. Umbriel ist womöglich ein differenzierter Körper mit einem Gesteinskern und einem Mantel aus Wassereis. Falls dies der Fall ist, würde der Durchmesser des Kerns 634 km betragen, was 54 % des gesamten Durchmessers entspricht, sowie einer Kernmasse von 40 % der Gesamtmasse; diese Parameter werden durch die Zusammensetzung des Mondes vorgegeben. Der Druck im Zentrum von Umbriel beträgt etwa 2,4 kbar. Dass im Eismantel von Umbriel ein unterirdischer Ozean wie auf dem Jupitermond Europa existieren könnte, gilt nach bisherigen Untersuchungen als unwahrscheinlich. [BIG]Oberfläche[/BIG] Die Oberfläche von Umbriel ist alt und verkrustet und weist nur wenige Spuren geologischer Aktivität auf. Außer den allgegenwärtigen Einschlagskratern durch Impakte konnten Wissenschaftler bislang keine anderen oberflächenverändernde Merkmale feststellen. Umbriel besitzt die dunkelste Oberfläche aller großen Uranusmonde mit einer geometrischen Albedo von 0,16, d. h., 16 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Die Oberfläche zeigt je nach Beleuchtungswinkel große Helligkeitseffekte; die Reflektivität von 0,26 bei einem Phasenwinkel von 0° sinkt rapide auf 0,19 bei etwa 1° ab. Die sphärische Albedo liegt bei 0,10; Ariel besitzt, zum Vergleich, eine sphärische Albedo von 0,23. Allgemein erscheint die Helligkeit der Oberfläche relativ homogen; sie zeigt zumeist keine starken Variationen in der Farbe oder der Albedo. Im Gegensatz zu Oberon, einem anderen dunklen Uranusmond, erscheint die Oberfläche von Umbriel in einem leicht bläulichen Farbton, während frische Impaktablagerungen sogar noch etwas blauer erscheinen. Es scheint eine minimale Dichotomie der führenden und der folgenden Hemisphäre zu existieren; eine leichte rötliche Färbung der (im Gegensatz zum inneren Nachbarn Ariel) führenden Hemisphäre stammt möglicherweise von der Verwitterung durch geladene Teilchen und Einschlägen von Mikrometeoriten seit der Entstehung des Sonnensystems. Die farbliche Asymmetrie entstand wahrscheinlich durch die Akkretion von rötlichem Material aus dem äußeren Uranussystem, möglicherweise von irregulären Monden, die sich vorwiegend auf der führenden Hemisphäre niederschlagen würden. Die maximale Oberflächentemperatur von Umbriel beträgt -188 °C (85 K); im Mittel sind es jedoch nur etwa geschätzte -198 °C (75 K). [BIG]Entstehung[/BIG] Umbriel wurde wahrscheinlich durch eine Akkretionsscheibe geformt oder einem Unternebel, der sich möglicherweise um Uranus während dessen Entstehungszeit befand oder sich nach dem (noch theoretischen) Einschlag bildete, der den Planeten auf die Seite kippen ließ. Die genaue Zusammensetzung dieses Unternebels ist nicht bekannt, doch weisen die höheren Dichten des Uranussystems im Vergleich zu den näher an der Sonne liegenden Saturnmonde auf eine relative Wasserarmut hin. Möglicherweise waren signifikante Anteile von Stickstoff (N[SUB]2[/SUB]) und Kohlenstoff (C) in Form von Kohlenmonoxid (CO) vorhanden sowie molekularer Stickstoff anstelle von Ammoniak (NH[SUB]3[/SUB]) und Methan (CH[SUB]4[/SUB]). Satelliten, die aus einem solchen Unternebel entstanden, würden weniger Wassereis enthalten und CO und N[SUB]2[/SUB] als in Eis eingeschlossenes Gashydrat und mehr Gestein beinhalten, was die höheren Dichten erklären würde. Der Akkretionsprozess dauerte womöglich mehrere Tausend Jahre, bis die Bildung von Umbriel abgeschlossen war. Modelle zeigen, dass die Akkretion begleitende Einschläge eine Aufheizung der äußeren Hülle des Mondes mit einer Temperatur von etwa 180 K in eine Tiefe von bis zu 3 km verursachen würde. Nach der Bildung kühlte diese äußere Schicht ab, während sich Umbriels Inneres durch die Zersetzung radioaktive Elemente im Gestein aufheizte. Die abkühlende Aussenhülle kontrahierte, während sich das Innere expandierte. Dies verursachte starke Spannungen in der Kruste des Mondes mit einem Druck von bis zu geschätzten 3 kbar, die zu Brüchen auf der Kruste führten. Dieser Prozess, der etwa 200 Millionen Jahre andauerte, weist darauf hin, dass die endogene Bildung der Oberfläche schon vor Milliarden von Jahren abgeschlossen gewesen sein musste. Die anfängliche Akkretionshitze und die darauf folgende Zersetzung radioaktive Elemente führten möglicherweise zu einem Schmelzen von Wassereis, falls eine gefrierpunktsenkende Substanz wie ein Salz oder Ammoniak in Form von Ammoniumhydroxid vorhanden war. Dies würde zu einer Separation von Eis und Gestein (Differenzierung) des Kerns führen. In diesem Fall hätte eine Schicht flüssigen Wassers reich an aufgelöstem Ammoniak die Grenze von Mantel und Kern geführt. Die eutektische Temperatur dieser Mischung ist 176 K. Dieser Ozean ist jedoch wahrscheinlich längst zugefroren. Von allen Uranusmonden wird Umbriel als am wenigsten wahrscheinlich für eine endogene Oberflächenerneuerung angesehen, obschon dies in seiner sehr frühen Entstehungsgeschichte möglich war." } RObject { LocName "Titania" Name "Titania" Parent "Uranus" Pioneer "Wilhelm Herschel" Date "1787.01.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Titania (auch Uranus III) ist der siebzehnte der 27 bekannten Monde des Planeten Uranus. Er ist der viertinnerste der fünf großen Uranusmonde und mit einem Durchmesser von 1578 Kilometern der größte Mond des Uranus und nach Neptuns größtem Mond Triton der achtgrößte Mond des Sonnensystems. Titania wurde am 11. Januar 1787 zusammen mit Oberon als erste und zweite Uranusmonde vom Kurhannoverianischen Astronomen Wilhelm Herschel mit seinem selbstgebauten Spiegelteleskop in Slough (Großbritannien) entdeckt. Herschel hatte rund sechs Jahre zuvor den Uranus entdeckt. Er gab die Entdeckung der beiden Monde nach der Sicherstellung der Bahnparameter am 9. Februar 1787 bekannt und beobachtete das System von 1790 bis 1796 weiter. Herschel gab später die Entdeckung weiterer vier Uranusmonde an, die sich später jedoch als nicht existent erwiesen. Fast 50 Jahre lang nach dieser Entdeckung wurden Titania und Oberon durch kein anderes Teleskop außer dem von Herschel mehr beobachtet. Der Mond erhielt den Namen nach der Elfenkönigin Titania aus William Shakespeares Sommernachtstraum. Titania war die Ehefrau von Oberon. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die Namen der ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel und Umbriel) wurden 1852 von John Herschel, dem Sohn des Entdeckers, auf Nachfrage von William Lassell, der ein Jahr zuvor Ariel und Umbriel entdeckte, vorgeschlagen. Ursprünglich wurde Titania als der erste Satellit von Uranus bezeichnet, und 1848 erhielt der Mond von Lassell die Bezeichnung Uranus I, obwohl er manchmal Herschels Nummerierung Uranus II verwendete. 1851 nummerierte Lassell die bislang bekannten Monde nach den Abständen zum Mutterplaneten neu, und seither wurde Titania als Uranus III bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Titania umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 436.300 km (ca. 17,070 Uranusradien) von dessen Zentrum, also rund 410.700 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0011, die Bahn ist 0,079° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Umbriel ist im Mittel 170.000 km von Titanias Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Oberon etwa 147.000 km. Titania umläuft Uranus in 8 Tagen, 16 Stunden, 56 Minuten und 59 Sekunden. Titanias Umlaufbahn liegt gänzlich in der Magnetosphäre von Uranus. Die nachfolgenden Hemisphären von (fast) atmosphärenlosen Monden wie Titania sind dadurch unter ständigem Beschuss von magnetosphärischem Plasma, das mit dem Planeten mitrotiert. Dies kann zu einer Verdunkelung der nachfolgenden Hemisphäre führen, die bisher bei allen Uranusmonden außer bei Oberon beobachtet werden konnte. Titania fängt auch magnetosphärisch geladene Partikel ein, die zu einer erhöhten Anzahl dieser Teilchen in ihrer Umlaufbahn führt und durch die Raumsonde Voyager 2 beobachtet werden konnte. Da Titania wie Uranus die Sonne relativ zur Rotation praktisch auf der Seite umkreist, zeigt ihre Nord- bzw. Südhemisphäre zur Zeit der Sonnenwende entweder direkt zur Sonne oder von ihr weg, was zu extremen jahreszeitlichen Effekten führt. Das bedeutet, dass die Pole von Titania während eines halben Uranusjahres von 42 Jahren in permanenter Dunkelheit liegen oder von der Sonne beschienen werden. Während der Sonnenwende steht die Sonne daher nahe dem Zenit über den Polen. Während des Voyager-2-Vorbeifluges im Jahre 1986, der sich fast zur Sonnenwende ereignete, zeigten die Südhemisphären von Uranus und seinen Monden in Richtung Sonne, während die Nordhemisphären in völliger Dunkelheit lagen. Während dem Äquinoktium, bei dem sich die Äquatorebene mit der Richtung zur Erde kreuzt und das sich ebenfalls alle 42 Jahre ereignet, sind gegenseitige Bedeckungen der Uranusmonde und Sonnenfinsternisse auf Uranus möglich. Eine Reihe dieser raren Ereignisse fand zuletzt 2007 bis 2008 statt; Titania wurde von Umbriel am 15. August 2007 und am 8. Dezember 2007 bedeckt. Gegenwärtig besitzt Titania keine Bahnresonanz mit anderen Monden. Vor geschätzten 3,8 Milliarden Jahren befand sie sich jedoch möglicherweise in einer 4:1-Resonanz mit Ariel, die möglicherweise für die innere Aufheizung dieses Mondes verantwortlich war. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Titania weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 8 Tagen, 16 Stunden, 56 Minuten und 59 Sekunden vollzieht. Ihre Rotationsachse steht fast genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Titania hat einen Durchmesser von 1577,8 km. Sie ist damit knapp der größte Uranusmond, da sie nur um etwa 55 km größer ist als der zweitgrößte Mond Oberon. Überhaupt ähneln sich die beiden Monde stark. Von der Größe her ist Titania am ehesten mit Oberon oder den Saturnmonden Rhea und Iapetus zu vergleichen. Von dem gesamten Mond konnte durch Voyager 2 bisher nur etwa 40 %, vorwiegend die Südhemisphäre (wie bei allen Uranusmonden) näher erforscht werden. Die Gesamtfläche von Titania beträgt etwa 7.820.000 km[SUP]2[/SUP], dies ist etwas mehr als die Fläche von Australien. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Titania besitzt eine mittlere Dichte von 1,71 g/cm[SUP]3[/SUP] und ihre relativ hohe Albedo beträgt 0,27 das heißt 27 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Die geringe Dichte und die hohe Albedo lassen vermuten, dass Titania aus etwa 50 % Wassereis, 30 % silikatischem Gestein und 20 % Kohlenstoffverbindungen sowie weiteren schweren organischen Verbindungen zusammengesetzt ist. Die Präsenz von Wassereis wird durch infrarote spekroskopische Untersuchungen von 2001 bis 2005 gestützt, die kristallines Wassereis auf Titanias Oberfläche zum Vorschein brachte. Dieses scheint auf Titanias führender Hemisphäre stärker vertreten zu sein. Der Grund dafür ist unbekannt, doch es scheint vom Bombardement geladener Teilchen von Uranus’ Magnetosphäre herzurühren, die auf der folgenden Hemisphäre durch die Co-Rotation des Plasmas stärker vertreten ist. Diese energetischen Partikel tendieren zur Kathodenzerstäubung von Wassereis, der Zersetzung von in Eis als Gashydrat eingeschlossenem Methan und der Verdunkelung von anderem organischem Material, was zu kohlenstoffreichen Ablagerungen auf der Oberfläche führt. Außer dem Wassereis konnte bisher nur Kohlendioxid (CO[SUP]2[/SUP]) spektroskopisch zweifelsfrei nachgewiesen werden und diese Verbindung konzentriert sich hauptsächlich auf die folgende Hemisphäre. Dessen Herkunft ist bislang nicht hinreichend geklärt. Es könnte lokal aus Karbonaten oder organischem Material durch Einfluss der geladenen Teilchen von Uranus’ Magnetosphäre produziert werden, oder durch die solare Ultraviolettstrahlung. Die erstere Hypothese würde die Asymmetrie in der Verteilung erklären, da die folgende Hemisphäre unter stärkerem Einfluss der Magnetosphäre liegt. Eine andere mögliche Quelle ist das Ausgasen von primordialem CO[SUP]2[/SUP], das in Wassereis in Titanias Innerem gefangen ist. Die Freisetzung von CO[SUP]2[/SUP] aus dem Inneren hängt möglicherweise mit der vergangenen geologischen Aktivität des Mondes zusammen. Titania ist womöglich ein differenzierter Körper mit einem Gesteinskern und einem Mantel aus Wassereis. Falls dies der Fall ist, würde der Durchmesser des Kerns 1040 km betragen, was 66 % des gesamten Durchmessers entspricht, sowie einer Kernmasse von 58 % der Gesamtmasse; diese Parameter werden durch die Zusammensetzung des Mondes vorgegeben. Der Druck im Zentrum von Titania beträgt etwa 5,8 kbar. Die Wassereis-Gestein-Mischung und die mögliche Präsenz von Salz oder Ammoniak,die den Gefrierpunkt von Wasser senken, weisen darauf hin, dass zwischen Kern und Eismantel von Titania möglicherweise ein unterirdischer Ozean wie auf dem Jupitermond Europa existieren könnte. Die Tiefe dieses Ozeans würde in diesem Fall etwa 50 km betragen, die Temperatur wäre etwa um die -83 °C (190 K). Die gegenwärtige innere Struktur hängt stark von der thermischen Geschichte von Titania ab, die nicht hinreichend bekannt ist. [BIG]Oberfläche[/BIG] Die Oberfläche von Titania weist zahlreiche Krater auf, jedoch weit weniger als auf dem äußeren Nachbarn Oberon, sowie relativ frisch gebildete Eisfelder und riesige Canyons und Krustenbrüche. Dies lässt auf eine geologische Aktivität nach der Bildung des Mondes schließen. Von den großen Uranusmonden liegt Titania in ihrer Helligkeit zwischen den dunklen Monden Umbriel und Oberon und den helleren Monden Ariel und Miranda. Die Oberfläche zeigt je nach Beleuchtungswinkel große Helligkeitseffekte; die Reflektivität von 0,35 bei einem Phasenwinkel von 0° sinkt rapide auf 0,25 bei etwa 1° ab. Die sphärische Albedo liegt bei relativ niedrigen 0,17. Die Oberfläche zeigt eine leicht rötliche Färbung, jedoch weniger rötlich als Oberon. Die relativ frischen Eisfelder sind bläulich, während die sanften Ebenen auf der führenden Hemisphäre in der Nähe des Kraters Ursula und entlang einiger Gräben etwas roter erscheinen. Es scheint eine kleine Dichotomie der führenden und der folgenden Hemisphäre zu existieren; die letztere erscheint um etwa 8 % rötlicher. Diese Differenz korrespondiert mit den sanften Ebenen und kann ein Zufall sein. stammt möglicherweise von der Verwitterung durch geladene Teilchen und Einschlägen von Mikrometeoriten seit der Entstehung des Sonnensystems. Die farbliche Asymmetrie entstand wahrscheinlich durch die Akkretion von rötlichem Material aus dem äußeren Uranussystem, möglicherweise von irregulären Monden, das sich vorwiegend auf der führenden Hemisphäre niederschlagen würde. Die mittlere Oberflächentemperatur beträgt auf Titania -203 ± 7 °C (70 ± 7K). Die Temperatur kann bis auf maximal -184 °C ansteigen und auf -213 °C absinken. An der Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,378 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht rund 4 % der irdischen. Auf der bisher bekannten Oberfläche haben Wissenschaftler bislang drei Arten von Oberflächenstrukturen identifiziert: Canyons, Klippen und Krater. Sämtliche Oberflächenmerkmale auf Titania wurden nach weiblichen Figuren und Orten aus Werken von William Shakespeare benannt. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Die Präsenz von Kohlendioxid weist auf eine dünne saisonale Atmosphäre hin, ähnlich wie die des Jupitermondes Kallisto. Andere Gase wie Stickstoff oder Methan existieren wahrscheinlich nicht, da sie aufgrund der zu geringen Schwerkraft von Titania in den Weltraum entweichen würden. Bei der maximalen Temperatur von -184 °C (89 K) während der Sommersonnenwende beträgt der Dampfdruck etwa 3 nBar. Am 8. September 2001 bedeckte Titania den 7,2 mag hellen Stern HIP 106829, was eine seltene Gelegenheit war, den Durchmesser und die Ephemeriden präziser zu ermitteln und eine etwaige vorhandene Atmosphäre zu entdecken. Die Daten offenbarten keine Atmosphäre mit einem Druck größer als 10-20 nBar. Falls sie existiert, ist sie bei weitem dünner als die von Pluto oder dem Neptunmond Triton. Diese Obergrenze ist dennoch mehrfach größer als der maximal mögliche Oberflächendruck des Kohlendioxids, was bedeutet, dass die Messungen nicht zwingend für die Parameter der Atmosphäre waren. Die besondere Geometrie des Uranussystems führt den Polen mehr solare Energie als den Äquatorregionen zu. Da der Dampfdruck von CO[SUB]2[/SUB] ein Anstiegsfaktor für die Temperatur ist, mag dies zu einer Akkumulation von Kohlendioxid in den niedrigeren Breiten führen, wo es auf den Regionen höherer Albedo und schattigen Gegenden in Form von Trockeneis fest existieren kann. Während des Titania-Sommers, wenn die Temperaturen 85 bis 90 K erreichen können, sublimiert Kohlendioxid und wandert zu den Äquatorregionen und zum Gegenpol, was eine Art von CO[SUB]2[/SUB]-Zyklus ist. Das akkumulierte Gas kann durch magnetische Teilchen von den Kältefallen entfernt werden, die es von der Oberfläche weg sputtern. Man glaubt, dass Titania einen signifikanten Anteil des vorhandenen Kohlendioxides seit ihrer Entstehung vor etwa 4,6 Milliarden Jahren verloren hat. [BIG]Entstehung[/BIG] Titania wurde wahrscheinlich durch eine Akkretionsscheibe geformt oder durch einen Unternebel, der sich möglicherweise um Uranus während dessen Entstehungszeit befand oder sich nach dem (noch theoretischen) Einschlag bildete, der den Planeten auf die Seite kippen ließ. Die genaue Zusammensetzung dieses Unternebels ist nicht bekannt, doch weisen die höheren Dichten des Uranussystems im Vergleich zu den näher an der Sonne liegenden Saturnmonde auf eine relative Wasserarmut hin. Möglicherweise waren signifikante Anteile von Stickstoff (N[SUB]2[/SUB]) und Kohlenstoff (C) in Form von Kohlenmonoxid (CO) vorhanden sowie molekularer Stickstoff anstelle von Ammoniak (NH[SUB]3[/SUB]) und Methan (CH[SUB]4[/SUB]). Satelliten, die aus einem solchen Unternebel entstanden, würden weniger Wassereis enthalten und CO und N[SUB]2[/SUB] als in Eis eingeschlossenes Gashydrat und mehr Gestein beinhalten, was die höheren Dichten erklären würde. Der Akkretionsprozess dauerte womöglich mehrere Tausend Jahre, bis die Bildung von Titania abgeschlossen war. Modelle zeigen, dass die Akkretion begleitende Einschläge eine Aufheizung der äußeren Hülle des Mondes mit einer Temperatur von etwa 250 K in eine Tiefe von bis zu 60 km verursachen würde. Nach der Bildung kühlte diese äußere Schicht ab, während sich Titanias Inneres durch die Zersetzung radioaktive Elemente im Gestein aufheizte. Die abkühlende Aussenhülle kontrahierte, während das Innere expandierte. Dies verursachte starke Spannungen in der Kruste des Mondes, die zu Brüchen auf der Kruste und der Bildung der Canyons führten. Dieser Prozess, der etwa 200 Millionen Jahre andauerte, weist darauf hin, dass die endogene Bildung der Oberfläche schon vor Milliarden von Jahren abgeschlossen war. Die anfängliche Akkretionshitze und die darauf folgende Zersetzung radioaktive Elemente führten möglicherweise zu einem Schmelzen von Wassereis, falls eine gefrierpunktsenkende Substanz wie ein Salz oder Ammoniak in Form von Ammoniumhydroxid vorhanden war. Dies würde zu einer Separation von Eis und Gestein (Differenzierung) des Kerns führen. In diesem Fall hätte eine Schicht flüssigen Wassers reich an aufgelöstem Ammoniak die Grenze von Mantel und Kern geführt. Die eutektische Temperatur dieser Mischung ist 176 K. Falls die Temperatur unter diesen Wert gefallen ist, wäre der vorhandene Ozean heute wahrscheinlich längst zugefroren. Dieses Zufrieren führte vermutlich zu der Ausdehnung des Inneren, die wohl verantwortlich für die Bildung des Großteils der Chasmata war. Die Kenntnis der Entwicklung von Titania ist gegenwärtig noch sehr begrenzt." } RObject { LocName "Oberon" Name "Oberon" Parent "Uranus" Pioneer "Wilhelm Herschel" Date "1787.01.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Oberon (auch Uranus IV) ist der achtzehnte der 27 bekannten und mit einem Durchmesser von rund 1520 km der zweitgrößte und der äußerste der fünf großen Monde des Planeten Uranus. Er ist nach Saturns zweitgrößtem Mond Rhea der zehntgrößte Mond des Sonnensystems. Oberon wurde am 11. Januar 1787 zusammen mit Titania als erste und zweite Uranusmonde vom Kurhannoverianischen Astronomen Wilhelm Herschel mit seinem selbstgebauten Spiegelteleskop in Slough (Großbritannien) entdeckt. Herschel hatte rund sechs Jahre zuvor den Uranus entdeckt. Er gab die Entdeckung der beiden Monde nach der Sicherstellung der Bahnparameter am 9. Februar 1787 bekannt und beobachtete das System von 1790 bis 1796 weiter. Herschel gab später die Entdeckung weiterer vier Uranusmonde an, die sich später jedoch als nicht existent erwiesen. Fast 50 Jahre lang nach dieser Entdeckung wurden Oberon und Titania durch kein anderes Teleskop außer dem von Herschel mehr beobachtet. Der Mond erhielt den Namen nach dem Elfenkönig Oberon aus William Shakespeares Sommernachtstraum. Oberon war der Ehemann von Titania. Alle Monde des Uranus sind nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die Namen der ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel und Umbriel) wurden 1852 von John Herschel, dem Sohn des Entdeckers, auf Nachfrage von William Lassell, der ein Jahr zuvor Ariel und Umbriel entdeckte, vorgeschlagen. Ursprünglich wurde Oberon als der zweite Satellit von Uranus bezeichnet, und 1848 erhielt der Mond von Lassell die Bezeichnung Uranus II, obwohl er manchmal Herschels Nummerierung Uranus IV verwendete. 1851 nummerierte Lassell die bislang bekannten Monde nach den Abständen zum Mutterplaneten neu, und seither wurde Oberon definitiv als Uranus IV bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Oberon umkreist Uranus auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von rund 583.519 km (ca. 22,830 Uranusradien) von dessen Zentrum, also rund 558.000 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0014, die Bahn ist 0,068° gegenüber dem Äquator von Uranus geneigt. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Titania ist im Mittel 147.000 km von Oberons Orbit entfernt. Oberon ist der äußerste reguläre Uranusmond; außerhalb seiner Bahn klafft eine große Lücke zu den von 1997 bis 2003 entdeckten irregulären Uranusmonden, wovon der innerste, Francisco, eine mittlere Entfernung von etwa 3.700.000 km aufweist. Oberon umläuft Uranus in 13 Tagen, 11 Stunden, 7 Minuten und 3 Sekunden. Oberons Umlaufbahn liegt teilweise außerhalb der Magnetosphäre von Uranus. Dadurch wird seine Oberfläche direkt vom Sonnenwind getroffen. Dies ist sehr wichtig, da die nachfolgenden Hemisphären von atmosphärenlosen Monden dadurch unter ständigem Beschuss von magnetosphärischem Plasma sind, das mit dem Planeten mitrotiert. Dies kann zu einer Verdunkelung der nachfolgenden Hemisphäre führen, die bisher bei allen Uranusmonden außer bei Oberon beobachtet werden konnte. Da Oberon wie Uranus die Sonne relativ zur Rotation praktisch auf der Seite umkreist, zeigt seine Nord- bzw. Südhemisphäre zur Zeit der Sonnenwende entweder direkt zur Sonne oder von ihr weg, was zu extremen jahreszeitlichen Effekten führt. Das bedeutet, dass die Pole von Oberon während eines halben Uranusjahres von 42 Jahren in permanenter Dunkelheit liegen oder von der Sonne beschienen werden. Während der Sonnenwende steht die Sonne daher nahe dem Zenit über den Polen. Während des Voyager 2-Vorbeifluges im Jahre 1986, der sich fast zur Sonnenwende ereignete, zeigten die Südhemisphären von Uranus und seinen Monden in Richtung Sonne, während die Nordhemisphären in völliger Dunkelheit lagen. Während des Äquinoktiums, bei dem sich die Äquatorebene mit der Richtung zur Erde kreuzt und das sich ebenfalls alle 42 Jahre ereignet, sind gegenseitige Bedeckungen der Uranusmonde und Sonnenfinsternisse auf Uranus möglich. Eine Reihe dieser raren Ereignisse fand zuletzt 2007 bis 2008 statt; Umbriel wurde von Oberon am 4. Mai 2007 während etwa sechs Minuten bedeckt. Gegenwärtig besitzt Oberon keine Bahnresonanz mit anderen Monden, und nach gegenwärtigem Wissensstand auch nicht in seiner Vergangenheit, was ein großer Gegensatz zu den vier inneren großen Nachbarn darstellt. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Oberon weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 13 Tagen, 11 Stunden, 7 Minuten und 3 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht genau senkrecht auf seiner Bahnebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Oberon hat einen Durchmesser von rund 1520 km. Er ist damit knapp der zweitgrößte Uranusmond, da er nur um etwa 55 km kleiner ist als der größte Mond Titania. Darüber hinaus ähneln sich die beiden Monde auch in anderen physikalischen Eigenschaften stark, wobei Oberon mit einer mittleren Dichte von 1,63 g/cm[SUP]3[/SUP] nochmals etwas leichter ist als seine Schwester. Sie zeigen auch verschieden große Spuren von geologischer Aktivität. Von der Größe her ist Oberon am ehesten mit Titania oder den Saturnmonden Rhea und Iapetus zu vergleichen. Von dem gesamten Mond konnte durch Voyager 2 bisher nur etwa 40 %, vorwiegend die Südhemisphäre (wie bei allen Uranusmonden) näher erforscht werden. Die Gesamtfläche von Oberon beträgt etwa 7.285.000 km[SUP]2[/SUP], dies ist etwas weniger als die Fläche von Australien ohne den Bundesstaat Victoria. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Oberon besitzt eine mittlere Dichte von 1,63 g/cm[SUP]3[/SUP] und seine Albedo beträgt 0,24 das heißt 24 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden von der Oberfläche reflektiert. Die geringe Dichte und die Albedo lassen vermuten, dass Oberon aus etwa 50 % Wassereis, 30 % silikatischem Gestein und 20 % Kohlenstoffverbindungen und Stickstoffverbindungen sowie weiteren schweren organischen Verbindungen zusammengesetzt ist. Das Verhältnis von Wassereis zu Gestein steht im Einklang mit den anderen größeren Monden des Uranus. Die Präsenz von Wassereis wird durch infrarote spekroskopische Untersuchungen von 2001 bis 2005 gestützt, die kristallines Wassereis auf Titanias Oberfläche zum Vorschein brachte. Dieses scheint auf Oberons nachfolgender Hemisphäre stärker vertreten zu sein; dies ist ein großer Gegensatz zu den anderen großen Uranusmonden, die auf der führenden Hemisphäre den größeren Anteil haben. Der Grund dafür ist unbekannt, doch hat es möglicherweise mit dem Umformen der Oberfläche durch Aufsammeln kleiner Partikel zu tun, wie es gewöhnlich auf führenden Hemisphären vorkommt (Impact gardening). Einschläge von Mikrometeoriten tendieren zur Kathodenzerstäubung von Wassereis, die dunkle Rückstände auf der Oberfläche zurücklassen. Das dunkle Material selbst entstand durch Ausgasungsprozesse von in Eis als Gashydrat eingeschlossenem Methan oder Verdunkelung durch Ausströmung von anderem organischem Material. Oberon ist womöglich ein differenzierter Körper mit einem Gesteinskern und einem Mantel aus Wassereis. Falls dies der Fall ist, würde der Durchmesser des Kerns 960 km betragen, was 63 % des gesamten Durchmessers entspricht, sowie einer Kernmasse von 54 % der Gesamtmasse (diese Parameter werden durch die Zusammensetzung des Mondes vorgegeben). Der Druck im Zentrum von Oberon beträgt etwa 5 kbar. Der gegenwärtige Status des Eismantels ist noch unklar. Falls das Eis genügend den Gefrierpunkt von Wasser senkende Substanzen wie Salz oder Ammoniak enthält, könnte zwischen Kern und Eismantel von Oberon möglicherweise ein unterirdischer Ozean wie auf dem Jupitermond Europa existieren. Die Tiefe dieses Ozeans würde in diesem Fall etwa 40 km betragen, die Temperatur wäre etwa um die -93 °C (180 K). Die gegenwärtige innere Struktur hängt stark von der thermischen Geschichte von Oberon ab, die nicht hinreichend bekannt ist. [BIG]Oberfläche[/BIG] Im Gegensatz zu den Unebenheiten auf Titania, die von Gezeitenkräfte stammen, lässt die verkraterte Eisoberfläche von Oberon nur wenig Aktivität vermuten. Er ähnelt damit sehr stark dem Mond Umbriel, der jedoch im Durchmesser rund ein Viertel kleiner ist. Auf der südlichen Hemisphäre zeigen sich große Verwerfungen, die die Oberfläche kreuzen. Dies könnte auch auf eine geologische Aktivität früh nach seiner Entstehung hinweisen. Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 zeigten eine von Kratern übersäte, vereiste Oberfläche, die offensichtlich sehr alt ist und nur wenig geologische Aktivitäten aufweist. Sowohl die Anzahl als auch die Ausmaße der Krater sind auf Oberon viel höher als auf Titania oder Ariel. In vielen Kratern finden sich auf dem Boden Ablagerungen einer noch unbekannten, dunklen Substanz. Einige der Krater zeigen helle Schimmer von ausgestoßenem Material, ähnlich wie auf dem Jupitermond Kallisto. Von den großen Uranusmonden ist Oberon nach Umbriel der zweitdunkelste. Die Oberfläche zeigt je nach Beleuchtungswinkel große Helligkeitseffekte; die Reflektivität von 0,31 bei einem Phasenwinkel von 0° sinkt rapide auf 0,22 bei etwa 1° ab. Die sphärische Albedo liegt bei relativ niedrigen 0,14. Die Oberfläche von Oberon erscheint allgemein in einem roten Farbton, mit Ausnahme der relativ frischen hellen Ablagerungen, die in einem neutralen Grau bis bläulich erscheinen. Oberon besitzt die roteste Oberfläche aller großen Uranusmonde. Es scheint eine kleine Dichotomie der führenden und der folgenden Hemisphäre zu existieren; die führende erscheint etwas rötlicher, da sie mehr dunkles rotes Material enthält. Die Rotfärbung von Oberflächen wird oft durch Weltraum-Erosion verursacht, die durch das Bombardement geladener Teilchen und Mikrometeoriten im Zeitraum der ganzen Geschichte des Sonnensystems entsteht. Die farbliche Asymmetrie auf Oberon entstand jedoch wahrscheinlich durch die Akkretion von rötlichem Material aus dem äußeren Uranussystem, möglicherweise von irregulären Monden, das sich vorwiegend auf der führenden Hemisphäre niederschlagen würde. Die mittlere Oberflächentemperatur beträgt zwischen -193 °C und -203 °C (70-80 K). Die Schwerebeschleunigung an der Oberfläche beträgt 0,346 m/s[SUP]2[/SUP]; dies entspricht rund 3,5 Prozent der irdischen. Auf Oberon wurden keine Hinweise auf eine Atmosphäre oder ein Magnetfeld gefunden. Auf der bisher bekannten Oberfläche haben Wissenschaftler bislang zwei Arten von Oberflächenstrukturen identifiziert: Canyons und Einschlagskrater. Sämtliche Oberflächenmerkmale auf Oberon wurden nach männlichen Figuren und Orten aus Werken von William Shakespeare benannt. [BIG]Entstehung[/BIG] Oberon wurde wahrscheinlich durch eine Akkretionsscheibe geformt oder durch einen Unternebel, der sich möglicherweise um Uranus während dessen Entstehungszeit befand oder sich nach dem (noch theoretischen) Einschlag bildete, der den Planeten auf die Seite kippen ließ. Die genaue Zusammensetzung dieses Unternebels ist nicht bekannt, doch weisen die höheren Dichten des Uranussystems im Vergleich zu den näher an der Sonne liegenden Saturnmonde auf eine relative Wasserarmut hin. Möglicherweise waren signifikante Anteile von Stickstoff (N[SUB]2[/SUB]) und Kohlenstoff (C) in Form von Kohlenmonoxid (CO) vorhanden sowie molekularer Stickstoff anstelle von Ammoniak (NH[SUB]3[/SUB]) und Methan (CH[SUB]4[/SUB]). Satelliten, die aus einem solchen Unternebel entstanden, würden weniger Wassereis enthalten und CO und N[SUB]2[/SUB] als in Eis eingeschlossenes Gashydrat und mehr Gestein beinhalten, was die höheren Dichten erklären würde. Der Akkretionsprozess dauerte womöglich mehrere Tausend Jahre, bis die Bildung von Oberon abgeschlossen war. Modelle zeigen, dass die Akkretion begleitende Einschläge eine Aufheizung der äußeren Hülle des Mondes mit einer Temperatur von etwa 230 K in eine Tiefe von bis zu 60 km verursachen würde. Nach der Bildung kühlte diese äußere Schicht ab, während sich Oberons Inneres durch die Zersetzung radioaktive Elemente im Gestein aufheizte. Die abkühlende Außenhülle kontrahierte, während das Innere expandierte. Dies verursachte starke Spannungen in der Kruste des Mondes, die zu Brüchen auf der Kruste und der Bildung der Canyons führten. Dieser Prozess, der etwa 200 Millionen Jahre andauerte, weist darauf hin, dass die endogene Bildung der Oberfläche schon vor Milliarden von Jahren abgeschlossen gewesen sein musste. Die anfängliche Akkretionshitze und die darauf folgende Zersetzung radioaktive Elemente führten möglicherweise zu einem Schmelzen von Wassereis, falls eine gefrierpunktsenkende Substanz wie ein Salz oder Ammoniak in Form von Ammoniumhydroxid vorhanden war. Dies würde zu einer Separation von Eis und Gestein (Differenzierung) des Kerns führen. In diesem Fall hätte eine Schicht flüssigen Wassers reich an aufgelöstem Ammoniak die Grenze von Mantel und Kern geführt. Die eutektische Temperatur dieser Mischung ist 176 K. Falls die Temperatur unter diesen Wert gefallen ist, wäre der vorhandene Ozean heute wahrscheinlich längst zugefroren. Dieses Zufrieren führte vermutlich zu der Ausdehnung des Inneren, die wohl verantwortlich für die Bildung der Chasmata war. Die Kenntnis der Entwicklung von Oberon ist gegenwärtig noch sehr begrenzt." } RObject { LocName "Francisco" Name "Francisco/Uranus XXII/S2001 U 3" Parent "Uranus" Pioneer "Matthew J. Holman" Date "2001.08.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Francisco (auch Uranus XXII) ist der neunzehnte der 27 bekannten und der innerste der äußeren retrograden irregulären Monde des Planeten Uranus. Er ist einer der kleineren natürlichen Satelliten des Planeten. Francisco wurde am 13. August 2001 durch ein Team bestehend aus den Astronomen Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, Dan Milisavljevic und Tommy Grav auf fotografischen Aufnahmen ungefähr zur gleichen Zeit wie der äußerste bekannte Uranusmond Ferdinand entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 4,0-Meter Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile angefertigt. Bald nach den Aufnahmen, auf denen auch Ferdinand, Trinculo und eigentlich auch Margaret zu sehen waren, verloren die Astronomen unglücklicherweise die Spur des Mondes wieder, obwohl drei weitere Beobachtungen gemacht wurden. Da die Umlaufbahn daher nicht gesichert werden konnte, entschied die Internationale Astronomische Union, die Entdeckung nicht zu veröffentlichen. Es war Brett J. Gladman, der Francisco im September 2003 auf Aufnahmen von 2002 mit dem 8,2-Meter Very Large Telescope in Chile wieder aufspürte. Die Entdeckung wurde am 7. Oktober 2003 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 U 3. Am 29. Dezember 2005 hat der Mond dann den offiziellen Namen Francisco erhalten, wie alle irregulären Uranusmonde außer Margaret nach einer Gestalt in William Shakespeares Der Sturm. Francisco ist ein Edelmann, der mit König Alonso (dem Vater von Ferdinand) und anderen Schiffbruch erlitten hat. Er versuchte den König wegen des vermuteten Verlustes seines Sohnes Ferdinand zu trösten. Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/2001 U 3 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Francisco umkreist Uranus auf einer retrograden, für einen irregulären Mond relativ leicht elliptischen Umlaufbahn zwischen 3.690.480 und 4.861.340 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 4.275.910 km beziehungsweise 167,296 Uranusradien), also rund 4.250.000 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,1369138, die Bahn ist 147,45993° gegenüber der Ekliptik geneigt. Francisco ist über 7 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Die Exzentrizität wird daher auch zwischen 0,1324 und 0,1459, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 145,22° und 147,25° und die Große Bahnhalbachse zwischen 4,2760 und 4,2829 Millionen km angegeben. Die Umlaufbahn von Francisco ist für einen irregulären Mond überraschend kreisförmig, die Exzentrizität ist die niedrigste aller irregulären Uranusmonde, allerdings mit möglicher Ausnahme von Caliban, dessen Angaben zur Exzentrizität allerdings stark variieren. Francisco ist ein Mitglied der Caliban-Gruppe, einer Untergruppe der irregulären Monde mit moderater Exzentrizität und hohen Bahnneigungen zwischen 140 und 170°, zu der auch Caliban, Stephano und Trinculo gehören. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Oberon ist im Mittel 3,7 Millionen km von Franciscos Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Caliban beträgt im Mittel etwa 4 Millionen km. Francisco umläuft Uranus in rund 267 Tagen 2 Stunden und 53 Minuten beziehungsweise rund 0,731 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 266,56 und 267,09 Tagen angegeben. Francisco benötigt für einen Umlauf um Uranus länger als der Planet Venus um die Sonne. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Francisco hat einen Durchmesser von geschätzten 22 km, beruhend auf dem für ihn angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Seine Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0025 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 2 ‰ der irdischen. Francisco erscheint im Spektrum in grauer Farbe. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Francisco ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus. Die orbitalen Parameter weisen darauf hin, dass Francisco zu derselben dynamischen Gruppe wie Caliban und Stephano gehört und diese Monde daher wahrscheinlich einen gemeinsamen Ursprung haben." } RObject { LocName "Caliban" Name "Caliban" Parent "Uranus" Pioneer "Philip D. Nicholson" Date "1997.09.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Caliban (auch Uranus XVI) ist der zwanzigste der 27 bekannten und der zweite der äußeren retrograden irregulären Monde des Planeten Uranus. Er ist der zweitgrößte der irregulären natürlichen Satelliten des Planeten. Caliban wurde in der Nacht vom 6. auf den 7. September 1997 durch ein Team bestehend aus den Astronomen Philip D. Nicholson, Joseph A. Burns, und John J. Kavelaars auf fotografischen Aufnahmen in derselben Nacht wie der größte bekannte irreguläre Uranusmond Sycorax aufgenommen. Die Aufnahmen wurden durch das 5,0-Meter-Spiegelteleskop des Hale-Observatoriums in Kalifornien (USA) angefertigt. Die eigentliche Entdeckung erfolgte durch das Teammitglied Brett J. Gladman Anfang Oktober, der beide Monde auf den Aufnahmen aufspürte. Caliban und Sycorax waren die ersten entdeckten irregulären Monde des Planeten. Die Entdeckung wurde am 30. April 1998 bekannt gegeben; der Mond erhielt Ende Oktober 1997 zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1997 U 1. 1999 hat der Mond auf den Vorschlag von Brett Gladman, Phil Nicholson, Joseph Burns, J.J. Kavelaars, Brian Geoffrey Marsden, Gareth V. Williams und Warren B. Offutt hin dann den offiziellen Namen Caliban erhalten, wie alle irregulären Uranusmonde außer Margaret nach einer Gestalt in William Shakespeares Komödie Der Sturm. Der wilde Unhold Caliban, Sohn der Hexe Sycorax, ist der groteske Sklave des weisen Zauberers Prospero, der auf einer Insel von diesem gefangengehalten und auch gefoltert wurde. Caliban ist ein Anagramm von canibal (Kannibale). Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/1997 U 1 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Caliban umläuft Uranus auf einer retrograden, für einen irregulären Mond relativ leicht elliptischen Umlaufbahn zwischen 6.599.100 und 7.730.700 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 7.164.900 km beziehungsweise 280,329 Uranusradien), also rund 7.139.000 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0789681, die Bahn ist 139,88509° gegenüber der Ekliptik geneigt. Die Neigung gegenüber dem Äquator von Uranus beträgt 120.28°. Caliban ist etwa 12 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Die Exzentrizität wird daher auch zwischen 0,1590 und 0,1812, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 139,89° und 141,529° und die Große Bahnhalbachse mit 7,2311 Millionen km angegeben. Die Umlaufbahn von Caliban ist für einen irregulären Mond überraschend kreisförmig, die Exzentrizität ist die wahrscheinlich niedrigste aller irregulären Uranusmonde. Caliban ist das größte und namensgebende Mitglied der Caliban-Gruppe, einer Untergruppe der irregulären Monde mit moderater Exzentrizität und hohen Bahnneigungen zwischen 140 und 170°, zu der auch Francisco, Stephano und Trinculo gehören. Caliban weist jedoch eine weitaus rotere Färbung als die anderen Monde der Gruppe auf, die eher eine graue Färbung haben. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Francisco ist im Mittel etwa 4 Millionen km von Calibans Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Stephano beträgt im Mittel etwa 800.000 km. Caliban umläuft Uranus in rund 579 Tagen 9 Stunden und 22 Minuten beziehungsweise rund 1,586 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 579,73 Tagen angegeben. Caliban benötigt für einen Umlauf um Uranus also länger als die Erde um die Sonne. [BIG]Rotation[/BIG] Die Lichtkurve von Caliban weist auf eine Rotation von 2 Stunden und 42 Minuten (2,7 h) und auf eine stark geneigte Rotationsachse von 98,732° hin, womit der Mond wie die Umlaufbahn einen rückläufigen Drehsinn besitzen würde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Caliban hat einen Durchmesser von geschätzten 72 km (nach anderen Angaben 96-98 km), beruhend auf dem für ihn angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Seine Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,038 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht knapp 0,4 % der irdischen. [BIG]Oberfläche[/BIG] Über die Oberfläche von Caliban ist so gut wie nichts bekannt. Einigen Berichten zufolge besitzt er eine rötliche Erscheinung, roter als der Jupitermond Himalia, doch weniger rot als die meisten Kuipergürtel-Objekte. Caliban ist womöglich noch etwas roter als der größte irreguläre Uranusmond Sycorax. Er absorbiert auch Licht bei einer Wellenlänge von 0,7 µm, und eine Gruppe von Astronomen glaubt, dass dies auf Wassereis zurückzuführen sei, das die Oberfläche von Caliban erneuerte. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Caliban ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus. Die orbitalen Parameter weisen darauf hin, dass Caliban zu derselben dynamischen Gruppe wie Stephano und Francisco gehört und diese Monde daher wahrscheinlich einen gemeinsamen Ursprung haben." } RObject { LocName "Stephano" Name "Stephano" Parent "Uranus" Pioneer "Brett J. Gladman" Date "1999.07.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Stephano (auch Uranus XX) ist der einundzwanzigste der 27 bekannten und der dritte der äußeren retrograden irregulären Monde des Planeten Uranus. Er ist einer der kleineren natürlichen Satelliten des Planeten. Stephano wurde am 18. Juli 1999 durch ein Team bestehend aus den Astronomen Brett J. Gladman, Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit und Hans Scholl auf fotografischen Aufnahmen zusammen mit den Uranusmonden Prospero und Setebos entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 3,6-Meter-Canada-France-Hawaii Telescope auf dem Mauna Kea auf Hawaii (USA) angefertigt. Die Entdeckung wurde am 27. Juli 1999 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1999 U 2. Am 21. August 2000 hat der Mond dann den offiziellen Namen Stephano erhalten, wie alle irregulären Uranusmonde außer Margaret nach einer Gestalt in William Shakespeares Komödie Der Sturm. Stephano ist ein betrunkener Diener, ein Schiffbrüchiger, der von Caliban als Herren und neuen Gott auserkoren wird, um den Zauberer Prospero zu töten, der Caliban auf einer Insel gefangenhält. Schließlich sieht Caliban ein, dass der Alkoholiker Stephano Prospero nicht ebenbürtig ist und unterstellt sich diesem wieder. Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/1999 U 2 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften [/BIG] Stephano umläuft Uranus auf einer retrograden, für einen irregulären Mond relativ leicht elliptischen Umlaufbahn zwischen 6.804.300 und 9.100.340 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 7.952.320 km beziehungsweise 311.136 Uranusradien), also rund 7.926.800 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,1443629, die Bahn ist 141,87372° gegenüber der Ekliptik geneigt. Stephano ist über 13 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Die Exzentrizität wird daher auch mit 0,2292, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 141.81° und 144.10° und die Große Bahnhalbachse zwischen 8,002 und 8,004 Millionen km angegeben. Die Umlaufbahn von Stephano ist für einen irregulären Mond überraschend kreisförmig. Stephano ist ein Mitglied der Caliban-Gruppe, einer Untergruppe der irregulären Monde mit moderater Exzentrizität und hohen Bahnneigungen zwischen 140 und 170°, zu der auch Francisco, Caliban und Trinculo gehören. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Caliban ist im Mittel etwa 800.000 km von Stephanos Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Trinculo beträgt im Mittel etwa 500.000 km. Stephano umläuft Uranus in rund 677 Tagen 11 Stunden und 31 Minuten beziehungsweise rund 1,855 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 676,5 und 677,37 Tagen angegeben. Stephano benötigt für einen Umlauf um Uranus also viel länger als die Erde um die Sonne. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Stephano hat einen Durchmesser von geschätzten 32 km, beruhend auf dem für ihn angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Seine Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0041 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 4 % der irdischen. Stephano erscheint im Spektrum in grauer Farbe. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Stephano ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus. Die orbitalen Parameter weisen darauf hin, dass Stephano zu derselben dynamischen Gruppe wie Caliban und Francisco gehört und diese Monde daher wahrscheinlich einen gemeinsamen Ursprung haben." } RObject { LocName "Trinculo" Name "Trinculo" Parent "Uranus" Pioneer "Matthew J. Holman" Date "2001.08.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Trinculo (auch Uranus XXI) ist der zweiundzwanzigste der 27 bekannten und der vierte der äußeren retrograden irregulären Monde des Planeten Uranus. Er ist einer der kleinsten, wenn nicht der kleinste der natürlichen Satelliten des Planeten. Trinculo wurde am 13. August 2001 durch ein Team bestehend aus den Astronomen Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, und Dan Milisavljevic entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 4,0-Meter Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile angefertigt. Er war der erste Mond des Uranus, der im 21. Jahrhundert entdeckt wurde. Bald nach den Aufnahmen, auf denen auch Francisco, Ferdinand und eigentlich auch Margaret zu sehen waren, verloren die Astronomen unglücklicherweise die Spur des Mondes wieder. Da die Umlaufbahn daher nicht gesichert werden konnte, entschied die Internationale Astronomische Union, die Entdeckung nicht zu veröffentlichen. Es war Brett J. Gladman, der Trinculo auf Aufnahmen vom 5. September 2002 des Paranal-Observatoriums in Chile wieder aufspürte. Matthew Holman und Tommy Grav bestätigten daraufhin die Wiederentdeckung durch Aufnahmen am CTIO vom 13. August 2002. Die Entdeckung wurde am 30. September 2002 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 U 1. Am 8. August 2003 hat der Mond dann den offiziellen Namen Trinculo erhalten, wie alle irregulären Uranusmonde außer Margaret nach einer Gestalt in William Shakespeares Der Sturm. Trinculo ist ein betrunkener Narr, der anfänglich mit Caliban und Stephano plant, den Zauberer Prospero zu töten, doch Trinculo besinnt sich später darauf, sich nur jemandem anzuschließen, bei dem er sein eigener Herr sein kann. Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/2001 U 1 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften [/BIG] Trinculo umläuft Uranus auf einer retrograden, für einen irregulären Mond relativ leicht elliptischen Umlaufbahn zwischen 6.650.240 und 10.352.280 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 8.501.260 km beziehungsweise 332,613 Uranusradien), also rund 8.475.700 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,2177350, die Bahn ist 166,25279° gegenüber der Ekliptik geneigt. Trinculo ist über 14 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Die Exzentrizität wird daher auch zwischen 0,2079 und 0,2200, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 166,971° und 167,05° und die Große Bahnhalbachse zwischen 8,002 und 8,505 Millionen km angegeben. Die Umlaufbahn von Trinculo ist für einen irregulären Mond relativ kreisförmig. Trinculo ist ein Mitglied der Caliban-Gruppe, einer Untergruppe der irregulären Monde mit moderater Exzentrizität und hohen Bahnneigungen zwischen 140 und 170°, zu der auch Francisco, Caliban und Stephano gehören. Innerhalb dieser Gruppe fällt Trinculo als einziger jedoch durch die um etwa 20° höhere Bahnneigung auf und stellt dadurch eine eigene dynamische Gruppe dar. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Stephano ist im Mittel etwa 800.000 km von Trinculos Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Sycorax beträgt im Mittel etwa 3,67 Millionen km. Trinculo umläuft Uranus in rund 748 Tagen 19 Stunden und 55 Minuten beziehungsweise rund 2,050 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 749,24 und 749,40 Tagen angegeben. Trinculo benötigt für einen Umlauf um Uranus fast genau so lange wie der Planet Mars um die Sonne. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Trinculo hat einen Durchmesser von geschätzten 18 km (nach anderen Angaben 10 km), beruhend auf dem für ihn angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Trinculo ist höchstwahrscheinlich der kleinste bekannte Uranusmond, seine Größe könnte höchstens von dem 2003 entdeckten Cupid unterboten werden. Er ist jedenfalls der lichtschwächste Mond im gesamten Uranussystem. Trinculos Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0021 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 2 ‰ der irdischen. Trinculo erscheint im Spektrum in grauer Farbe. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Trinculo ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus." } RObject { LocName "Sycorax" Name "Sycorax" Parent "Uranus" Pioneer "Philip D. Nicholson" Date "1997.09.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sycorax (auch Uranus XVII) ist der dreiundzwanzigste der 27 bekannten und der fünfte der äußeren retrograden irregulären Monde des Planeten Uranus. Er ist der größte der irregulären natürlichen Satelliten des Planeten. Sycorax wurde in der Nacht vom 6. auf den 7. September 1997 durch ein Team bestehend aus den Astronomen Philip D. Nicholson, Joseph A. Burns, und John J. Kavelaars auf fotografischen Aufnahmen in derselben Nacht wie der zweitgrößte bekannte irreguläre Uranusmond Caliban aufgenommen. Die Aufnahmen wurden durch das 5,0-Meter-Spiegelteleskop des Hale-Observatoriums in Kalifornien (USA) angefertigt. Die eigentliche Entdeckung erfolgte durch das Teammitglied Brett J. Gladman Anfang Oktober, der beiden Monde auf den Aufnahmen aufspürte. Sycorax und Caliban waren die ersten entdeckten irregulären Monde des Planeten. Die Entdeckung wurde am 30. April 1998 bekannt gegeben; der Mond erhielt Ende Oktober 1997 zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1997 U 2. 1999 hat der Mond auf den Vorschlag von Brett Gladman, Phil Nicholson, Joseph Burns, J.J. Kavelaars, Brian Geoffrey Marsden, Gareth V. Williams und Warren B. Offutt hin dann den offiziellen Namen Sycorax erhalten, wie alle irregulären Uranusmonde außer Margaret nach einer Gestalt in William Shakespeares Komödie Der Sturm. Sycorax war eine Hexe, die vor Einsetzen der Handlung bereits gestorben war. Sie wurde auf die Insel im Mittelmeer verbannt, wo sie Caliban gebar und wohin später auch Prospero verbannt wurde. Sie war verantwortlich für die ungerechte Gefangennahme und Versklavung des Luftgeistes Ariel, der später von Prospero befreit wurde. Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/1997 U 2 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften [/BIG] Sycorax umläuft Uranus auf einer retrograden, stark elliptischen Umlaufbahn zwischen 5.957.740 und 18.393.380 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 12.175.560 km beziehungsweise 476,371 Uranusradien), also rund 12.150.000 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,5106803, die Bahn ist 152,49571° gegenüber der Ekliptik geneigt. Sycorax ist knapp 21 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Nach Berechnungen eines russischen Astronomen hat sich die Bahnneigung um rund 7° und die Exzentrizität um etwa 10 % verändert. Die Exzentrizität wird daher auch zwischen 0,5219 und 0,5224, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 152,456° und 159,420° und die Große Bahnhalbachse mit 12,1794 Millionen km angegeben. Durch die hohe Exzentrizität kommt Sycorax Uranus in ihrer Periapsis näher als die drei weiter innen kreisende Monde Caliban, Stephano und Trinculo. Sycorax ist das größte und namensgebende Mitglied der Sycorax-Gruppe, einer Untergruppe der irregulären Monde mit sehr hoher Exzentrizität und hohen Bahnneigungen zwischen 140 und 170°, zu der auch Prospero, Setebos und Ferdinand gehören. Sycorax weist jedoch eine weitaus rotere Färbung als die anderen Monde der Gruppe auf, die eher eine graue Färbung haben. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Trinculo ist im Mittel etwa 3,67 Millionen km vom Orbit von Sycorax entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Margaret beträgt im Mittel etwa 2,24 Millionen km. Sycorax umläuft Uranus in rund 1283 Tagen 11 Stunden und 31 Minuten beziehungsweise rund 3,514 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 1288,28 und 1288,38 Tagen angegeben. Sycorax benötigt für einen Umlauf um Uranus fast genau so lange wie der Asteroid Vesta um die Sonne. [BIG]Rotation[/BIG] Die Lichtkurve von Sycorax weist auf eine Rotation von zwischen 3 Stunden und 42 Minuten (3,7 h) und 4 Stunden und 6 Minuten (4,1 h) hin. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Sycorax hat einen Durchmesser von geschätzten 150 km (nach anderen Angaben 190 km), beruhend auf dem für sie angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Ihre Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,040 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 0,4 % der irdischen. [BIG]Oberfläche[/BIG] Über die Oberfläche von Sycorax ist so gut wie nichts bekannt. Einigen Berichten zufolge besitzt sie eine rötliche Erscheinung, roter als der Jupitermond Himalia oder die Sonne, doch weniger rot als die meisten Kuipergürtel-Objekte. Sycorax ist womöglich auch etwas weniger rot als der zweitgrößte irreguläre Uranusmond Caliban, was auf einen unterschiedlichen Ursprung hinweist. Allgemein gleicht sie von der Färbung her den Transneptunischen Objekten wie Pluto und anderen, reflektiert im Unterschied zu diesen jedoch weniger Licht. Im nahen Infraroten wird das Spektrum zwischen Wellenlängen von 0,8 bis 1,25 Meter blau und bei längeren Wellenlängen schließlich neutral. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Sycorax ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus. Die orbitalen Parameter weisen darauf hin, dass Sycorax zu derselben dynamischen Gruppe wie Setebos und Prospero gehört und diese Monde daher wahrscheinlich einen gemeinsamen Ursprung haben." } RObject { LocName "Margaret" Name "2003U3" Parent "Uranus" Pioneer "Scott S. Sheppard" Date "2003.08.29" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Margaret (auch Uranus XXIII) ist der vierundzwanzigste der 27 bekannten und der sechste und einzige prograde der äußeren irregulären Monde des Planeten Uranus. Er ist der Mond mit der größten bislang bekannten Bahnexzentrizität im Sonnensystem. Margaret wurde am 29. August 2003 durch den Astronomen Scott S. Sheppard, auf Aufnahmen von David C. Jewitt und ihm selbst, entdeckt. Diese Aufnahmen wurden mit dem 8,2-Meter-Subaru-Reflector-Telescope am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaii (USA) angefertigt. Eigentlich war der Mond bereits am 13. und 25. August 2001 von Matthew J. Holman und John J. Kavelaars auf Aufnahmen mit dem 4,0-Meter Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile zu sehen, auf denen auch Francisco, Trinculo und Ferdinand beobachtet werden konnte. Allerdings konnte anhand der gewonnenen Daten keine Bahn berechnet werden und die beiden Astronomen erkannten nicht, dass es sich um einen bis dahin unbekannten Mond handelte, da sie Margaret für einen der bereits entdeckten Monde hielten. Die Entdeckung wurde am 9. Oktober 2003 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2003 U 3. Am 29. Dezember 2005 hat der Mond dann den offiziellen Namen Margaret erhalten, als einziger irregulärer Mond nach einer Gestalt in William Shakespeares Komödie Viel Lärm um nichts. Margaret war eine Kammerfrau des Helden, die mit Hero, der Tochter Leonatos, verwechselt wurde, als sie Boracchio an Heros Fenster unterhielt; dies führte zu einer großen Peinlichkeit an Heros Hochzeit mit dem Grafen Claudio. Margaret war auch der Name der Tochter Reigniers und späteren Frau König Heinrichs VI. aus Shakespeares Heinrich VI. Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/2003 U 3 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften [/BIG] Margaret umläuft Uranus auf einer prograden, sehr stark elliptischen Umlaufbahn zwischen 2.913.700 und 25.926.970 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 14.420.340 km beziehungsweise 564,198 Uranusradien), also rund 14.394.800 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,7979451, die Bahn ist 51,45588° gegenüber der Ekliptik geneigt. Margaret ist knapp 25 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Die Exzentrizität wird daher auch zwischen 0,6608 und 0,6772, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 51.455° und 57,367° und die Große Bahnhalbachse zwischen 14,1767 und 14,3450 Millionen km angegeben. Durch die für einen Mond extrem hohe Exzentrizität (die nach gegenwärtigem Wissensstand die höchste im Sonnensystem ist, sogar höher als die des Neptunmondes Nereid) kommt Margaret Uranus in ihrer Periapsis näher als die fünf weiter innen kreisende irregulären Monde Francisco, Caliban, Stephano, Trinculo und Sycorax (!). Margaret ist der einzige der äußeren irregulären Uranusmonde mit einer prograden Bahn, d.h., der Mond bewegt sich in der Rotationsrichtung des Uranus um den Planeten. Damit ist er mit Sicherheit kein Mitglied der Sycorax-Gruppe, einer Gruppe von Monden mit Bahnneigungen zwischen 140 und 170°. Margaret bildet somit eine eigene Gruppe. Alle anderen äußeren acht irregulären Monde weisen retrograde Bahnen auf. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Sycorax ist im Mittel etwa 2,24 Millionen km von Margarets Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Prospero beträgt im Mittel etwa 1,74 Millionen km. Margaret umläuft Uranus in rund 1654 Tagen 7 Stunden und 41 Minuten beziehungsweise rund 4,529 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 1661,0 und 1687,01 Tagen angegeben. Margaret benötigt für einen Umlauf um Uranus fast genau so lange wie der Zwergplanet Ceres um die Sonne. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Margaret hat einen Durchmesser von geschätzten 20 km (nach anderen Angaben 22 km), beruhend auf dem für sie angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Ihre Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0023 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 2 ‰ der irdischen. Margaret erscheint im Spektrum in grauer Farbe. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Margaret ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus." } RObject { LocName "Prospero" Name "Prospero" Parent "Uranus" Pioneer "Matthew J. Holman" Date "1999.07.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Prospero (auch Uranus XVIII) ist der fünfundzwanzigste der 27 bekannten und der siebte der äußeren irregulären Monde des Planeten Uranus. Er ist einer der kleineren natürlichen Satelliten des Planeten. Prospero wurde am 18. Juli 1999 durch ein Team bestehend aus den Astronomen Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, Brett J. Gladman, Jean-Marc Petit und Hans Scholl auf fotografischen Aufnahmen zusammen mit den Uranusmonden Stephano und Setebos entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 3,6-Meter-Canada-France-Hawaii Telescope auf dem Mauna Kea auf Hawaii (USA) angefertigt. Die Entdeckung wurde am 4. September 1999 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1999 U 3. Am 21. August 2000 hat der Mond dann den offiziellen Namen Prospero erhalten, wie alle irregulären Uranusmonde außer Margaret nach einer Gestalt in William Shakespeares Komödie Der Sturm. Der Zauberer Prospero war der rechtmäßige Herzog von Mailand. Sein Bruder Antonio riß mit Hilfe von Alonso, dem König von Neapel, die Macht im Herzogtum an sich. Prospero wurde gezwungen, mit seiner Tochter Miranda auf eine Insel im Mittelmeer zu flüchten, wo er seine magischen Kräfte perfektionierte, um sein Herzogtum zurückzugewinnen. Er veranlasste, dass Alonso und Antonio auf seiner Insel Schiffbruch erlitten. Er versöhnte sich schließlich mit ihnen und wurde wieder Gebieter über sein Herzogtum. Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/1999 U 3 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften [/BIG] Prospero umläuft Uranus auf einer retrograden, relativ stark elliptischen Umlaufbahn zwischen 10.834.570 und 21.489.900 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 16.162.240 km beziehungsweise 632,350 Uranusradien), also rund 16.136.700 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,3296367, die Bahn ist 146,01704° gegenüber der Ekliptik geneigt. Prospero ist knapp 28 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Die Exzentrizität wird daher auch zwischen 0,4431 und 0,4448, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 151,83° und 152,0° und die Große Bahnhalbachse zwischen 16,2430 und 16,2768 Millionen km angegeben. Prospero ist ein Mitglied der Sycorax-Gruppe, einer Untergruppe der irregulären Monde mit sehr hoher Exzentrizität und hohen Bahnneigungen zwischen 140 und 170°, zu der auch Sycorax, Setebos und Ferdinand gehören. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Margaret ist im Mittel etwa 1,74 Millionen km von Prosperos Orbit entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Setebos beträgt im Mittel etwa 1,26 Millionen km. Prospero umläuft Uranus in rund 1962 Tagen 22 Stunden und 48 Minuten beziehungsweise rund 5,374 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 1977,0 und 1978,37 Tagen angegeben. Prospero benötigt für einen Umlauf um Uranus also etwa 9 Monate länger als der Zwergplanet Ceres um die Sonne. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Prospero hat einen Durchmesser von geschätzten 50 km (nach anderen Angaben 30 km), beruhend auf dem für ihn angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Seine Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0063 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 6 Promille der irdischen. Prospero erscheint im Spektrum in grauer Farbe. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Prospero ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus. Die orbitalen Parameter weisen darauf hin, dass Prospero zu derselben dynamischen Gruppe wie Sycorax und Setebos gehört und diese Monde daher wahrscheinlich einen gemeinsamen Ursprung haben." } RObject { LocName "Setebos" Name "Setebos" Parent "Uranus" Pioneer "John J. Kavelaars" Date "1999.07.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Setebos (auch Uranus XIX) ist der sechsundzwanzigste der 27 bekannten und der achte der äußeren irregulären Monde des Planeten Uranus. Er ist einer der kleineren natürlichen Satelliten des Planeten. Setebos wurde am 18. Juli 1999 durch ein Team bestehend aus den Astronomen John J. Kavelaars, Brett J. Gladman, Matthew J. Holman, Jean-Marc Petit und Hans Scholl auf fotografischen Aufnahmen zusammen mit den Uranusmonden Stephano und Prospero entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 3,6-Meter-Canada-France-Hawaii Telescope auf dem Mauna Kea auf Hawaii (USA) angefertigt. Die Entdeckung wurde am 27. Juli 1999 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1999 U 1. Am 21. August 2000 hat der Mond dann den offiziellen Namen Setebos erhalten, wie alle irregulären Uranusmonde außer Margaret nach einer Gestalt in William Shakespeares Komödie Der Sturm. Setebos ist eine Gottheit aus Südamerika (Patagonien, Argentinien), die von der Hexe Sycorax und ihrem Sohn, dem Unhold Caliban, verehrt wird. Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/1999 U 1 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften [/BIG] Setebos umläuft Uranus auf einer retrograden, stark elliptischen Umlaufbahn zwischen 7.451.800 und 27.386.730 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 17.419.270 km beziehungsweise 681,532 Uranusradien), also rund 17.393.700 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,572209, die Bahn ist 145,8835° gegenüber der Ekliptik geneigt. Setebos ist knapp 30 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Die Exzentrizität wird daher auch zwischen 0,5843 und 0,5914, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 158,161° und 158,235° und die Große Bahnhalbachse zwischen 17,418 und 17,501 Millionen km angegeben. Setebos ist ein Mitglied der Sycorax-Gruppe, einer Untergruppe der irregulären Monde mit sehr hoher Exzentrizität und hohen Bahnneigungen zwischen 140 und 170°, zu der auch Sycorax, Prospero und Ferdinand gehören. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Prospero ist im Mittel etwa 1,26 Millionen km vom Orbit von Setebos entfernt, die Entfernung der Bahn des äußersten Uranusmondes Ferdinand beträgt im Mittel etwa 3,09 Millionen km. Setebos umläuft Uranus in rund 2196 Tagen 8 Stunden und 24 Minuten beziehungsweise rund 6,013 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 2225,08 bis 2234,77 Tagen angegeben. Setebos benötigt für einen Umlauf um Uranus also mehr als die Hälfte der Umlaufzeit des Planeten Jupiter um die Sonne. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Setebos hat einen Durchmesser von geschätzten 47 km (nach anderen Angaben 48 km), beruhend auf dem für ihn angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Seine Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0063 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 6 ‰ der irdischen. Setebos erscheint im Spektrum in grauer Farbe. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Setebos ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus. Die orbitalen Parameter weisen darauf hin, dass Setebos zu derselben dynamischen Gruppe wie Sycorax und Prospero gehört und diese Monde daher wahrscheinlich einen gemeinsamen Ursprung haben." } RObject { LocName "Ferdinand" Name "Ferdinand/Uranus XXIV/S2001 U 2" Parent "Uranus" Pioneer "Matthew J. Holman" Date "2001.08.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ferdinand (auch Uranus XXIV) ist der äußerste der 27 bekannten und der äußerste irreguläre Mond des Planeten Uranus. Er ist einer der kleineren natürlichen Satelliten des Planeten. Ferdinand wurde am 13. August 2001 durch ein Team bestehend aus den Astronomen Matthew J. Holman, John J. Kavelaars, Dan Milisavljevic und Brett J. Gladman auf fotografischen Aufnahmen ungefähr zur gleichen Zeit wie der innerste bekannte Uranusmond Francisco entdeckt. Die Aufnahmen wurden durch das 4,0-Meter Blanco Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile angefertigt. Bald nach den Aufnahmen, auf denen auch Francisco, Trinculo und eigentlich auch Margaret zu sehen waren, verloren die Astronomen unglücklicherweise die Spur des Mondes wieder, obwohl er auf weiteren Aufnahmen vom 21. September und 15. November und sogar ein Jahr später am 13. August und 5. September 2002 zu sehen war. Da die Umlaufbahn daher nicht gesichert werden konnte, entschied die Internationale Astronomische Union, die Entdeckung nicht zu veröffentlichen. Es war Scott S. Sheppard, der Ferdinand am 24. September 2003 auf Aufnahmen vom 29. bis 30. August mit dem 8,2-Meter-Subaru-Teleskop und vom 20. September 2003 mit dem 8,1-Meter-Gemini-Spiegelteleskop (beide auf Hawaii) von David C. Jewitt und ihm selbst wieder aufspürte. Am 30. September machte Matthew Holman Beobachtungen zur Bestätigung am Las-Campanas-Observatorium in Chile. Die Entdeckung wurde am 1. Oktober 2003 bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 U 2. Am 29. Dezember 2005 hat der Mond dann den offiziellen Namen Ferdinand erhalten, wie alle irregulären Uranusmonde außer Margaret nach einer Gestalt in William Shakespeares Der Sturm. Ferdinand war der Sohn von Alonso, des Königs von Neapel. Ferdinand heiratet schließlich Prosperos Tochter Miranda und hilft seinem Schwiegervater, dessen verlorenes Herzogtum Mailand wiederzugewinnen. Bislang wurden alle Uranusmonde nach Figuren von Shakespeare oder Alexander Pope benannt. Die ersten vier entdeckten Uranusmonde (Oberon, Titania, Ariel, Umbriel) wurden nach Vorschlägen von John Herschel, dem Sohn des Uranus-Entdeckers Wilhelm Herschel, benannt. Später wurde die Tradition der Namensgebung beibehalten. Die vorläufige Bezeichnung S/2001 U 2 entspricht der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU). [BIG]Bahneigenschaften [/BIG] Ferdinand umläuft Uranus auf einer retrograden, stark elliptischen Umlaufbahn zwischen 11.663.850 und 29.350.350 km von dessen Zentrum (Große Bahnhalbachse 20.507.100 km beziehungsweise 802,344 Uranusradien), also rund 20.481.500 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,4312285, die Bahn ist 167,34637° gegenüber der Ekliptik geneigt. Ferdinand ist über 35 mal so weit von Uranus entfernt wie der äußerste reguläre Mond Oberon. Bedingt durch die große Distanz zu Uranus und gravitative Störungen durch die Sonne und andere Faktoren sind die Bahnparameter dadurch möglicherweise variabel; der Mond könnte vielleicht auch (wieder) in eine heliozentrische Umlaufbahn gelangen. Die Exzentrizität wird daher auch zwischen 0,3682 und 0,3993, die Bahnneigung (gegenüber der Ekliptik) zwischen 169,793° und 169,840° und die Große Bahnhalbachse zwischen 20,430 und 20,901 Millionen km angegeben. Ferdinand ist ein Mitglied der Sycorax-Gruppe, einer Untergruppe der irregulären Monde mit sehr hoher Exzentrizität und hohen Bahnneigungen zwischen 140 und 170°, zu der auch Sycorax, Prospero und Setebos gehören. Innerhalb dieser Gruppe fällt Ferdinand als einziger jedoch durch die um etwa 20° höhere Bahnneigung auf und stellt dadurch eine eigene dynamische Gruppe dar. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Setebos ist im Mittel etwa 3,09 Millionen km von Ferdinands Orbit entfernt. Ferdinand umläuft Uranus in rund 2805 Tagen 12 Stunden und 14 Minuten beziehungsweise rund 7,681 Erdjahren. Die Umlaufzeit wird auch mit 2790,03 bis 2887,21 Tagen angegeben. Ferdinand benötigt für einen Umlauf um Uranus also mehr als die Hälfte der Umlaufzeit des Planeten Jupiter um die Sonne. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Ferdinand hat einen Durchmesser von geschätzten 21 km (nach anderen Angaben 20 km), beruhend auf dem für ihn angenommenen Rückstrahlvermögen von 4 %, das allerdings auch 7 % betragen kann. Die Oberfläche ist damit jedenfalls ausgesprochen dunkel. Seine Dichte wird auf zwischen 1,3 und 1,5 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Damit dürfte der Mond zum überwiegenden Teil aus Wassereis und silikatischem Gestein zusammengesetzt sein. An seiner Oberfläche beträgt die Schwerebeschleunigung 0,0025 m/s[SUP]2[/SUP], dies entspricht etwa 2 ‰ der irdischen. Ferdinand erscheint im Spektrum in grauer Farbe. [BIG]Entstehung[/BIG] Es wird angenommen, dass Ferdinand ein eingefangenes Objekt des Kuipergürtels ist und nicht in der Akkretionsscheibe, die das Uranussystem formte, entstanden ist. Es ist denkbar, dass der Mond von einem Kuipergürtelobjekt zunächst zu einem Zentauren wurde und daraufhin durch Uranus eingefangen wurde. Der exakte Einfangmechanismus ist nicht bekannt, doch das Einfangen eines Mondes benötigt die Dissipation von Energie. Die Hypothesen reichen von Einzug von Gas der protoplanetaren Scheibe, Interaktionen im Rahmen des Mehrkörperproblems und Einfang durch die stark anwachsende Masse von Uranus." } RObject { LocName "Himalia" Name "Himalia" Parent "Jupiter" Pioneer "Charles Dillon Perrine" Date "1904.12.03" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Himalia (auch Jupiter VI) ist der größte der äußeren oder irregulären Monde des Planeten Jupiter. Himalia wurde am 3. Dezember 1904 von dem Astronomen Charles Dillon Perrine am Lick-Observatorium (San Jose, Kalifornien) entdeckt. Benannt wurde der Mond nach der Nymphe Himalia, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. Der offizielle Name wurde erst 1975 vergeben, vorher wurde Himalia als Jupitermond VI bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Himalia umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 11.461.000 km in 250,56 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von etwa 0,16 auf und ist mit 27,5° gegenüber der lokalen Laplace-Ebene, die ungefähr mit der Bahnebene des Jupiter zusammenfällt, geneigt. Himalia ist die Namensgeberin und zugleich das größte Mitglied einer Gruppe von Monden, die sich auf ähnlichen Bahnen um Jupiter bewegen. Zur Himalia-Gruppe gehören die Monde Leda, Himalia, Lysithea und Elara. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Himalia besitzt einen mittleren Durchmesser von 170 km. Ihre Dichte ist mit 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] relativ hoch, was darauf hinweist, dass sie überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut ist. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf. In 7 Stunden 46 Minuten und 55±2 Sekunden rotiert sie um die eigene Achse. Am 19. Dezember 2000 sandte die Raumsonde Cassini Aufnahmen Himalias zur Erde, als sie Jupiter auf ihrem Weg zum Saturn passierte. Da diese aus großer Entfernung gemacht wurden, sind keine Einzelheiten auf ihrer Oberfläche erkennbar." } RObject { LocName "Leda" Name "Leda" Parent "Jupiter" Pioneer "Charles Kowal" Date "1974.09.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Leda (auch Jupiter XIII) ist einer der kleinsten bereits vor Einsatz der Voyager-Sonden bekannten Monde des Planeten Jupiter. Leda wurde am 14. September 1974 von dem Astronomen Charles Kowal auf fotografischen Platten entdeckt, die drei Tage zuvor am Observatorium auf dem Mount Palomar belichtet wurden. Als offizielles Datum der Entdeckung wird daher der 11. September 1974 angegeben. Benannt wurde der Mond nach Leda, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Leda umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 11.165.000 km in rund 240 Tagen und 12 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,15 auf und ist mit 27,5° stark gegenüber der lokalen Laplace-Ebene, die ungefähr mit der Bahnebene des Jupiter zusammenfällt, geneigt. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird sie der Himalia-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Himalia, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Leda besitzt einen mittleren Durchmesser von nur 20 km. Ihre Dichte ist mit 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] relativ hoch, was darauf hinweist, dass sie überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut ist. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 19,5[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Lysithea" Name "Lysithea" Parent "Jupiter" Pioneer "Seth Barnes Nicholson" Date "1938.07.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Lysithea (auch Jupiter X) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Lysithea wurde am 6. Juli 1938 von dem Astronomen Seth Barnes Nicholson am Mount Wilson Observatorium entdeckt. Benannt wurde der Mond nach Lysithea, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. Ihren offiziellen Namen erhielt Lysithea im Jahre 1975, vorher wurde sie als Jupiter X bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Lysithea umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 11.717.000 km in 250 Tagen und 4 Stunden und 48 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von etwa 0,11 auf und ist mit 28,3° gegenüber der lokalen Laplace-Ebene, die ungefähr mit der Bahnebene des Jupiter zusammenfällt, geneigt. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird sie der Himalia-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Himalia, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Lysithea besitzt einen mittleren Durchmesser von 36 km. Ihre Dichte ist mit 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] relativ hoch, was darauf hinweist, dass sie überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut ist. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 18,3[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Elara" Name "Elara" Parent "Jupiter" Pioneer "Charles Dillon Perrine" Date "1905.01.02" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Elara (auch Jupiter VII) ist der zweitgrößte der äußeren oder irregulären Monde des Planeten Jupiter. Elara wurde am 2. Januar 1905 von dem Astronomen Charles Dillon Perrine am Lick-Observatorium (San Jose, Kalifornien) entdeckt. Benannt wurde der Mond nach Elara, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. Ihren offiziellen Namen erhielt Elara im Jahre 1975, vorher wurde sie als Jupiter VII bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Elara umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 11.741.000 km in 259,64 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von etwa 0,22 auf und ist mit 26,6° gegenüber der lokalen Laplace-Ebene, die ungefähr mit der Bahnebene des Jupiter zusammenfällt, geneigt. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird sie der Himalia-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Himalia, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Elara hat einen mittleren Durchmesser von 86 km. Ihre Dichte ist mit 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] relativ hoch, was darauf hinweist, dass sie überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut ist. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 16,3[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2000J11" Name "2000J11" Parent "Jupiter" Pioneer "Scott S. Sheppard" Date "2000.12.05" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2000 J 11 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2000 J 11 wurde am 5. Dezember 2000 von den Astronomen Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Yanga R. Fernández und Eugene A. Magnier entdeckt. Das Objekt konnte danach allerdings lange Zeit nicht wieder aufgefunden werden und galt darum als verloren. Erst im September 2012 wurde die Wiederentdeckung von S/2000 J 11 bekanntgegeben. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2000 J 11 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 12.174.000 km in 274 Tagen und 10 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,21 auf und ist 28,3° gegenüber der lokalen Laplace-Ebene, die ungefähr mit der Bahnebene des Jupiter zusammenfällt, geneigt. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2000 J 11 der Himalia-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Himalia, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2000 J11 besitzt einen Durchmesser von etwa 4 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,4[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Carpo" Name "Carpo/Jupiter XLVI/S2003 J 20" Parent "Jupiter" Pioneer "Scott S. Sheppard" Date "2003.02.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Carpo (auch Jupiter XLVI) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 20 wurde am 9. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat am 30. März 2005 den offiziellen Namen Carpo (nach der Hore Carpo) von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erhalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Carpo umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 16.989.000 km in 456 Tagen 2 Stunden und 24 Minuten. Die Bahn weist eine große Exzentrizität von 0,4297 auf und Carpo ist der äußerste prograde (rechtläufige) Jupitermond, d. h. der äußerste Jupitermond, der Jupiter in der gleichen Richtung umläuft wie dieser sich um seine eigene Achse dreht. Wie Themisto scheint Carpo keiner der üblichen Gruppen der Jupitermonde anzugehören, die ähnliche Bahneigenschaften aufweisen. Ihre derzeitige Bahnneigung von etwa 51,4° gegenüber der Ekliptik liegt über dem Minimalwert des Kozai-Effekts, benannt nach Yoshihide Kozai der dieses Phänomen 1962 entdeckte. Dieser Effekt bewirkt einen periodischen Wechsel zwischen der Exzentrizität und der Inklination. Ist die Inklination groß genug, kann die Exzentrizität wiederum so groß werden, dass der Himmelskörper auf seiner Periapsis (engster Abstand von Jupiter) in die Nähe der großen galileischen Monde (Io, Europa, Ganymed und Kallisto) gelangt. Dies könnte dazu führen, dass Carpo irgendwann mit einem der großen Monde kollidiert oder durch deren gravitative Kräfte aus dem Jupitersystem geschleudert wird. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Carpo besitzt einen Durchmesser von etwa 3 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt, falls sie überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut sein sollte. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d. h., nur 4 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre mittlere scheinbare Helligkeit beträgt 23,0[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J12" Name "2003J12" Parent "Jupiter" Pioneer "Scott S. Sheppard" Date "2003.02.08" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 12 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 12 wurde am 8. Februar 2003 von den Astronomen Scott S. Sheppard, David C. Jewitt, Yanga R. Fernández und Eugene A. Magnier entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 12 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 12 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 17.833.000 km in 489,7 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,4920 auf. Mit einer Neigung von 151,140° gegen die Ekliptik ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegengesetzt zu Jupiters Rotationsrichtung um den Planeten. S/2003 J 12 ist der innerste der äußeren irregulären Jupitermonde. Er gehört keiner der Gruppen von Monden an, die den Planeten auf ähnlichen Bahnen umkreisen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2003 J 12 besitzt einen Durchmesser von etwa 1 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,9[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Euporie" Name "Euporie" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Euporie (auch Jupiter XXXIV) ist einer der kleinsten bekannten äußeren Monde des Planeten Jupiter. Euporie wurde am 11. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 10. Benannt wurde der Mond nach Euporie, einer der Horen aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Euporie umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 19.304.000 km in 550,74 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,1432 auf. Mit einer Bahnneigung von 145,8° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d. h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Euporie der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. Sie ist der innerste Vertreter dieser Gruppe. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Euporie hat einen mittleren Durchmesser von etwa 2 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Euporie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,1[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J3" Name "2003J3" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.05" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 3 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 3 wurde am 5. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 3 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 3 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 20.224.000 km in 583,88 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,1969 auf. Mit einer Neigung von 147,5° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 3 der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2003 J 3 besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,4[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J18" Name "2003J18" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 18 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 18 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 18 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 18 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 20.426.000 km in 596,58 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,060 auf. Mit einer Neigung von 145,9° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 18 der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2000 J 18 besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert." } RObject { LocName "Orthosie" Name "Orthosie" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Orthosie (auch Jupiter XXXV) ist einer der kleinsten bekannten äußeren Monde des Planeten Jupiter. Orthosie wurde am 11. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 9. Benannt wurde der Mond nach Orthosie, einer der Horen aus der Griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Orthosie umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 20.720.000 km in 622,56 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2808 auf. Mit einer Neigung von 145,9° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d. h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Orthosie der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Orthosie besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 2 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Orthosie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 23,1[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Euanthe" Name "Euanthe" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Euanthe (auch Jupiter XXXIII) ist einer der kleinsten bekannten äußeren Monde des Planeten Jupiter. Euanthe wurde am 11. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 7. Benannt wurde der Mond nach Euanthe, die als Mutter der Chariten aus der griechischen Mythologie angesehen wird. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Euanthe umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 20.799.000 km in 620 Tagen und 14 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,232 auf. Mit einer Neigung von 148,9° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Euanthe der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Euanthe hat einen mittleren Durchmesser von etwa 3 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut ist. Euanthe weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,8[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Thyone" Name "Thyone" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Thyone (auch Jupiter XXIX) ist einer der kleinsten bekannten äußeren Monde des Planeten Jupiter. Thyone wurde am 11. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 2. Benannt wurde der Mond nach Thyone, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Thyone umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 20.940.000 km in 627 Tagen und 7 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,229 auf. Mit einer Neigung von 148,5° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d. h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Thyone der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Thyone besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 4 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Thyone weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,3[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J16" Name "2003J16" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 16 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 16 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 16 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 16 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 20.957.000 km in 616 Tagen, 8 Stunden und 38 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2246 auf. Mit einer Neigung von 148,5° gegen die Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 16 der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2000 J 16 besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert." } RObject { LocName "Mneme" Name "2003J21" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Mneme (auch Jupiter XL) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. Mneme wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Mneme ist nach der Muse Mneme benannt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Mneme umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 21.069.000 km in 620 Tagen und 58 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2273 auf. Mit einer Neigung von 148,6° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Mneme der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Mneme besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Die Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt, sofern die Annahme eines Aufbaus aus überwiegend aus silikatischem Gestein zutreffend ist. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 23,3[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Harpalyke" Name "Harpalyke" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Harpalyke (auch Jupiter XXII) ist einer der kleinsten bekannten äußeren Monde des Planeten Jupiter. Harpalyke wurde am 23. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 5. Benannt wurde der Mond nach Harpalyke, einer Tochter des Klymenos aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Harpalyke umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 21.105.000 km in 623 Tagen und 7 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,226 auf. Mit einer Neigung von 148,6° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d. h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Harpalyke der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Harpalyke besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 4 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Harpalyke weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h. nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,2[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Hermippe" Name "Hermippe" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Hermippe (auch Jupiter XXX) ist einer der kleinsten bekannten äußeren Monde des Planeten Jupiter. Hermippe wurde am 9. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 3. Benannt wurde der Mond nach Hermippe, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Hermippe umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 21.131.000 km in 633 Tagen und 22 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,210 auf. Mit einer Neigung von 150,7° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Hermippe der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Hermippe besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 4 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Hermippe besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,1[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Praxidike" Name "Praxidike" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Praxidike (auch Jupiter XXVII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Praxidike wurde am 23. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 7. Benannt wurde der Mond nach Praxidike, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Praxidike umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 21.147.000 km in 625 Tagen und 7 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,230 auf. Mit einer Neigung von 149,0° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d. h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Praxidike der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Praxidike besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 7 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Praxidike weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d. h. nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 21,2[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Thelxinoe" Name "2003J22" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2004" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Thelxinoe (Jupiter XLII) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. Thelxinoe wurde im Jahre 2004 auf fotografischen Aufnahmen entdeckt, die am 9. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii gemacht worden waren. Der Mond hat am 30. März 2005 den offiziellen Namen Thelxinoe von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erhalten. Benannt wurde der Mond nach Thelxinoe, eine der titanischen Musen. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Thelxinoe umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 21.162.000 km in 628 Tagen und 43 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2206 auf. Mit einer Neigung von 151,4° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Thelxinoe der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Thelxinoe besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 23,5[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Helike" Name "2003J6" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Helike (auch Jupiter XLV) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. Helike wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2003 J 6, und wurde am 30. März 2005 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) offiziell nach der antiken griechischen Stadt Helike benannt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Helike umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 21.263.000 km in 634 Tagen und 19 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,156 auf. Mit einer Neigung von 154,8° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird Helike der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Helike besitzt einen Durchmesser von etwa 4 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 22,6[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Iocaste" Name "Iocaste" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Iocaste (auch Jupiter XXIV) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Iocaste wurde am 23. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 3. Benannt wurde der Mond nach Iokaste, der Mutter des Ödipus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Iocaste umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 21.269.000 km in 631 Tagen und 12 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,216 auf. Mit einer Neigung von 149,4° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d. h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Iocaste der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Iocaste besitzt einen Durchmesser von etwa 5 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut und weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h. nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 21,8[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Ananke" Name "Ananke" Parent "Jupiter" Pioneer "Seth Barnes Nicholson" Date "1951.09.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ananke (auch Jupiter XII) ist einer der äußeren Monde des Planeten Jupiter. Ananke wurde am 28. September 1951 von dem Astronomen Seth Barnes Nicholson am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien entdeckt. Benannt wurde der Mond nach Ananke, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. Seinen offiziellen Namen erhielt er 1975, vorher wurde er einfach als Jupitermond XII bezeichnet, da er der zwölfte entdeckte Mond bei Jupiter war. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Ananke umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 21,28 Mio. km in 629 Tagen, 18 Stunden und 29 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2435 auf. Mit einer Neigung von 148,9° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d. h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiters um den Planeten. Ananke ist die Namensgeberin einer Gruppe von Monden, die sich auf ähnlichen Bahnen um Jupiter bewegen. Die Ananke-Gruppe umfasst acht bis sechzehn Monde, wobei Ananke das größte Mitglied ist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Ananke hat einen mittleren Durchmesser von etwa 28 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Ananke hat eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 18,8[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J15" Name "2003J15" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 15 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 15 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 15 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 15 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 22.627.000 km in 689 Tagen, 18 Stunden und 29 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,1910 auf. Mit einer Neigung von 146,5° gegen die lokale Laplace-Ebene ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 15 der Ananke-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Ananke, zugeordnet. S/2003 J 15 ist das äußerste Mitglied der Gruppe. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2000 J 15 besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert." } RObject { LocName "Eurydome" Name "Eurydome" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Eurydome (auch Jupiter XXXII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Eurydome wurde am 9. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 4. Benannt wurde der Mond nach Eurydome, einer der Chariten aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Eurydome umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 22.865.000 km in 717 Tagen und 7 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,276 auf. Mit einer Neigung von 150,3° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Eurydome der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. Eurydome ist das innerste Mitglied der Gruppe. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Eurydome hat einen mittleren Durchmesser von etwa 3 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Eurydome weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,7[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Arche" Name "2002J1" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2002.10.31" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Arche (auch Jupiter XLIII) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2002 J 1 wurde am 31. Oktober 2002 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat am 30. März 2005 den offiziellen Namen Arche von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erhalten. Benannt wurde der Mond nach Arche, eine der titanische Musen. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Arche umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 22.931.000 km in 723 Tagen, 22 Stunden und 36 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2588 auf. Mit einer Neigung von 165,001° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird Arche der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Arche besitzt einen Durchmesser von etwa 3 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 22,8[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Herse" Name "2003J17" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Herse (auch Jupiter L) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. Herse wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2003 J 17, und wurde am 9. November 2009 offiziell nach Herse benannt, der Tochter des Königs Kekrops aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Herse umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 22.992.000 km in 714 Tagen, 11 Stunden und 17 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2378 auf. Mit einer Neigung von 164,917° gegen die Ekliptik ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird Herse der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Herse besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert." } RObject { LocName "Pasithee" Name "Pasithee" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.11" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Pasithee (auch Jupiter XXXVIII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Pasithee wurde am 11. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Er erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 6. Benannt wurde der Mond nach Pasithea, einer der Chariten aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Pasithee umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.004.000 km in 719 Tagen, 10 Stunden und 34 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2675 auf. Mit einer Neigung von 165,138° ist die Bahn retrograd, das heißt, der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Pasithee der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Pasithee besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Pasithee weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,2[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J10" Name "2003J10" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 10 ist einer der kleinsten bekannten Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 10 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 10 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 10 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.041.000 km in 716 Tagen und 6 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,214 auf. Mit einer Neigung von 165° gegen die Ekliptik ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 10 der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2000 J 10 besitzt einen Durchmesser von etwa 3 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 23,6[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Chaldene" Name "Chaldene" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.26" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Chaldene (auch Jupiter XXI) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Chaldene wurde am 26. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Er erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 10. Benannt wurde der Mond nach Chaldene, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Chaldene umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.100.000 km in 723 Tagen, 16 Stunden und 48 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2590 auf. Mit einer Neigung von 165,191° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Chaldene der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Chaldene hat einen Durchmesser von etwa 3,8 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Chaldene weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 22,5[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Kale" Name "Kale" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kale (auch Jupiter XXXVII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Kale wurde am 9. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Er erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 8. Benannt wurde der Mond nach Kale, einer der Chariten aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Kale umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.217.000 km in 729 Tagen, 11 Stunden und 17 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2599 auf. Mit einer Neigung von 164,996° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seine Bahneigenschaften wird Kale der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Kale besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 2 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Kale weist eine sehr dunkle Oberfläche auf mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,0[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Isonoe" Name "Isonoe" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Isonoe (auch Jupiter XXVI) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Isonoe wurde am 23. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Er erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 6. Benannt wurde der Mond nach Isonoe, einer der Danaiden und Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Isonoe umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.155.000 km in 725 Tagen und 12 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,246 auf. Mit einer Neigung von 165,2° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Isonoe der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Isonoe besitzt einen Durchmesser von etwa 4 km. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Isonoe weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 22,5[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Aitne" Name "Aitne" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Aitne (auch Jupiter XXXI) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Aitne wurde am 9. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Er erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 11. Benannt wurde der Mond nach der Göttin Aitne aus der griechischen Mythologie, der Personifikation der Gebirge. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Aitne umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.229.000 km in 730 Tagen, 4 Stunden und 19 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2643 auf. Mit einer Neigung von 165,091° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird Aitne der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Aitne hat einen mittleren Durchmesser von etwa 3 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Aitne weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf." } RObject { LocName "Erinome" Name "Erinome" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Erinome (auch Jupiter XXV) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Erinome wurde am 23. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Er erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 4. Benannt wurde der Mond nach Erinome aus der griechischen Mythologie, der Tochter des Celes, die zur Liebe mit Zeus gedrängt wurde. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Erinome umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.196.000 km in 728 Tagen, 12 Stunden und 14 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2665 auf. Mit einer Neigung von 164,934° ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird Erinome der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Erinome hat einen mittleren Durchmesser von etwa 3 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt, was sich aus der Annahme eines Aufbaus aus überwiegend silikatischem Gestein ableitet. Erinome weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Die scheinbare Helligkeit beträgt 22,8[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Taygete" Name "Taygete" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.25" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Taygete (Jupitermond XX) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Taygete wurde am 25. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Er erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 9. Benannt wurde der Mond nach Taygete, einer der Plejaden und Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Taygete umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.360.000 km in 732 Tagen und 5 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,252 auf. Mit einer Neigung von 165,2° ist die Bahn retrograd, das heißt, der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird Taygete der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Taygete besitzt einen Durchmesser von etwa 5 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Taygete weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 21,9[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J9" Name "2003J9" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 9 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 9 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) und wird daher vorläufig, entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU), als S/2003 J 9 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 9 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 22.441.680 km in 683 Tagen, 6 Stunden und 58 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,269 auf. Mit einer Neigung von 164,5° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegengesetzt zu Jupiters Rotationsrichtung um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 9 der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2003 J 9 besitzt einen Durchmesser von etwa einem Kilometer. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d. h. nur vier Prozent des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,7[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Carme" Name "Carme" Parent "Jupiter" Pioneer "Seth Barnes Nicholson" Date "1938.07.30" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Carme (auch Jupiter XI) ist einer der äußeren Monde des Planeten Jupiter. Carme wurde am 30. Juli 1938 von dem Astronomen Seth Barnes Nicholson am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien entdeckt. Nicholson fotografierte Jupiter zwischen dem 5. Juli und dem 25. August, wobei Carme auf einer fotografischen Platte sichtbar war, die am 30. Juli belichtet wurde. Die Entdeckung eines neuen Mondes bei Jupiter wurde dann Ende August des Jahres bekannt gegeben. Benannt wurde der Mond nach Karme, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. Seinen offiziellen Namen erhielt er erst 1975, vorher wurde er einfach als Jupitermond XI bezeichnet, da er der elfte entdeckte Mond bei Jupiter war. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Carme umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.404.000 km in 734 Tagen, 4 Stunden und 48 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2533 auf. Mit einer Neigung von 164,907° ist die Bahn retrograd, d. h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund dieser Bahndaten kann Carme nicht um Jupiter entstanden sein, sondern ist vermutlich ein eingefangenes Objekt. Allerdings ist noch unklar, wie dieser Vorgang genau ablief. Carme ist der Namensgeber einer Gruppe von Monden, die sich auf ähnlichen Bahnen um Jupiter bewegen. Die Carme-Gruppe umfasst siebzehn Monde, wobei Carme das größte Mitglied ist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Carme hat einen mittleren Durchmesser von etwa 46 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Carme weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 17,6[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Sponde" Name "Sponde" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sponde (Jupitermond XXXVI) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Sponde wurde am 9. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 5. Benannt wurde der Mond nach Sponde, einer der Horen aus der Griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Sponde umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.487.000 km in 748 Tagen, 8 Stunden und 10 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,3121 auf. Mit einer Neigung von 150,998° ist die Bahn retrograd, das heißt, der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Sponde der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Sponde besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 2 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Sponde weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 23,0[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J5" Name "2003J5" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 5 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 5 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 5 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 5 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.495.000 km in 738 Tagen, 17 Stunden und 31 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2478 auf. Mit einer Neigung von 165,247° ist die Bahn retrograd, d. h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 5 der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2000 J 5 besitzt einen Durchmesser von etwa 4 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d. h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 22,4[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J19" Name "2003J19" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 19 ist einer der kleinsten Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 19 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 19 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 19 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.533.000 km in 740 Tagen, 10 Stunden und 5 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2478 auf. Mit einer Neigung von 165,153° gegen die Ekliptik ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 19 der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Aus der scheinbaren Helligkeit von 23,7[SUP]m[/SUP] und der geschätzten Albedo von 0,04 (d.h. nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichtes werden reflektiert) leitet sich für S/2000 J 19 ein Durchmesser von nur etwa 2 km ab. Noch unsicherer sind die Abschätzungen über die mittlere Dichte: Es spricht viel dafür, dass der Zwergmond den Körpern des Asteroidengürtels ähnelt. Daraus leitet sich ein Aufbau überwiegend aus silikatischem Gestein ab, was wiederum eine geschätzte Dichte von 2,6 g/cm³ im Falle eines kompakten Körpers erwarten lässt. Dieser Wert kann aber, sollte der Mond eher einem Konglomerat kosmischen Schutts ähneln, wie etwa der Asteroid Mathilde, sogar nur knapp über 1 g/cm[SUP]3[/SUP] liegen." } RObject { LocName "2003J23" Name "2003J23" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 23 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 23 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) und wird deshalb entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 23 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 23 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.563.000 km in 732 Tagen, 10 Stunden und 34 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2714 auf. Mit einer Neigung von 146,314° gegen die Ekliptik ist die Bahn retrograd, d.h. der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 23 der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2000 J 23 besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,6[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Kalyke" Name "Kalyke" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kalyke (auch Jupiter XXIII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Kalyke wurde am 23. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Er erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 2. Benannt wurde der Mond nach Kalyke, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Kalyke umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.583.000 km in 743 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,245 auf. Mit einer Neigung von 165,2° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird Kalyke der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Kalyke besitzt einen Durchmesser von etwa 5 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Kalyke weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 21,8[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Pasiphae" Name "Pasiphae" Parent "Jupiter" Pioneer "Philibert Jacques Melotte" Date "1908.01.27" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Pasiphae oder Pasiphaë (auch Jupiter VIII) ist einer der äußeren Monde des Planeten Jupiter. Pasiphae wurde am 27. Januar 1908 von dem Astronomen Philibert Jacques Melotte entdeckt. Sie wurde erstmals auf fotografischen Platten gefunden, die in der Nacht des 28. Februar 1908 am Royal Greenwich Observatorium (England) belichtet worden waren. Die Untersuchung anderer Platten zeigte, dass das Objekt bereits am 27. Januar aufgenommen worden war. Da zunächst nicht klar war, ob es sich um einen Asteroiden oder Mond handelte, erhielt es die vorläufige Asteroidenbezeichnung 1908 CJ. Am 10. April konnte schließlich die Entdeckung eines achten Mondes bei Jupiter bestätigt werden. Benannt wurde der Mond nach Pasiphae, der Gattin des Minos und Mutter des Minotaurus aus der griechischen Mythologie. Ihren offiziellen Namen erhielt sie 1975, vorher wurde sie als Jupitermond VIII bezeichnet. Pasiphae ist die Namensgeberin einer Gruppe von Jupitermonden, die sich auf ähnlichen Bahnen bewegen. Die Pasiphae-Gruppe besteht aus dreizehn Mitgliedern, wobei Pasiphae das größte ist. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Pasiphae umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.624.000 km in 743 Tagen, 15 Stunden und 7 Minuten. Die Bahn weist eine starke Exzentrizität von 0,4090 auf. Mit einer Neigung von 151,431° ist die Bahn retrograd, d. h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Pasiphae besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 60 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Pasiphae weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 17,0[SUP]m[/SUP]. Die mittlere Temperatur an ihrer Oberfläche beträgt -102 °C." } RObject { LocName "Eukelade" Name "2003J1" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.05" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Eukelade (auch Jupiter XLVII) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 1 wurde am 5. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat am 30. März 2005 den offiziellen Namen Eukelade (nach Eukelade, einer Tochter von Zeus) von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erhalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Eukelade umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.661.000 km in 746 Tagen und 10 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,272 auf. Mit einer Neigung von 165,5° ist die Bahn retrograd, d. h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird Eukelade der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Eukelade besitzt einen Durchmesser von etwa 4 km. Seine Dichte wird unter der Annahme eines überwiegenden Aufbaus aus silikatischem Gestein auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 22,6[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Megaclite" Name "Megaclite" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2000.11.25" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Megaclite (auch Jupiter XIX) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Megaclite wurde am 25. November 2000 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 J 8. Benannt wurde der Mond nach Megaclite, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Megaclite umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.806.000 km in 752 Tagen und 19 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,421 auf. Mit einer Neigung von 152,8° ist die Bahn retrograd, das heißt, der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Megaclite der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Megaclite besitzt einen Durchmesser von etwa 5 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Megaclite weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 21,7[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J4" Name "2003J4" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.05" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 4 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 4 wurde am 5. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 4 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 4 umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.930.000 km in 755 Tagen, 5 Stunden und 46 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,3618 auf. Mit einer Neigung von 149,581° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird S/2003 J 4 der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2003 J 4 besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,0[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Sinope" Name "Sinope" Parent "Jupiter" Pioneer "Seth Barnes Nicholson" Date "1914.07.01" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sinope (auch Jupiter IX) ist einer der äußersten bekannten Monde des Planeten Jupiter. Sinope wurde am 1. Juli 1914 von dem Astronomen Seth Barnes Nicholson am Lick-Observatorium entdeckt. Benannt wurde der Mond nach Sinope, einer Nymphe aus der griechischen Mythologie, die von Zeus umworben und von Apollon entführt wurde. Seinen offiziellen Namen erhielt er erst 1975, vorher wurde er einfach als Jupitermond IX bezeichnet, da er der neunte entdeckte Mond bei Jupiter war. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Sinope umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.939.000 km in 758 Tagen, 21 Stunden und 36 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2495 auf. Mit einer Neigung von 158,109° ist die Bahn retrograd, das heißt, der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Sinope wird aufgrund ihrer Bahneigenschaften der Pasiphae-Gruppe zugerechnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Sinope besitzt einen mittleren Durchmesser von etwa 38 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Sinope weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 18,1[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Hegemone" Name "2003J8" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.08" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Hegemone (auch Jupiter XXXIX) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. Hegemone wurde am 8. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt, und wurde zunächst mit der vorläufigen Bezeichnung S/2003 J 8 versehen. Am 30. März 2005 erhielt der Mond von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) den offiziellen Namen Hegemone, nach einer der Chariten aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Hegemone umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.947.000 km in 739 Tagen, 14 Stunden und 24 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,3276 auf. Mit einer Neigung von 155,214° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Hegemone der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Hegemone besitzt einen Durchmesser von etwa 3 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,9[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Cyllene" Name "2003J13" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.08" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Cyllene (Jupiter XLVIII) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. Cyllene wurde am 8. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat am 30. März 2005 seinen offiziellen Namen (nach der Nymphe Kyllene) von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erhalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Cyllene umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 24.349.000 km in 737,8 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,319 auf. Mit einer Neigung von 149,3° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Cyllene der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Cyllene besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Sie weist sehr wahrscheinlich eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert." } RObject { LocName "Aoede" Name "2003J7" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.08" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Aoede (auch Jupiter XLI) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. Aoede wurde am 8. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat am 30. März 2005 den Namen Aoede (nach der Muse Aoide) von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erhalten. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Aoede umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.980.000 km in 761,5 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,4322 auf. Mit einer Neigung von 158,257° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Aoede der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Aoede besitzt einen Durchmesser von etwa 4 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt, sofern sie überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut ist. Sie weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,5[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Kore" Name "2003J14" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.08" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kore (Jupitermond XLIX) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. Kore wurde am 8. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond wurde entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 14 bezeichnet und erhielt 2007 den Namen Kore nach einem Alternativnamen der Persephone. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Kore umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 24.543.000 km in 779,2 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,325 auf. Mit einer Neigung von 145,0° ist die Bahn retrograd, d. h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Kore der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Kore besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Sie weist möglicherweise eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d. h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert." } RObject { LocName "Kallichore" Name "2003J11" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kallichore (Jupiter XLIV) ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 11 wurde am 6. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat am 30. März 2005 den offiziellen Namen Kallichore von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) erhalten. Benannt wurde der Mond nach Kallirrhoë, einer Figur der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Kallichore umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 24.043.000 km in 764,7 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,264 auf. Mit einer Neigung von 165,5° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund seiner Bahneigenschaften wird er der Carme-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Carme, zugeordnet. Kallichore ist das äußerste bekannte Mitglied der Gruppe. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Kallichore besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist wahrscheinlich eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,7[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Autonoe" Name "Autonoe" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2001.12.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Autonoe (auch Jupiter XXVIII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Jupiter. Autonoe wurde am 10. Dezember 2001 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2001 J 1. Benannt wurde der Mond nach Autonoë, der Schwester der Semele, einer Geliebten des Zeus aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Autonoe umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 23.039.000 km in 762 Tagen und 17 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,334 auf. Mit einer Neigung von 152,9° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Aufgrund ihrer Bahneigenschaften wird Autonoe der Pasiphae-Gruppe, benannt nach dem Jupitermond Pasiphae, zugeordnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Autonoe hat einen mittleren Durchmesser von etwa 4 km. Ihre Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Sie ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Autonoe weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 22,0[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Callirrhoe" Name "Callirrhoe" Parent "Jupiter" Pioneer "Timothy B. Spahr" Date "1999.10.06" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Callirrhoe (auch Jupiter XVII) ist einer der äußersten Monde des Planeten Jupiter. Callirrhoe wurde am 6. Oktober 1999 von den Astronomen Timothy B. Spahr, Jim V. Scotti, Robert S. McMillan, Jeff A. Larsen, Joe Montani, Arianna E. Gleason und Tom Gehrels im Rahmen des Spacewatch-Programmes entdeckt. Zunächst hielt man den Himmelskörper für einen Asteroiden (1999 UX18). Timothy B. Spahr stellte am 18. Juli 2000 fest, dass es sich um einen weiteren Mond des Jupiter handelte, der dann die vorläufige Bezeichnung S/1999 J 1 erhielt. Benannt wurde der Mond nach Kallirhoe, der Mutter des Ganymed aus der griechischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Callirrhoe umkreist Jupiter in einem mittleren Abstand von 24.102.000 km in etwa 759 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,283 auf. Mit einer Neigung von 147,1° ist die Bahn retrograd, d.h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Callirrhoe wird aufgrund ihrer Bahneigenschaften der Pasiphae-Gruppe zugerechnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Callirrhoe hat einen mittleren Durchmesser von etwa 7 km. Die Dichte wird sehr grob auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt, denn der Mond ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Callirrhoe weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04, d.h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Ihre scheinbare Helligkeit beträgt 20,8[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "2003J2" Name "2003J2" Parent "Jupiter" Pioneer "IFA Hawaii" Date "2003.02.05" Descr "[BIG]Definition[/BIG] S/2003 J 2 ist einer der kleineren Monde des Planeten Jupiter. S/2003 J 2 wurde am 5. Februar 2003 von Astronomen der Universität Hawaii entdeckt. Der Mond hat noch keinen offiziellen Namen erhalten (bei den Jupitermonden sind dies in der Regel weibliche Gestalten aus der griechischen Mythologie) sondern wird entsprechend der Systematik der Internationalen Astronomischen Union (IAU) vorläufig als S/2003 J 2 bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] S/2003 J 2 ist der bislang äußerste bekannte Mond des Jupiter. Er umkreist den Planeten in einem mittleren Abstand von 29.541.000 km in 979 Tagen, 23 Stunden und 46 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,2255 auf. Mit einer Neigung von 160,638° ist die Bahn retrograd, d. h., der Mond bewegt sich entgegen der Rotationsrichtung des Jupiter um den Planeten. Er gehört keiner bekannten Gruppe von Monden an, die den Jupiter auf gemeinsamen Bahnen umkreisen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] S/2003 J 2 besitzt einen Durchmesser von etwa 2 km. Seine Dichte wird auf 2,6 g/cm[SUP]3[/SUP] geschätzt. Er ist vermutlich überwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut. Er weist eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,04 auf, d. h., nur 4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 23,2[SUP]m[/SUP]." } RObject { LocName "Ymir" Name "Ymir" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.10.25" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ymir (auch Saturn XIX) ist der drittäußere bekannte Mond des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Ymir durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 7. August bis zum 29. September 2000 wurde am 25. Oktober 2000 bekannt gegeben. Ymir erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 1. Benannt wurde der Mond nach Ymir, dem Urriesen der nordischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Ymir umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 23.041.000 km in 1315 Tagen und 10 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,335. Die Bahn ist 173,1° gegen die Ekliptik geneigt und damit retrograd, d. h., der Mond läuft entgegengesetzt zur Rotationsrichtung des Saturn um den Planeten. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Ymir hat einen Durchmesser von 18 km. Seine Dichte ist mit 2,3 g/cm[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Der Mond ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 21,7[SUP]m[/SUP] ist er ein äußerst lichtschwaches Objekt." } RObject { LocName "Thrymr" Name "Thrymr" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.12.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Thrymr (auch Saturn XXX) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Thrymr durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 23. September bis zum 27. November 2000 wurde am 7. Dezember 2000 bekannt gegeben. Thrymr erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 7. Benannt wurde der Mond nach Thrymr, einem Frostriesen aus der nordischen Mythologie. Für den Mond wird oftmals die Bezeichnung Thrym verwendet, dieser Name wurde auch zunächst veröffentlicht. Die Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) der Internationalen Astronomischen Union (IAU) entschloss sich jedoch später, die ursprüngliche nordische Schreibweise zu verwenden. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Thrymr umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 20.219.000 km in 1091 Tagen und 18 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,3336. Die Bahn ist 175,815° gegen die Ekliptik geneigt und ist damit retrograd, d. h., der Mond läuft entgegengesetzt zur Rotationsrichtung des Saturn um den Planeten. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Thrymr besitzt einen Durchmesser von nur 5,6 km. Seine Dichte ist mit 2,3 g/m[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 23,9[SUP]m[/SUP] ist er ein äußerst lichtschwaches Objekt. Thrymr ist möglicherweise ein Bruchstück des Saturnmondes Phoebe, das bei einem Impaktereignis abgesprengt wurde." } RObject { LocName "Suttungr" Name "Suttungr" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.12.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Suttungr (auch Saturn XXIII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Suttungr durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 23. September bis zum 27. November 2000 wurde am 7. Dezember 2000 bekannt gegeben. Suttungr erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 12. Benannt wurde der Mond nach Suttungr, einem Riesen aus der nordischen Mythologie. Für den Mond wird oftmals die Bezeichnung Suttung verwendet, dieser Name wurde auch zunächst veröffentlicht. Die Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) der Internationalen Astronomischen Union (IAU) entschloss sich jedoch später, die ursprüngliche nordische Schreibweise zu verwenden. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Suttungr umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 19.465.000 km in 1016 Tagen und 13 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,3336. Die Bahn ist 175,811° gegen die Ekliptik geneigt und damit retrograd, d. h., der Mond läuft entgegengesetzt zur Rotationsrichtung des Saturn um den Planeten. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Suttungr besitzt einen Durchmesser von 5,6 km. Seine Dichte ist mit 2,3 g/m[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 23,9[SUP]m[/SUP] ist er ein äußerst lichtschwaches Objekt. Suttungr ist möglicherweise ein Bruchstück des Saturnmondes Phoebe, das bei einem Impaktereignis abgesprengt wurde." } RObject { LocName "Narvi" Name "2003S1" Parent "Saturn" Pioneer "Scott S. Sheppard" Date "2003.04.08" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Narvi (auch Saturn XXXI) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Narvi durch Scott S. Sheppard, David C. Jewitt und Jan Kleyna auf Aufnahmen vom 5. Februar bis zum 3. April 2003 wurde am 8. April 2003 bekannt gegeben. Narvi erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2003 S 1. Im Januar 2005 wurde der Mond dann nach dem Riesen Narfi aus der nordischen Mythologie benannt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Narvi umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 18.719.000 km in 956 Tagen und 6 Stunden. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,3522° auf und ist mit 134,592° stark gegen die Ekliptik geneigt ist, die in dieser Entfernung vom Saturn die Laplace-Ebene darstellt. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Narvi besitzt einen Durchmesser von 6,6 km. Mit einer Albedo von 0,06 ist seine Oberfläche sehr dunkel. Nur 6 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert." } RObject { LocName "Mundilfari" Name "Mundilfari" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.12.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Mundilfari (auch Saturn XXV) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Mundilfari durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 23. September bis zum 27. November 2000 wurde am 7. Dezember 2000 bekannt gegeben. Mundilfari erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 9. Benannt wurde der Mond nach Mundilfari, einem Riesen aus der Nordischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Mundilfari umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 18.722.000 km in 951 Tagen und 13 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,2078. Die Bahn ist 167,461° gegen die Ekliptik geneigt und damit retrograd, d. h., der Mond läuft entgegengesetzt zur Rotationsrichtung des Saturn um den Planeten. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Mundilfari besitzt einen Durchmesser von nur 5,6 km. Seine Dichte ist mit 2,5 g/cm[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 23,8[SUP]m[/SUP] ist er ein äußerst lichtschwaches Objekt. Mundilfari ist möglicherweise ein Bruchstück des Saturnmondes Phoebe, das bei einem Impaktereignis abgesprengt wurde." } RObject { LocName "Tarvos" Name "Tarvos" Parent "Saturn" Pioneer "Brett J. Gladman" Date "2000.10.25" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Tarvos (auch Saturn XXI) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Tarvos durch ein Team bestehend aus Brett J. Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 23. bis zum 27. September 2000 wurde am 25. Oktober 2000 bekannt gegeben. Tarvos erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 4. Benannt wurde der Mond nach Tarvos, einem Gott aus der keltischen Mythologie. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Tarvos umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 18.239.000 km in rund 926 Tagen und 3 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,5365, wobei die Bahn mit 33,495° stark gegen die Ekliptik geneigt ist, die in dieser Entfernung vom Saturn die Laplace-Ebene darstellt. Tarvos gehört zur Gallischen Gruppe der Saturnmonde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Tarvos besitzt einen Durchmesser von 13 km. Seine Dichte ist mit 2,3 g/m[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 22,1[SUP]m[/SUP] ist er ein äußerst lichtschwaches Objekt." } RObject { LocName "Siarnaq" Name "Siarnaq" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.10.25" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Siarnaq (auch Saturn XXIX) ist einer der mittleren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Siarnaq durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 23. bis zum 29. September 2000 wurde am 25. Oktober 2000 bekannt gegeben. Siarnaq erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 3. Benannt wurde der Mond nach Siarnaq, einer Göttin aus der Mythologie der Inuit. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Siarnaq umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 18.195.000 km in rund 895 Tagen und 13 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,2962, wobei die Bahn mit 45,539° stark gegen die Ekliptik geneigt ist, die in dieser Entfernung vom Saturn die Laplace-Ebene darstellt. Siarnaq gehört zur Inuit-Gruppe der Saturnmonde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Siarnaq besitzt einen Durchmesser von 40 km. Ihre Dichte ist mit 2,5 g/m[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Sie ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Siarnaq besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 20,1[SUP]m[/SUP] ist sie ein äußerst lichtschwaches Objekt." } RObject { LocName "Erriapus" Name "Erriapo" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.12.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Erriapus (auch Saturn XXVIII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Erriapus durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 23. September bis zum 27. November 2000 wurde am 7. Dezember 2000 bekannt gegeben. Erriapus erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 10. Benannt wurde der Mond nach Erriapus, einem Riesen aus der keltischen Mythologie. Bis Dezember 2007 trug der Mond durch einen Irrtum den Namen Erriapo, der Dativform des Namens Erriapus. Per IAU Entscheidung wurde der Name auf Erriapus geändert. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Erriapus umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 17.604.000 km in 871 Tagen und 6 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,4740, wobei die Bahn mit 34,469° stark gegen die Ekliptik geneigt ist, die in dieser Entfernung vom Saturn die Laplace-Ebene darstellt. Erriapus gehört zur Gallischen Gruppe der Saturnmonde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Erriapus besitzt einen Durchmesser von nur 8 km. Seine Dichte ist mit 2,3 g/m[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 23,0[SUP]m[/SUP] ist er ein äußerst lichtschwaches Objekt." } RObject { LocName "Albiorix" Name "Albiorix" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.12.19" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Albiorix (auch Saturn XXVI) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Albiorix durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 9. November bis zum 17. Dezember 2000 wurde am 19. Dezember 2000 bekannt gegeben. Albiorix erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 11. Benannt wurde der Mond nach Albiorix, einer Gottheit aus der keltischen Mythologie, die auch unter dem Namen Teutates (Toutatis) bekannt ist. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Albiorix umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 16.394.000 km in rund 783 Tagen und 11 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,4791, wobei die Bahn mit 33,979° stark gegen die Ekliptik geneigt ist. Albiorix gehört zur Gallischen Gruppe der Saturnmonde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Albiorix besitzt einen Durchmesser von 26 km. Seine Dichte ist mit 2,3 g/m[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 20,5[SUP]m[/SUP] ist er ein äußerst lichtschwaches Objekt. Die Rotationsperiode wurde von der Raumsonde Cassini-Huygens gemessen und beträgt etwa 13 Stunden und 19 Minuten." } RObject { LocName "Skathi" Name "Skathi" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.12.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Skathi (auch Saturn XXVII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Skathi durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 23. September bis zum 27. November 2000 wurde am 7. Dezember 2000 bekannt gegeben. Skathi erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 8. Benannt wurde der Mond nach Skathi, einer Riesin aus der nordischen Mythologie. Für den Mond wird oftmals die Bezeichnung Skadi verwendet, dieser Name wurde auch zunächst veröffentlicht. Die Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) der Internationalen Astronomischen Union (IAU) entschloss sich jedoch später, die ursprüngliche nordische Schreibweise zu verwenden. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Skathi umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 15.641.000 km in rund 728 Tagen und 4 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,2690. Die Bahn ist 152,621° gegen die Ekliptik geneigt und ist damit rückläufig, d. h., der Mond läuft entgegen der Rotationsrichtung des Saturn um den Planeten. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Skathi besitzt einen Durchmesser von nur 6 km. Ihre Dichte ist mit 2,3 g/cm[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Sie ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Sie besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 23,6[SUP]m[/SUP] ist sie ein äußerst lichtschwaches Objekt. Skathi könnte möglicherweise ein Bruchstück des Mondes Phoebe sein, das bei einem Impaktereignis abgesprengt wurde." } RObject { LocName "Paaliaq" Name "Paaliaq" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.10.25" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Paaliaq (auch Saturn XX) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Paaliaq durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 7. August bis zum 24. September 2000 wurde am 25. Oktober 2000 bekannt gegeben. Paaliaq erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 2. Benannt wurde der Mond nach Paaliaq, einem Riesen aus der Mythologie der Inuit. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Paaliaq umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand 15.198.000 km in rund 687 Tagen. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,3632, wobei die Bahn mit 45,077° stark gegen die Ekliptik geneigt ist, die in dieser Entfernung vom Saturn die Laplace-Ebene darstellt. Paaliaq gehört zur Inuit-Gruppe der Saturnmonde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Paaliaq besitzt einen Durchmesser von 19 km. Seine Dichte ist mit 2,3 g/m[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 21,3[SUP]m[/SUP] ist er ein äußerst lichtschwaches Objekt." } RObject { LocName "Ijiraq" Name "Ijiraq" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.11.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ijiraq (auch Saturn XXII) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Ijiraq durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 23. September bis zum 4. November 2000 wurde am 18. November 2000 bekannt gegeben. Ijiraq erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 6. Benannt wurde der Mond nach Ijiraq, einem Riesen aus der Mythologie der Inuit. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Ijiraq umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand 11.442.000 km in rund 451 Tagen und 11 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,3215, wobei die Bahn mit 46,750° stark gegen die Ekliptik geneigt ist, die in dieser Entfernung vom Saturn die Laplace-Ebene darstellt. Ijiraq gehört zur Inuit-Gruppe der Saturnmonde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Ijiraq besitzt einen Durchmesser von 10 km. Seine Dichte ist mit 2,3 g/m[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 22,6[SUP]m[/SUP] handelt es sich um ein äußerst lichtschwaches Objekt." } RObject { LocName "Kiviuq" Name "Kiviuq" Parent "Saturn" Pioneer "Brett Gladman" Date "2000.11.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kiviuq (auch Saturn XXIV) ist einer der kleineren äußeren Monde des Planeten Saturn. Die Entdeckung von Kiviuq durch ein Team bestehend aus Brett Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Philip D. Nicholson und Joseph A. Burns auf Aufnahmen vom 7. August bis zum 4. November 2000 wurde am 18. November 2000 bekannt gegeben. Kiviuq erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/2000 S 5. Benannt wurde der Mond nach Kiviuq, einem Riesen aus der Mythologie der Inuit. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Kiviuq umkreist Saturn auf einer exzentrischen Bahn in einem mittleren Abstand von 11.365.000 km in rund 449 Tagen und 17 Stunden. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,3336, wobei die Bahn mit 46,148° stark gegen die Ekliptik geneigt ist. Kiviuq gehört zur Inuit-Gruppe der Saturnmonde. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Kiviuq besitzt einen Durchmesser von 14 km. Seine Dichte ist mit 2,5 g/cm[SUP]3[/SUP] im Vergleich zu den anderen Saturnmonden relativ hoch. Er ist vermutlich aus Wassereis mit einem hohen Anteil an silikatischem Gestein zusammengesetzt. Er besitzt eine sehr dunkle Oberfläche mit einer Albedo von 0,06, d. h., nur 6 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Von der Erde aus gesehen ist er mit einer scheinbaren Helligkeit von 22,0[SUP]m[/SUP] ein äußerst lichtschwaches Objekt. Die Rotationsperiode wurde von der Raumsonde Cassini-Huygens gemessen und ist mit etwa 21 Stunden und 49 Minuten Dauer ungewöhnlich lang." } RObject { LocName "Iapetus" Name "Iapetus" Parent "Saturn" Pioneer "Giovanni Cassini" Date "1671.10.25" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Iapetus oder Japetus (auch Saturn VIII) ist der drittgrößte Mond des Planeten Saturn. Iapetus wurde am 25. Oktober 1671 von Giovanni Cassini entdeckt. Benannt wurde der Mond nach dem Titanen Iapetos aus der griechischen Mythologie. Der Name Iapetus und die Namen sieben weiterer Saturnmonde wurden von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope vorgeschlagen. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Iapetus umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 3.561.300 km mit gebundener Rotation in 79 Tagen, 7 Stunden und 55 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0283 auf und ist 7,52° gegenüber der Laplaceebene geneigt, die in dieser Entfernung vom Saturn etwa 14,8° gegen die Äquatorebene geneigt ist. Iapetus ist neben dem Mond Phoebe der einzige große Saturnmond, dessen Bahn eine signifikante Neigung aufweist. Von allen großen Monden über 500 km Durchmesser im Sonnensystems ist er derjenige mit der größten Bahnneigung (mit Ausnahme des irregulären Neptunmondes Triton, der rückläufig den Planeten umläuft), der größten Halbachse und der längsten Umlaufzeit. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Iapetus hat einen mittleren Durchmesser von 1436 km. Seine geringe Dichte von 1,27 g/cm[SUP]3[/SUP] weist darauf hin, dass er fast vollständig aus Wassereis mit geringen Anteilen an silikatischem Gestein aufgebaut ist. Die Rotationsachse ist um 14,84° aus der Senkrechten geneigt. Iapetus' Oberfläche kann anhand ihrer Verfärbung in zwei deutlich verschiedene Regionen unterteilt werden. Die führende Hemisphäre ist mit einer Albedo von 0,03 bis 0,05 sehr dunkel und rötlich gefärbt. Die dunkle Region hat nach dem Entdecker den Namen Cassini Regio erhalten. Die folgende Hemisphäre ist mit einer Albedo von 0,5 so hell wie der Jupitermond Europa, sie wurde Roncevaux Terra getauft. Der Helligkeitsunterschied ist so auffällig, dass Cassini berichtete, den Mond mit seinem Teleskop nur auf einer Seite von Saturn beobachten zu können. Wandte der Mond der Erde die dunkle Region zu, blieb er unsichtbar. Iapetus hat von allen Körpern im Sonnensystem den größten Helligkeitskontrast. Die Raumsonde Voyager 2 passierte Iapetus am 22. August 1981 in einem Abstand von 966.000 km. Dabei konnten in der dunklen Region einzelne Strukturen aufgenommen werden. Die helle Seite ist vereist und stark verkratert. Die Polregionen sind frei von dunklen Materialien. Echtfarbenbild der Nordpolregion von Iapetus Die dunklen Materialien könnten Ablagerungen aus organischen Verbindungen sein, wie sie in primitiven Meteoriten (zum Beispiel kohligen Chondriten) oder auf der Oberfläche von Kometen vorkommen. Darüber hinaus könnten sie Cyanide wie ausgefrorene Cyanwasserstoffpolymere enthalten. Hierauf weisen erdgestützte Beobachtungen hin. Der Ursprung des dunklen Materials ist nicht geklärt, bislang liegen mehrere Theorien dazu vor. Die Schichtdicke des Materials ist ebenfalls unklar. Sollte die dunkle Schicht dünn sein, so müsste sie ständig erneuert werden, da bei einem Impakt helleres Material aus dem Untergrund ausgeworfen würde. Das dunkle Material könnte aus dem Innern des Mondes stammen und durch eine Kombination aus Impaktereignissen und Vulkanismus an die Oberfläche gelangt sein. Diese Theorie wird durch das konzentrierte Vorkommen am Boden von Kratern gestützt. Iapetus bildete sich in einem weiten Abstand von Saturn und war bei der Entstehung des Sonnensystems weniger hohen Temperaturen ausgesetzt, so dass er in seinem Innern leichtflüchtige Komponenten wie Methan oder Ammoniak einbinden konnte. Diese könnten später durch geologische Prozesse wie den Kryovulkanismus (Kältevulkanismus) an die Oberfläche gelangt und durch UV-Strahlung der Sonne, ionisierte Partikel oder kosmische Strahlung in dunkle Verbindungen umgewandelt worden sein. An der Grenze zwischen der hellen und der dunklen Hemisphäre ist ein dunkler Ring von 100 km Durchmesser erkennbar, der an Strukturen auf dem Erdmond oder dem Mars erinnert, bei denen vulkanische Lava in Einschlagkrater mit einem Zentralberg geflossen ist. Eine Theorie (beruhend auf dem Cassini-Vorbeiflug vom 10. September 2007) besagt, dass eine sehr dünne Schicht von außen auf die eigentlich weiße Oberfläche von Iapetus gelangt sein könnte und durch die höhere Energieabsorbanz des dunklen Materials ein Schmelz- oder Sublimationseffekt eingetreten sein könnte, der dunklere Gesteinsmassen zum Vorschein brachte. Zudem wurden kleinere (30-60 m Durchmesser) helle Einschlagkrater beobachtet, welche deutliche Hinweise auf Schichtdicke und Herkunft des dunklen Materials liefern. Da bei einem 60 m durchmessenden Krater die Kratertiefe bei ca. 10 m liegt, ist klar, dass das dunkle Material dünner sein muss. Einer anderen Theorie nach stammt das dunkle Material vom Mond Phoebe. Es könnte durch den Einschlag von Mikrometeoriten freigesetzt und sich auf Iapetus' führender Hemisphäre gesammelt haben. Gestärkt wird diese Theorie durch den Fund eines weiteren, sehr ausgedehnten Saturnrings durch das Spitzer-Weltraumteleskop am 6. Oktober 2009. Man nimmt an, dass das Material dieses Ringes von Phoebe stammt, da dessen Umlaufbahn ziemlich genau innerhalb des Rings verläuft. Dieser rückläufig umlaufende Ring beginnt bei einer Saturnentfernung von etwa 6 Millionen Kilometern. Der rechtläufige Iapetus bewegt sich somit in Gegenrichtung durch die Randbereiche des Ringes, was den Materialtransfer plausibel erklären würde. Allerdings unterscheidet sich Phoebes Färbung etwas von der Färbung der Ablagerungen auf Iapetus. Die Theorie, dass die Ablagerungen von Phoebe stammen, wird von einigen Forschern verworfen (T. Owen et. al.). Sie favorisieren aufgrund spektroskopischer Messungen die Herkunft des dunklen Materials vom Saturnmond Titan. Ein weiteres großes Rätsel stellt ein auf den Cassini-Bildern entdeckter Bergrücken dar, der sich bis auf wenige Breitengrade genau auf dem geografischen Äquator von Iapetus erstreckt. Auf den Fotos ist das Phänomen deutlich als breites Band zu erkennen, durch das der Mond fast wie aus zwei Teilen zusammengesetzt erscheint (Walnuss-Form des Iapetus). Der Bergrücken konnte bisher auf einer Länge von 1300 Kilometern beobachtet werden. Dabei erreicht er eine Breite von bis zu 20 Kilometern und eine maximale Höhe von 13 Kilometern. Wie der Gebirgszug entstanden ist, liegt noch im Dunkeln. Wissenschaftler halten vor allem zwei Theorien für möglich: Zum Einen hätte sich die Erhebung durch tektonische Vorgänge bilden können, also durch Auffaltung ähnlich wie die europäischen Alpen auf der Erde. Zum Zweiten könnte durch einen Riss in der Kruste des Mondes flüssiges Material aus dem Untergrund an die Oberfläche getreten sein und sich bis zum heutigen Erscheinungsbild angehäuft haben. Nach einer gänzlich anderen Hypothese (Wing-Huen Ip) handelt es sich um die Trümmer eines abgestürzten Ringes, der entweder ein Überrest der Gas- und Staubscheibe gewesen ist, aus der sich Iapetus gebildet hat, oder die Folge des Einschlags eines großen Asteroiden und des dadurch herausgeschleuderten Materials. Nach neuesten Forschungen soll der Gebirgszug dadurch entstanden sein, dass Iapetus in seiner Jugend schnell rotierte und noch nicht gefroren war, da er von radioaktiven Stoffen (26Aluminium und 60Eisen) mit relativ kurzer Halbwertszeit aufgeheizt wurde. Durch die schnelle Rotation bekam er eine ausgebeulte Form. Die Aktivität der Isotope nahm ab, und Iapetus gefror, bevor sich die Rotationsdauer auf den heutigen Wert verlängerte. Die ausgebeulte Form musste nun eigentlich zurückgehen. Das war aber durch das Gefrieren nicht mehr möglich. Das Material sammelte sich daher an der ehemals höchsten Stelle, dem Äquator, an." } RObject { LocName "Hyperion" Name "Hyperion" Parent "Saturn" Pioneer "John Herschel" Date "1848.09.16" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Hyperion (auch Saturn VII) ist einer der mittelgroßen Monde des Saturn. Hyperion wurde am 16. September 1848 von William Cranch Bond, George Phillips Bond und William Lassell entdeckt. Benannt wurde der Mond nach dem Titanen Hyperion aus der griechischen Mythologie. Hyperion wurde kurz nach einer 1847 erschienenen Veröffentlichung des Astronomen John Herschel (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope), in denen er die Namen der bis dahin bekannten sieben Saturnmonde vorschlug, entdeckt. Lassell, der Hyperion zwei Tage nach den Bonds sichtete, war Herschels Namensschema bekannt. In Anlehnung daran schlug er den Namen Hyperion vor. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Hyperion umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 1.464.100 km in 21 Tagen 6 Stunden und 43 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0175 auf und ist 0,568° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt. [BIG]Rotation[/BIG] Aufnahmen der Raumsonde Voyager 2 und erdgebundene photometrische Untersuchungen zeigten, dass Hyperions Rotation chaotisch ist, wobei seine Rotationsachse in völlig unvorhersehbarer Weise schwankt. Er ist der einzige bekannte Mond im Sonnensystem, der dieses Verhalten aufweist, obwohl Computersimulationen gezeigt haben, dass möglicherweise auch andere unregelmäßig geformte Monde in der Vergangenheit derartig rotiert haben. Hyperion nimmt unter den Monden eine besondere Stellung ein. Er ist höchst unregelmäßig geformt, seine Bahn ist exzentrisch und er befindet sich in einem relativ geringen Abstand von einem großen Mond, Titan, mit dem er in einer 3:4 Resonanz um den Planeten läuft. Diese Faktoren begrenzen die Möglichkeiten, bei denen eine stabile Rotation möglich ist. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Hyperion ist für seine Größe einer der am stärksten unregelmäßig geformten Körper im Sonnensystem. Er besitzt eine Ausdehnung von 360×280×225 km. Offenbar ist Hyperion ein Bruchstück eines größeren Ursprungskörpers, der bei einem Impaktereignis zerbrochen ist. Auf seiner Oberfläche ist ein riesiger, 10 km tiefer Krater mit einem Durchmesser von 120 km sichtbar. Mit 0,544 g/cm[SUP]3[/SUP] weist Hyperion, wie die meisten Saturnmonde, eine sehr geringe Dichte auf. Er ist offensichtlich überwiegend aus porösem Wassereis mit geringen Anteilen an silikatischem Gestein aufgebaut. Im Unterschied zu den meisten Saturnmonden weist Hyperion mit einer Albedo von 0,25 eine dunkle Oberfläche auf, die aus der Ablagerung eines dunklen Materials herrühren könnte. Nach Untersuchungen der Raumsonde Cassini von 2005 handelt es sich bei den dunklen Ablagerungen um Kohlenwasserstoffverbindungen." } RObject { LocName "Helene" Name "Helene" Parent "Saturn" Pioneer "Pierre Laques" Date "1980.03.01" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Helene (auch Saturn XII) ist ein kleiner (der siebzehntgrößte) Mond des Planeten Saturn. Helene wurde am 1. März 1980 von den Astronomen Pierre Laques und Jean Lecacheux am Observatorium auf dem Pic du Midi in den französischen Pyrenäen entdeckt. Sie erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/ 1980 S 6. 1988 wurde sie offiziell nach Helene, einer Amazone aus der griechischen Mythologie benannt, die beim Kampf mit dem Helden Achilles starb. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Helene umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 377.420 km in 65 Stunden und 41 Minuten. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0071 auf und ist 0,21° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt. Sie ist einer von zwei kleinen Monden auf der Bahn des großen Monds Dione. Helene läuft Dione in einem Winkelabstand von 60° im führenden Lagrangepunkt L4 voraus. Im folgenden Lagrangepunkt L5 läuft der Mond Polydeuces Dione im Winkelabstand von 60° hinterher. Bevor sie ihren offiziellen Namen erhielt, wurde Helene üblicherweise als Dione B bezeichnet. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Helene ist ein unregelmäßig geformter Körper mit einer Ausdehnung von 36 × 32 × 30 km. Ihre geringe Dichte von 0,5 g/cm[SUP]3[/SUP] weist darauf hin, dass sie überwiegend aus Wassereis sowie geringen Anteilen an silikatischem Gestein zusammengesetzt ist. Helene rotiert in 65 Stunden und 41 Minuten um die eigene Achse und weist damit wie der Erdmond eine gebundene Rotation auf. Sie besitzt eine helle Oberfläche mit einer Albedo von 0,6, d. h., 60 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Von der Erde aus gesehen ist sie mit einer scheinbaren Helligkeit von 18,4[SUP]m[/SUP] ein äußerst lichtschwaches Objekt." } RObject { LocName "Dione" Name "Dione" Parent "Saturn" Pioneer "John Herschel" Date "1684.03.21" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Dione (auch Saturn IV) ist einer der größeren Monde des Planeten Saturn. Dione hat einen mittleren Durchmesser von 1118 km. Dione wurde am 21. März 1684 von Giovanni Cassini entdeckt. Benannt wurde der Mond nach der Titanin Dione, der Mutter der Aphrodite, aus der griechischen Mythologie. Der Name Dione und weiterer sieben Saturnmonde wurde von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope vorgeschlagen. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Dione umkreist Saturn in einem mittleren Abstand von 377.420 km in 2,737 Tagen. Die Bahn weist eine Exzentrizität von 0,0022 auf und ist 0,02° gegenüber der Äquatorebene des Saturn geneigt. Der Mond Helene kreist im selben Abstand um Saturn und läuft Dione in einem Winkelabstand von 60° im führenden Lagrangepunkt, L4 voraus. Im folgenden Lagrangepunkt L5 läuft der Mond Polydeuces Dione im Winkelabstand von 60° hinterher. Dione befindet sich in einer 2:1-Resonanz mit dem Saturnmond Enceladus. Dione rotiert in 65 Stunden und 41 Minuten um die eigene Achse und weist damit, wie der Erdmond, eine gebundene Rotation auf. Die Rotationsachse ist um 0,006° aus der Senkrechten geneigt. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Sie ist überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt. Mit 1,47 g/cm[SUP]3[/SUP] weist sie die drittgrößte Dichte aller Saturnmonde auf (übertroffen nur von Enceladus sowie von Titan, dessen Dichte durch gravitative Kompression erhöht wird). In ihrem Innern müssen daher größere Anteile an dichterem Material vorhanden sein, etwa silikatisches Gestein. Ihre Albedo beträgt 0,55, das heißt 55 % des einfallenden Sonnenlichts werden reflektiert. Im Vergleich zu den Monden Tethys und Enceladus ist ihre Oberfläche relativ dunkel. Die Oberflächentemperatur beträgt -187 °C. [BIG]Oberfläche[/BIG] Dione gleicht in ihrer Zusammensetzung, Albedo und der Strukturen ihrer Oberfläche dem Saturnmond Rhea. Beide Monde weisen unterschiedliche Hemisphären auf. Auf der folgenden Hemisphäre von Dione sind ein Netzwerk heller Streifen auf einer dunklen Oberfläche und Impaktkrater sichtbar. Die Streifen überdecken die Krater, was darauf hinweist, dass sie jüngeren Ursprungs sind. Die führende Hemisphäre ist stark verkratert und zeigt keine größeren Helligkeitsunterschiede. Der Ursprung des hellen Streifenmaterials ist nicht völlig geklärt. Es könnte aus Eruptionen entlang von Spalten und Rissen stammen und sich als dünne Ablagerung aus Eis oder Staub abgesetzt haben. [BIG]Atmosphäre[/BIG] Dione hat eine Atmosphäre aus ionisierten Sauerstoffatomen, die mit 90.000 Ionen pro Kubikmeter so dünn ist wie die Erdatmosphäre in 480 km Höhe." } RObject { LocName "Tethys" Name "Tethys" Parent "Saturn" Pioneer "Giovanni Cassini" Date "1684.03.21" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Tethys (auch Saturn III) ist der fünfzehnte und fünftgrößte der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Tethys wurde am 21. März 1684 von dem französischen Astronomen italienischer Herkunft Giovanni Cassini entdeckt. Tethys ist zusammen mit Dione der 4. und 5. entdeckte Saturnmond und der 8. bzw. 9. entdeckte Mond im gesamten Sonnensystem. Durch seine damals am drittnächsten zu Saturn liegende Umlaufbahn wurde er als drittinnerster der sieben bis dahin bekannten großen Saturnmonde von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) mit der römischen Nummerierung III bezeichnet. Benannt wurde der Mond nach der Titanin Tethys aus der griechischen Mythologie. Sie war eine Tochter des Uranos und der Gaia und war mit ihrem Bruder Okeanos verheiratet. Tethys war Mutter der Hauptflüsse des Universums und hatte etwa 3000 Töchter (darunter Europa), genannt die Okeaniden. Eine ihrer Enkelinnen war Thetis, die später vom sterblichen Peleus den Achilles gebar. Während des Titanenkampfes zog Tethys Hera auf. Diese war nicht erfreut von der Platzierung von Kallisto und Arcas als Sternbilder Großer und Kleiner Bär im Himmel, also bat sie ihre Amme Tethys um Hilfe. Tethys verfluchte die Sternbilder, für immer um den Himmel zu wandern und niemals unter den Horizont zu sinken. Nach dieser Göttin ist auch der erdgeschichtliche äquatoriale Ozean Tethys benannt. Der Name Tethys und weiterer sieben Saturnmonde wurde von Wilhelm Herschels Sohn, dem Astronomen John Herschel, in einer 1847 erschienenen Veröffentlichung Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope vorgeschlagen. Sie sollten nach Geschwistern des Titanen Kronos benannt werden, der dem römischen Saturn entspricht. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Tethys umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 294.619 km (ca. 4,888 Saturnradien) von dessen Zentrum (bzw. dem Schwerezentrum), also etwa 234.351 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0001, die Bahn ist 1,12° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast in der Äquatorebene des Planeten. Durch die sehr niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um etwa 59 km. Die Umlaufbahnen des nächstinneren Mondes Enceladus ist im Mittel etwa 56.671 km vom Orbit von Tethys entfernt, die Entfernungen der Bahnen der nächstäußeren Monde Dione sowie deren Trojaner-Monde Helene und Polydeuces betragen im Mittel etwa 82.777 km. Die Tethys-Trojaner-Monde Telesto und Calypso laufen in Tethys’ Lagrange-Punkten L4 und L5, jeweils 60° vor und hinter dem Mond, auf der gleichen Umlaufbahn um den Planeten. Tethys umläuft Saturn in 1 Tag, 21 Stunden, 18 Minuten und 26,1 Sekunden. Dies ist etwa 2 Stunden und 50,9 Minuten länger als die Umlaufzeit des Jupitermondes Io. Tethys benötigt für einen Umlauf 12 Stunden und etwa 25,3 Minuten länger als der innere Nachbar Enceladus. Der Orbit von Tethys liegt tief in der Magnetosphäre von Saturn, so dass das Plasma, das mit dem Planeten mitrotiert, auf die folgende Hemisphäre trifft. Sie wird dadurch auch von energetischen Teilchen (Elektronen und Ionen) getroffen. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit von Tethys ist gleich seiner Umlaufzeit. Beide vollziehen sich binnen einem Tag, 21 Stunden, 18 Minuten und 26,1 Sekunden. Tethys weist damit, wie der Erdmond und alle großen Trabanten der Gasriesen, eine synchrone Rotation auf. Er zeigt also immer mit derselben Hemisphäre zu Saturn. Die Äquatorebene ist 0,034° gegenüber der Umlaufbahn geneigt. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Tethys ist annähernd kugelförmig, mit einem mittleren Durchmesser von 1062,2 km. Die genauen Abmessungen sind 1076,8 x 1057,4 x 1052,6 km. Die Abweichung von etwa 0,9 % ist auf die Gezeitenkräfte von Saturn zurückzuführen, was dem Mond die Form eines dreiachsigen Ellipsoids verleiht. Die Längsachse ist auf Saturn ausgerichtet, die mittlere Achse befindet sich zwischen führender und folgender Hemisphäre und die kürzeste Achse zwischen den Polen. Tethys ist der fünftgrößte Saturnmond und rangiert im gesamten Sonnensystem auf dem 16. Platz bei allen Planetenmonden sowie dem 31. Platz aller bislang bekannten Körper überhaupt (Stand März 2012). Von der Größe her ist Tethys am ehesten mit dem größten Hauptgürtel-Asteroiden Ceres oder der etwas größeren Nachbarin Dione zu vergleichen. Die Gesamtfläche von Tethys beträgt etwa 3.544.561 km[SUP]2[/SUP], dies ist entspricht in etwa der Fläche von Indien mit Bangladesch und Nepal. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Tethys ist ein eisiger Himmelskörper, ähnlich den großen Saturnmonden Dione und Rhea. Ihre geringe Dichte von 0,984 g/cm[SUP]3[/SUP] weist darauf hin, dass sie größtenteils aus Wassereis zusammengesetzt ist. Die Masse an Gestein kann 6 % der Gesamtmasse des Mondes nicht übersteigen. Es ist nicht bekannt, ob Tethys einen differenzierten Körper besitzt. Falls dem so ist, hätte der Gesteinskern einen Durchmesser von etwa 290 km, also etwa einem Drittel des gesamten Durchmessers des Mondes. Die Dimensionen des Ellipsoids weisen auf ein homogenes Inneres hin. Die Existenz eines unterirdischen Eismondozeans wird als unwahrscheinlich angesehen. [BIG]Oberfläche[/BIG] Die Oberfläche von Tethys ist sehr hell, sie reflektiert 80 % des eingestrahlten Sonnenlichts. Diese hohe Albedo ist das Resultat des Beschusses durch die feinen Wassereispartikel des E-Rings. Die führende Hemisphäre ist dadurch um etwa 10 bis 15 % heller als die folgende, da sie das Ringmaterial auf ihrer Umlaufbahn quasi auffegt. Auf Tethys herrschen Temperaturen von etwa -187 °C (dies entspricht 86 Kelvin). Tethys’ Oberfläche ist stark verkratert und weist zahlreiche Risse auf. Zwei unterschiedliche Arten von geologischen Regionen konnten ausgemacht werden, eine Region mit zahlreichen Impaktkratern und ein dunkles, weniger verkratertes Band, das über den Mond verläuft. Die Letztere Region ist ein Hinweis darauf, dass die Oberfläche zu einem späteren Zeitpunkt geologisch aktiv war, wobei ältere Gebiete der Oberfläche erneuert wurden. Die genaue Ursache der dunklen Verfärbung des Bandes ist nicht bekannt. Eine mögliche Erklärung könnten Aufnahmen der Raumsonde Galileo liefern, die die Jupitermonde Ganymed und Kallisto untersuchte. Beide Monde weisen helle Polkappen auf, die von großen Eisablagerungen an den Hängen von Kratern gebildet wurden. Aus der Entfernung erscheinen die Polkappen heller als das Muster, das von tausenden, nicht aufgelösten kleineren und vereisten Kratern gebildet wird. Tethys’ Oberfläche könnte ähnlich gebildet worden sein und besteht aus Polarregionen mit einem undeutlichen Muster aus hellem Eis, zwischen denen eine dunklere Zone liegt." } RObject { LocName "Telesto" Name "Telesto" Parent "Saturn" Pioneer "Bradford A. Smith" Date "1980.04.08" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Telesto (auch Saturn XIII) ist der sechzehnte und einer der kleineren der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn, sowie einer von zwei Trojaner-Monden von Tethys. Sie weist die hellste aller bekannten Oberflächen im Sonnensystem auf, die sogar die Reflektivität von frisch gefallenem Schnee übertrifft. Telesto wurde am 8. April 1980 von den Astronomen Bradford A. Smith, Harold James Reitsema, Stephen M. Larson und John W. Fountain anhand von erdgebundenen Teleskopbeobachtungen entdeckt; der Mond Telesto erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1980 S 13. Die Raumsonde Voyager 1 nahm 1980 Bilder beim Vorbeiflug am Saturn auf, auf denen Telesto als stecknadelkopfgroßer Punkt erkennbar ist, woraus schon auf eine sehr geringe Größe geschlossen werden konnte. 1983 wurde der Saturnmond offiziell nach Telesto, einer Tochter des Okeanos und der Tethys aus der griechischen Mythologie, benannt. Der Name bedeutet in der Übersetzung Erfolg. Telesto wird manchmal auch als Tethys B bezeichnet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Telesto umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 294.619 km (ca. 4,888 Saturnradien) von dessen Zentrum (bzw. dem Schwerezentrum), also etwa 234.351 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0002, die Bahn ist 1,19° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast in der Äquatorebene des Planeten. Durch die sehr niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um etwa 118 km. Die Umlaufbahnen des nächstinneren Mondes Enceladus ist im Mittel etwa 56.671 km vom Orbit von Telesto entfernt, die Entfernungen der Bahnen der nächstäußeren Monde Dione sowie deren Trojaner-Monde Helene und Polydeuces betragen im Mittel etwa 82.777 km. Telesto umläuft Saturn in 1 Tag, 21 Stunden, 18 Minuten und 26,1 Sekunden. Dies ist etwa 2 Stunden und 50,9 Minuten länger als die Umlaufzeit des Jupitermondes Io. Telesto benötigt für einen Umlauf 12 Stunden und etwa 25,3 Minuten länger als der innere Nachbar Enceladus. Der Orbit von Telesto liegt tief in der Magnetosphäre von Saturn, so dass das Plasma, das mit dem Planeten mitrotiert, auf die folgende Hemisphäre trifft. Sie wird dadurch auch von energetischen Teilchen (Elektronen und Ionen) getroffen. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Telesto weist damit, wie der Erdmond und alle großen Trabanten der Gasriesen, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 1 Tag, 21 Stunden, 18 Minuten und 26,1 Sekunden vollzieht, zeigt also immer mit derselben Hemisphäre zu Saturn. Die Rotationsachse ist 0° gegenüber der Umlaufbahn geneigt, steht damit also genau senkrecht auf der Umlaufebene. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Telesto ist unregelmäßig geformt, mit einem mittleren Durchmesser von 24,8 km. Die genauen Abmessungen sind 32,6 × 23,6 × 20,0 km, was dem Mond die Form eines dreiachsigen Ellipsoids verleiht. Die Längsachse ist auf Saturn ausgerichtet, die mittlere Achse befindet sich zwischen führender und folgender Hemisphäre und die kürzeste Achse zwischen den Polen. In ihrer Form, nicht aber in ihren Dimensionen, gleicht sie der weiter innen laufenden Pandora. Telesto ist der siebzehntgrößte Saturnmond. Von der Größe her ist Telesto etwa mit dem größeren Marsmond Phobos zu vergleichen. Die Gesamtfläche von Telesto beträgt etwa 1.932 km[SUP]2[/SUP], dies ist entspricht in etwa der Fläche des Inselstaates Mauritius. Sie ist auch mit der Fläche des Schweizer Kantons St. Gallen vergleichbar. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die Dichte ist mit 0,5 g/cm[SUP]3[/SUP] sehr gering, was darauf hinweist, dass Telesto überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Die niedrige Dichte weist darauf hin, dass sie möglicherweise zu den sogenannten Rubble Piles gehört, die durch die vergleichsweise schwache Gravitation im Innern Hohlräume aufweisen. [BIG]Oberfläche[/BIG] Der Trabant besitzt eine ausgesprochen helle Oberfläche (gegenwärtig die hellste bekannte Oberfläche im Sonnensystem) mit einer Albedo von 0,994, d. h., 99,4 % des eingestrahlten Sonnenlichts werden reflektiert. Deutlich sichtbar sind einige Einschlagkrater von Meteoriten. Allgemein ist die Oberfläche jedoch sehr sanft und weist wenige Spuren älterer Krater auf, was auf eine dicke Schicht von feinkörnigem Eis-Regolith hinweist, die möglicherweise vom dauernden Bombardement durch die Partikel des E-Rings herrührt. Insgesamt weist die Oberfläche keine einheitliche Färbung auf. Der Ursprung der Farbunterschiede ist noch nicht verstanden, doch stammt sie möglicherweise von feinen Unterschieden in der Oberflächenzusammensetzung oder von einer unterschiedlichen Größe der Partikel des Regolithmantels." } RObject { LocName "Janus" Name "Janus" Parent "Saturn" Pioneer "Audouin Dollfus" Date "1966.12.15" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Janus (auch Saturn X) ist der siebte bis achte und neuntgrößte der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Der koorbitale Mond teilt sich seinen Orbit mit Epimetheus, mit dem er alle vier Jahre die Umlaufbahn tauscht. Janus wurde am 15. Dezember 1966 von dem Astronomen Audouin Dollfus entdeckt. Es ist allerdings nicht klar, ob er Janus oder Epimetheus gesehen hat. Die Entdeckung wird Dollfus zugesprochen, obwohl kurz zuvor, am 29. Oktober 1966, Jean Texereau das Objekt fotografisch festgehalten hatte, ohne allerdings seine Bedeutung zu erkennen. Am 18. Dezember 1966 beobachtete Richard L. Walker ein ähnliches Objekt, den Mond Epimetheus. Man war allerdings der Auffassung, dass Walker ebenfalls Janus beobachtet hatte. Das Objekt wies allerdings ungewöhnliche Bahneigenschaften auf. Im Oktober 1978 fanden Stephen M. Larson und John W. Fountain heraus, dass sich die Beobachtungen am besten mit der Anwesenheit zweier einzelner Körper erklären ließ, die sich die gleiche Umlaufbahn teilten. Allerdings gestaltete es sich sehr schwierig, die Bahnen der Monde aus den Beobachtungsdaten aufzuschlüsseln. Janus wurde von der Raumsonde Pioneer 11 registriert, die am 1. September 1979 an Saturn vorbei flog. Dabei nahmen drei Detektoren zum Nachweis energetischer Partikel seinen Schatten auf. Janus wurde dann eindeutig am 1. März 1980 von der Sonde Voyager 1 identifiziert. Obwohl der Name Janus bereits 1966 vorgeschlagen und seither für den Mond verwendet wurde, erfolgte die offizielle Benennung durch die Internationale Astronomische Union (IAU) erst am 30. September 1983. Bis dahin hatte er die vorläufige Bezeichnung S/1966 S 2. Janus ist der 10. entdeckte Mond von Saturn. Seinen Namen erhielt der Mond nach Janus, dem zweigesichtigen Gott aus der Römischen Mythologie. Er war ursprünglich ein Licht- und Sonnengott, das männliche Gegenbild der Jana oder Diana, und wurde erst allmählich zum Gott allen Ursprungs, des Anfangs und des Endes, der Ein- und Ausgänge, der Türen und der Tore, zum Vater aller Dinge und aller Götter. Seine Herkunft ist unbestimmt, unterschiedliche Sagen schildern ihn als Kind von Saturn und Entoria. Er besaß zwei Gesichter, um in die Vergangenheit und in die Zukunft zu sehen. Eine Legende besagt, dass Janus sich während des Goldenen Zeitalters im Ianiculumforum niederließ, um von da aus als König Latium beherrschte. Es heißt weiter, er habe Saturn bei seiner Flucht vor Jupiter auf dem kapitolinischen Hügel aufgenommen. Da er als Mittler zwischen Menschen und Göttern fungierte, wurde bei Opferhandlungen mit der Anrufung von Janus begonnen. Sein Name gehört zur gleichen Wortfamilie wie ianua, der lateinischen Bezeichnung für Tür und janus für jeden unverschlossenen gewölbten Durchgang. Nach ihm ist auch der Monat Januar benannt. Die Kalenden, die Anfänge symbolisierten, waren ihm gewidmet. Nach den Namenskonventionen der IAU werden für Oberflächenstrukturen auf Janus Namen mit Verbindung zum mythischen Zwillingspaar Castor und Pollux verwendet. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Janus umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 151.410 km bis 151.460 km (ca. 2,512 bis 2,513 Saturnradien) von dessen Zentrum, also 91.142 km bis 91.192 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0068, die Bahn ist 0,163° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast genau in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um nur rund 2.000 km. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Pandora ist im Mittel 9.690 beziehungsweise 9.740 km von den Orbits von Epimetheus und Janus entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Aegaeon beträgt im Mittel etwa 16.000 km. Janus umläuft Saturn in 16 Stunden, 40 Minuten und 18,7 Sekunden. Dies entspricht etwas mehr als der Umlaufzeit des Jupitermondes Thebe und liegt zwischen den Uranusmonden Perdita und Puck. Die Umlaufzeiten von Janus und Epimetheus unterscheiden sich um lediglich 28,1 Sekunden. Janus und Epimetheus benötigen für einen Umlauf etwa 1 Stunde und 34 bis 35 Minuten länger als der innere Nachbar Pandora. [BIG]Rotation[/BIG] Die Rotationszeit ist gleich der Umlaufzeit und Epimetheus weist damit, wie der Erdmond, eine synchrone Rotation auf, die sich somit ebenfalls binnen 16 Stunden, 40 Minuten und 18,7 Sekunden vollzieht. Seine Rotationsachse steht genau senkrecht auf seiner Bahnebene. Seine Drehachse ist 0,015° gegenüber der Umlaufbahn geneigt. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Janus hat einen mittleren Durchmesser von 178,8 km. Auf den Aufnahmen der Cassini- und Voyager-Sonden erscheint Janus als ein unregelmäßig geformtes, längliches Objekt mit Abmessungen von 193 × 173 × 137 km, wobei die Längsachse auf Saturn ausgerichtet ist. Die Größe wird auch mit 179,2 ± 8,0 (195 × 194 × 152) km angegeben; Von der Größe her ist Janus am ehesten mit dem Jupitermond Himalia, den Uranusmonden Puck und Sycorax oder den Neptunmonden Despina und Galatea zu vergleichen. Die Gesamtfläche von Janus beträgt schätzungsweise 100.400 km[SUP]2[/SUP], dies entspricht in etwa der Fläche von Island. [BIG]Innerer Aufbau[/BIG] Die mittlere Dichte von Janus ist mit 0,64 g/cm[SUP]3[/SUP] weitaus geringer als die der Erde und ist leicht niedriger als die Dichte von Saturn; sie ist so niedrig, dass Janus auf Wasser schwimmen würde. Dies weist darauf hin, dass der Mond überwiegend aus Wassereis zusammengesetzt ist. Cassini-Aufnahme von Janus vom Januar 2006 vor Saturns Wolken. Die niedrige Dichte von Janus weist darauf hin, dass er möglicherweise zu den porösen sogenannten Rubble Piles gehört, die durch die vergleichsweise schwache Gravitation im Innern Hohlräume aufweisen. [BIG]Oberfläche[/BIG] Die Oberfläche von Janus ist stark verkratert und weist mehrere größere Einschlagskrater mit Durchmessern von 30 km auf. Seine Oberfläche erscheint älter als die des benachbarten Mondes Prometheus, jedoch jünger als die der Pandora. Die Abhänge einiger Krater zeigen Hinweise auf dunkleres Material, das auf Epimetheus besser beobachtet und dokumentiert werden konnte. Es sind auch Anzeichen von feinen Linien (womöglich Strahlensysteme) an der Wand mindestens eines Kraters entdeckt worden. Bislang wurden auf Janus bereits 1982 lediglich vier Krater offiziell benannt, die gemäß der USGS-Nomenklatur wie bei Epimetheus der Legende von Kastor und Pollux entnommen sind. [BIG]Entstehung[/BIG] Anhand der Kraterdichte seiner Oberfläche wird geschlossen, dass es sich um einen relativ alten Himmelskörper handelt. Da Epimetheus und Janus koorbitale Monde sind, geht man davon aus, dass sie möglicherweise von einem gemeinsamen Ursprungskörper abstammen, der durch eine Störung, zum Beispiel eine Kollision mit einem anderen Objekt in zwei Körper zerbrach. Falls dies der Fall ist, müsste dies durch die heute noch beobachtete Kraterdichte in einer frühen Phase von Saturns Satellitensystem geschehen sein." } RObject { LocName "Halley" Name "Halley/1P (Halley)" Parent "Sol" Pioneer "Edmond Halley" Date "1705" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Komet Halley, auch Halleyscher Komet und offiziell 1P/Halley genannt, zählt seit langem zu den bekanntesten Kometen. Er ist sehr lichtstark und kehrt im Mittel alle 76 Jahre wieder. Zuletzt kam er 1986 in Erdnähe; seine nächste Wiederkehr wurde für das Jahr 2061 berechnet. [BIG]Allgemeines[/BIG] Der Halley, wie ihn Astronomen auch nennen, ist ein periodischer Komet, der alle 75 bis 77 Jahre der Erde so nahe kommt, dass er gut mit freiem Auge beobachtet werden kann. Wie andere periodische Kometen, von denen die Mehrzahl eine Umlaufzeit zwischen drei und 20 Jahren hat, verliert er bei jeder Sonnennähe durch Ausgasen Materie, so dass er zuletzt (1985/86) weniger Helligkeit als erwartet entwickelte. Halley hat eine sehr langgestreckte Ellipsenbahn, die sich vom sonnennächsten Punkt (Perihel) mit 0,586 AE zwischen den Bahnen der Planeten Merkur und Venus bis zum sonnenfernsten Punkt (Aphel) mit 35,082 AE im Bereich der Neptunbahn erstreckt. Die Bahnneigung seiner Umlaufbahn gegen die Ekliptik beträgt 162,262°. Die Umlaufzeit variiert zwischen 75 und 77 Jahren, weil die Bahn zeitweilig deutlich vom Jupiter beeinflusst wird. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Der Komet ist in Erd- beziehungsweise Sonnennähe mit freiem Auge sichtbar, verliert allerdings im Laufe der Jahrhunderte an Helligkeit. Dies hängt mit der Freisetzung von Gasen und Staub aus dem Kometenkern bei intensiverer Sonnenstrahlung zusammen. Das Material, das in weiterer Folge für die Bildung von Koma und Schweif verantwortlich ist, wird vom Sonnenlicht weggeblasen und geht dem Kometen so unwiederbringlich verloren. Für den Kometen Halley wurden in Sonnennähe Verlustraten von mehr als 50 Tonnen pro Sekunde ermittelt (der gesamte Materialverlust während der letzten Sonnenannäherung 1986 betrug 5 x 1011 Kilogramm, d. h. 2,5 ‰ der Gesamtmasse). In seiner geschichtlichen Zeit ging dem Halleyschen Kometen daher mit jeder Annäherung an die Sonne ein merklicher Teil seines Materials verloren. Seit einigen Jahrhunderten ist sein Ruf als besonders heller Komet nicht mehr ganz gerechtfertigt. So gab es seit seiner letzten Wiederkehr einige neu entdeckte, langperiodische beziehungsweise nicht-periodische Kometen, die Halley deutlich an Leuchtkraft übertrafen, beispielsweise der Komet Hale-Bopp im Jahre 1997. Allerdings ist der Halleysche Komet noch immer der hellste unter den kurzperiodischen Kometen. Reste des Halleyschen Kometen sind auch für zwei Meteorströme verantwortlich, nämlich für die Orioniden, die im Oktober eines jeden Jahres zahlreich auftreten, und die Eta-Aquariden im Mai. Diese nur wenige Milligramm schweren Körnchen haben sich im Laufe der Zeit längs der gesamten Kometenbahn verteilt; wenn die Erde diese Bahn kreuzt, verglühen tausende dieser Körnchen pro Tag in ihrer Atmosphäre als Meteore oder Sternschnuppen." } RObject { LocName "Chiron" Name "Chiron" Parent "Sol" Pioneer "Charles Kowal" Date "1977.10.18" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Asteroid (2060) Chiron wurde am 18. Oktober 1977 von Charles Kowal auf dem Mount Palomar entdeckt und nach Cheiron benannt. Chiron war das erste beobachtete Objekt, das zu den so genannten Zentauren zählt, die sich zwischen den äußeren Planeten auf instabilen Umlaufbahnen befinden. Vermutlich stammt er aus dem Kuipergürtel. Chirons Durchmesser beträgt rund 200 km geschätzt. In knapp 6 Stunden rotiert er um die eigene Achse. 1991 wurde um Chiron eine gasförmige Hülle (Koma) entdeckt, wodurch er heute nicht nur als Planetoid, sondern auch als (der größte bekannte) Komet eingeordnet wird. Neben seiner Bezeichnung als Asteroid trägt das Objekt daher auch eine Bezeichnung als periodischer Komet (95P/Chiron)." } RObject { LocName "Ikeya-Zhang" Name "Ikeya-Zhang/153P (Ikeya-Zhang)" Parent "Sol" Pioneer "Zhang Daqing" Date "2002.02.01" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Komet 153P/Ikeya-Zhang wurde im Jahre 2002 von zwei unabhängig agierenden Astronomen entdeckt. Der chinesische Astronom Zhang Daqing entdeckte am 1. Februar 2002 im Sternbild Walfisch einen neuen Kometen, was er der IAU meldete. Jedoch entdeckte der japanische Astronom Kaoru Ikeya den Kometen anderthalb Stunden früher, da in Japan die Sonne früher untergeht als in China. Da aber die beiden Beobachter unabhängig voneinander innerhalb von 24 Stunden den Kometen entdeckten, erhielt der Komet die anfängliche Bezeichnung C/2002 C1 Ikeya-Zhang. Der Komet passierte am 18. März 2002 sein Perihel, mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,5[SUP]m[/SUP], wodurch er mit dem bloßem Auge beobachtet werden konnte. Hiermit war er der hellste Komet seit dem Jahre 1997. Seine berechnete Umlaufzeit beträgt 366,51 Jahre. Es bestätigte sich später, dass Ikeya-Zhang von chinesischen Astronomen im Jahre 1661 schon einmal beobachtet wurde. Schließlich erhielt er die endgültige Bezeichnung 153P/Ikeya-Zhang." } RObject { LocName "Borrelly" Name "Borrelly 3/19P (Borrelly)" Parent "Sol" Pioneer "A.L.N.Borrelly" Date "1904.12.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Komet Borrelly (offizielle Bezeichnung 19P/Borrelly) ist ein kurzperiodischer Komet, der am 22. September 2001 durch die NASA-Raumsonde Deep Space 1 erforscht wurde. Der Komet wurde am 28. Dezember 1904 von Alphonse Louis Nicolas Borrelly im Sternbild Walfisch entdeckt. Bald darauf wurde der Komet als kurzperiodischer erkannt, und seine Wiederkehr für 1911 korrekt vorhergesagt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Borrelly läuft auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne, deren sonnennächster Punkt (Perihel) knapp innerhalb der Bahn des Mars liegt. Der sonnenfernste Punkt (Aphel) liegt etwas außerhalb der Bahn des Planeten Jupiter, was ihn als kurzperiodischen Kometen der Jupiter-Familie auszeichnet." } RObject { LocName "McNaught" Name "McNaught/C2006 P1 (McNaught)" Parent "Sol" Pioneer "Robert McNaught" Date "2006.08.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] C/2006 P1 (McNaught) ist die Bezeichnung eines Kometen, der am 7. August 2006 vom Australier Robert McNaught entdeckt wurde. Der Komet entwickelte sich im Januar 2007 zu dem hellsten Kometen seit Ikeya-Seki im Jahre 1965 und ist der erste Komet seit 1976, der mit bloßem Auge am Taghimmel gesehen werden konnte. Robert McNaught entdeckte den Kometen mit einem 50-cm-Schmidt-Teleskop im Rahmen des Siding Spring Surveys. Dabei wird der Nachthimmel regelmäßig auf neue Asteroiden und Kometen überwacht. Es war McNaughts 31. Kometenentdeckung. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Der Komet passierte die Sonne am 12. Januar 2007 in einem Abstand von nur 0,17 AE. Damit lag der sonnennächste Punkt (Perihel) noch innerhalb der Merkurbahn. Die größte Erdnähe wurde mit 0,81 AE am 15. Januar 2007 erreicht." } RObject { LocName "Hale-Bopp" Name "Hale-Bopp/C1995 O1 (Hale-Bopp)" Parent "Sol" Pioneer "Alan Hale/Thomas Bopp" Date "1995.07.23" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Komet Hale-Bopp (C/1995 O1) wurde am 23. Juli 1995 unabhängig voneinander durch Alan Hale in New Mexico und Thomas Bopp in Arizona entdeckt, als diese den Kugelsternhaufen M 70 im Sternbild Schützen beobachteten. Die erste unbewusste Ablichtung des Kometen geschah bereits 1993 von dem Siding Spring Observatorium (Australien) und wurde entdeckt, als Archivmaterial erneut gesichtet wurde. Man vermutete früh, dass er in der Nähe der Sonne sehr hell werden würde. Die Vorhersage bestätigte sich, als er sein Perihel am 1. April 1997 durchlief. Hale-Bopp wurde daher auch als Der Große Komet von 1997 bezeichnet. Er war wahrscheinlich der am meisten beobachtete Komet des 20. Jahrhunderts und einer der hellsten für mehrere Jahrzehnte. Der Komet konnte über einen Zeitraum von 18 Monaten freiäugig gesehen werden; doppelt so lange wie der bisherige Rekordhalter, der große Komet von 1811. Der Durchgang von Hale-Bopp war (wie bei vielen Kometen zuvor) Anlass für Panik in verschiedenen religiösen Strömungen. So nahm die religiöse Gruppierung Heaven’s Gate das Erscheinen des Kometen als Anlass für ihre gemeinsame Massenselbsttötung. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Der Komet läuft auf einer extrem langgestreckten Umlaufbahn mit einer numerischen Exzentrizität von 0,995 um die Sonne, seine Bahnebene steht mit 89,4° Bahnneigung fast genau senkrecht zur Ekliptik. Das Perihel, der sonnennächste Punkt seiner Bahn, liegt mit 0,914 AE knapp innerhalb der Erdbahn, sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, liegt bei 371,5 AE. Da sein Orbit fast senkrecht auf der Ekliptik steht, ist es im Allgemeinen sehr unwahrscheinlich, dass er den Planeten nahe kommt. Jedoch passierte er im März 1996 den Jupiter in einer Entfernung von 0,77 AE, was nah genug war, um die Bahn des Kometen durch Jupiters Gravitationseinfluss deutlich zu verändern. Dadurch verkürzte sich die Umlaufzeit des Kometen von etwa 4200 Jahren auf 2380 Jahre, sodass er um das Jahr 4419 wieder ins innere Sonnensystem gelangen wird. Vor der Begegnung mit Jupiter lag sein Aphel mit 525 AE dementsprechend weiter außen. [BIG]Rotation[/BIG] Das ausgestoßene Gas von Hale-Bopp kam nicht gleichmäßig aus seinem Kern, sondern in Form von mehreren großen Jets an unterschiedlichen Stellen. Die Beobachtungen der Jets ermöglichten es, die Rotationsdauer des Kometen zu berechnen. Sie beträgt 11 Stunden und 46 Minuten. Da diese so erhaltene Rotationsdauer aber mehrere periodische Schwankungen aufwies, vermutet man, dass sich der Komet um mehr als eine Achse dreht." } RObject { LocName "Apophis" Name "Apophis/(99942) Apophis" Parent "Sol" Pioneer "Roy Tucker" Date "2004.06.19" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (99942) Apophis ist ein erdnaher Asteroid des Aten-Typs von gut 300 m Durchmesser, den Roy Tucker, David J. Tholen und Fabrizio Bernardi im Rahmen des University of Hawaii Asteroid Survey am Kitt-Peak-Nationalobservatorium am 19. Juni 2004 entdeckten. Beobachtungen über wenige Monate zeigten, dass der vorläufig als 2004 MN[SUB]4[/SUB] bezeichnete Asteroid der Erde am 13. April 2029 sehr nahe kommen wird. Kurzzeitig bestand eine Kollisionswahrscheinlichkeit von 2,7 % und eine Einstufung von 4 auf der Turiner Risikoskala, mit entsprechendem Medienecho. Tage später wurde er auf älteren Fotos identifiziert, seine Bahn viel weniger unsicher und eine Kollision 2029 ausgeschlossen. Tatsächlich wird er 2029 über den Ring der geostationären Satelliten hinweg an der Erde vorbeifliegen. Bei diesem Jahrtausendereignis wird er eine scheinbare Helligkeit von 3,3[SUP]m[/SUP] erreichen, aber im Feldstecher punktförmig bleiben. Dieser nahe Vorbeiflug wird seine Bahn drastisch verändern. Allerdings wird die Erde auch die neue Bahn des Asteroiden jährlich am 13. April kreuzen. Bereits 2036 gibt es eine erneute Annäherung. Der Abstand ist noch nicht genau bekannt, da kleine Unsicherheiten bezüglich der Position am 13. April 2029 nach der Ablenkung schnell anwachsen. Es geht um ungenaue Bahnbeobachtungen in der Vergangenheit und um schlecht abschätzbare Bahnstörungen. Zwischen 2008 und 2011 stand Apophis nahe der Sonne und war deshalb unbeobachtbar. In dieser Zeit bestand ein Restrisiko für eine Kollision 2036, das Anfang 2012 auf Basis optischer Messungen ausgeräumt wurde. Dieser Befund wurde durch viel präzisere Radarmessungen während der Konjunktion Anfang 2013 auf das gesamte 21. Jahrhundert ausgedehnt. Apophis ist damit nur noch von wissenschaftlichem Interesse. Seine Entdecker benannten 2004 MN[SUB]4[/SUB] nach der Stargate-Figur und ägyptischen Gottheit Apophis." } RObject { LocName "Bacchus" Name "Bacchus" Parent "Sol" Pioneer "Charles Kowal" Date "1977.04.24" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (2063) Bacchus ist ein Asteroid oder Planetoid aus der Gruppe der Apollo-Asteroiden. Dies sind Himmelskörper, deren Bahn die Erdbahn kreuzen können. Der Asteroid wurde am 24. April 1977 von Charles Kowal entdeckt und nach Bacchus, dem römischen Gott des Weines, benannt. Bacchus bewegt sich zwischen 0,7013 AU (Perihel) und 1,4546 AU (Aphel) in rund 409 Tagen um die Sonne. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,3494, die Bahn ist um 9,4347° gegen die Ekliptik geneigt. Im Jahre 1996 durchgeführte Radarbeobachtungen ergaben, dass es sich bei Bacchus um ein längliches Objekt von 1,1 × 2,6 km Ausdehnung handelt. Der Asteroid rotiert in 14 Stunden und 54 Minuten um die eigene Achse." } RObject { LocName "Sedna" Name "Sedna" Parent "Sol" Pioneer "Mike Brown" Date "2003.11.14" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (90377) Sedna ist ein transneptunisches Objekt und gehört vermutlich zu den Zwergplaneten und den Plutoiden. Es ist das von der Erde bisher entfernteste bekannte relativ große Objekt im Sonnensystem. Zudem ist Sedna der äußerste benannte Körper im Sonnensystem. Entdeckt wurde Sedna am 14. November 2003 von Mike Brown (California Institute of Technology), Chad Trujillo (Gemini-Observatorium) und David Rabinowitz (Yale-Universität) mit dem 1,2-m-Schmidt-Teleskop am Mount Palomar Observatorium. Weitere Untersuchungen wurden mit dem Spitzer-Weltraumteleskop und dem Hubble-Weltraumteleskop durchgeführt. Am 15. März 2004 wurde die Entdeckung veröffentlicht. Nachträglich wurde Sedna auf mehreren älteren Aufnahmen aus den Jahren 2001 bis 2003 gefunden, wodurch relativ genaue Bahndaten berechnet werden konnten. Wegen seines kalten und entfernten Wesens benannten die Entdecker das Objekt nach Sedna, der Meeresgöttin der Inuit, die der Sage nach in den kalten Tiefen des Atlantischen Ozeans lebt. Bei seiner Entdeckung erhielt es die vorläufige Bezeichnung 2003 VB[SUB]12[/SUB]. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Sedna umkreist die Sonne auf einer prograden, hochgradig elliptischen Umlaufbahn zwischen 11.410.725.000 km (76,275 AE) und 151.372.417.000 km (1011,862 AE) Abstand zu deren Zentrum. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,860, die Bahn ist 11,928° gegenüber der Ekliptik geneigt. Die derzeitige Entfernung zur Sonne beträgt rund 12 Lichtstunden bzw. 13 Milliarden Kilometer (zirka das 90-fache der Entfernung der Erde von der Sonne). Dies entspricht in etwa der dreifachen Entfernung des Neptun (des äußersten Planeten) zur Sonne. Der Asteroid wird sein Perihel Mitte 2076 erreichen. Im Aphel ist Sedna 20,5-mal weiter von der Sonne entfernt als Pluto an seinem äußersten Punkt. Dies entspricht 0,016 Lichtjahre. Damit benötigt das Sonnenlicht gut 5 Tage, um zum Asteroiden zu gelangen, wenn er im Aphel ist, während es am sonnennächsten Punkt nur ca. 10 Stunden sind. Sednas Apheldistanz müsste etwa 262-mal zurückgelegt werden, um zum nächsten Sternsystem Alpha Centauri zu gelangen. Die außergewöhnlich große Apheldistanz des Objekts ist übrigens nicht die größte bekannte; das erheblich kleinere, neptunbahnkreuzende Objekt 2000 OO67 übertrifft Sedna in dieser Hinsicht. Die Umlaufzeit von Sedna beträgt 12.690,81 Jahre oder 4.635.317 Tage. Das Objekt gehört aufgrund der extremen Bahnelemente wahrscheinlich nicht zum Kuipergürtel und ist auch von der Sonne nur ein Zehntel so weit entfernt wie die angenommene Oortsche Wolke. Auch wenn die genaue Einordnung noch unklar ist, gehört Sedna auf jeden Fall einer ganz neuen Klasse von Objekten an. [BIG]Rotation[/BIG] Sedna rotiert in 10 Stunden, 16 Minuten und 22,8 Sekunden einmal um ihre Achse. Daraus ergibt sich, dass der Asteroid in einem Sedna-Jahr 10.829.126,15 Eigendrehungen (Tage) vollführt. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Nach gegenwärtigen Schätzungen hat Sedna einen Durchmesser von 995 km. Zuvor war man von wesentlich größeren Durchmessern von 1400 bis sogar 1700 km ausgegangen. Da Sedna jedoch offenbar ein größeres Rückstrahlvermögen hat als ursprünglich angenommen, hat sich dieser Wert stark nach unten korrigiert. Damit ist Sedna etwas größer als der größte Asteroid im Hauptgürtel, der Zwergplanet Ceres. [BIG]Oberfläche[/BIG] Sedna hat eine stark rötliche Färbung, die jener des viel sonnennäheren Zentauren Pholus oder des Planeten Mars ähnelt. Die Ursache dieser Färbung ist bisher ungeklärt, sie weicht deutlich von der meist kohligen Farbe der bisher entdeckten Transneptune ab. Die Oberflächentemperatur dürfte aufgrund dieser großen Distanz zur Sonne bei lediglich 30 K (-243 °C) liegen. Die scheinbare Helligkeit von Sedna beträgt im Perihel 20,4 mag. [BIG]Zwergplaneten-Kandidat[/BIG] In den Medien wurde Sedna vielfach als der 10. Planet unseres Sonnensystems bezeichnet; eine Aussage, die jedoch von Seite der Wissenschaft wenig Unterstützung fand. Astronomen sahen in Sedna wegen ihrer relativ geringen Größe und der hohen Bahnexzentrizität keinen echten Planeten. Bevor es eine offizielle und allgemein anerkannte Planetendefinition gab, war die Frage, wann ein Objekt als Planet zu bezeichnen ist, nicht eindeutig geklärt. Ging man nur von der Größe des Objektes aus, so hätte das am 29. Juli 2005 bekannt gemachte Objekt Eris, dessen Durchmesser derzeit auf 2326 km geschätzt wird, in jedem Fall als 10. Planet gelten müssen, vorausgesetzt, Pluto hätte seinen Status beibehalten. Setzt man als Maßstab eine stabile Umlaufbahn an, so unterscheiden sich Pluto und alle anderen Objekte hier erheblich von den anderen Planeten durch ihre stark exzentrische Umlaufbahn. Die offizielle Definition benutzt eine dritte Möglichkeit, indem sie festlegt, dass ein Objekt nur dann ein Planet ist, wenn es durch seine Anziehungskraft seine Umlaufbahn bereits von anderen Objekten gesäubert hat. Dieses trifft auf keines der in den letzten Jahren entdeckten Objekte zu, wodurch diesen der Planetenstatus aberkannt, beziehungsweise die Chance auf einen Planetenstatus verwehrt wurde. Stattdessen sind Objekte, die diese Bedingung nicht erfüllen, jetzt als die neue Klasse der Zwergplaneten definiert. Es war eine Grundsatzfrage, ob das Sonnensystem 8 oder 10 (und gegebenenfalls auch noch mehr) Planeten hat. Eine Kommission der Internationalen Astronomischen Union veröffentlichte am 16. August 2006 vorab eine Definition für einen Planeten, nach der Sedna als Planetenkandidat eingestuft wurde. Die Abstimmung am 24. August ergab für Sedna jedoch höchstens eine mögliche Einstufung als Zwergplanet." } RObject { LocName "2004 XR190" Name "2004 XR190" Parent "Sol" Pioneer "Lynne Allen" Date "2004.12" Descr "[BIG]Definition[/BIG] 2004 XR190 ist ein Transneptunisches Objekt aus der Gruppe der Scattered Disk Objects mit einem Durchmesser von 500 bis 1.000 Kilometern und einer scheinbaren Helligkeit von 21,8 mag in einer Entfernung von 52 bis 62 AE von der Sonne. Seine Umlaufzeit beträgt ungefähr 431 Jahre. Bemerkenswert ist die hohe Inklination (Bahnneigung) von 47° gegen die Ekliptik sowie die recht geringe Exzentrizität von nur 0,08. Das Objekt wurde entdeckt, weil es gerade zufällig die Ebene der Ekliptik kreuzte und so bei der Suche nach entfernten Objekten des Sonnensystems auffiel. Dies lässt den Schluss zu, dass es möglicherweise noch viele weitere, noch unentdeckte Objekte mit ähnlichen Bahnparametern gibt. Die Entstehung dieser hohen Inklination ist bisher nicht geklärt. 2004 XR190 bewegt sich jenseits des Kuipergürtels um die Sonne, möglicherweise besteht eine 8:3-Bahnresonanz zu Neptun. Die Bahnstörungen durch die Gravitationskraft von Neptun ist jedoch in einer solchen Entfernung minimal, so dass sich Objekte dort in einer seit der Bildung des Sonnensystems unveränderten Bahn befinden sollten. 2004 XR190 wurde im Dezember 2004 von einem Team um Lynne Allen von der University of British Columbia in Vancouver, Kanada auf dem Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaii entdeckt. Als inoffizieller Name ist Buffy in Verwendung." } RObject { LocName "2002 AW197" Name "2002 AW197" Parent "Sol" Pioneer "Michael E. Brown" Date "2002.01.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (55565) 2002 AW197 ist ein Asteroid, der sich im so genannten Kuipergürtel befindet und mit seinem Durchmesser von 700±50 Kilometern deutlich kleiner als der Zwergplanet Pluto ist. Ursprünglich wurde angenommen, dass (55565) 2002 AW197 eine Albedo von 0,04 besitzt, da es sich hier um ein Transneptunisches Objekt handelt. Mittels dieser Annahme wurde auf einen Durchmesser von 1.500 km geschlossen. Spätere Untersuchungen mit dem Spitzer-Weltraumteleskop lieferten jedoch einen Albedo-Wert von 0,17±0,03, wodurch der Durchmesser auf 700±50 Kilometer korrigiert werden musste." } RObject { LocName "Orcus" Name "Orcus" Parent "Sol" Pioneer "Michael E. Brown" Date "2004.02.17" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (90482) Orcus (frühere Bezeichnung 2004 DW) ist ein transneptunisches Objekt im Kuipergürtel. Der Asteroid wurde am 17. Februar 2004 von einem Astronomenteam um Michael E. Brown am California Institute of Technology in Pasadena entdeckt. Die Entdecker schlugen vor, ihn nach Orcus, dem römischen Gott der Unterwelt, zu benennen. Dieser Vorschlag wurde am 22. November 2004 von der IAU offiziell angenommen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Orcus läuft in einem Abstand zwischen 30,639 AE (Perihel) und 48,046 AE (Aphel) in rund 247 Jahren um die Sonne. Da seine Bahngröße im Wesentlichen mit der des Zwergplaneten Pluto übereinstimmt, wird er der Gruppe der Plutinos zugeordnet. Der Durchmesser von Orcus wird anhand seiner scheinbaren Helligkeit auf etwas über 800 km geschätzt. Eine exakte Bestimmung war bisher noch nicht möglich. Bis zur Veröffentlichung der Entdeckung des Zwergplaneten Eris im Juli 2005 galt Orcus (mit einem damals vermuteten Durchmesser von 1600 bis 1800 km) als womöglich größter, neu entdeckter Himmelskörper im Sonnensystem seit der Entdeckung Plutos. [BIG]Mond[/BIG] Im Februar 2007 gab ein Team um Mike Brown die Entdeckung des Mondes Vanth mit 262 km Durchmesser bekannt, der auf Aufnahmen entdeckt wurde, die 2005 erstellt wurden. [BIG]Einordnung[/BIG] Möglicherweise wird Orcus bald der im Jahr 2006 definierten Klasse der Zwergplaneten zugeordnet. Aufgrund seiner Größe befindet er sich vermutlich im hydrostatischen Gleichgewicht und müsste nahezu kugelförmig sein. Orcus ist etwas kleiner als der Zwergplanet Ceres mit einem Durchmesser von 975 km. Der Asteroid Quaoar und der Zwergplanet Eris und Makemake im Kuipergürtel wurden ebenfalls von Chad Trujillo und Mike Brown entdeckt." } RObject { LocName "Varuna" Name "Varuna" Parent "Sol" Pioneer "Robert S. McMillan" Date "2000.11.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (20000) Varuna ist ein Asteroid, dessen Bahn jenseits des Planeten Neptun innerhalb des Kuipergürtels verläuft. Entdeckt wurde der Himmelskörper am 28. November 2000 von Robert S. McMillan, einem Mitarbeiter des Spacewatch-Teams am Kitt-Peak-Nationalobservatorium in Arizona. Die provisorische Bezeichnung lautete 2000 WR106. Der Asteroid erhielt schließlich seinen Namen nach der gleichnamigen indischen Gottheit. Der Asteroid bewegt sich in einem mittleren Abstand von 42,90 Astronomischen Einheiten in rund 281 Jahren um die Sonne. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,052. Die Bahn ist 17,20° gegen die Ekliptik geneigt." } RObject { LocName "Ixion" Name "Ixion" Parent "Sol" Pioneer "Deep Ecliptic Survey" Date "2001.07.02" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (28978) Ixion ist ein Asteroid bzw. Planetoid, der nach dem Lapitherkönig Ixion aus der griechischen Mythologie benannt wurde. Seine Bahn verläuft jenseits des Planeten Neptun, innerhalb des Kuipergürtels. Ixion wurde am 2. Juli 2001 von einer Gruppe von Astronomen am Lowell-Observatorium in Flagstaff, Arizona, entdeckt. Der Durchmesser von Ixion wurde zunächst mit rund 1300 km angenommen. Damit war es das erste Objekt im Kuipergürtel, von dem man annahm, dass es in seiner Größe den Asteroiden Ceres, das größte Objekt im Hauptgürtel und den vormaligen Rekordhalter unter den Planetoiden, übertraf. Beobachtungen mit dem Spitzer-Weltraumteleskop haben aber gezeigt, dass Ixion eine recht helle Oberfläche hat (die Albedo liegt zwischen 0,25 und 0,50), so dass der Durchmesser daher entsprechend kleiner (etwa 727 km) eingeschätzt werden muss. Der Asteroid bewegt sich in einem mittleren Abstand von 39,4 AE in 247 Jahren um die Sonne. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,243; die Bahn ist 19,6° gegen die Ekliptik geneigt." } RObject { LocName "Quaoar" Name "Quaoar" Parent "Sol" Pioneer "Chad Trujillo" Date "2002.06.04" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (50000) Quaoar ist der Name eines Transneptunischen Objekts im Kuipergürtel. Bevor er den Namen Quaoar erhielt, wurde er unter der vorläufigen Bezeichnung 2002 LM60 geführt. Entdeckt wurde der Asteroid am 4. Juni 2002 von den Astronomen Chad Trujillo und Michael E. Brown am California Institute of Technology in Pasadena, USA von denen er auch benannt wurde. Der Name Quaoar entstammt dem Schöpfungsmythos der nordamerikanischen Tongva-Indianer, die in der Gegend um Los Angeles leben. Quaoar gehört wahrscheinlich zu der am 24. August 2006 von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) eingeführten Klasse der Zwergplaneten. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Quaoars Durchmesser wurde, unter anderem mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskopes, zunächst zu 1250 ± 50 km bestimmt. Damit war er, bis zur Entdeckung von (90482) Orcus und (90377) Sedna, das größte seit Pluto entdeckte Objekt im Sonnensystem. Quaoar ist größer als alle Asteroiden des Asteroidengürtels zwischen Mars und Jupiter zusammen. Auf Grund neuerer Untersuchungen der Umlaufbahn seines Mondes hat Quaoar einen Durchmesser von 900 km. Die sich daraus ergebende Dichte von 4,2 Gramm pro Kubikzentimeter ist für Objekte des Kuipergürtels ungewöhnlich hoch. Er umkreist die Sonne in einer fast perfekten Kreisbahn in etwa 6,5 Milliarden Kilometer Entfernung (43,588 AE; Perihel 42,008 AE; Aphel 45,169 AE), welche 7,984° gegen die Ekliptik geneigt ist. Die Umlaufdauer beträgt rund 288 Jahre. [BIG]Mond[/BIG] Im Februar 2007 gab ein Team um Mike Brown die Entdeckung eines Mondes mit 95 km Durchmesser bekannt, der auf 2006 erstellten Aufnahmen entdeckt wurde. Im November 2009 wurde dem Mond der Name Weywot (Quaoar I) zugewiesen." } RObject { LocName "Golevka" Name "Golevka" Parent "Sol" Pioneer "Eleanor F. Helin" Date "1991.05.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (6489) Golevka ist ein erdnaher Asteroid (Planetoid), aus der Gruppe der Apollo-Asteroiden. Dies sind Himmelskörper, deren Bahn die Erdbahn kreuzen können. Er zählt jedoch auch zu den Alinda-Asteroiden, die in 3:1-Bahnresonanz zu Jupiter und in 1:4-Resonanz zur Erde stehen. Der Asteroid wurde am 10. Mai 1991 von Eleanor F. Helin am Mount-Palomar-Observatorium entdeckt. Der Name geht auf ein internationales Forschungsprojekt zurück und setzt sich aus den Namen der beteiligten Radioteleskope (Goldstone, Evpatoria, Kashima) zusammen. Golevka bewegt sich zwischen 0,9866 AU (Perihel) und 4,0096 AU (Aphel) auf einer stark exzentrischen Bahn in 3,94 Jahren um die Sonne. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,6051, die Bahn ist um 2,2769° gegen die Ekliptik geneigt. Der Asteroid kann sich der Erde bis auf 0,034 AU (das ist die 13fache Monddistanz) nähern. Golevka wurde mittels Radarbeobachtungen genau untersucht. Es zeigte sich, dass der Asteroid 0,35 × 0,25 × 0,25 km Ausdehnung besitzt, scharfe Ecken, Kanten, Bruchstellen und Mulden aufweist. Golevka scheint ein massiver Felsbrocken zu sein, der das Überbleibsel einer Kollision darstellt. Der Asteroid rotiert in rund 6 Stunden um die eigene Achse. Golevka war der erste Asteroid, bei dem der Jarkowski-Effekt nachgewiesen werden konnte. Dies ist eine Bahnabweichung, die durch Temperaturunterschiede verursacht wird." } RObject { LocName "Ida" Name "Ida" Parent "Sol" Pioneer "Johann Palisa" Date "1884.09.29" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (243) Ida ist ein Asteroid des Asteroidenhauptgürtels, der am 29. September 1884 von Johann Palisa an der Universitätssternwarte Wien entdeckt wurde. Der Asteroid wurde nach der Nymphe Ida aus der griechischen Mythologie benannt. Ida ist ein sehr unregelmäßig geformter Körper. Er besitzt eine helle silikatreiche Oberfläche. Am 28. August 1993 passierte die Raumsonde Galileo den Asteroiden in einem Abstand von 10.500 km und sandte CCD-Aufnahmen zur Erde. Die Aufnahmen zeigen, dass der Himmelskörper von Einschlagskratern überzogen ist. Große Teile des Asteroiden sind von einer Staubschicht, dem Regolith, bedeckt. Es zeigte sich weiterhin, dass Ida von einem kleinen natürlichen Satelliten umkreist wird. Dieser nur 1,4 km große Mond erhielt den Namen Dactyl und war der erste beobachtete Asteroidenmond." } RObject { LocName "Vesta" Name "Vesta" Parent "Sol" Pioneer "Heinrich Wilhelm Olbers" Date "1807.03.29" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Vesta ist mit zirka 516 km mittlerem Durchmesser der zweitgrößte Asteroid und drittgrößte Himmelskörper im Asteroiden-Hauptgürtel. An Masse wird sie nur vom Zwergplaneten Ceres übertroffen. Vesta wurde am 29. März 1807 von Heinrich Wilhelm Olbers in Bremen als vierter Asteroid entdeckt. Nachdem Olbers 1802 bereits Pallas entdeckt und benannt hatte, übertrug er das Recht der Benennung diesmal an Carl Friedrich Gauß, der mit seiner neuen Methode der Bahnbestimmung entscheidend zur Sicherung der neu entdeckten Asteroiden beigetragen hatte. Gauß benannte den Himmelskörper nach Vesta, der römischen Göttin von Heim und Herd und Schwester von Ceres. Wie der 1801 entdeckte Zwergplanet Ceres und die 1802 sowie 1804 entdeckten Asteroiden Pallas und Juno wurde zunächst auch Vesta als Planet bezeichnet. Da bis zur Entdeckung von Astraea noch mehr als 38 Jahre vergehen sollten, änderte sich daran zunächst auch nichts. Erst als nach etwa 1850 die Zahl der zwischen den Umlaufbahnen der Planeten Mars und Jupiter gefundenen Himmelskörper rasch anstieg, setzen sich für diese Objekte die Bezeichnungen Kleine Planeten, Kleinplaneten, Planetoiden oder Asteroiden durch. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Vesta bewegt sich zwischen 2,15 AE (Perihel) und 2,57 AE (Aphel) in 3,63 Jahren um die Sonne. Ihre Umlaufbahn ist 7,1° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,089. Ihre Bahn liegt also im inneren Asteroidengürtel. Die synodische Periode von Vesta liegt bei 504 Tagen. [BIG]Größe und Helligkeit[/BIG] Die Form von Vesta entspricht einem triaxialen Ellipsoid mit den Radien 280 km, 272 km und 227 km (± 12 km). Für die Masse wurde ein Wert von 1,36 (± 0,05) × 10-10 Sonnenmassen (2,71 × 1020 kg) und eine mittlere Dichte von 3,7 (± 0,3) g/cm[SUP]3[/SUP] publiziert. Die Rotationsperiode des Asteroiden beträgt etwa 5,3 Stunden. Vesta besitzt im Vergleich zu anderen Asteroiden eine relativ helle Oberfläche mit einer Albedo von 0,42. Während der Opposition ist sie zwischen 1,14 AE und 1,59 AE von der Erde entfernt und erreicht eine scheinbare Helligkeit von bis zu 5,2[SUP]mag[/SUP]. Sie ist damit der hellste Asteroid am Nachthimmel und kann bei dunklem Himmel ohne Lichtverschmutzung gerade noch mit bloßem Auge gesehen werden. [BIG]Zusammensetzung und Oberfläche[/BIG] Vesta ist ein differenzierter Asteroid mit einer basaltischen Kruste, ultramafischem Mantelgestein und, wie man aus der mittleren Dichte schließen kann, einem Eisen-Nickel-Kern. Vesta hat somit einen ähnlichen Aufbau wie die terrestrischen Planeten und unterscheidet sich dadurch von allen anderen Asteroiden im Hauptgürtel. Die auf der Erde gefundenen Eisenmeteoriten lassen allerdings den Schluss zu, dass es in der Frühzeit des Sonnensystems weitere differenzierte Planetesimale gegeben haben muss, die offenbar durch Kollisionen zerstört wurden, denn die Eisenmeteoriten werden als Bruchstücke der metallischen Kerne dieser Objekte gedeutet. Auch Vesta muss schwere Kollisionen mit anderen massereichen Körpern erlitten haben. So ist auf Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops neben mehreren Einschlagkratern mit Durchmessern bis zu 150 km ein herausragend großer Krater mit einem Durchmesser von ca. 450 km zu erkennen. Dieser Krater hat eine Tiefe von 8 km (in der nebenstehenden Abbildung blau kodiert), seine Wälle sind zusätzlich zwischen 8 km und 14 km hoch, und in seiner Mitte ragt ein Zentralberg 13 km hoch auf (in der Abbildung rot). Mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskopes konnte nicht nur die Form und Größe von Vesta bestimmt werden, sondern es konnten auch helle und dunkle Regionen auf der Oberfläche erkannt werden, sogar eine geologische Karte konnte erstellt werden. Die Oberfläche scheint vollständig aus magmatischen Gesteinen zu bestehen. Die in der geologischen Karte grün dargestellten Regionen werden als zu Basalt erstarrte Lavaflüsse interpretiert und stellen somit Überreste der ursprünglichen Oberfläche von Vesta dar. Die rötlich kodierten Gebiete bestehen vermutlich aus Intrusivgesteinen, die zunächst unter der Oberfläche abkühlten, später aber durch Einschläge freigelegt wurden. Aus Forschungsergebnissen der Raumsonde Dawn gehen Wissenschaftler davon aus, dass die dunkleren Stellen der Oberfläche nicht nur durch Sonneneinstrahlung entstehen, sondern auch durch zahlreiche Meteoriteneinschläge. Die geologische Aktivität von Vesta geht vermutlich auf die beim radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotopes Al26 freigesetzte Wärme zurück und dürfte bereits vor etwa 4,4 Milliarden Jahren, also relativ kurz nach der Entstehung des Sonnensystems vor etwa 4,55 Milliarden Jahren, wieder zum Erliegen gekommen sein. Spektroskopische Beobachtungen am Mauna-Kea-Observatorium haben gezeigt, dass auf der Oberfläche von Vesta auch geringe Mengen von wasser- oder hydroxidhaltigen Mineralien existieren. Man geht davon aus, dass dieses Material nach dem Abkühlen des Asteroiden beim Einschlag von Kometen oder kohligen Chondriten aufgebracht wurde. [BIG]Meteoriten und Vestoiden[/BIG] Vermutlich ist Vesta auch der Mutterkörper der Meteoriten der HED-Gruppe (Howardite, Eukrite, Diogenite), welche eine Untergruppe der Achondrite bilden und die irdischen magmatischen Gesteinen ähnlich sind. Die Verbindung zwischen den HED-Meteoriten und Vesta wurde hergestellt, weil sich die Spektren dieser Meteoriten und des Asteroiden gleichen. Gestützt wird diese Zuordnung durch die Tatsache, dass alle untersuchten HED-Meteoriten ein Alter von 4,4 bis 4,5 Milliarden Jahren aufweisen. Der Mutterkörper dieser Meteoriten kühlte also nach der Entstehung des Sonnensystems rasch ab, was auf einen relativ kleinen Himmelskörper hindeutet und eine Herkunft von größeren Monden oder Planeten ausschließt. Mit Vesta werden auch die Vestoiden in Verbindung gebracht, eine Klasse von kleineren Asteroiden, welche ebenfalls spektrale Ähnlichkeiten mit Vesta aufweisen und möglicherweise von dieser weggeschlagen wurden. Vermutlich wurden die Vestoiden vor weniger als einer Milliarde Jahren bei jenem Einschlag aus der Kruste von Vesta herausgeschlagen, der den oben beschriebenen großen Krater geformt hat. Die Verteilung der Vestoiden erstreckt sich von der Umlaufbahn von Vesta bis hin zu Regionen im Asteroidengürtel, die Störungen durch den Planeten Jupiter unterliegen. So könnten Bruchstücke von Vesta zu Erdbahnkreuzern werden, und auch HED-Meteoriten könnten so in die Nähe der Erde gebracht worden sein. Ob sie direkt von Vesta stammen oder indirekt über einen Vestoiden, ist bisher aber noch unklar." } RObject { LocName "Pallas" Name "Pallas" Parent "Sol" Pioneer "Heinrich Wilhelm Olbers" Date "1802.03.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Pallas ist mit einem mittleren Durchmesser von 546 km der größte Asteroid und der zweitgrößte Himmelskörper im Asteroiden-Hauptgürtel, wahrscheinlich sogar ein Zwergplanet. Pallas wurde am 28. März 1802 von Heinrich Wilhelm Olbers entdeckt und nach der griechischen Göttin Pallas Athene benannt. Die Entdeckung erfolgte zufällig, als Olbers die ein Jahr zuvor entdeckte und heute als Zwergplanet klassifizierte Ceres aufsuchen wollte. Nach der Entdeckung von Ceres hatte Olbers, wie die anderen Astronomen seiner Zeit, nicht damit gerechnet, noch einen weiteren Planeten zwischen Mars und Jupiter zu finden, da man glaubte, den von der Titius-Bode-Reihe vorhergesagten Planeten in diesem Bereich des Sonnensystems gefunden zu haben. Olbers vertrat daher die Hypothese, dass es sich bei Ceres und Pallas um Bruchstücke eines größeren, zerbrochenen Planeten handele. Die Entdeckung beflügelte die Tätigkeit der sogenannten Himmelspolizey der europäischen Sternwarten; sie war 1800 gegründet worden, um systematisch nach vermuteten Kleinplaneten zu suchen. Mit Olbers und Harding gelang zwei Mitgliedern dieser Organisation 1804 und 1807 auch die Entdeckung der Asteroiden Juno und Vesta. Ebenso wie Ceres wurde Pallas unmittelbar nach ihrer Entdeckung als vollwertiger Planet angesehen, somit galten im Jahr 1802 neun Himmelskörper als Planeten. Nach der Entdeckung von Juno und Vesta erhöhte sich die Zahl der Planeten bis 1807 auf elf. Dabei blieb es bis 1845. Dann wurde mit Astraea der fünfte Asteroid entdeckt, und auch dieser zunächst als Planet geführt. Nach der Entdeckung des echten Planeten Neptun im Jahr 1846 galten sogar 13 Himmelskörper als Planeten. Da sich aber ab 1847 die Neuentdeckungen von Asteroiden häuften, wurden diese fortan von den großen Planeten unterschieden, deren Zahl dadurch wieder auf acht sank. Wilhelm Herschel, der 1781 Uranus entdeckt hatte, versuchte den Durchmesser von Ceres und Pallas zu bestimmen, was ihm einige Schwierigkeiten bereitete: Die beiden Objekte erschienen in seinem Teleskop praktisch sternförmig (also ohne messbare Ausdehnung wie die klassischen Planeten). Herschel schlug daher bereits 1802 vor, Ceres und Pallas als Asteroiden (griechisch für sternartig), zu bezeichnen und damit von den großen Planeten abzugrenzen. Seine Ansicht wurde zu dieser Zeit aber nur von wenigen Astronomen geteilt. Erst als um 1850 die Zahl der zwischen Mars und Jupiter gefundenen Himmelskörper rasch anstieg, wurden sie unter den Bezeichnungen Asteroiden, Planetoiden, Kleine Planeten oder Kleinplaneten zusammengefasst. Seit dem 24. August 2006 wird außerdem Ceres als Zwergplanet bezeichnet. Das im Jahr 1803 entdeckte chemische Element Palladium wurde nach diesem Asteroiden benannt. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Pallas bewegt sich in einem mittleren Abstand von 2,77 AE in 4,62 Jahren um die Sonne. Die Bahnexzentrizität ist mit 0,23 relativ groß: Der Abstand von der Sonne variiert daher zwischen 2,14 AE im Perihel und 3,41 AE im Aphel. Die Umlaufbahn ist mit 34,9° auch stark gegen die Ekliptik geneigt, wodurch es häufig vorkommt, dass sich Pallas fernab der Ekliptik am Himmel aufhält. Während der Opposition erreicht sie eine scheinbare Helligkeit von bis zu 6,5[SUP]mag[/SUP]. Sie ist damit nach Vesta der zweithellste Asteroid am Nachthimmel. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Die Rotationsperiode von Pallas beträgt 7,8 Stunden. Ihre Oberfläche hat eine mittlere Albedo von 0,16. Durch Beobachtungen mit dem Hubble-Weltraumteleskop konnte die Größe von Pallas bestimmt werden: Die Form von Pallas entspricht demnach einem triaxialen Ellipsoid mit Achsenlängen von 582 ± 10 km, 556 ± 3 km und 500 ± 9 km. Die Masse wurde zu 1,18 × 10[SUP]-10[/SUP] Sonnenmassen (2,34 × 10[SUP]20[/SUP] kg) bestimmt. Aus Beobachtungen des Infrared Astronomical Satellite und aus Sternbedeckungen war zuvor ein mittlerer Durchmesser von etwa 523 km abgeleitet worden. Pallas ist damit zwar der nach Ceres größte Himmelskörper des klassischen Hauptgürtels, wird aber an Masse auch von Vesta noch übertroffen." } RObject { LocName "Castalia" Name "Castalia" Parent "Sol" Pioneer "Eleanor F. Helin" Date "1989.08.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (4769) Castalia ist ein erdnaher Asteroid (Gruppe der erdnahen Objekte), der am 9. August 1989 von Eleanor F. Helin am Mount Palomar Observatorium entdeckt wurde. Er ist nach der Nymphe Kastalia aus der griechischen Mythologie benannt. Castalia bewegt sich in einer Entfernung von 0,5495 AU (Perihel) bis 1,5770 AU (Aphel) in etwa 400 Tagen um die Sonne. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,4832, wobei die Bahn 8,886° gegen die Ekliptik geneigt ist. Im August 1989 zog Castalia in elffachem Mondabstand an der Erde vorbei und konnte mittels Radar beobachtet werden. Es zeigte sich, dass der Asteroid aus zwei 800 Metern großen Teilen zusammengesetzt ist und die Form einer Erdnuss aufweist. Beobachtungen anderer Asteroiden haben gezeigt, dass solche Doppelkörper nicht ungewöhnlich sind. Sie können sich bilden, wenn zwei größere Objekte mit geringen Geschwindigkeiten von einigen Zentimetern pro Sekunde miteinander kollidieren und verbunden bleiben." } RObject { LocName "1998 KY26" Name "1998 KY26" Parent "Sol" Pioneer "Tom Gehrels" Date "1998.05.28" Descr "[BIG]Definition[/BIG] 1998 KY[SUB]26[/SUB] ist ein erdnaher Asteroid des Apollo-Typs, der am 28. Mai 1998 von Tom Gehrels im Rahmen des Spacewatch-Programmes entdeckt wurde. Anfang Juni 1998 näherte sich der Asteroid der Erde auf 800.000 Kilometer, was mehr als dem Doppelten der Erde-Mond-Distanz entspricht. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Anhand von Radarbeobachtungen konnte eine Rotationsperiode von 10,7 Minuten festgestellt werden. Damit ist 1998 KY[SUB]26[/SUB] der Asteroid mit der kürzesten gemessenen Rotationsperiode. Diese lässt darauf schließen, dass es sich bei dem Asteroiden um einen kompakten Körper und nicht um einen Rubble Pile handelt, da ein Rubble Pile bei solchen Geschwindigkeiten auseinanderbrechen würde. Der Durchmesser des kleinen Asteroiden beträgt etwa 30 Meter. Möglicherweise ist er das Fragment eines größeren Asteroiden. Wahrscheinlich enthält er große Mengen gefrorenen Wassers, eventuell bis zu 4.000.000 Liter." } RObject { LocName "Geographos" Name "Geographos" Parent "Sol" Pioneer "A. Wilson" Date "1951.09.14" Descr "[BIG]Definition[/BIG] (1620) Geographos ist ein erdnaher Asteroid (Planetoid) aus der Gruppe der Apollo-Asteroiden. Dies sind Himmelskörper, deren Bahnen die Erdbahn kreuzen können. Der Asteroid wurde am 14. September 1951 am Mount-Palomar-Observatorium entdeckt. Der Name bedeutet Geograph und die Benennung erfolgte zu Ehren der National Geographic Society. Geographos bewegt sich zwischen 0,8276 AE (Perihel) und 1,6633 AE (Aphel) in rund 508 Tagen um die Sonne. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,3355, die Bahn ist um 13,341° gegen die Ekliptik geneigt. Im Jahre 1994 durchgeführte Radarbeobachtungen ergaben, dass es sich bei Geographos um ein längliches Objekt von 5 × 2 × 1,5 km Ausdehnung handelt. Der Asteroid rotiert in rund 5 Stunden und 13 Minuten um die eigene Achse. Die amerikanische Raumsonde Clementine sollte Geographos nach ihrem Aufenthalt am Mond besuchen. Aufgrund eines Fehlers im Antriebssystem endete die Mission jedoch, bevor sie ihn erreichte." } RObject { LocName "Eros" Name "Eros" Parent "Sol" Pioneer "Gustav Witt" Date "1898.08.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Eros ist ein Asteroid, der am 13. August 1898 von dem deutschen Astronomen Gustav Witt entdeckt wurde. Er war der erste bekannte erdnahe Asteroid und wurde 1900 und 1930 zur genauen Bestimmung des Erdbahn-Radius verwendet, analog zu Venustransits. Benannt wurde der Himmelskörper nach Eros, dem Gott der Liebe aus der griechischen Mythologie. Der Asteroid wurde auf einer Fotoplatte entdeckt, die Gustav Witt und sein Assistent Felix Linke (1879-1959) in der Nacht vom 13. August 1898 an der Berliner Urania-Sternwarte belichtet hatten. Auch Auguste Charlois in Nizza hatte den Asteroiden in der gleichen Nacht aufgenommen, er erkannte die Spur, die der Asteroid auf der Fotoplatte hinterlassen hatte, allerdings zunächst nicht. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Eros war der erste bekannte Asteroid, dessen Bahn teilweise innerhalb der Marsbahn verläuft. Er gehört somit zur Klasse der erdnahen Kleinplaneten vom Amor-Typ. Er umrundet die Sonne in nur 1,76 Jahren in einem Abstand von 1,133 (Perihel) bis 1,783 (Aphel) astronomischen Einheiten, sodass er der Erde im Laufe der Jahrzehnte auf 22 Millionen km nahekommen kann. Die Bahnebene ist um 10,83° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,223. Bald nach der Entdeckung des Asteroiden fiel seine stark schwankende Helligkeit auf, woraus man auf die Rotationsdauer und eine ausgesprochen längliche Form schließen konnte. Modellrechnungen der 1960er-Jahre ergaben Ausmaße von ca. 15×30 km, die von den Messungen der NEAR-Raumsonde 2001 nur um 2-3 km abwichen. 1999 veröffentlichte der Wiener Astronom Rudolf Dvorak das Ergebnis seiner langfristigen numerischen Vorausberechnungen. Demnach wird Eros 20 Millionen Jahre auf relativ stabiler Bahn bleiben, dann aber durch chaotisch wirkende Bahnstörungen in die Sonne stürzen. [BIG]Aufbau[/BIG] Eros ist ein unregelmäßig geformter Himmelskörper mit 33 × 13 × 13 Kilometern Ausdehnung. Er weist eine relativ helle silikathaltige Oberfläche mit einer mittleren Albedo von 0,16 auf (bzw. 0,25 nach JPL-Daten). Seine Dichte entspricht mit 2,4 g/cm[SUP]3[/SUP] etwa der Dichte von silikatischem Gestein. In rund 5 Stunden und 16 Minuten rotiert er um die eigene Achse. Messungen haben ergeben, dass die Temperaturen auf der sonnenzugewandten Seite (Tagseite) des Asteroiden auf 100 °C ansteigen, während sie auf der Nachtseite auf -150 °C abfallen. Während der Opposition erreicht er eine Helligkeit von 8,3 mag. Eros wurde vom 14. Februar 2000 bis zum 12. Februar 2001 intensiv von der Raumsonde NEAR Shoemaker untersucht. Die Sonde war auf eine Umlaufbahn um den Asteroiden gebracht worden und landete schließlich auf seiner Oberfläche, wobei detailreiche Aufnahmen erstellt wurden. Es zeigte sich, dass Eros von Kratern übersät und von Rillen und Spalten durchzogen ist. Der Asteroid war offensichtlich heftigsten Kollisionen mit anderen Himmelskörpern ausgesetzt. Fast überall liegen Gesteinstrümmer herum, die teilweise den Einschlagskratern zugeordnet werden können. Nach den Wissenschaftlern der NEAR-Mission stammen die meisten der größeren Felsbrocken von einem Krater, der vor vermutlich einer Milliarde Jahren bei einer Kollision entstand. Dieser Einschlag könnte auch für eine mit kleinen Kratern unter 500 m übersäte Region verantwortlich sein, die 40 % der Oberfläche des Eros ausmacht. Ein Großteil der Oberfläche ist mit feinem Staub, dem Regolith, überzogen. Ursprünglich nahm man daher an, dass der Auswurf der Kollision die kleineren Krater aufgefüllt hat. Eine Analyse der Kraterdichte der Oberfläche zeigt jedoch, dass sich kraterärmere Gebiete innerhalb von 9 km um den Einschlagpunkt verteilen. Einige der weniger verkraterten Gebiete liegen auf der gegenüberliegenden Seite des Einschlags, sind aber trotzdem innerhalb des Abstands von 9 km. Man nimmt daher an, dass sich beim Einschlag Erdbebenwellen durch den Asteroiden ausbreiteten und die kleineren Krater einebneten. Nahe der schmalsten Stelle des Asteroiden befindet sich ein großer Krater von 5,5 km Durchmesser, der somit fast den halben Durchmesser der Erdnuss-Form ausmacht. Unklar ist noch, wieso Eros bei diesem Einschlag nicht zerbrochen ist. Beim Vorbeiflug wurde die Sonde durch die Gravitation des Kleinplaneten leicht abgelenkt, woraus dessen Masse mit ca. 7,2 × 10[SUP]15[/SUP] kg bestimmt wurde. Wegen seiner unregelmäßigen Form variiert die Schwerebeschleunigung auf Eros zwischen verschiedenen Punkten der Oberfläche sehr stark; im Mittel beträgt seine Anziehungskraft nur rund 0,06 Prozent von jener auf der Erdoberfläche. Dennoch konnte an Kraterwänden offenbar Geröll herunterrutschen. Als Ursache vermuten die Wissenschaftler Schwingungen des Asteroidenkörpers, die durch Einschläge kleinerer Brocken ausgelöst werden und zu verminderter Gleitreibung führen. [BIG]Rohstoffe[/BIG] Eros enthält 20.000.000.000 Tonnen Aluminium und ähnliche Mengen an Gold und Platin sowie andere in der Erdkruste seltene Metalle." } RObject { LocName "Gaspra" Name "Gaspra" Parent "Sol" Pioneer "G. N. Neuimin" Date "1916.07.30" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Gaspra ist ein Asteroid des Asteroiden-Hauptgürtels, der am 30. Juli 1916 vom ukrainischen Astronomen G. N. Neuimin entdeckt wurde. Benannt wurde Gaspra nach dem Urlaubsort Gaspra auf der Krim, in dem der russische Schriftsteller Leo Tolstoi längere Zeit lebte. Gaspra bewegt sich in einem Abstand von 1,8256 (Perihel) bis 2,5939 (Aphel) astronomischen Einheiten in 3,285 Jahren um die Sonne. Die Bahn ist 4,1016° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,1739. Damit verläuft Gaspras Orbit am inneren Rand des Hauptgürtels. Gaspra ist ein Mitglied der Flora-Familie. Gaspra wurde am 29. Oktober 1991 von der Raumsonde Galileo (benannt nach Galileo Galilei) bei einem Vorbeiflug-Manöver (engl. near flyby) mit einer Entfernung von 1600 km vermessen und fotografiert. Damit war die Galileo-Mission die erste ihrer Art, die durch ein solches Manöver Informationen über einen Asteroiden sammelte. Es zeigte sich, dass Gaspra ein unregelmäßig geformter Asteroid mit Abmessungen von 19 × 12 × 11 Kilometern ist. Die Oberfläche ist von zahlreichen Einschlagskratern übersät. Durch Messung der Größe und Verteilung der Krater wird Gaspras Alter auf 200 Millionen Jahre geschätzt. Dies ist, gemessen an den 4,5 Milliarden Jahren des Sonnensystems, ein geringes Alter. Gaspra dürfte somit ein Bruchstück eines größeren Ursprungskörpers sein, der vor 200 Millionen Jahren bei einer Kollision auseinandergerissen wurde. Die Masse von Gaspra wurde zu 10[SUP]15[/SUP] kg bestimmt. Die Rotationsperiode beträgt 7 Stunden und 3 Minuten. Aufgrund seiner Oberflächenbeschaffenheit wird der Asteroid der Spektralklasse S zugeordnet." } RObject { LocName "Juno" Name "Juno" Parent "Sol" Pioneer "K. L. Harding" Date "1804.09.01" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Juno ist ein Asteroid des Asteroiden-Hauptgürtels. Er wurde am 1. September 1804 von Karl Ludwig Harding als dritter Asteroid entdeckt und nach Juno, der höchsten römischen Göttin, benannt. Juno wurde nach ihrer Entdeckung ebenso wie die zuvor entdeckten Asteroiden Ceres und Pallas zunächst als vollwertiger Planet eingestuft. Erst nach 1847 wurde zwischen Asteroiden und Planeten unterschieden. Ihre Bahn wurde in den 1810er Jahren in Göttingen unter Leitung von Carl Friedrich Gauß von Friedrich Ludwig Wachter berechnet. [BIG]Umlaufbahn[/BIG] Juno bewegt sich in einem Abstand von 1,98 (Perihel) und 3,36 (Aphel) AE in 4,36 Jahren um die Sonne. Die Umlaufbahn ist 13,0° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,26. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Juno hat einen mittleren Durchmesser von etwa 267 km. Ihre Masse wurde zu 2,82×10[SUP]19[/SUP] Kilogramm bestimmt. Sie besitzt eine relativ helle Oberfläche mit einer Albedo von 0,24. Während der Opposition erreicht sie eine scheinbare Helligkeit von bis zu 7,7 mag und ist damit einer der hellsten Asteroiden am Nachthimmel. In rund 7,2 Stunden rotiert sie um die eigene Achse. Im Jahr 1996 (Resultate publiziert im Jahr 2003) wurde Juno mit Hilfe eines 2,5-Meter-Spiegelteleskops des Mount-Wilson-Observatoriums und einer adaptiven Optik eingehend untersucht. Es zeigte sich, dass Juno ein unregelmäßiger Himmelskörper ist, dessen Gestalt an eine Kartoffel erinnert. Die Aufnahmen im Infrarotbereich zeigen einen etwa 100 km großen Impaktkrater, der wahrscheinlich vor geologisch kurzer Zeit entstanden ist. Spektroskopische Untersuchungen lassen darauf schließen, dass Juno der Ursprungskörper von gewöhnlichen Chondriten sein könnte, einer häufigen Gruppe von Steinmeteoriten, die aus eisenhaltigen Silikatverbindungen, wie Olivin und Pyroxenen aufgebaut sind. Juno war der erste Asteroid, bei dem eine Sternbedeckung beobachtet wurde. Am 19. Februar 1958 zog Juno genau vor einem lichtschwachen Stern vorbei und verdunkelte diesen für mehrere Sekunden. Seither sind noch mehrere Sternbedeckungen durch Juno beobachtet worden. Die Größe von Juno wurde aus diesen Beobachtungen zu 290×245 km bestimmt." } RObject { LocName "Toutatis" Name "Toutatis" Parent "Sol" Pioneer "Christian Pollas" Date "1989.01.04" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Toutatis ist ein erdnaher Asteroid (Planetoid), aus der Gruppe der Apollo-Asteroiden; dies sind Himmelskörper, deren Bahn die Erdbahn kreuzen können. Er zählt jedoch auch zu den Alinda-Asteroiden, wodurch er in 3:1-Bahnresonanz zu Jupiter und in 1:4-Resonanz zur Erde steht, d. h. er umkreist während eines Jupiterumlaufs dreimal und innerhalb von vier Erdenjahren einmal die Sonne. Aufgrund seiner exzentrischen Umlaufbahn bedeutet dies, dass Annäherungen zwischen Toutatis und der Erde regelmäßig etwa alle vier Jahre auftreten. Toutatis wurde am 4. Januar 1989 von Christian Pollas entdeckt. Er ist nach dem keltischen Gott Teutates benannt. Toutatis bewegt sich zwischen 0,9212 AE (Perihel) und 4,1238 AE (Aphel) in etwa 1463 Tagen auf einer exzentrischen Bahn um die Sonne. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,6348, die Bahn ist um 0,446° gegen die Ekliptik geneigt. Dabei wird seine Bahn stark vom Gravitationsfeld der Erde beeinflusst. Radarbeobachtungen der Observatorien Arecibo und Goldstone haben gezeigt, dass Toutatis ein unregelmäßig geformter Körper von 4,5 × 2,4 × 1,9 km Ausmaßen ist. Er rotiert in zwei unterschiedlichen Perioden von 5,41 und 7,35 Tagen um seine Längsachsen. Die Albedo beträgt 0,13. Am 29. September 2004 ist Toutatis in nur etwa vierfachem Mondabstand (1.549.719 km) an der Erde vorbeigezogen. Der Asteroid war am südlichen Himmel bei sehr guter Sicht mit einem Fernglas zu sehen. Die vorletzte Annäherung (Entfernung 7.524.773 km) fand am 9. November 2008 statt, die letzte (Entfernung etwa 6.940.000 km) am 12. Dezember 2012. Am 13. Dezember 2012 um 08:30 UTC flog die chinesische Raumsonde Chang'e-2 in 3,2 km Abstand und einer Relativgeschwindigkeit von 10,73 km/s an Toutatis vorbei. Dabei wurde aus einer Entfernung von 93 bis 240 km eine Bilderserie aufgenommen. Nach mehreren Kreuzungen der Erdbahn in größerer Entfernung von der Erde wird Toutatis im November 2069 in einem Abstand von nur drei Millionen Kilometern die Erde passieren." } RObject { LocName "Kleopatra" Name "Kleopatra" Parent "Sol" Pioneer "Johann Palisa" Date "1880.04.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kleopatra ist ein Asteroid des Asteroiden-Hauptgürtels, der am 10. April 1880 von Johann Palisa entdeckt wurde. Benannt wurde der Himmelskörper nach der altägyptischen Herrscherin Kleopatra. Kleopatra bewegt sich zwischen 2,0892 (Perihel) astronomischen Einheiten bis 3,4979 astronomischen Einheiten (Aphel) auf einer exzentrischen Bahn um die Sonne. Die Bahn ist 13,1346° gegen die Ekliptik geneigt, die Bahnexzentrizität beträgt 0,2521. Radarbeobachtungen haben ergeben, dass Kleopatra ein unregelmäßiger Himmelskörper ist, dessen längliche Form an einen Hundeknochen erinnert. Mit Ausmaßen von 217 × 94 × 81 km (± 25 %) gehört sie zu den größten Asteroiden des Hauptgürtels. Aufgrund der starken Reflexion der Radiowellen wird geschlossen, dass es sich bei Kleopatra um einen differenzierten Asteroiden mit einem Eisen-Nickel-Kern, einem silikatischen Mantel und einer silikatischen Kruste handelt. Die äußere Oberfläche ist möglicherweise aus dem Mineral Enstatit aufgebaut, einem Material, aus dem auch eine Gruppe von Steinmeteoriten (Enstatit-Chondrit) besteht. Im September 2008 wurden zwei kleine Monde mit 5 bzw. 3 Kilometern Durchmesser entdeckt. Diese wurden im Februar nach den beiden Kindern der Kleopatra und des Marcus Antonius, Alexander Helios und Kleopatra Selene, benannt: S/2008 (216) 1 Alexhelios und S/2008 (216) 2 Cleoselene." } RObject { LocName "Sonne" Name "Sol" Parent "Solar System" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Sonne (lateinisch Sol, altgriechisch Helios) ist ein Stern in der Galaxie Milchstraße. Sie ist ein Hauptreihenstern und steht im Zentrum des Sonnensystems, welches sie durch ihre Gravitation dominiert. Die Erde ist einer der Planeten, die die Sonne umkreisen. Die thermonuklear gespeiste Strahlung des heißen Gasballs ist Grundvoraussetzung für die Entstehung und Entwicklung von Leben auf unserem Planeten. Die Sonne ist der erdnächste und besterforschte Stern und weist zyklisch veränderliche Eigenschaften auf (Sonnenaktivität). Die Sonne, deren Himmelslauf den Tag und das Jahr gliedert, wird seit Urzeiten kultisch verehrt. [BIG]Quantitative Einordnung[/BIG] Die Sonne übertrifft 700fach die Masse aller Planeten zusammen und 330.000fach unseren Heimatplaneten, der im Durchmesser 109 mal hineinpasst. Mit einer Energieabstrahlung, die pro Sekunde das 20.000fache des Primärenergieverbrauchs seit Beginn der Industrialisierung ausmacht, fällt sie in die Leuchtkraftklasse V. Sie leuchtet mit einer Farbtemperatur von etwa 6000 K weiß und erscheint durch die Erdatmosphäre gelblich (Spektralklasse G2). Als G2V-Stern liegt sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm in der Mitte der Hauptreihe. Mit 1,4 bis 1,5 % schwereren Elementen in der Konvektionszone, gilt die Sonne als metallreich und gehört damit der zahlenmäßig größten Population I an. Sie hat ein mittleres Alter von 4,57 Milliarden Jahren. In dieser Zeit hat sie in ihrem Kern rund 14.000 Erdmassen Wasserstoff durch Kernfusion in Helium verwandelt, wobei 90 Erdmassen an Energie frei wurden. Durch Ansammlung von Helium im nichtkonvektiven Kern, im Zentrum beträgt der Massenanteil mittlerweile 60 %, wird dieser immer kompakter und bezieht weiteres Material ein, wodurch Leuchtkraft und Durchmesser der Sonne langsam zunehmen. In etwa 7 Milliarden Jahren wird die Sonne relativ schnell zum Roten Riesen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Die Sonne besteht aus schalenförmigen Zonen, die sich teilweise scharf abgrenzen lassen. Eine grobe Einteilung ist die Kernzone als Fusionsofen, die innere Atmosphäre bis zur sichtbaren Oberfläche und darüber die äußere Atmosphäre. [BIG]Kern[/BIG] Die Hälfte der Sonnenmasse konzentriert sich innerhalb von 25 % des Sonnenradius, also ungefähr in 1/64 ihres Volumens. Die Fallbeschleunigung am Rand dieser Kernzone ist achtfach höher als an der Sonnenoberfläche und 220fach größer als an der Erdoberfläche. Damit setzt sich das Material selbst unter Druck: Im Zentrum liegt er bei 200 Milliarden bar, entsprechend dem Gewicht der Cheops-Pyramide auf einem Stecknadelkopf. Da die Temperatur dort mit 15,6 Mio K vergleichsweise kühl ist, nur 50.000fache Raumtemperatur, kann das Plasma den für die Stabilität nötigen Gegendruck nur durch seine hohe Dichte aufbringen, im Zentrum 150 g/cm[SUP]3[/SUP], 13mal die Dichte von Blei und 200mal die mittlere Dichte der inneren Atmosphäre. Es ist nicht direkt die Dichte, die den Gegendruck bewirkt, sondern die Teilchenkonzentration, im Zentrum fast 250.000 mol/l. Gut die Hälfte davon sind Elektronen, die aber wegen der hohen Temperatur nicht entartet sind, wenn auch nur knapp. Auch der Strahlungsdruck hat einen geringen Anteil; in der Sonne gilt also das Gasgesetz. Die Teilchendichte der Protonen ist im Zentrum etwa 1000 mal größer als in Wasser. Da die Häufigkeit der Kernfusionsreaktionen quadratisch von der Teilchendichte und exponentiell von der Temperatur abhängt, werden 99 % der Fusionsleistung von 3,9·1026 W innerhalb der dichten, heißen Kernzone frei. Innerhalb eines engeren Radius ist die Leistungsdichte höher: In einem Tausendstel des Volumens der Sonne entsteht die Hälfte ihrer Leistung; das ist eine mittlere Leistungsdichte von knapp 140 Watt pro Kubikmeter, nicht mehr als in einem Komposthaufen. Die große Gesamtleistung der Sonne ist also eher die Folge des großen Volumens und die hohe Kerntemperatur eine Folge der dicken Isolierschicht. Dass die stark temperaturabhängige Fusionsreaktion nicht thermisch durchgeht und die Sonne explodiert (oder abschaltet), liegt daran, dass zusätzliche Wärmeleistung das Innere von Sternen nicht heißer macht, sondern kälter, denn die normale Wärmeausdehnung des Gases wird verstärkt, indem der gravitative Druck der angehobenen Schichten nachlässt. Diese negative Rückkopplung wirkt sehr schnell, denn Kompressionswellen durchlaufen die Sonne in deutlich unter einer Stunde, siehe Helioseismologie. [BIG]Sonnenoberfläche[/BIG] An der oberen Grenze des oben genannten Bereichs fällt der Ionisationsgrad von Wasserstoff steil ab. Nach der Saha-Gleichung ist er hauptsächlich von der Temperatur abhängig. Er beträgt in etwa 1000 km Tiefe, bei einer Temperatur von 10.000 K und einer Dichte von knapp 1 g/m[SUP]3[/SUP] noch fast 80 %, bei 6000 K und etwas geringerer Dichte aber schon 100fach weniger. Begegnungen von Elektronen mit Ionen werden dadurch um vier Größenordnungen seltener. Warum damit das Material nicht schon längst durchsichtig geworden ist (zur Ionisation von Wasserstoff reicht die Energie der Photonen nicht aus), fand Rupert Wildt im Jahre 1938 heraus: Das neutrale H-Atom kann mit etwa 20fach geringerer Bindungsenergie noch ein weiteres Elektron binden und kommt auch bei noch geringerer Ionisationsrate des Wasserstoffs vor, da Elektronen aus der Ionisation von Metallen zur Verfügung stehen. [BIG]Photosphäre[/BIG] Weil die Dichte immer schneller abnimmt, die Skalenhöhe sinkt mit der Temperatur, wird das Material schließlich doch durchsichtig und die Photonen können nahezu ungehindert nach außen entweichen. Diese Zone heißt Photosphäre, griechisch für Kugelschale des Lichts. Die Tiefe, aus der uns die Sonnenstrahlung im Mittel erreicht, variiert je nach Wellenlänge und Austrittswinkel um wenige 100 km. Am Sonnenrand sieht man unter flacherem Winkel eine höhere, kältere Schicht, wodurch der Rand dunkler erscheint, siehe das Sonnenfoto am Anfang des Artikels. Eine eindeutige Definition des Sonnenradius ist daher problematisch, siehe Sternoberfläche. Per Übereinkunft wird als Sonnenradius jener angegeben, bei der die Gastemperatur zur Energiestromdichte (63,18 MW/m[SUP]2[/SUP]) passt. Diese effektive Strahlungstemperatur beträgt 5778 Kelvin. Bedingt durch die stärker gerichtete Ausstrahlung bei kürzeren Wellenlängen liegt die Farbtemperatur der Sonnenstrahlung etwas höher, bei etwa 6000 Kelvin. [BIG]Chromosphäre[/BIG] Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Die Konvektionszone mit ihrem negativen Temperaturgradienten durch Expansion des Gases (von knapp 1 auf 0,003 g/m[SUP]3[/SUP]) reicht etwa 500 km in die Chromosphäre hinein. Oberhalb eines scharfen Minimums von 4100 K stellt sich durch Strahlungsgleichgewicht eine Temperatur von etwa 7000 K ein, während die Dichte auf 10[SUP]-7[/SUP] g/m[SUP]3[/SUP] abnimmt. Strahlung aus der Photosphäre wird in der Chromosphäre zu einem kleinen Teil absorbiert und wieder abgestrahlt. Vor dem Hintergrund der Photosphäre entstehen dadurch die Fraunhoferschen Absorptionslinien im Sonnenspektrum, während bei totalen Sonnenfinsternissen die meist knapp 2000 km dicke Chromosphäre für wenige Sekunden als rötlich leuchtende Linie zu sehen ist, ihr griechischer Name bedeutet Farbschicht. Masseauswürfe von chromospärischer Dichte, zahlreiche kleine Spikulen und weniger häufige Protuberanzen leuchten in gleicher Farbe. [BIG]Korona[/BIG] Oberhalb der Chromosphäre befindet sich die Korona. Sie geht ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum über. Ihr bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbarer Strahlenkranz (lat. Corona Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er erstreckt sich, abhängig von der Sonnenaktivität und der Belichtungszeit, über ein bis zwei Sonnenradien. In der Korona ist der Einfluss des Gasdrucks auf die Bewegung der Materie vernachlässigbar, es regieren Magnetfelder und die Gravitation. Die Spektrallinien der Korona konnten anfangs nicht identifiziert werden, da sie bei irdischen Bedingungen nicht auftreten. Seit erkannt wurde, dass sie von hochionisiertem Eisen mit nur noch ganz wenigen Elektronen stammen, entsprechend Temperaturen von über 10[SUP]6[/SUP] K, das Zwei- bis Fünfhundertfache der Photosphärentemperatur, wird über den Heizmechanismus der Korona spekuliert. Sie kann überhaupt nur so heiß werden, weil sie in weiten Bereichen des elektromagnetischen Spektrums nahezu durchsichtig ist und nur schwach emittiert; eine Folge nicht nur der geringen Dichte, sondern auch der hohen Temperatur: Die freien Elektronen sind so schnell, dass sie die häufigeren, leichten Elemente, insbesondere Wasserstoff und Helium, obwohl vollständig ionisiert, kaum wahrnehmen. Weitere Verlustmechanismen sind die Wärmeabgabe an die vergleichsweise kalte Chromosphäre und, insbesondere im Bereich koronaler Löcher, die Bildung von Sonnenwind. An den seltenen, aber vielfach geladenen schwereren Ionen entsteht ein schwaches Röntgen-Kontinuum, das die Beobachtung der Korona vor der im harten Röntgenlicht dunklen Photosphäre erlaubt. Eingegrenzt auf schmale Emissionslinien ist das auch mit weniger harter Strahlung möglich. [BIG]Sonnenwind[/BIG] In der Korona, wahrscheinlich in Verbindung mit dem Heizmechanismus in der unteren Korona, entsteht der Sonnenwind, ein überschallschneller Strom hauptsächlich aus Protonen und Elektronen. In koronalen Löchern, also insbesondere in den Polregionen, bei hoher Sonnenaktivität aber auch zahlreich in Äquatornähe, entsteht kaum weniger Sonnenwind als in den dichteren Bereichen der Korona, insbesondere Streamern, aber er strömt schneller, mit 800 km/s statt 300 km/s. Eruptive Protuberanzen produzieren große Mengen und hohe Geschwindigkeiten und verursachen, falls sie die Erde treffen, geomagnetische Stürme. [BIG]Rotation, Magnetfeld und Sonnenflecken[/BIG] Die Bewegung der schon im Altertum bekannten Sonnenflecken zeigt, dass die Sonne keine Scheibe ist, sondern eine rotierende Kugel: Sie wandern von Tag zu Tag, randnah scheinbar langsamer und mit perspektivisch verkürzter Form, und langlebige Flecken tauchen sogar nach zwei Wochen am Ostrand wieder auf. Die Sonne folgt der Hauptrotationsrichtung im Sonnensystem (rechtläufig). Um 1860 entdeckte Richard Christopher Carrington, dass äquatornahe Flecken sich schneller bewegen als solche in höheren Breiten (differenzielle Rotation). Für die Angabe von Längengraden auf der Sonne führte er ein Bezugssystem ein, das in 25,38 Tagen um 360° rotiert (siderisch, synodisch im Mittel etwa 27,2753 Tage). Dies entspricht der Bewegung der Flecken in etwa 26° Breite. Heute wird die Rotation der Sonnenoberfläche viel genauer und auch in Breiten, in denen Flecken selten sind, über die Verschiebung von Spektrallinien durch den Doppler-Effekt bestimmt, siehe Sonnenrotation. Der Vergleich mit der Bewegung der Sonnenflecken zeigt, dass diese sich schneller als die Oberfläche nach Westen bewegen. Das passt zu der Vorstellung, dass die Magnetfelder, welche die Flecken hervorrufen, unterhalb der Oberfläche verankert sind und tiefere Schichten aufgrund der Drehimpulserhaltung schneller rotieren. Der dazu nötige radiale Impulstransport ist durch die heftige, isotrope Konvektion im oberen Teil der Konvektionszone gegeben (bis zu einer Tiefe von etwa 4 % des Sonnenradius). Für die polwärts langsamere Rotation ist die komplexere Konvektion in größerer Tiefe verantwortlich. Radialer Verlauf der Sonnenrotation für verschiedene heliographische Breiten. Ausgehend von der differentiell rotierenden Oberfläche steigt in den oberen 4 % die Winkelgeschwindigkeit steil an, um dann bis zur tachoklinen Region leicht abzufallen. Dort gleicht sie sich an die der nahezu starr rotierenden Strahlungszone an. Anfang der 1990er Jahre ergaben helioseismische Messungen, dass die Strahlungszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der Tachocline genannte Übergangsbereich zur differenziell rotierenden Konvektionszone ist mit wenigen Prozent des Sonnenradius sehr flach. Entsprechend steil sind dort die Gradienten der Winkelgeschwindigkeit. Die Lage und Dicke der Tachocline, die dortige Entstehung des Magnetfelds der Sonne und der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sind theoretisch noch nicht verstanden. Die hohe elektrische Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern (sie entspricht der von Kupfer bei Zimmertemperatur) bedingt eine starke Kopplung von Magnetfeld und Materie, siehe Magnetohydrodynamik. Bei hoher Dichte führt das Material das Magnetfeld, bei geringer Dichte ist es umgekehrt. In der Konvektionszone führt die differentielle Rotation dazu, dass die Feldlinien dort nicht mehr in N-S-Richtung, sondern gleichsam aufgewickelt in O-W-Richtung verlaufen, was die magnetische Spannung stark erhöht. Sie wird abgebaut, indem alle 11 Jahre eine Umpolung stattfindet. In diesem Rhythmus schwankt auch die sogenannte Aktivität der Sonne. Bei hoher magnetischer Spannung bricht das Magnetfeld aus der Sonne aus bildet Bögen in der Korona. Mitgerissenes Material ist in Emission als Protuberanz sichtbar, vor der hellen Scheibe erscheinen diese Bögen im sichtbaren Licht als dunkle Filamente. An der Sonnenoberfläche lässt sich das Magnetfeld spektroskopisch beobachten: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wellenlänge beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (normaler Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional zur Stärke des Feldes ist. Dort, wo in der Photosphäre die magnetische Feldstärke besonders hoch ist, behindert das Feld die Konvektion, die Oberfläche kühlt auf 3700 bis 4500 K ab und strahlt weniger hell, was wir als Sonnenflecken wahrnehmen. Die Feldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. Diese lokalen Magnetfelder sind auch für die von Sonnenflecken ausgehenden koronalen Masseauswürfe verantwortlich. Das großräumige Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich nur grob durch ein Dipolfeld beschreiben. Es ist mit einem in der Sonne zirkulierenden elektrischen Strom in der Größenordnung von 1012 Ampere verbunden. Auf der Sonnenoberfläche ist die Feldstärke dieses Dipolfeldes mit rund 100 µT (1 Gauß) nur etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld der Erde auf der Erdoberfläche. Ein ähnliches Aufwickeln mit Feldverstärkung geschieht mit dem vom Sonnenwind mitgenommenen Magnetfeld im interplanetaren Raum, siehe Parker-Spirale. Dadurch trägt einerseits der Sonnenwind viel mehr Drehimpuls mit sich fort, als bei freier, radialer Bewegung. Dies erklärt, wie die Sonne seit ihrer Entstehung einen großen Teil ihres Drehimpulses abgeben konnte, ohne dass viel Masse abgegeben wurde; aktuell nur etwa 10[SUP]9[/SUP] kg/s. Andererseits entsteht dabei die Heliosphärische Stromschicht, wodurch die magnetische Feldstärke langsamer abnimmt als bei einem Dipolfeld zu erwarten wäre (in Erdentfernung liegt die Feldstärke bei einigen nT). Schließlich unterschreitet die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Scherungs-Alfvén-Wellen die des Sonnenwindes, sodass der Sonnenwind sich fortan radial ausbreitet und dabei das Magnetfeld mit sich führt. Diese Grenze bei etwa zwanzig Sonnenradien gilt als der Beginn der Heliosphäre, die sich bis zur Heliopause erstreckt, wo der Sonnenwind auf interstellare Materie trifft. [BIG]Entwicklung der Sonne[/BIG] Das Sonnensystem entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke, siehe Sternentstehung. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand (Gelber Zwerg) zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem planetarischen Nebel umgeben ist. Dieser Ablauf lässt sich anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben (Sackmann, 1993). Der Index Null markiert die heutigen Zustandsgrößen der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren." } RObject { LocName "Prometheus" Name "Prometheus" Parent "Saturn" Pioneer " Stewart A. Collins" Date "1980.10" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Prometheus (auch Saturn XVI) ist der fünfte und elftgrößte der 62 bekannten Monde des Planeten Saturn. Der Schäfermond umkreist den Planeten in der Roche-Teilung innerhalb des F-Rings der Saturnringe. Prometheus wurde Mitte Oktober 1980 von den Astronomen Stewart A. Collins und D. Carlson zusammen mit Pandora bei Auswertungen von Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1, die am 12. November 1980 den Saturn passierte, bereits vor dem Vorbeiflug der Sonde entdeckt. Am 31. Oktober 1980 wurde die Entdeckung von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) bekannt gegeben; der Mond erhielt zunächst die vorläufige Bezeichnung S/1980 S 27. Diese hohe Nummerierung resultierte aus dem Glauben, dass Saturn bislang 27 Monde besaß, was sich später als Übertreibung herausstellte. Da viele der neu entdeckten Monde bereits bekannt waren, reduzierte sich die Anzahl auf 16, womit Prometheus der 16. entdeckte und bestätigte Saturnmond war. Durch die gleichzeitige Entdeckung von Pandora und den kurz danach entdeckten Atlas wurden die römischen Nummerierungen nach der aufsteigenden Reihenfolge der Entfernungen zu Saturn vergeben; Prometheus erhielt dadurch die Nummer XVI, passend zur Entdeckung als 16. Saturnmond. Relativ spät, am 3. Januar 1986 (gleichzeitig mit Pandora und dem Plutomond Charon) wurde der Mond dann nach dem Titanen Prometheus aus der Griechischen Mythologie benannt. Prometheus war der Sohn von Iapetos und Asia, der Bruder von Menoitios, Atlas und Epimetheus und der Vater von Deukalion. Prometheus steht in dem Titanenkampf zwar auf der Seite der olympischen Götter, sieht die von Zeus danach errichtete Oligarchie dennoch als anmaßende Gewaltherrschaft an, da er von Themis ihren Untergang vorausgesagt bekam, was jedoch von Herakles im Gigantenkampf verhindert wurde. Um den Menschen zu helfen, die Prometheus erschaffen hatte und deren Lehrmeister er war, bewirkte er durch eine List, dass den Göttern nur noch die ungeniessbaren Teile der Tieropfer dargebracht wurden. Als Strafe versagte Zeus den Menschen das Feuer, das ihnen jedoch von Prometheus durch eine an Helios Sonnenwagen entzündete Fackel aus Riesenfenchel zurückgebracht wurde. Zeus sann auf Rache und schickte den Menschen Pandora mit ihrer Büchse, die immerwährende Krankheit und plötzlichen Tod brachte. Prometheus selbst bestrafte er grausam, indem er ihn in der schlimmsten Einöde im Kaukasus an einen Felsen über einem Abgrund fesseln ließ, wo Prometheus über Jahrhunderte täglich dem Hunger des Adlers Ethon ausgesetzt war. Er wurde dann vom von Mitleid erfüllten Herakles befreit, musste aber weiterhin einen Ring mit einem Stein aus dem Kaukasus tragen, damit sich Zeus rühmen konnte, er sei immer noch daran gefesselt. Der Name bedeutet der Vorausdenkende. Von seinen Beinamen sind neben Pyrphoros (Feuerbringer), unter anderem Iapetionides (Sohn des Iapetos) und Desmotes (Gefesselter) bekannt. [BIG]Bahneigenschaften[/BIG] Prometheus umkreist Saturn auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 139.380 km (ca. 2,313 Saturnradien) von dessen Zentrum, also 79.112 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,0022, die Bahn ist 0,008° gegenüber dem Äquator von Saturn geneigt, liegt also fast genau in der Äquatorebene des Planeten. Durch die niedrige Exzentrizität variiert die Bahn in der Entfernung zu Saturn um nur rund 613 km. Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Atlas ist im Mittel 1.710 km vom Orbit von Prometheus entfernt, die Entfernung der Bahn des nächstäußeren Mondes Pandora beträgt im Mittel 2.340 km. Prometheus umläuft Saturn in 14 Stunden, 42 Minuten und 42,3 Sekunden. Dies entspricht fast genau der Umlaufzeit des Uranusmondes Cupid. Prometheus benötigt für einen Umlauf etwa 16 Minuten länger als der innere Nachbar Atlas. Der Mond markiert das äußere Ende der 2.605 km breiten nach Édouard Albert Roche benannten Roche-Teilung, die den A-Ring vom F-Ring trennt, und läuft dabei etwa 800 km innerhalb des 1979 von der Raumsonde Pioneer 11 entdeckten schmalen lichtschwachen F-Rings um den Planeten. Prometheus wirkt als Schäfermond auf den außen laufenden F-Ring. Er verursacht bei seiner Apoapsis beziehungsweise seiner Annäherung an den F-Ring Deformationen in Form von Knicken und Knoten im Ring, während er mit seiner Gravitation über kurze Zeiträume Material aus ihm herauszieht. Dieser Vorgang hinterlässt einen dunklen Kanal (sogenannte Keplersche Scherung) im inneren Teil des Ringes, da die Umlaufzeit von Prometheus kürzer ist als das weiter außen laufende Material des F-Rings. Jeder neu produzierte Kanal befindet sich etwa 3,2° vor dem einen Umlauf zuvor produzierten Kanal und hinterlässt so ein kontinuierliches Muster. Andererseits wirkt sich Prometheus vor allem auch stabilisierend auf den F-Ring aus; er hält von innen und Pandora von außen den Ring in seiner schmalen Form, und die Vereinigung der anziehenden Kräfte dieser beiden Monde verhindert, dass der Staub sich in die Breite verteilt. Die Umlaufbahn von Prometheus erscheint chaotisch; sie ist eine Konsequenz von vier 121:118-Bahnresonanzen mit Pandora. Die merklichsten Änderungen in der Umlaufbahn findet etwa alle 6,2 Jahre statt, wenn die Apoapsis von Prometheus mit der Periapsis von Pandora auf einer Linie liegt und die beiden Körper eine Distanz von etwa 1.400 km trennt. Prometheus selbst stört die Umlaufbahn des inneren Nachbars Atlas signifikant, mit dem er sich in einer 54:53-Bahnresonanz befindet. Dies führt zu Abweichungen der Atlas-Bahn in der Länge von bis zu 600 km (~0,25°) von der präzessierenden Keplerbahn mit einer Periode von grob 3 Jahren. Außerdem befindet sich Prometheus nahe einer 16:15-Resonanz mit Pan mit einer Periode von 108 Tagen und einer Amplitude von etwa 3 km in Richtung des Orbits. Im Jahr 2004 wurde ein lichtschwacher dünner Saturnring entdeckt (Ringlet), der sich etwa 480 km innerhalb der Bahn von Prometheus befindet und den provisorischen Namen R/2004 S 2 erhielt. 2008 wurden weitere Dynamiken in diesem System entdeckt, die darauf hinweisen, dass kleine " } RObject { LocName "Milchstraße" Name "Milky Way" Pioneer "Galileo Galilei" Date "1609" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Milchstraße, auch Galaxis genannt, ist eine Balkenspiralgalaxie und Heimat unseres Sonnensystems. Andere extragalaktische Sterneninseln werden Galaxien genannt. Den Namen Milchstraßensystem trägt unser Sternsystem nach der Milchstraße, die als freiäugige Innenansicht des Systems von der Erde aus wie ein quer über das Firmament gesetzter milchiger Pinselstrich erscheint. Dass dieses weißliche Band sich in Wirklichkeit aus ca. 100 bis 300 Milliarden von Sternen zusammensetzt, wurde erst 1609 von Galileo Galilei erkannt, der die Erscheinung als Erster durch ein Fernrohr betrachtete. Messungen aus dem Jahr 2004 zufolge ist das Milchstraßensystem etwa 13,6 Milliarden Jahre alt. Das Milchstraßensystem wurde früher als vier- oder fünfarmig betrachtet, nun gilt es als zweiarmige Balkenspiralgalaxie. Es besteht aus etwa 100 bis 300 Milliarden Sternen und großen Mengen interstellarer Materie, die nochmals 600 Millionen bis einige Milliarden Sonnenmassen ausmacht (die Anzahl der Sterne und damit auch die Gesamtmasse unserer Galaxis kann auf Basis von Berechnungen und Beobachtungen nur geschätzt werden, woraus sich der große Toleranzbereich der Zahlen ergibt). Die Masse dieses inneren Bereichs der Galaxis wird mit ungefähr 180 Milliarden Sonnenmassen veranschlagt. Ihre Ausdehnung in der galaktischen Ebene beträgt etwa 100.000 Lichtjahre (30 kpc), die Dicke der Scheibe etwa 3000 Lichtjahre (920 pc) und die der zentralen Ausbauchung (engl. Bulge) etwa 16.000 Lichtjahre (5 kpc). Umgeben ist die Galaxis vom kugelförmigen galaktischen Halo mit einem Durchmesser von etwa 165.000 Lichtjahren (50 kpc), einer Art von galaktischer Atmosphäre. Im Zentrum der Milchstraße befindet sich ein Schwarzes Loch mit einem Durchmesser von geschätzten 15,4 Millionen Kilometern und 4,31 Millionen Sonnenmassen. Mit der Andromeda-Galaxie, dem Dreiecksnebel (M 33) und einigen anderen kleineren Galaxien bildet das Milchstraßensystem die Lokale Gruppe. Die Lokale Gruppe ist Bestandteil des Virgo-Superhaufens, der nach dem Virgohaufen in seinem Zentrum benannt ist. Auf diesen bewegt sich die Lokale Gruppe zu. Der lokale Superhaufen strebt mit anderen Großstrukturen dem Shapley-Superhaufen entgegen. Parallel bewegen sich die Milchstraße sowie ihre Nachbargalaxie Andromeda aufeinander zu. In etwa 3 Milliarden Jahren werden beide Galaxien voraussichtlich zu einer massereichen elliptischen Galaxie verschmelzen." } RObject { LocName "Andromeda" Name "Andromeda" Pioneer "Simon Marius" Date "1612" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Andromedagalaxie ist 2,5 Millionen Lichtjahre entfernt. Sie hat einen Halo-Durchmesser von circa einer Million Lichtjahren und ist damit das größte Mitglied der Lokalen Gruppe von Galaxien. Die Andromedagalaxie hat eine Gesamtmasse von etwa 200 bis 400 Milliarden Sonnenmassen. Zusammen mit der Milchstraße gehört sie zu den beiden massereichsten Galaxien der Lokalen Gruppe. Die Gesamtmasse kann nur ungenau geschätzt werden, weil der prozentuale Anteil Dunkler Materie mit zunehmender Entfernung vom Zentrum der Andromedagalaxie sprunghaft ansteigt. Der Durchmesser der sichtbaren Scheibe beträgt etwa 140.000 Lichtjahre. Die Andromedagalaxie ist mit bloßem Auge sichtbar. Erstmals beschrieben wurde sie allerdings erst im 10. Jahrhundert n. Chr. von dem persischen Astronomen Al-Sufi, der sie „die kleine Wolke“ nannte. Charles Messier schrieb bei der Eintragung in seinen Katalog die Entdeckung allerdings Simon Marius zu, der sie 1612 durch sein Teleskop beobachtet hatte. J. L. E. Dreyer nahm sie als NGC 224 in seinen 1888 veröffentlichten Katalog auf. Parallel bewegen sich die Andromedagalaxie und die Milchstraße aufeinander zu. In etwa 3 Milliarden Jahren werden beide Galaxien voraussichtlich zu einer massereichen elliptischen Galaxie verschmelzen." } RObject { LocName "Große Magellanische Wolke" Name "Large Magellanic Cloud" Pioneer "Ferdinand Magellan" Date "1519" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Magellanschen Wolken sind zwei irreguläre Zwerggalaxien in nächster Nachbarschaft zur Milchstraße und damit Teil der Lokalen Gruppe. Sie werden mit GMW und KMW (Große/Kleine Magellansche Wolke) bzw. englisch mit LMC und SMC (Large/Small Magellanic Cloud) abgekürzt. Den Bewohnern der Südhalbkugel waren die beiden Galaxien wohl schon seit prähistorischer Zeit durch Beobachtungen mit dem bloßen Auge bekannt, erstmalige schriftliche Erwähnung fanden sie jedoch durch den persischen Astronomen Al Sufi in seinem Buch der Fixsterne im Jahr 964. Der erste Europäer, der die beiden Wolken beschrieb, war Ferdinand Magellan bei seiner Weltumsegelung 1519. Im Fernrohr zeigt sich ihr Charakter als Galaxie, die aus Sternen, Nebeln, Sternhaufen und anderen Objekten zusammengesetzt ist. Nach der Milchstraße (also unserer Heimatgalaxie), dem Andromedanebel und dem Dreiecksnebel ist die GMW die viertgrößte Galaxie der Lokalen Gruppe." } RObject { LocName "Kleine Magellanische Wolke" Name "Small Magellanic Cloud" Pioneer "Ferdinand Magellan" Date "1519" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Magellanschen Wolken sind zwei irreguläre Zwerggalaxien in nächster Nachbarschaft zur Milchstraße und damit Teil der Lokalen Gruppe. Sie werden mit GMW und KMW (Große/Kleine Magellansche Wolke) bzw. englisch mit LMC und SMC (Large/Small Magellanic Cloud) abgekürzt. Den Bewohnern der Südhalbkugel waren die beiden Galaxien wohl schon seit prähistorischer Zeit durch Beobachtungen mit dem bloßen Auge bekannt, erstmalige schriftliche Erwähnung fanden sie jedoch durch den persischen Astronomen Al Sufi in seinem Buch der Fixsterne im Jahr 964. Der erste Europäer, der die beiden Wolken beschrieb, war Ferdinand Magellan bei seiner Weltumsegelung 1519. Im Fernrohr zeigt sich ihr Charakter als Galaxie, die aus Sternen, Nebeln, Sternhaufen und anderen Objekten zusammengesetzt ist. Die KMW besteht vielleicht aus zwei verschmelzenden Galaxien, die auf der gleichen Sichtlinie liegen und daher nicht ohne weiteres optisch getrennt werden können. Beide Magellansche Wolken bestehen vor allem aus Objekten der Population I, wobei die Sterne in der KMW eine gleichförmigere Verteilung aufweisen. Die GMW besitzt ein Viertel der Leuchtkraft unserer Milchstraße, die KMW nur 1/25 davon." } RObject { LocName "Wolf-Lundmark-Melotte" Name "WLM" Pioneer "M.Wolf/K.Lundmark/P.J.Melotte" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Wolf-Lundmark-Melotte-Galaxie ist eine Irreguläre Galaxie. Sie wurde nach den Astronomen Max Wolf, Knut Lundmark und Philibert Jacques Melotte benannt. Die Galaxie ist ein Mitglied der Lokalen Gruppe in 0,86 Mpc Entfernung." } RObject { LocName "Sculptor-Zwerggalaxie" Name "Sculptor dSph" Pioneer "Harlow Shapley" Date "1937" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Sculptor-Zwerggalaxie (auch elliptische Sculptor-Zwerggalaxie oder spheroidale Sculptor-Zwerggalaxie) ist eine Zwerggalaxie frühen morphologischen Typs. Sie ist ein Trabant der Milchstraße und liegt im Sternbild des Bildhauers (lateinisch Sculptor). Sie wurde 1937 von Harlow Shapley entdeckt. Die Galaxie liegt in etwa in einer Entfernung von 280.000 Lichtjahren von unserem Sonnensystem. Die Sculptor-Zwerggalaxie enthält lediglich 4 Prozent des Kohlenstoffs oder anderer schwerer Elemente im Vergleich zur Milchstraße. Dies macht sie vergleichbar mit den ursprünglichsten der uns im Universum bekannten Galaxien." } RObject { LocName "Stundenglasnebel" Name "Hourglass Nebula" Parent "Milky Way" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Stundenglasnebel, auch Sanduhr-Nebel oder MyCn 18 genannt, ist ein planetarischer Nebel im Sternbild Fliege und ist etwa 8.000 Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Bezeichnung MyCn 18 stammt von Mayall und Cannon aus dem Jahr 1940." } RObject { LocName "Orionnebel" Name "Orion Nebula" Parent "Milky Way" Pioneer "N.-C. F. de Peiresc" Date "1610" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Orionnebel ist ein Emissionsnebel im Sternbild Orion und besteht aus den Einzelobjekten M 42 (im Süden) und M 43 (im Norden) (auch als NGC 1976 bzw. 1982 bekannt). Dank seiner scheinbaren Helligkeit von 4,0 mag und seiner verhältnismäßig großen Ausdehnung am Himmelsgewölbe ist er mit bloßem Auge als Teil des Schwertes des Orion (unter den 3 Sternen des Oriongürtels) sichtbar. Der Orionnebel ist eines der aktivsten Sternentstehungsgebiete in der galaktischen Nachbarschaft der Sonne. Die Entfernung von unserem Sonnensystem beträgt ca. 414 Parsec (1350 Lichtjahre), der Durchmesser ca. 9 Parsec (30 Lichtjahre). Der Sternhaufen im Nebel M 42 ist ungefähr eine Million Jahre alt und wird sich, wie Computersimulationen zeigen, voraussichtlich in einen offenen Sternhaufen entwickeln, der den Plejaden ähnlich ist." } RObject { LocName "Massezentrum Sonne" Name "Solar System" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Sonne (lateinisch Sol, altgriechisch Helios) ist ein Stern in der Galaxie Milchstraße. Sie ist ein Hauptreihenstern und steht im Zentrum des Sonnensystems, welches sie durch ihre Gravitation dominiert. Die Erde ist einer der Planeten, die die Sonne umkreisen. Die thermonuklear gespeiste Strahlung des heißen Gasballs ist Grundvoraussetzung für die Entstehung und Entwicklung von Leben auf unserem Planeten. Die Sonne ist der erdnächste und besterforschte Stern und weist zyklisch veränderliche Eigenschaften auf (Sonnenaktivität). Die Sonne, deren Himmelslauf den Tag und das Jahr gliedert, wird seit Urzeiten kultisch verehrt. [BIG]Quantitative Einordnung[/BIG] Die Sonne übertrifft 700fach die Masse aller Planeten zusammen und 330.000fach unseren Heimatplaneten, der im Durchmesser 109 mal hineinpasst. Mit einer Energieabstrahlung, die pro Sekunde das 20.000fache des Primärenergieverbrauchs seit Beginn der Industrialisierung ausmacht, fällt sie in die Leuchtkraftklasse V. Sie leuchtet mit einer Farbtemperatur von etwa 6000 K weiß und erscheint durch die Erdatmosphäre gelblich (Spektralklasse G2). Als G2V-Stern liegt sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm in der Mitte der Hauptreihe. Mit 1,4 bis 1,5 % schwereren Elementen in der Konvektionszone, gilt die Sonne als metallreich und gehört damit der zahlenmäßig größten Population I an. Sie hat ein mittleres Alter von 4,57 Milliarden Jahren. In dieser Zeit hat sie in ihrem Kern rund 14.000 Erdmassen Wasserstoff durch Kernfusion in Helium verwandelt, wobei 90 Erdmassen an Energie frei wurden. Durch Ansammlung von Helium im nichtkonvektiven Kern, im Zentrum beträgt der Massenanteil mittlerweile 60 %, wird dieser immer kompakter und bezieht weiteres Material ein, wodurch Leuchtkraft und Durchmesser der Sonne langsam zunehmen. In etwa 7 Milliarden Jahren wird die Sonne relativ schnell zum Roten Riesen. [BIG]Physikalische Eigenschaften[/BIG] Die Sonne besteht aus schalenförmigen Zonen, die sich teilweise scharf abgrenzen lassen. Eine grobe Einteilung ist die Kernzone als Fusionsofen, die innere Atmosphäre bis zur sichtbaren Oberfläche und darüber die äußere Atmosphäre. [BIG]Kern[/BIG] Die Hälfte der Sonnenmasse konzentriert sich innerhalb von 25 % des Sonnenradius, also ungefähr in 1/64 ihres Volumens. Die Fallbeschleunigung am Rand dieser Kernzone ist achtfach höher als an der Sonnenoberfläche und 220fach größer als an der Erdoberfläche. Damit setzt sich das Material selbst unter Druck: Im Zentrum liegt er bei 200 Milliarden bar, entsprechend dem Gewicht der Cheops-Pyramide auf einem Stecknadelkopf. Da die Temperatur dort mit 15,6 Mio K vergleichsweise kühl ist, nur 50.000fache Raumtemperatur, kann das Plasma den für die Stabilität nötigen Gegendruck nur durch seine hohe Dichte aufbringen, im Zentrum 150 g/cm[SUP]3[/SUP], 13mal die Dichte von Blei und 200mal die mittlere Dichte der inneren Atmosphäre. Es ist nicht direkt die Dichte, die den Gegendruck bewirkt, sondern die Teilchenkonzentration, im Zentrum fast 250.000 mol/l. Gut die Hälfte davon sind Elektronen, die aber wegen der hohen Temperatur nicht entartet sind, wenn auch nur knapp. Auch der Strahlungsdruck hat einen geringen Anteil; in der Sonne gilt also das Gasgesetz. Die Teilchendichte der Protonen ist im Zentrum etwa 1000 mal größer als in Wasser. Da die Häufigkeit der Kernfusionsreaktionen quadratisch von der Teilchendichte und exponentiell von der Temperatur abhängt, werden 99 % der Fusionsleistung von 3,9·1026 W innerhalb der dichten, heißen Kernzone frei. Innerhalb eines engeren Radius ist die Leistungsdichte höher: In einem Tausendstel des Volumens der Sonne entsteht die Hälfte ihrer Leistung; das ist eine mittlere Leistungsdichte von knapp 140 Watt pro Kubikmeter, nicht mehr als in einem Komposthaufen. Die große Gesamtleistung der Sonne ist also eher die Folge des großen Volumens und die hohe Kerntemperatur eine Folge der dicken Isolierschicht. Dass die stark temperaturabhängige Fusionsreaktion nicht thermisch durchgeht und die Sonne explodiert (oder abschaltet), liegt daran, dass zusätzliche Wärmeleistung das Innere von Sternen nicht heißer macht, sondern kälter, denn die normale Wärmeausdehnung des Gases wird verstärkt, indem der gravitative Druck der angehobenen Schichten nachlässt. Diese negative Rückkopplung wirkt sehr schnell, denn Kompressionswellen durchlaufen die Sonne in deutlich unter einer Stunde, siehe Helioseismologie. [BIG]Sonnenoberfläche[/BIG] An der oberen Grenze des oben genannten Bereichs fällt der Ionisationsgrad von Wasserstoff steil ab. Nach der Saha-Gleichung ist er hauptsächlich von der Temperatur abhängig. Er beträgt in etwa 1000 km Tiefe, bei einer Temperatur von 10.000 K und einer Dichte von knapp 1 g/m[SUP]3[/SUP] noch fast 80 %, bei 6000 K und etwas geringerer Dichte aber schon 100fach weniger. Begegnungen von Elektronen mit Ionen werden dadurch um vier Größenordnungen seltener. Warum damit das Material nicht schon längst durchsichtig geworden ist (zur Ionisation von Wasserstoff reicht die Energie der Photonen nicht aus), fand Rupert Wildt im Jahre 1938 heraus: Das neutrale H-Atom kann mit etwa 20fach geringerer Bindungsenergie noch ein weiteres Elektron binden und kommt auch bei noch geringerer Ionisationsrate des Wasserstoffs vor, da Elektronen aus der Ionisation von Metallen zur Verfügung stehen. [BIG]Photosphäre[/BIG] Weil die Dichte immer schneller abnimmt, die Skalenhöhe sinkt mit der Temperatur, wird das Material schließlich doch durchsichtig und die Photonen können nahezu ungehindert nach außen entweichen. Diese Zone heißt Photosphäre, griechisch für Kugelschale des Lichts. Die Tiefe, aus der uns die Sonnenstrahlung im Mittel erreicht, variiert je nach Wellenlänge und Austrittswinkel um wenige 100 km. Am Sonnenrand sieht man unter flacherem Winkel eine höhere, kältere Schicht, wodurch der Rand dunkler erscheint, siehe das Sonnenfoto am Anfang des Artikels. Eine eindeutige Definition des Sonnenradius ist daher problematisch, siehe Sternoberfläche. Per Übereinkunft wird als Sonnenradius jener angegeben, bei der die Gastemperatur zur Energiestromdichte (63,18 MW/m[SUP]2[/SUP]) passt. Diese effektive Strahlungstemperatur beträgt 5778 Kelvin. Bedingt durch die stärker gerichtete Ausstrahlung bei kürzeren Wellenlängen liegt die Farbtemperatur der Sonnenstrahlung etwas höher, bei etwa 6000 Kelvin. [BIG]Chromosphäre[/BIG] Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Die Konvektionszone mit ihrem negativen Temperaturgradienten durch Expansion des Gases (von knapp 1 auf 0,003 g/m[SUP]3[/SUP]) reicht etwa 500 km in die Chromosphäre hinein. Oberhalb eines scharfen Minimums von 4100 K stellt sich durch Strahlungsgleichgewicht eine Temperatur von etwa 7000 K ein, während die Dichte auf 10[SUP]-7[/SUP] g/m[SUP]3[/SUP] abnimmt. Strahlung aus der Photosphäre wird in der Chromosphäre zu einem kleinen Teil absorbiert und wieder abgestrahlt. Vor dem Hintergrund der Photosphäre entstehen dadurch die Fraunhoferschen Absorptionslinien im Sonnenspektrum, während bei totalen Sonnenfinsternissen die meist knapp 2000 km dicke Chromosphäre für wenige Sekunden als rötlich leuchtende Linie zu sehen ist, ihr griechischer Name bedeutet Farbschicht. Masseauswürfe von chromospärischer Dichte, zahlreiche kleine Spikulen und weniger häufige Protuberanzen leuchten in gleicher Farbe. [BIG]Korona[/BIG] Oberhalb der Chromosphäre befindet sich die Korona. Sie geht ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum über. Ihr bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbarer Strahlenkranz (lat. Corona Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er erstreckt sich, abhängig von der Sonnenaktivität und der Belichtungszeit, über ein bis zwei Sonnenradien. In der Korona ist der Einfluss des Gasdrucks auf die Bewegung der Materie vernachlässigbar, es regieren Magnetfelder und die Gravitation. Die Spektrallinien der Korona konnten anfangs nicht identifiziert werden, da sie bei irdischen Bedingungen nicht auftreten. Seit erkannt wurde, dass sie von hochionisiertem Eisen mit nur noch ganz wenigen Elektronen stammen, entsprechend Temperaturen von über 10[SUP]6[/SUP] K, das Zwei- bis Fünfhundertfache der Photosphärentemperatur, wird über den Heizmechanismus der Korona spekuliert. Sie kann überhaupt nur so heiß werden, weil sie in weiten Bereichen des elektromagnetischen Spektrums nahezu durchsichtig ist und nur schwach emittiert; eine Folge nicht nur der geringen Dichte, sondern auch der hohen Temperatur: Die freien Elektronen sind so schnell, dass sie die häufigeren, leichten Elemente, insbesondere Wasserstoff und Helium, obwohl vollständig ionisiert, kaum wahrnehmen. Weitere Verlustmechanismen sind die Wärmeabgabe an die vergleichsweise kalte Chromosphäre und, insbesondere im Bereich koronaler Löcher, die Bildung von Sonnenwind. An den seltenen, aber vielfach geladenen schwereren Ionen entsteht ein schwaches Röntgen-Kontinuum, das die Beobachtung der Korona vor der im harten Röntgenlicht dunklen Photosphäre erlaubt. Eingegrenzt auf schmale Emissionslinien ist das auch mit weniger harter Strahlung möglich. [BIG]Sonnenwind[/BIG] In der Korona, wahrscheinlich in Verbindung mit dem Heizmechanismus in der unteren Korona, entsteht der Sonnenwind, ein überschallschneller Strom hauptsächlich aus Protonen und Elektronen. In koronalen Löchern, also insbesondere in den Polregionen, bei hoher Sonnenaktivität aber auch zahlreich in Äquatornähe, entsteht kaum weniger Sonnenwind als in den dichteren Bereichen der Korona, insbesondere Streamern, aber er strömt schneller, mit 800 km/s statt 300 km/s. Eruptive Protuberanzen produzieren große Mengen und hohe Geschwindigkeiten und verursachen, falls sie die Erde treffen, geomagnetische Stürme. [BIG]Rotation, Magnetfeld und Sonnenflecken[/BIG] Die Bewegung der schon im Altertum bekannten Sonnenflecken zeigt, dass die Sonne keine Scheibe ist, sondern eine rotierende Kugel: Sie wandern von Tag zu Tag, randnah scheinbar langsamer und mit perspektivisch verkürzter Form, und langlebige Flecken tauchen sogar nach zwei Wochen am Ostrand wieder auf. Die Sonne folgt der Hauptrotationsrichtung im Sonnensystem (rechtläufig). Um 1860 entdeckte Richard Christopher Carrington, dass äquatornahe Flecken sich schneller bewegen als solche in höheren Breiten (differenzielle Rotation). Für die Angabe von Längengraden auf der Sonne führte er ein Bezugssystem ein, das in 25,38 Tagen um 360° rotiert (siderisch, synodisch im Mittel etwa 27,2753 Tage). Dies entspricht der Bewegung der Flecken in etwa 26° Breite. Heute wird die Rotation der Sonnenoberfläche viel genauer und auch in Breiten, in denen Flecken selten sind, über die Verschiebung von Spektrallinien durch den Doppler-Effekt bestimmt, siehe Sonnenrotation. Der Vergleich mit der Bewegung der Sonnenflecken zeigt, dass diese sich schneller als die Oberfläche nach Westen bewegen. Das passt zu der Vorstellung, dass die Magnetfelder, welche die Flecken hervorrufen, unterhalb der Oberfläche verankert sind und tiefere Schichten aufgrund der Drehimpulserhaltung schneller rotieren. Der dazu nötige radiale Impulstransport ist durch die heftige, isotrope Konvektion im oberen Teil der Konvektionszone gegeben (bis zu einer Tiefe von etwa 4 % des Sonnenradius). Für die polwärts langsamere Rotation ist die komplexere Konvektion in größerer Tiefe verantwortlich. Radialer Verlauf der Sonnenrotation für verschiedene heliographische Breiten. Ausgehend von der differentiell rotierenden Oberfläche steigt in den oberen 4 % die Winkelgeschwindigkeit steil an, um dann bis zur tachoklinen Region leicht abzufallen. Dort gleicht sie sich an die der nahezu starr rotierenden Strahlungszone an. Anfang der 1990er Jahre ergaben helioseismische Messungen, dass die Strahlungszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der Tachocline genannte Übergangsbereich zur differenziell rotierenden Konvektionszone ist mit wenigen Prozent des Sonnenradius sehr flach. Entsprechend steil sind dort die Gradienten der Winkelgeschwindigkeit. Die Lage und Dicke der Tachocline, die dortige Entstehung des Magnetfelds der Sonne und der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sind theoretisch noch nicht verstanden. Die hohe elektrische Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern (sie entspricht der von Kupfer bei Zimmertemperatur) bedingt eine starke Kopplung von Magnetfeld und Materie, siehe Magnetohydrodynamik. Bei hoher Dichte führt das Material das Magnetfeld, bei geringer Dichte ist es umgekehrt. In der Konvektionszone führt die differentielle Rotation dazu, dass die Feldlinien dort nicht mehr in N-S-Richtung, sondern gleichsam aufgewickelt in O-W-Richtung verlaufen, was die magnetische Spannung stark erhöht. Sie wird abgebaut, indem alle 11 Jahre eine Umpolung stattfindet. In diesem Rhythmus schwankt auch die sogenannte Aktivität der Sonne. Bei hoher magnetischer Spannung bricht das Magnetfeld aus der Sonne aus bildet Bögen in der Korona. Mitgerissenes Material ist in Emission als Protuberanz sichtbar, vor der hellen Scheibe erscheinen diese Bögen im sichtbaren Licht als dunkle Filamente. An der Sonnenoberfläche lässt sich das Magnetfeld spektroskopisch beobachten: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wellenlänge beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (normaler Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional zur Stärke des Feldes ist. Dort, wo in der Photosphäre die magnetische Feldstärke besonders hoch ist, behindert das Feld die Konvektion, die Oberfläche kühlt auf 3700 bis 4500 K ab und strahlt weniger hell, was wir als Sonnenflecken wahrnehmen. Die Feldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. Diese lokalen Magnetfelder sind auch für die von Sonnenflecken ausgehenden koronalen Masseauswürfe verantwortlich. Das großräumige Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich nur grob durch ein Dipolfeld beschreiben. Es ist mit einem in der Sonne zirkulierenden elektrischen Strom in der Größenordnung von 1012 Ampere verbunden. Auf der Sonnenoberfläche ist die Feldstärke dieses Dipolfeldes mit rund 100 µT (1 Gauß) nur etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld der Erde auf der Erdoberfläche. Ein ähnliches Aufwickeln mit Feldverstärkung geschieht mit dem vom Sonnenwind mitgenommenen Magnetfeld im interplanetaren Raum, siehe Parker-Spirale. Dadurch trägt einerseits der Sonnenwind viel mehr Drehimpuls mit sich fort, als bei freier, radialer Bewegung. Dies erklärt, wie die Sonne seit ihrer Entstehung einen großen Teil ihres Drehimpulses abgeben konnte, ohne dass viel Masse abgegeben wurde; aktuell nur etwa 10[SUP]9[/SUP] kg/s. Andererseits entsteht dabei die Heliosphärische Stromschicht, wodurch die magnetische Feldstärke langsamer abnimmt als bei einem Dipolfeld zu erwarten wäre (in Erdentfernung liegt die Feldstärke bei einigen nT). Schließlich unterschreitet die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Scherungs-Alfvén-Wellen die des Sonnenwindes, sodass der Sonnenwind sich fortan radial ausbreitet und dabei das Magnetfeld mit sich führt. Diese Grenze bei etwa zwanzig Sonnenradien gilt als der Beginn der Heliosphäre, die sich bis zur Heliopause erstreckt, wo der Sonnenwind auf interstellare Materie trifft. [BIG]Entwicklung der Sonne[/BIG] Das Sonnensystem entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke, siehe Sternentstehung. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand (Gelber Zwerg) zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem planetarischen Nebel umgeben ist. Dieser Ablauf lässt sich anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben (Sackmann, 1993). Der Index Null markiert die heutigen Zustandsgrößen der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren." } RObject { LocName "Beteigeuze" Name "Betelgeuse" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Beteigeuze, auch Alpha Orionis genannt (Synonym: Betelgeuse), ist ein Stern im Sternbild Orion. Er wird auch der Schulterstern des Orion genannt. Beteigeuze ist ein Riesenstern und wird im Hertzsprung-Russell-Diagramm in die Klasse der Roten Überriesen eingeteilt. Er hat etwa den 662-fachen Durchmesser unserer Sonne und besitzt im sichtbaren Bereich eine etwa zehntausendmal so große Leuchtkraft. Von der Erde aus gesehen ist Beteigeuze der zehnthellste Stern. Beteigeuze ist von großem astronomischen Interesse. Sein Radius war der erste, der mittels Interferometrie bestimmt wurde. Es stellte sich heraus, dass er zwischen 290 Mio. km und 480 Mio. km schwankt. Hierdurch variiert auch Beteigeuzes Helligkeit zwischen +0,3 und +0,6m mit einer halbregelmäßigen Periode von 2.070 Tagen (Halbregelmäßig Veränderlicher vom Typ SRc). Er ist neben Mira und Altair einer der wenigen Sterne, die von der Erde aus mit derzeitiger Teleskoptechnik als Fläche sichtbar sind, sein Winkeldurchmesser beträgt 0,05 Bogensekunden. Anlässlich einer Bedeckung von Beteigeuze durch den Asteroiden (319) Leona am 12. Dezember 2023 wird es unter Umständen möglich sein, die Verteilung der Helligkeit über die Sternenscheibe genauer zu bestimmen, als dies mit der aktuellen Technik möglich ist. Die Bestimmung der Entfernung Beteigeuzes erwies sich als schwierig, da die Parallaxe deutlich geringer ist als der Winkeldurchmesser des Sterns. Man vermutete lange Zeit eine Entfernung um 700 Lichtjahre, mit Hilfe des Satelliten Hipparcos wurde sie 1997 auf ca. 430 ± 100 Lichtjahre (130 ± 30 Parsec) bestimmt. Neuere Analysen der Hipparcos- und anderer Daten deuten jedoch auf eine größere Entfernung von etwa 640 ± 150 Lichtjahren (200 ± 45 Parsec) hin. [BIG]Zukunft als Supernova[/BIG] Nach gängiger Meinung der Astronomen wird Beteigeuze als Supernova enden. Über den Zeitraum, in welchem dieses Ereignis zu erwarten ist, gehen die Meinungen auseinander: Manche rechnen damit innerhalb der nächsten tausend Jahre, andere frühestens in hunderttausend Jahren. In diesem Fall wäre die Supernova auf der Erde unübersehbar und würde über das gesamte Firmament strahlen. Bei roten Riesen des Typs Beteigeuze kann man bei einer Supernova (durchschnittlich) eine 16.000-fache Steigerung der Leuchtkraft erwarten. Beteigeuze erstrahlt derzeit mit ca. 0,5 mag am Sternenhimmel, bei einer Supernova würde die scheinbare Helligkeit -9,5 bis -10,5 mag erreichen, entsprechend einer absoluten Helligkeit von -15,1 bis -16,1. Dies entspricht der Leuchtkraft eines Halbmondes am Himmel. Nach anderen Quellen erreichen Supernova-Ausbrüche sterbender Riesensterne sogar absolute Helligkeiten um -17 bis -18, gelegentlich (vor allem bei Sternen mit sehr großem Radius) auch darüber. In letzterem Fall würde die Supernova die Helligkeit des Vollmondes erreichen. Da die Rotationsachse des Sterns nicht Richtung Erde zeigt, wäre der Gammablitz nicht so stark, dass die Biosphäre in Mitleidenschaft gezogen würde. Messungen an kalifornischen Universitäten haben 2009 ergeben, dass der Durchmesser von Beteigeuze seit 1993 um 15 % geschrumpft ist, während die Leuchtintensität unverändert blieb." } RObject { LocName "Sirius" Name "Sirius" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sirius, Bayer-Bezeichnung Alpha Canis Majoris, auch Hundsstern, Aschere oder Canicula genannt, ist als Doppelsternsystem des Sternbildes Großer Hund das südlichste sichtbare Himmelsobjekt des Wintersechsecks. Seine hellere Komponente besitzt eine scheinbare Helligkeit von -1,46 mag. Damit ist Sirius A der hellste Stern am Nachthimmel, beinahe doppelt so hell wie der zweithellste Stern Canopus mit einer scheinbaren Helligkeit von -0,72 mag. Unter den Gestirnen sind nur Sonne, Mond und die Planeten Venus, Jupiter, Mars und Merkur heller. Die Helligkeit seines Begleiters, des Weißen Zwerges Sirius B, beträgt hingegen nur 8,5 mag. Mit 8,6 Lichtjahren Entfernung ist Sirius eines der nächsten Gestirne. Aufgrund des geschätzten Alters von etwa 240 Millionen Jahren gehört Sirius zu den jungen Sternsystemen." } RObject { LocName "Wega" Name "Vega" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Wega (seltener Vega), in der Bayer-Bezeichnung Alpha Lyrae, ist der Hauptstern des Sternbildes Leier (Lyra); der Name leitet sich von einem arabischen Ausdruck ab, der in Übersetzung Herabstoßender Adler bedeutet. Sie ist Teil des großen Sommerdreiecks und im weißen Licht der hellste Stern des Nordhimmels. Mit ihrer Magnitude von 0,0 diente sie früher als Referenzstern der Helligkeitsmessung (Fotometrie). Wega bildet zusammen mit den Hauptsternen der Sternbilder Schwan und Adler das sogenannte Sommerdreieck. Sie ist der fünfthellste Stern am Nachthimmel und nach Arktur der zweithellste Stern in der nördlichen Hemisphäre. Sie ist etwa 25 Lichtjahre von der Sonne entfernt und damit ein relativ nahe gelegener Stern. Zusammen mit Arktur und Sirius zählt Wega zu den hellsten Sternen in der Nachbarschaft der Sonne. Wega wurde von den Astronomen ausgiebig untersucht. Dies führte dazu, dass sie wohl als der wichtigste Stern nach der Sonne gilt. Aufgrund der Präzessionsbewegung der Erde war Wega etwa vor 14.000 Jahren der Polarstern, und die Erdachse wird in etwa 12.000 Jahren wieder in Richtung Wega zeigen. Jedoch wird Wega dem Himmelspol bei weitem nicht so nahe kommen wie unser derzeitiger Polarstern. Die große Helligkeit ließ Friedrich Wilhelm Struve um 1835 vermuten, dass er unserem Sonnensystem relativ nahe sei und eine Entfernungsbestimmung möglich wäre. 1838 gelang ihm die Messung der winzigen Winkelverschiebung als Folge der Erdbahn (nur 0,13" } RObject { LocName "Rigel" Name "Rigel" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Rigel ist der hellste Stern im Sternbild Orion und der siebthellste des Nachthimmels. Obwohl er heller als Alpha Orionis (Beteigeuze) ist, wird er in der Astronomie als Beta Orionis bezeichnet. Das liegt daran, dass Beteigeuze (wie fast alle roten Überriesen) ein unregelmäßiger Veränderlicher ist und Rigel im Maximum hin und wieder übertreffen kann. Rigel ist Teil des Wintersechsecks. In der altägyptischen Sprache hieß Rigel Seba-en-Sah, was übersetzt Fußstern beziehungsweise Zehenstern bedeutet. Als Hauptstern und Namensgeber des altägyptischen Sternbildes Sah spielte er eine bedeutende Rolle in der altägyptischen Mythologie. Die Entfernung Rigels beträgt zwischen 650 und 900 Lichtjahren; der Hipparcos-Satellit maß sie mit 770 Lichtjahren, bei derartigen Entfernungen liegt der Fehlerbereich der Hipparcos-Messungen allerdings bei etwa 20 %. Rigel ist ein Mehrfachsternsystem. Die Hauptkomponente Rigel A ist ein Riesenstern der Spektralklasse B8. Der Stern der Leuchtkraftklasse Ia befindet sich in der Übergangsphase vom Blauen Riesen zum Roten Überriesen. Er strahlt mit der etwa 46.000-fachen Leuchtkraft der Sonne, damit ist er nach Beteigeuze (135.000-fach) und Antares (90.000-fach) der leuchtstärkste Stern innerhalb einer Entfernung von 1000 Lichtjahren von uns. Der nächste noch hellere Stern ist mit einem Abstand von etwa 1600 bis 3200 Lichtjahren der Hauptstern des Schwans Deneb. Rigel A befindet sich im Übergang zum Roter-Überriese-Stadium und weist eine gewisse Veränderlichkeit in seiner scheinbaren Helligkeit auf. Diese schwach ausgeprägte, unregelmäßige Veränderlichkeit ist typisch für Überriesen; dabei schwankt seine Helligkeit um etwa 30 % (wegen der logarithmischen Definition der scheinbaren Helligkeit) in einem mittleren Zeitraum von 25 Tagen. Bei den kleineren Komponenten Rigel B/C, die selbst ein gebundenes Doppelsternsystem bilden, handelt es sich um bläulich-weiße Hauptreihensterne der Spektralklasse B9 und der 128-fachen Leuchtkraft der Sonne. Der nur schwach leuchtende Rigel D gehört vermutlich einem späten Untertyp der Spektralklasse K an. Da die Komponente D nahezu überstrahlt wird, können bisher keine exakten Werte in Bezug auf seine physikalischen Eigenschaften angegeben werden. Der Hauptstern Rigel A und das Doppelsternsystem Rigel B/C umkreisen den gemeinsamen Schwerpunkt im Abstand von 2000 AE. Die Komponenten Rigel B und C umkreisen einander in 28 AE Entfernung. Rigel D ist etwa 10.000 AE von Rigel A entfernt. Welches Baryzentrum er umkreist, konnte bisher noch nicht eindeutig festgestellt werden. Rigel befindet sich in einem Bereich, der reich an interstellarer Materie ist, und bringt aufgrund seiner Leuchtkraft mehrere Staubwolken zum Leuchten. Eine davon ist der Hexenkopfnebel mit der Bezeichnung IC 2118." } RObject { LocName "Aldebaran" Name "Aldebaran" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Aldebaran (Alpha Tauri) ist ein Stern im Sternbild Stier. Der Name stammt aus dem Arabischen und bedeutet der (Nach-)Folgende, weil der Stern den Plejaden am Himmel zu folgen scheint. Er ist Teil des Wintersechsecks und liegt im offenen Sternhaufen Hyaden, zu denen er allerdings nicht als physikalisches Mitglied zählt. Andere Namen sind Cor Tauri (Herz des Stiers), Parilicium und Palilicium. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 0,87 mag steht er an 14. Stelle der von der Erde aus gesehenen hellsten Sterne. Aldebaran ist ein Sternensystem in etwa 67 Lichtjahren (20 Parsec) Entfernung. Der Hauptstern ist ein Roter Riese der Spektralklasse K5 und der Leuchtkraftklasse III. Er ist mit einer unregelmäßigen Periode bei einer Helligkeitsschwankung von 0,2 mag leicht veränderlich. Der Begleiter ist ein roter Zwergstern der Spektralklasse M2. Die scheinbare Helligkeit beträgt 0,8 mag, die absolute Helligkeit -0,71 mag. Auffällig ist auch für den freiäugigen Beobachter seine rote Farbe (siehe auch Farbindex). Aldebaran kann als ekliptiknaher Stern vom Mond bedeckt werden. Die vorerst letzte dieser Bedeckungen war am 26. Januar 1999 zu beobachten, die nächste Bedeckung wird am 5. September 2015 stattfinden. Bedeckungen durch Planeten sind zurzeit wegen der Lage der Bahnknoten der Planeten nicht möglich, sodass diese Aldebaran stets nördlich passieren. Wenn die Sonde Pioneer 10 ihren aktuellen Kurs beibehält, wird sie in etwa 2 Millionen Jahren im Sonnensystem von Aldebaran eintreffen." } RObject { LocName "Bellatrix" Name "Bellatrix" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Bellatrix (lat. Kriegerin) ist der dritthellste Stern im Sternbild Orion. Sie ist neben Beteigeuze der andere (rechte) Schulterstern des Orion. Die etwa 240 Lichtjahre entfernte Bellatrix hat eine scheinbare Helligkeit von 1,6 mag. Als bläulicher Riesenstern der Spektralklasse B2 besitzt sie etwa die achtfache Masse der Sonne und etwa die 4000-fache bolometrische Leuchtkraft. In höchstens einigen Millionen Jahren wird sie zu einem Roten Riesen werden, aber aufgrund ihrer etwas zu geringen Masse nicht explodieren, sondern relativ ruhig als massereicher Weißer Zwerg enden. Bellatrix gehört nicht (wie lange Zeit angenommen) zur Orion-Assoziation, sondern ist wesentlich weniger weit von der Sonne entfernt. 1972 wurde festgestellt, dass Bellatrix geringfügige Helligkeitsschwankungen im Bereich von ein paar Hundertstel einer Größenklasse aufweist." } RObject { LocName "Alnitak" Name "Alnitak" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alnitak (auch Al Nitak) ist die Bezeichnung für den Stern Zeta Orionis, den östlichsten Gürtelstern im Orion. Der Name (arab. Gürtel (dessen östliches Ende). Alnitak ist ein Mehrfachstern und hat eine scheinbare Helligkeit von 2,03 mag. Der Hauptstern Alnitak Aa gehört der Spektralklasse O9 an, seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 25.000 Kelvin. Wie Beta, Delta und Epsilon Orionis ist auch Zeta Orionis ein leuchtkräftiger Blauer Überriese mit der 100.000-fachen bolometrischen Leuchtkraft unserer Sonne. Im visuellen Bereich ist seine Leuchtkraft etwa 10.000-mal größer als die der Sonne. Alnitak hat ca. den 20-fachen Durchmesser unserer Sonne. Die Entfernung von Alnitak beträgt etwa 800 Lichtjahre. Alnitak Aa hat einen engen Begleiter namens Alnitak Ab, der erst im Jahr 2000 entdeckt wurde. Es handelt sich bei diesem Stern wohl um einen Hauptreihenstern der Spektralklasse O mit etwa 23-facher Sonnenmasse. Die scheinbare Helligkeit liegt etwa bei 4 mag und die Leuchtkraft im visuellen Bereich beläuft sich entsprechend auf etwa die 1.300 fache Sonnenleuchtkraft. In einem Winkelabstand von 2,3“ bei einem Positionswinkel von 165 Grad gibt es einen leichter beobachtbaren Begleiter Alnitak B. Seine Helligkeit ist 4,2 mag bei etwa 1.100 facher visueller Sonnenleuchtkraft, der Spektraltyp ist B0 III, die Masse wird auf etwa 13 Sonnenmassen geschätzt. In unmittelbarer Umgebung befinden sich der Pferdekopfnebel und der Flammennebel als Teile des Orion-Nebelkomplexes." } RObject { LocName "Alnilam" Name "Alnilam" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alnilam ist die Bezeichnung für den Stern Epsilon Orionis. Im Sternbild Orion befindet sich Alnilam in der Mitte des Oriongürtels, zu dem noch die Sterne Alnitak und Mintaka gehören und der sich in dem großen, hellen offenen Sternhaufen Cr 70 befindet. Alnilam ist ein Blauer Überriese und gehört der Spektralklasse B0 an. Die Temperatur beträgt ca. 25.000 Kelvin. Epsilon Orionis gehört zu den leuchtkräftigsten Sternen, die wir kennen. Die bolometrische Leuchtkraft übersteigt die unserer Sonne um das 375.000-fache. Mit einem Durchmesser von etwa 36 Millionen Kilometern ist er etwa 26 mal größer als unsere Sonne." } RObject { LocName "Mintaka" Name "Mintaka" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Mintaka (auch Mintika, arabisch Gürtel) ist die Bezeichnung des Sterns Delta Orionis im Sternbild Orion. Er bildet zusammen mit den Sternen Alnitak und Alnilam den Gürtel des Sternbildes Orion. Die scheinbare Helligkeit von Mintaka beträgt +2,21 mag. Mintaka ist vom Spektraltyp B0 (Morgan-Keenan: O9.5II). Die Entfernung beträgt ca. 916 Lichtjahre. Mintaka ist ein Vierfachsternsystem vom Typ Algol." } RObject { LocName "Menkalinan" Name "Menkalinan" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Menkalinan (arab.: Schulter dessen, der die Zügel führt) ist die Bezeichnung des Sterns Beta Aurigae. Das markante Fünfeck des Sternbilds Fuhrmann steht in Mitteleuropa an Winterabenden nahe dem Zenit, Beta ist sein zweithellster Stern, etwa 6° östlich der funkelnden Capella. Menkalinan ist ein Bedeckungsveränderlicher Stern vom Typ Algol, dessen Helligkeit mit einer Periode von 3,96004 Tagen zwischen +1,85mag und +1,93mag schwankt. Er war der zweite mittels Spektroskopie entdeckte Doppelstern. Menkalinan gehört der Spektralklasse A2 an und ist ca. 82 Lichtjahre entfernt. Andere Schreibweisen sind Menkalinam, Menkarlinan, Menkarlina und Menkalina." } RObject { LocName "Dubhe" Name "Dubhe" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Dubhe ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Ursae Majoris (a UMa) im Sternbild Großer Bär. Er ist in Mitteleuropa das ganze Jahr über sichtbar. Der Name stammt von dem arabischen Wort dubb (Bär). Dubhe ist trotz der Bayer-Bezeichnung Alpha nur der zweithellste Stern des Sternbilds Großer Bär und befindet sich an der rechten oberen Ecke des Kastens des großen Wagens. Zusammen mit Merak bildet er dessen Abschluss, dessen Verlängerung über Dubhe hinaus zum Polarstern zeigt (Zeigerstern). Er ist kein Mitglied der Ursa-Major-Gruppe, der nächsten physischen Sterngruppe mit gemeinsamer Geschwindigkeit und gehört auch einer anderen Spektralgruppe an als die meisten Mitgliedssterne wie Mizar oder Phekda. Dubhe hat eine scheinbare Helligkeit von +1,7 mag. Seine Entfernung beträgt ca. 124 Lichtjahre. Das Dubhe-System besteht aus zwei Doppelsternen, wobei der Stern Dubhe B den wesentlich massereicheren Dubhe A in einer Entfernung von 22,9 AE umkreist (etwas mehr als der größte Abstand des Uranus zur Sonne). Dubhe C befindet sich in einem Orbit von mehr als 8000 AE (0,12 Lichtjahren) und setzt sich zusammen aus einem dunklen Klasse F Stern und einem nahen Begleiter, welcher ihn in weniger als 7 Tagen umrundet. Bei Dubhe A handelt es sich um einen orangegelben Riesenstern am Ende seiner Entwicklung. Er hat den 30-fachen Radius der Sonne sowie eine über 200-fache Leuchtkraft. Im Gegensatz dazu hat er allerdings nur eine vierfache Sonnenmasse, woraus eine geringe Hüllendichte resultiert. Die Oberflächentemperatur liegt bei 4800 bis 5000 Grad. Dubhe B befindet sich im Gegensatz dazu noch im Stadium des Wasserstoffbrennens. Als Stern der Klasse F7 leuchtet er ca. 15-mal so hell wie unsere Sonne. Er umläuft den Riesen Dubhe A in einem Zeitraum von 44 Jahren. Dubhe C gehört zur Spektralklasse F8 V und umkreist Dubhe A in einem wesentlich größeren Abstand. Er leuchtet etwas heller als die Sonne und besitzt wahrscheinlich auch ähnliche Masse- und Radiuswerte. Umkreist wird Dubhe C in einem relativ geringen Abstand von einem weiteren, massearmen Stern, welcher für einen Umlauf 6,4 Tage benötigt." } RObject { LocName "Merak" Name "Merak" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Merak (auch Mirak, arab. Lende) ist die Bezeichnung des Sterns Beta Ursae Maioris im Sternbild Großer Bär. Er bildet zusammen mit Dubhe (a UMa) den Abschluss des Kastens des Großen Wagens, dessen Verlängerung über Dubhe hinaus zum Polarstern zeigt. Merak hat eine scheinbare Helligkeit von 2,4 mag und gehört dem Spektraltyp A1 an. Seine Entfernung zur Erde beträgt 80 Lichtjahre. Mit vier anderen der sieben hellen Wagensterne gehört Merak zur sogenannten Bärengruppe, einem Bewegungshaufen von über einhundert über den halben Himmel verteilten Sternen. Unsere Sonne liegt im Bereich dieser Gruppe, bewegt sich aber in eine andere Richtung. Merak ist Namensgeber des Sportwagens Maserati Merak." } RObject { LocName "Phecda" Name "Phecda" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Phecda, auch Phekda, Pachd, Phacd oder Phad, ist die Bezeichnung des Fixsterns Gamma Ursae Maioris im Sternbild Großer Bär. Der Name kommt aus dem arabischen und heißt auf deutsch Oberschenkel des Bären. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 2,43 mag und gehört dem Spektraltyp A0Ve (bläulich-weiß) an. Seine Entfernung zur Erde beträgt 84 Lichtjahre. Mit 4 anderen der 7 hellen Wagensterne gehört Phekda zur sogenannten Bärengruppe, einem Bewegungshaufen von über 100 über den halben Himmel verteilten Sternen. Unsere Sonne liegt im Bereich dieser Gruppe, bewegt sich aber in eine andere Richtung." } RObject { LocName "Arcturus" Name "Arcturus" Pioneer "Jean-Baptiste Morin" Date "1635" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Arcturus oder Arktur (griechisch Arktúros) ist der Hauptstern im Bärenhüter (Bootes), einem auffälligen Sternbild am Frühlingshimmel. Der Rote Riese mit 200-facher Sonnenleuchtkraft und 22-fachem Sonnendurchmesser ist das uns nächstgelegene Gestirn dieses Typs. Arktur ist der hellste Stern des Nordhimmels und der dritthellste am gesamten Sternhimmel. Er ist von allen Kontinenten aus zu sehen (mit Ausnahme der inneren Antarktis) und war wahrscheinlich der erste Stern, der mit einem Teleskop am Taghimmel beobachtet wurde (1635 durch Jean-Baptiste Morin). Man findet ihn leicht in der Verlängerung der Deichsel des Großen Wagens. Wenn man den gebogenen Sternenzug in die gleiche Richtung weiter verlängert, gelangt man zur Spica. Nach Messungen durch den Astrometriesatelliten Hipparcos ist Arktur 36,7 Lichtjahre (11,3 Parsec) von der Erde entfernt, also astronomisch gesehen relativ nahe. Hipparcos' Beobachtungen deuten auch darauf hin, dass Arktur ein Doppelstern sein könnte. Alle bisherigen Versuche, einen Begleiter nachzuweisen, sind jedoch gescheitert oder haben ein negatives Resultat geliefert. Die Auflösung eines möglichen Begleiters liegt momentan an der Grenze des technisch Möglichen; es ist gegenwärtig keine abschließende Aussage über seine Existenz möglich. Arktur bildet zusammen mit Spica und Regulus das Frühlingsdreieck. Aufgrund seines Alters ist Arktur arm an Metallen. Seine Metallizität ist fünf Mal kleiner als die der Sonne, womit Arktur wahrscheinlich ein Stern der Population II ist. Arktur ist etwas heller als man von einem stabilen, Wasserstoff verbrennenden Stern erwarten würde. Es hat bereits die Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff begonnen. Bei solchen Sternen wird nicht erwartet, dass sie magnetische Aktivitäten wie die Sonne haben, aber sehr schwache Röntgenstrahlung und eine schwer beobachtbare verborgene Korona deuten an, dass Arktur tatsächlich magnetisch aktiv ist. Es ist schwierig, Arkturs Masse genau zu bestimmen, aber sie dürfte mit der Sonnenmasse vergleichbar sein und beträgt maximal das 1,5-fache davon. Der Stern ist nahe und groß genug, um seinen scheinbaren Durchmesser von 0,0210? leicht messen zu können. Daraus ergibt sich ein etwa 25-facher Sonnendurchmesser. Alle erdähnlichen Planeten, die Arktur in seiner jungen, stabilen Phase umrundet hätten, wären jetzt komplett verbrannt und in den Stern gefallen. Momentan müsste ein Planet etwa 11 AE Abstand zu ihm haben, um mit erdähnlichen Temperaturen aufwarten zu können. Das entspricht in etwa dem Abstand von Saturn bis Uranus zur Sonne. Arktur wird als relativ alter Stern in der Scheibenebene der Milchstraße angesehen. Sein Alter (seit Beginn des Wasserstoffbrennens) wird auf 5 bis 8 Mrd. Jahre geschätzt. Er ist damit etwa doppelt so alt wie das Sonnensystem und das älteste Objekt, das man mit freiem Auge sehen kann. Neueren Erkenntnissen nach ist Arktur nicht in der Milchstraße entstanden, sondern wahrscheinlich in einer Zwerggalaxie, die sich die Milchstraße vor ca. 5 bis 8 Mrd. Jahren einverleibt hat, ähnlich wie gegenwärtig die Sagittarius-Zwerggalaxie und die Große Magellansche Wolke." } RObject { LocName "Antares" Name "Antares" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Antares, auch Alpha Scorpii genannt, ist der hellste Stern im Sternbild Skorpion. Er ist etwa 600 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Name stammt aus dem Griechischen und bedeutet so viel wie Gegenmars (Gegenares). Der Gott Ares wurde von den Römern Mars genannt, und Antares hat sowohl eine ähnliche Farbe als auch ähnliche Helligkeit wie Mars, weshalb beide leicht zu verwechseln sind, zumal sie sich stets in der Nähe der Ekliptik befinden. Weitere Namen sind Herz des Skorpions und Vespertilio. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,09 mag ist er der 16.-hellste Stern des Himmels. Seine absolute Helligkeit beträgt -5,3 mag und damit ist der Stern im sichtbaren Bereich etwa 10.000 mal heller als die Sonne. Die Oberfläche ist relativ kühl, die Temperatur beträgt lediglich 3.400 Kelvin, weshalb Antares eine orangerote Farbe aufweist und besonders viel für das Auge unsichtbares Infrarot abstrahlt. Zieht man dies in Betracht, besitzt Antares die etwa 65.000-fache Leuchtkraft der Sonne. Seine Spektralklasse ist M1, die Leuchtkraftklasse Iab. Wie die meisten roten Überriesen ist Antares ein halbregelmäßig veränderlicher Stern vom Typ SRc. Die Perioden liegen bei 300 und 1700 Tagen. Aus der relativ niedrigen Temperatur und der starken Helligkeit lässt sich schließen, dass Antares gewaltige Ausmaße besitzt. Sein Durchmesser beträgt etwa 1000 Millionen Kilometer. Damit würde er, an die Stelle der Sonne versetzt, weit über die Umlaufbahn des Mars hinausragen. Antares zählt wie Beteigeuze zu den roten Überriesen. In seiner derzeitigen Entwicklungsphase verliert er seine äußeren Gasschichten und bildet dabei einen planetarischen Nebel, der aufgrund eines heißen Begleitsterns sichtbar ist. Antares besitzt genügend Masse, um nach Erreichen des Heliumbrennens einen Eisenkern zu erzeugen und in einer Supernova zu explodieren, noch bevor er alle Gasschichten abgestoßen hat. Antares bildet mit einem unauffälligen Begleiter ein Doppelsternsystem. Im Winkelabstand von 2,6'' befindet sich beim Positionswinkel von 273° ein blauweißer Stern (Spektraltyp B3V) der scheinbaren Helligkeit 5,5 mag. Damit hat a Sco B 1/370tel der Helligkeit von Antares, hat aber immer noch die 170-fache Leuchtkraft der Sonne. Die Umlaufzeit beträgt 878 Jahre bei einem Abstand von 550 AE. Um diesen Begleiter zu sehen, ist ein Fernrohr von 10 Zentimeter Objektivöffnung nötig." } RObject { LocName "Shaula" Name "Shaula" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Shaula (auch Alascha) ist der Eigenname des Sterns Lambda Scorpii. Shaula befindet sich am Stachel des Skorpions, der Name bedeutet erhobener Schwanz. Shaula hat eine scheinbare Helligkeit von +1,65 mag und gehört zur Spektralklasse B2. Shaula ist ca. 700 Lichtjahre entfernt. Shaula ist Mitglied des Gouldschen Gürtels." } RObject { LocName "Sargas" Name "Sargas" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sargas ist die Bezeichnung für den Stern Theta Scorpii. Sargas hat eine scheinbare Helligkeit von +1,88 mag und gehört der Spektralklasse F0 an. Die Entfernung von Sargas beträgt 165 Lichtjahre. Er gehört zu den hellen Riesen." } RObject { LocName "Gacrux" Name "Gacrux" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Gacrux (Kunstwort aus Gamma und Crux) ist der Name des Sterns Gamma Crucis im Sternbild Kreuz des Südens, dessen dritthellster Stern er ist. Gacrux ist nur von der südlichen Hemisphäre sichtbar. Sein Name dürfte durch den Astronomen Elijah Hinsdale Burritt (1794-1838) durch Zusammenziehung seiner Bayer-Bezeichnung eingeführt worden sein. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,59 mag ist Gacrux der 25-hellste Sterne des Firmaments. Die Entfernung von Gacrux, einem Roten Riesen der Spektralklasse M3.5, beträgt etwa 90 Lichtjahre, seine absolute Helligkeit ca. -0,6 mag. Die Ausmaße des Roten Riesen werden auf etwa 3 Sonnenmassen, 110 Sonnendurchmesser und (bei Berücksichtigung seiner Infrarot-Strahlung) 1500-fache Sonnenleuchtkraft geschätzt. Gacrux ist ein Doppelstern. Sein Begleiter ist ein 6,4 mag heller blauweißer Stern der Spektralklasse A3 und befindet sich 129" } RObject { LocName "Becrux" Name "Mimosa" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Becrux oder Mimosa ist der Eigenname des Sterns Beta Crucis. Es ist der zweithellste Stern im Sternbild Kreuz des Südens. Seine Entfernung beträgt ca. 300 Lichtjahre. Becrux hat eine spektographische Doppelstern-Komponente, jedoch steht sie zu nah, um diese mit einem Teleskop aufzulösen. Das Paar umkreist sich alle 5 Jahre in 8 AE Entfernung. Becrux ist ein Beta Cephei-Veränderlicher Stern der Spektralklasse B0.5 III und vermutlich der stärkste unter den 1 mag Sternen. Weil Betacrux mit einer Deklination von -60° lediglich südlich des nördlichen Wendekreises auffällig sichtbar ist, hat er bisher keinen Trivialnamen erhalten. Mimosa ist jedoch ein oft verwendeter Name aufgrund seiner Farbe. Im Chinesischen ist Becrux auch als der Dritte Stern im Kreuz bekannt." } RObject { LocName "Acrux" Name "Acrux" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Acrux ist der hellste Stern im Sternbild Kreuz des Südens (Crux) und der zwölfthellste des Himmels. Da er sehr weit im Süden liegt, erhielt er in den europäischen Kulturen keinen Eigennamen; die Bezeichnung Acrux ist einfach aus Alpha und Crux gebildet. In der Astronomie wird er systematisch als a Crucis oder kurz a Cru bezeichnet, entsprechend folgen Becrux und Gacrux. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 0,77 mag ist er der südlichste Stern erster Größe. Tatsächlich handelt es sich dabei um ein Mehrfachsternsystem, das etwa 320 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt liegt. Die zwei optisch trennbaren Komponenten, a¹ Crucis und a² Crucis, weisen einen Winkelabstand von 4,29'' auf. a¹ Cru hat eine scheinbare Helligkeit von 1,3 mag, a² Cru von 1,6 mag. Beides sind heiße Sterne der Spektralklasse B, mit Oberflächentemperaturen von 28.000 K bzw. 26.000 K und einer Leuchtkraft von etwa dem 25000- bzw. 16000-fachen der Sonne. Eine Umkreisung dauert so lange, dass die Umlaufbewegung kaum auszumachen ist. Aus ihrem minimalen Abstand von 430 AE ergibt sie sich zu mindestens 1500 Jahren, ist vermutlich aber wesentlich länger. a¹ Cru ist selbst ein spektroskopischer Doppelstern, von dessen Komponenten man die 14- bzw. 10-fache Sonnenmasse annimmt. Sie umkreisen einander in nur 76 Tagen bei einem Abstand von etwa 1 AE. Ein weiterer Unterriese befindet sich in etwa 90'' Abstand von Acrux bei einem Positionswinkel von 202 Grad und weist dieselbe räumliche Bewegungsrichtung auf, daher könnte er gravitativ an das Acrux-System gebunden sein. Sollte er jedoch tatsächlich nahe bei Acrux liegen, wäre er für seine Klasse recht leuchtschwach. Vermutlich handelt es sich bei ihm eher um einen optischen Doppelstern, der mehr als doppelt so weit wie Acrux entfernt liegt. Die Massen der helleren Komponenten von a¹ Cru und a² Cru lassen darauf schließen, dass sie am Ende ihres Lebenszyklus als Supernova explodieren werden. Die schwächere Komponente von a¹ Cru könnte dagegen als weißer Zwerg enden." } RObject { LocName "Miaplacidus" Name "Miaplacidus" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Beta Carinae ist der zweithellste Stern (1,7 mag) im Sternbild Kiel des Schiffs am südlichen Sternhimmel. Der Stern ist ein Unterriese der Spektralklasse A2, der rund 110 Lichtjahre entfernt ist. Der Stern trägt den historischen Eigennamen Miaplacidus. Der Namensursprung der ersten Silbe liegt möglicherweise im Plural des arabischen Mâ (Wasser). Sie bezieht sich aber eventuell auch auf die Navigation auf dem Wasser. Miaplacidus (arabisch/ lateinisch) könnte wörtlich ruhige Wasser bedeuten. Andere Schreibweise: Maiaplacidus." } RObject { LocName "Canopus" Name "Canopus" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Canopus (Alpha Carinae) ist der hellste Stern im Sternbild Kiel des Schiffs. Er ist nach Sirius der zweithellste Stern am Nachthimmel, steht aber so weit südlich, dass er von Mitteleuropa aus nicht zu sehen ist. Lediglich vom südlichsten Teil Europas (Gibraltar, Malta, Kreta) aus kann er beobachtet werden. Aufgrund seiner Stellung nahe dem Südpol der Ekliptik und seiner großen Helligkeit dient er vielen Raumflugkörpern als Leitstern. Alpha Carinae ist eine Bezeichnung nach der Bayer-Klassifikation. Alpha ist der erste Buchstabe des griechischen Alphabets, und Carinae (der Genitiv zu lat. Carina, der Schiffskiel) zeigt die Zugehörigkeit zum Sternbild Kiel des Schiffs an. Benannt wurde Canopus nach einem Schiffssteuermann in Diensten des mythischen Königs Menelaos, siehe Kanopus (Ägyptische Mythologie). Die arabischen Bezeichnungen Suhel bzw. Suhail (stattlich, leuchtend, prachtvoll, unbekümmert, an der Mühelosigkeit, ruhig) sind weniger gebräuchlich und konnten sich nicht durchsetzen, da auch andere Sterne wie Gamma Velorum oder Suhail diesen Namen tragen. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Entfernungsmessungen für den Stern schwankten zunächst zwischen 96 und 1.200 Lichtjahren. Damit hätte Canopus einer der energiereichsten Sterne der Milchstraße sein können. Mit dem 1989 in den Erdumlauf gebrachten Weltraumteleskop Hipparcos wurde durch Messung der Parallaxe eine Entfernung von ca. 310 Lichtjahren ermittelt. Die Schwierigkeiten bei der Messung ergaben sich aus Canopus' ungewöhnlicher Spektralklasse F0II. Sterne dieser Klasse sind selten und nur in geringem Maße verstanden, da man nicht weiß, ob sie sich in der Entwicklung hin zu einem roten Riesen oder wieder davon weg zu einem anderen Stadium befinden. Das macht es schwer, die Entfernung aufgrund der Helligkeit intrinsisch abzuschätzen. Somit war die Parallaxenbestimmung mit Satellitenunterstützung der einzige Weg, den Abstand korrekt zu messen. Canopus ist 14.000 mal leuchtstärker als die Sonne und der hellste Stern in einer Umgebung von 700 Lichtjahren. An Helligkeit am Nachthimmel wird er nur von Sirius übertroffen, der aber lediglich 8,6 Lichtjahre entfernt ist. Sein Durchmesser konnte mittels optischer Interferometrie am Very Large Telescope der ESO zu 71,4 Sonnendurchmessern bestimmt werden; daraus ergibt sich eine Oberflächentemperatur von etwa 7500 K. Wäre der Stern das Zentrum des Sonnensystems, so würde sein Radius mehr als drei Viertel des Abstands von Merkur zur Sonne betragen. Ein Planet mit erdähnlichen Temperatur- und Klimaverhältnissen müsste einen etwa dreimal so großen Bahnradius um Canopus einnehmen wie Pluto um die Sonne." } RObject { LocName "Achernar" Name "Achernar" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Achernar, auch bekannt als Alpha Eridani, ist der hellste Stern im Sternbild Fluss Eridanus und einer der zehn hellsten Sterne am Himmel. Er ist so weit südlich, dass er von Europa aus nicht zu sehen ist. Er wurde 2003 vom Very Large Telescope Interferometer (VLTI) beobachtet, wobei sich zeigte, dass er durch seine schnelle Rotationsgeschwindigkeit von mindestens 230 km/s stark abgeplattet ist. Der genaue Wert der Rotationsgeschwindigkeit hängt von der unbekannten Ausrichtung der Rotationsachse ab. Sein Äquatordurchmesser ist mindestens das anderthalbfache des Durchmessers an den Polen. Der Name des Sterns leitet sich aus dem Altarabischen ab und bedeutet das Ende des Flusses, denn er markiert das südliche Ende des Flusses Eridanus. Achernar lag in der Antike, circa 1500 v. Chr., auf Grund der Präzession auf -76° Deklination und konnte selbst in Ägypten nicht beobachtet werden, während Acamar auf Kreta gerade so über den Horizont reichte. Die spätantik-frühmittelalterlichen kleinasiatischen Seefahrer dürften ihn auf ihren Afrika-Fahrten als Markierung benutzt haben. Es finden sich auch beduinisch-arabische Darstellungen von Achernar und Fomalhaut als ein Paar Strauße. Achernar wandert auch noch in den nächsten Jahrtausenden weiter Richtung Norden. In 500 Jahren wird Achernar (Alpa Eridani) den Horizont von Kreta erreichen, und von ca. 7.900 n. Chr. bis 10.500 n. Chr. sogar in Deutschland sichtbar werden. Danach wandert Achernar wieder Richtung Süden. Am nächsten am Südpol stand Achernar 3360 v.Chr, damals auf -83° Deklination." } RObject { LocName "Deneb Kaitos" Name "Diphda" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Deneb Kaitos (arab. Schwanz des Ungeheuers) ist die Bezeichnung des Sterns Beta Ceti. Deneb Kaitos hat eine scheinbare Helligkeit von 2,04 mag. Er ist ein oranger Riese vom Spektraltyp K0 in einer Entfernung von knapp 100 Lichtjahren. Deneb Kaitos wird manchmal auch Diphda (Frosch) genannt. Andere Namen sind Difda al Thani (der zweite Frosch; der erste Frosch ist Fomalhaut), sowie gleichbedeutend Rana Secunda." } RObject { LocName "Skat" Name "Skat" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Delta Aquarii ist ein etwa 160 Lichtjahre von der Erde entfernter Hauptreihenstern im Sternbild Wassermann. Er gehört der Spektralklasse A3 an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 3,3 mag. Der freiäugig gut sichtbare Stern gehört zum sogenannten Bärenstrom, einem lockeren Bewegungshaufen von etwa 150 über den halben Himmel verteilten Sternen, deren hellste das Sternbild Großer Wagen bilden. Unsere Sonne liegt am Rand dieser Gruppe, bewegt sich aber in eine andere Richtung. Der Stern trägt den historischen Eigennamen Skat oder auch Scheat. In seiner Nähe liegt der Radiant eines jeden Sommer auftretenden Sternschnuppenschwarms, der Juli- oder Delta-Aquariden." } RObject { LocName "Tarazed" Name "Tarazed" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Tarazed (auch Tarazad, Tarazet, Reda) ist die Bezeichnung für den Stern Gamma Aquilae. Der Name ist persisch und bedeutet Waagebalken. Tarazed hat eine scheinbare Helligkeit von +2,72 mag und ist ca. 460 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Er ist ein heller oranger Riese der Spektralklasse K3 und befindet sich in jenem Stadium der Sternentwicklung, in dem er in seinem Kern Helium zu Kohlenstoff verbrennt. Sein Radius errechnet sich aus seiner (wiederum aus scheinbarer Helligkeit und Entfernung bestimmten) Leuchtkraft von etwa 3000 Sonnenleuchtkräften zu enormen 110 Sonnenradien oder 0,5 AE. Damit ist er groß genug, dass sein Winkeldurchmesser auch direkt zu 0,0075 Bogensekunden gemessen werden kann, woraus sich zusammen mit seiner Entfernung ein ähnlicher Wert für seinen physikalischen Durchmesser wie der oben angegebene errechnet. Tarazed ist auch eine Röntgenquelle." } RObject { LocName "Caph" Name "Caph" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Caph (arabisch für Handfläche), auch as-Sanam an-Nakah, ist der Eigenname des Sterns Beta Cassiopeiae. Caph ist ein Stern zweiter Größe und gehört der Spektralklasse F2 an. Er ist ein pulsations-Veränderlicher vom Delta-Scuti-Typ mit einer Periodendauer von 0,1 Tagen und einer Amplitude von 0,06 mag. Die Entfernung von Beta Cassiopeiae beträgt ca. 55 Lichtjahre." } RObject { LocName "Alwaid" Name "Rastaban" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alwaid ist der Eigenname des Sternes Beta Draconis. Alwaid gehört der Spektralklasse G2 an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von +2,9 mag. Alwaid ist 360 Lichtjahre entfernt. Andere Bezeichnungen sind Asuia oder Rastaban (arabisch für Kopf der Schlange)." } RObject { LocName "Capella" Name "Capella" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Capella (lat. für kleine Ziege) oder Kapella ist der Hauptstern (Alpha Aurigae) im Sternbild Fuhrmann. Der Name geht auf den lateinischen Deminutiv des Wortes capra (weibliche Ziege) zurück. Die griechische Mythologie beschreibt, dass der griechische Gott Zeus von einer Ziege (Amaltheia) genährt wurde, als er auf Kreta aufwuchs. Zum Dank wurde diese von ihm an den Sternenhimmel versetzt. Capella wird auch Alhajoth genannt, was vermutlich eine arabisierte Form des griechischen Wortes für Ziege ist. Capella ist mit 0,1 mag der sechsthellste Stern am Nachthimmel und nach Arktur und Wega der dritthellste am Nordhimmel. Sie gehört zum Wintersechseck, dessen nördliche Spitze sie bildet. Capella ist ein Doppel-Doppelsternsystem, bestehend aus den Komponenten Aa und Ab sowie Ha und Hb (in manchen Katalogen auch La und Lb). Spektroskopisch markant sind nur die Komponenten Capella Aa und Ab, die sich im Abstand von 0,71 AE innerhalb von 104 Tagen um den gemeinsamen Schwerpunkt auf fast perfekten Kreisbahnen bewegen. Die beiden Doppelsternsysteme A und H (L) haben im Mittel einen Abstand von 11.000 AE zueinander. Während die Komponenten Aa (Spektralklasse G5III) und Ab (G0III) zu den sogenannten Gelben Riesen zählen, handelt es sich bei Ha (M2V) und Hb (M4V) um Rote Zwerge, die sich im Abstand von 48,1 AE umkreisen. Mit einer Entfernung von gut 42 Lichtjahren gehören die beiden Hauptsterne zu den der Erde relativ nahen Riesensternen. Aufgrund der Eigenbewegung des Systems zählt Capella zum Hyaden-Strom, einer weit verteilten Gruppe von Sternen, deren physikalischer Zusammenhang noch ungeklärt ist." } RObject { LocName "Castor" Name "Castor" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Castor (lateinische Schreibweise, wörtlich übersetzt Biber) oder (griechisch) Kastor ist der zweithellste Stern im Sternbild Zwillinge. Obwohl etwas lichtschwächer als sein Nachbarstern Pollux im selben Sternbild, trägt er in der Astronomie die Bayersche Bezeichnung Alpha Geminorum. Er ist seit langem als Doppelstern bekannt, tatsächlich aber ein nur selten auftretendes System von insgesamt 6 Sternen. Es lässt sich erst im Fernrohr in 2 bzw. 3 Sterne trennen; freiäugig erscheint es wie ein weißer Einzelstern 1. Größe (1,5 mag), während der etwas nähere Pollux (Beta Geminorum) rötlich strahlt und mit 1,2 mag um etwa ein Viertel heller wirkt. Die Namen Castor und Pollux stehen für das von Zeus an den Sternhimmel versetzte Zwillingspaar der Dioskuren, wobei Castor in der griechischen Mythologie der Sterbliche der Halbbrüder war. In antiken Aufzeichnungen und in der Astrologie wurden die Sterne Castor und Pollux stets als zusammengehörig betrachtet. Sie markieren im Sternbild die Köpfe der beiden unzertrennlichen Zwillinge. Beide Sterne gemeinsam bilden eine Ecke des sogenannten Wintersechsecks. Dass Castor, der etwa 51 Lichtjahre von uns entfernt ist, ein so komplexes Mehrfachsternsystem darstellt, ist erst seit einigen Jahrzehnten bekannt. Die 6 Sterne gruppieren sich in 3 Sternpaare, die eng umeinander kreisen, während sie ihren gemeinsamen Schwerpunkt, das Baryzentrum, auf stark elliptischen Bahnen umrunden. Die drei Sternpaare selbst sind spektroskopische Doppelsterne, d. h. die lassen sich auch im größten Fernrohr nicht trennen, sondern nur anhand periodischer Änderungen in ihrem Spektrum unterscheiden. Auf zwei der Doppelsterne (also 4 der 6 Sonnen) entfallen etwa 99,8 Prozent der Gesamtstrahlung. Diese beiden Hauptkomponenten, kurz als a Gem A und a Gem B bezeichnet, sind 1,9 mag bzw. 2,9 mag hell und gehören den Spektralklassen A1 bzw. A2m an. Ihre Umlaufzeit beträgt 420 Jahre. Bei beiden handelt es sich um spektroskopische, also nicht optisch auflösbare Doppelsterne, die zur Leuchtkraftklasse V gehören. Demnach sind alle 4 Sonnen (ebenso wie unser Tagesgestirn) sogenannte Hauptreihensterne. Die dritte Komponente, kurz als a Gem C, mit der alternativen Bezeichnung YY Geminorum ist ein bedeckungsveränderlicher Stern, bestehend aus zwei Roten Zwergen. YY Geminorum ist nur 8,07 mag hell und umkreist das Castor-System in einem Abstand von etwa 70" } RObject { LocName "Pollux" Name "Pollux" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Pollux (Beta Geminorum) ist der hellste Stern im Sternbild Zwillinge und Teil des großen Wintersechsecks, das er mit 5 anderen Sternen 1. Größe bildet. Der Name ist die lateinische Form von Polydeukes, einem der Dioskuren in der griechischen Mythologie. Astrophysikalisch gehört Pollux zu den Roten Riesen. Mit etwa 34 Lichtjahren Entfernung ist er der unserem Sonnensystem am nächsten gelegene Vertreter dieser Sternklasse. Pollux ist fast zweimal so massereich wie die Sonne und hat etwa den achtfachen Radius. Er hat die 32-fache Sonnenleuchtkraft bei einer Oberflächentemperatur von 4500 Kelvin. Seine Masse beträgt etwa 1,86 Sonnenmassen. Pollux ist der siebzehnthellste Stern am Nachthimmel. Seine rötliche Farbe kontrastiert auffällig zu seinem fast gleich hellen Nachbarstern Castor (Alpha Geminorum). Aus spektroskopischen Messungen seiner Radialgeschwindigkeit wurde geschlossen, dass Pollux von einem Planeten mit 3-facher Jupitermasse (Pollux b) in 590 Tagen umkreist wird. Damit ist er der scheinbar hellste Stern, bei dem bisher ein planetarer Begleiter festgestellt wurde." } RObject { LocName "Spica" Name "Spica" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Spica (lat. Kornähre), auch a Virginis, Azimech oder Alaraph genannt, ist der hellste Stern im Sternbild Jungfrau und der fünfzehnthellste Stern am nächtlichen Sternenhimmel. Im Sternbild Jungfrau stellt Spica die Kornähre in der Hand der Jungfrau dar. In Mesopotamien war Spica unter dšala šubultu (Gott/Göttin Schala, die Kornähre), später auch Göttliche Jungfrau der Kornähre, bekannt. Die Römer glaubten, in Spica die Göttin Ceres zu sehen. Römische Namen sind Spicum, Spigha, Stachys (von gr. stakhum Kornähre) und Aristae Puella (Kornmädchen). Spica ist ein bedeckungsveränderlicher Stern vom Typ der Beta-Cephei-Sterne wie der Algol. Die Helligkeit der Spica verändert sich mit einer Periode von 4,0142 Tagen zwischen +0,92 mag und +0,98 mag. Diese geringe Helligkeitsschwankung ist visuell kaum feststellbar. Beide Komponenten von Spica gehören zum Spektraltyp B (B1 bis B4), wobei sich der hellere Stern nahe am Ende seiner stabilen Zeit als Hauptreihenstern befindet. Die beiden Sterne gehören zu den heißesten der hellen Sterne am Nachthimmel. Durch die hohe Temperatur wird ein Großteil des Lichtes im unsichtbaren ultravioletten Bereich abgestrahlt. Der hellere Stern hat eine Temperatur von 22.400 K und eine 13.500-fache Sonnenleuchtkraft. Der Radius beträgt das 7,8-fache des Sonnenradius und erstreckt sich auf fast 30 % des Abstandes der beiden Sterne. Die Masse des helleren Sternes beträgt das Elffache der Sonne. Das ist genug, um den Stern als Supernova enden zu lassen. Der nicht so bekannte weniger helle Begleitstern hat eine Oberflächentemperatur von 18.500 K, 1.700-fache Sonnenleuchtkraft, vierfachen Sonnenradius und etwas weniger als die siebenfache Sonnenmasse. Spica kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und (sehr selten) von Planeten bedeckt werden. Zum letzten Mal von einem Planeten bedeckt wurde Spica am 10. November 1783 durch die Venus, die nächste Bedeckung wird am 2. September 2197 wieder durch die Venus erfolgen. Spica ist in der Flagge Brasiliens abgebildet, wo er den Bundesstaat Pará repräsentiert." } RObject { LocName "Alphard" Name "Alphard" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alphard (der Alleinstehende) ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Hydrae, des hellsten Sternes des Sternbildes Wasserschlange. Der Stern wird auch als Cor Hydrae im Sinne von Drachenherz bezeichnet. Alphard hat eine scheinbare Helligkeit von +1,98 mag und befindet sich in einer Entfernung von 180 Lichtjahren. Alphard ist ein orangeroter Riesenstern des Spektraltyps K3 mit einer absoluten Helligkeit von -1,8 mag. Alphard besitzt ca. die 400-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt 4000 Kelvin. Er gehört mit einem Durchmesser, der den der Sonne um das 40,8-fache übersteigt, zu den Orangeroten Riesensternen. Er gehört damit zu den hellen Riesen. Alphard hat einen optischen Begleiter (optischer Doppelstern) im Abstand von 281" } RObject { LocName "Ascella" Name "Ascella" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ascella (auch Askella, lat. die Achsel), auch Axilla genannt, ist die Bezeichnung für den Fixstern Zeta Sagittarii im Sternbild Schütze. Ascella ist der dritthellste Stern des Schützen und hat eine scheinbare Helligkeit von +2,6 bis +2,7 mag, er gehört der Spektralklasse A2 (bläulich-weiß) an. Die Entfernung von der Sonne beträgt ca. 89 Lichtjahre. Aktuell entfernt er sich mit einer Geschwindigkeit von 22 km/s vom Sonnensystem, vor 1-1,4 Millionen Jahren kam er unserer Sonne auf etwa nur 7,5 Lichtjahre nahe. Bei Ascella handelt es sich um einen Doppelstern, dessen Komponeten sich 21 Jahren umkreisen (mittlere Entfernung voneinander 13,4 AE), die Masse beider Sterne zusammen beträgt etwa 5,3 Sonnenmassen." } RObject { LocName "Kaus Australis" Name "Kaus Australis" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kaus Australis (arabisch Bogen und lateinisch australis, südlich) ist die Bezeichnung für den Fixstern Epsilon Sagittarii, der den südlichen Teil des Schütze-Bogens markiert. Er ist bereits im babylonischen Kalender aufgeführt. Kaus Australis hat eine scheinbare Helligkeit von +1,88 mag und gehört der Spektralklasse B9 (blau-weiß) an. Als einziger Fixstern mit einer Helligkeit unter 2 mag ist er der hellste im Schützen. Die Entfernung von Kaus Australis beträgt laut Hipparcos-Datenbank ca. 188 Lichtjahre, der Durchmesser knapp 7 Sonnenmassen und die Masse 3,5 Sonnenmassen. Die starke Infrarotstrahlung deutet darauf hin, dass der Stern von einer Staubscheibe umgeben sein dürfte. Er wird von einem kleineren Begleiter mit knapp einer Sonnenmasse in einer Entfernung von 106 AE umkreist." } RObject { LocName "Iota Aquilae" Name "Al Thalimain 2" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Iota Aquilae ist ein Stern im Sternbild Adler. Er ist einer der beiden als Al Thalimain (arabisch die (beiden) Strauße) bezeichneten Sterne und wurde Al Thalimain Posterior genannt. Der zweite ist Gamma Aquilae, der als Al Thalimain Prior von Iota Aquilae unterschieden wird. Iota Aquilae besitzt eine scheinbare Helligkeit von 4,4 mag, ist knapp 400 Lichtjahre von der Sonne entfernt und hat die Spektralklasse B5. Daher ist er ein heißer Stern mit 14.000 Kelvin Oberflächentemperatur. In den Sternkatalogen wird er als Riesenstern geführt, doch ergibt die Berechnung seiner Dimensionen (4,3fache Sonnenmasse; 3,6facher Sonnenradius), dass er in Wirklichkeit ein Hauptreihenstern ist, dem das Stadium eines Roten Riesen erst bevorsteht. Er besitzt einen optischen (also nicht gravitativ gebundenen), 13,0 mag hellen Begleiter in einer Winkeldistanz von 47,0''." } RObject { LocName "Atair" Name "Altair" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Altair (auch Atair genannt) ist der hellste Stern im Sternbild Aquila (Adler) und der zwölfthellste Stern am Nachthimmel, Bayer-Klassifizierung Alpha Aquilae. Zusammen mit den Sternen Wega und Deneb bildet Altair das Sommerdreieck." } RObject { LocName "Albali" Name "Albali" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Albali ist der Eigenname des Sterns Epsilon Aquarii im Sternbild Wassermann. Albali gehört der Spektralklasse A0 an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von +3,8m. Er ist 215 Lichtjahre von der Sonne entfernt." } RObject { LocName "Nashira" Name "Nashira" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Nashira ist der Eigenname des Sterns Gamma Capricorni. Nashira gehört der Spektralklasse F0 an und besitzt eine Helligkeit von +3,8 mag. Nashira (arabisch die, welche gute Nachricht bringt) ist ca. 139 Lichtjahre von der Erde entfernt. Nashira kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und (sehr selten!) von Planeten bedeckt werden." } RObject { LocName "Deneb Algedi" Name "Deneb Algedi" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Deneb Algedi, auch Deneb al Giedi (arabisch Schwanz der Ziege) oder Scheddi ist die Bezeichnung des Sterns Delta Capricorni. Scheddi ist ein bedeckungsveränderlicher Stern vom Typ Algol, dessen scheinbare Helligkeit mit einer Periode von 1,0022768 Tagen zwischen +2,73 mag und +2,93 mag schwankt. Scheddi ist ca. 39 Lichtjahre von der Erde entfernt und besitzt eine absolute Helligkeit von +1,8 mag. Sein Spektraltyp ist A6. Scheddi kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und (sehr selten!) von Planeten bedeckt werden." } RObject { LocName "Sadalmelik" Name "Sadalmelik" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sadalmelik (arabisch Glücksstern des Königs; altägyptisch Beges: Hüfte des Riesen) ist der Name des Sterns Alpha Aquarii im Sternbild Wassermann. Sadalmelik hat eine scheinbare Helligkeit von +2,95 m. Er besitzt etwa den 80fachen Durchmesser und die 6000fache Leuchtkraft der Sonne und wird der Spektralklasse G2Ib zugeordnet. Sadalmelik ist 760 Lichtjahre von der Erde entfernt." } RObject { LocName "Enif" Name "Enif" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Enif (aus arabisch Nase (des Pferdes)) ist die Bezeichnung von Epsilon Pegasi, des hellsten Sterns im Sternbild Pegasus. Enif hat eine scheinbare Helligkeit von +2,38 mag. Er ist ein orangeroter Überriese vom Spektraltyp K2 und ca. 700 Lichtjahre entfernt. In wenigen Millionen Jahren dürfte er als massereicher Weißer Zwerg enden oder (falls er für diesen Evolutionsweg gerade etwas zu viel Masse besitzt) als Supernova explodieren. Enif ist ein Irregulärer Veränderlicher, dessen Helligkeit manchmal durch enorme Eruptionen (Flares) deutlich zunimmt. 1972 zeigte der Stern einen Helligkeitsausbruch, wobei er mit 0,70m auffallend hell wurde. Enif ist ein Dreifachstern. Er besitzt zwei Begleiter: in 82'' Distanz einen +11,5 mag hellen und in 143? Distanz einen +8,5 mag hellen Stern." } RObject { LocName "Homam" Name "Homam" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Homam (von arabisch Glück(sstern) des Mutigen) ist der Eigenname des Sterns Zeta Pegasi. Homam gehört der Spektralklasse B8 an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von +3,4 mag. Homam ist ca. 208 Lichtjahre von der Erde entfernt." } RObject { LocName "Fomalhaut" Name "Fomalhaut" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Fomalhaut (Alpha Piscis Austrini) ist der hellste Stern im Sternbild Südlicher Fisch und der 18. in der Liste der hellsten Sterne am Himmel. Der Name bedeutet Maul des Wals. Andere Namen sind Difda al Auwel, Hastorang oder Os Piscis Meridiani. Fomalhaut ist 25 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Er ist wie die etwas heißere Wega ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A. Seine Oberflächentemperatur beträgt etwa 8500 K. Es wird vermutet, dass Fomalhaut etwa 100 bis 300 Millionen Jahre alt ist. Seine Lebenszeit wird auf rund eine Milliarde Jahre eingestuft. Fomalhaut ist ein Mitglied des Castor-Bewegungshaufens, zu dem unter anderem auch Wega gezählt wird. Das nächste Mitglied dieses Bewegungshaufens, TW Piscis Austrini (ein veränderlicher Stern vom Typ BY Draconis), liegt nur ca. 0,85 Lichtjahre von Fomalhaut entfernt und hat eine sehr ähnliche Eigenbewegung. Die beiden Sterne scheinen schwach gravitativ gebunden zu sein, bilden allerdings vermutlich kein Doppelsternsystem. Es wird vermutet, dass solche Bewegungshaufen einen gemeinsamen Ursprung als Sternhaufen geringer Dichte hatten." } RObject { LocName "Alnair" Name "Alnair" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Al Nair (arab. der Helle), üblicher Name a Gruis (Alpha Gruis), ist ein etwa 100 Lichtjahre entfernter Stern mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,7 mag. Al Nair ist ein Hauptreihenstern des Spektraltyps B6." } RObject { LocName "Ankaa" Name "Ankaa" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ankaa ist der Eigenname des Sterns Alpha Phoenicis. Anstelle eines Phönix' sahen mittelalterliche arabische Astronomen in der Sternkonstellation ein kleines Boot und gaben Ankaa daher den Eigennamen Nair al-Zaurak, d. h. der Strahlende des Bootes. Ankaa ist ein spektroskopischer Doppelstern mit einer Umlaufszeit von 3849 Tagen. Ankaa ist mit einer scheinbaren Helligkeit von +2,4 mag der hellste Stern im Phoenix und gehört der Spektralklasse K0 III an. Die Entfernung des Sterns von der Erde beträgt 77 Lichtjahre. Er wird in für astronomische Verhältnisse relativ kurzer Zeit seine äußere Hülle als Planetarischer Nebel abstoßen und zu einem Weißen Zwerg werden." } RObject { LocName "Acamar" Name "Acamar" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Acamar (auch Akamar) ist der Name des Sterns Theta Eridani im Sternbild Eridanus. Der Name ist abgeleitet aus arabisch Ende des Flusses. Acamar ist ein Doppelstern, bestehend aus einem +3,2 mag hellen Hauptstern der Spektralklasse A3 und einem Begleiter der Spektralklasse A1 mit der Helligkeit +4,3 mag. Der Winkelabstand beider Sterne beträgt 8,2" } RObject { LocName "Avior" Name "Avior" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Epsilon Carinae, auch bekannt unter dem Eigennamen Avior, ist ein spektroskopischer Doppelstern mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,9 mag. Von der Erde aus ist Epsilon Carinae etwa 630 Lichtjahre entfernt und ein direkter Nachbar von Turais." } RObject { LocName "Regor" Name "Regor" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Gamma Velorum ist ein Sternsystem im Sternbild Vela. Es ist ca. 1000 Lichtjahre entfernt. Dieses junge System wird mit der Vela-OB2-Assoziation und dem Gum-Nebel in Verbindung gebracht. Ein historischer Eigenname ist Suhail bzw. eigentlich Suhail al-Muhlif. Bereits im Feldstecher lässt sich der Stern in die Komponenten Gamma Velorum B) und Gamma Velorum A trennen. Sie haben Winkelabstand von 41,2 und liegen bei einem Positionswinkel von 220°. Die Komponente Gamma Velorum A ist ein massereiches spektroskopisches Doppelsternsystem (double-lined) mit einer Umlaufperiode von 78,5 Tagen und besteht aus einem blauen Überriesen und einem Wolf-Rayet-Stern. Eine weitere Komponente mit der Bezeichnung P wurde durch Beobachtungen im Infraroten mittels adaptiver Optik in einem Abstand von 4?,7 bei einem Positionswinkel von 13° entdeckt. Sie ist wahrscheinlich ein physischer Begleiter und ihre Daten passen zu einem K4-Stern leicht oberhalb der Hauptreihe. Die Komponente Gamma Velorum B wurde mit B1 IV klassifiziert und hat eine Helligkeit von 4,2 mag. Sie wurde mittels Speckle-Interferometrie am Kitt Peak und Cerro Tololo aufgelöst als Doppelstern mit den Komponenten Ba und Bb. Der gelegentlich anzutreffende Name Regor für diesen Stern ist modernen Ursprungs und geht auf einen Scherz des Apollo-Astronauten Virgil Gus Grissom zurück, der die Namen der Apollo-1-Mannschaft als Navi (für Virgil Ivan Grissom), Dnoces (für Edward H. White the second) und Regor (für Roger Chaffee) auf eine Liste von Navigationssternen schmuggelte." } RObject { LocName "Suhail" Name "Suhail" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Lambda Velorum ist ein Riese der Spektralklasse K5 Ib-II. Er ist ein irregulärer Veränderlicher, dessen scheinbare visuelle Helligkeit zwischen etwa 2,1 und 2,3 mag variiert. Damit ist er der dritthellste Stern im Sternbild Vela. Aus seiner Parallaxe von rund 6 Millibogensekunden ergibt sich eine Entfernung von rund 170 Parsec. Der Stern wird auch Suhail (arabisch) genannt, ist aber nicht mit dem ebenfalls Suhail genannten Stern Gamma Velorum zu verwechseln." } RObject { LocName "Porrima" Name "Porrima" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Gamma Virginis ist ein Doppelstern bestehend aus zwei fast gleich hellen Hauptreihensternen mit Helligkeiten von 3,48 mag und 3,50 mag, welche beide dem Spektraltyp F0 zugehören. Die scheinbare Gesamthelligkeit beträgt 2,7 mag. Das System ist ca. 38,6 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Das System weist eine Umlaufperiode von rund 170 Jahren auf. Die größte Annäherung erreichten die beiden Komponenten zuletzt im Jahre 2005; seither entfernen sie sich wieder voneinander. Der Stern trägt den historischen Eigennamen Porrima (Name einer italischen Geburtsgöttin). Als ekliptiknaher Stern kann er vom Mond und (selten) von Planeten bedeckt werden." } RObject { LocName "Denebola" Name "Denebola" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Denebola oder Beta Leonis ist mit einer scheinbaren Helligkeit von 2,14 mag der dritthellste Stern im Sternbild Löwe. Er gehört der Spektralklasse A3V an und ist 36 Lichtjahre entfernt. Der Stern ist von einer Staubscheibe umgeben. Es sind keine Begleiter von Beta Leonis nachgewiesen; der WDS führt drei Komponenten mit Winkelentfernungen zwischen 40 und 240 Grad auf. Der Name Denebola stammt aus dem arabischen und ist eine Abkürzung von ðanab al-asad, was so viel wie Schwanz des Löwen bedeutet." } RObject { LocName "Algieba" Name "Algieba" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Algieba ist der Name des Sterns Gamma Leonis im Sternbild Löwe. Der Name stammt aus dem Arabischen und bedeutet so viel wie Mähne des Löwen. Algieba ist ein vierfaches Sternsystem, bei dem die beiden Hauptkomponenten in kleinen Teleskopen (ab 5 Zentimeter Objektivdurchmesser) trennbar ist. Der Winkelabstand der Komponenten beträgt 4,4" } RObject { LocName "Tania Australis" Name "Tania Australis" Descr "[BIG]Definition[/BIG] My Ursae Majoris ist ein Stern im Sternbild Großer Bär. Es handelt sich um einen Riesen der Spektralklasse M0 mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,1 mag. Er ist ca. 230 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Der Stern trägt den historischen Eigennamen Tania Australis oder auch El Phekrah. Das Wort Tania bedeutet der zweite (Sprung der Gazelle), Australis (lat.) steht für südlich." } RObject { LocName "Al Haud" Name "Al Haud" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Al Haud ist ein Stern des Sternbilds Großer Bär bzw. Ursa Major, welches unseren Nordhimmel prägt. Die sieben hellsten Sterne dieses Sternbildes werden im deutschsprachigen Raum als Großer Wagen bezeichnet." } RObject { LocName "Wasat" Name "Wasat" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Wasat (auch Wesat) ist der Name des Sterns Delta Geminorum im Sternbild Zwillinge. Wasat hat eine scheinbare Helligkeit von +3,5 m, gehört der Spektralklasse F0 an und ist ca. 59 Lichtjahre entfernt. Der Name Wasat bedeutet Mitte (des Himmels)(von arab. wasat as-sama). Wasat kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und (sehr selten!) von Planeten bedeckt werden. Die letzte Bedeckung von Wasat durch einen Planeten erfolgte am 30. Juni 1857 durch Saturn, die nächste wird am 12. August 2420 durch die Venus erfolgen." } RObject { LocName "Alhena" Name "Alhena" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alhena ist die Bezeichnung von Gamma Geminorum, dem dritthellsten Stern im Sternbild Zwillinge. Alhena hat eine Helligkeit von +1,9 mag und ist ein weißer Stern des Spektraltyps A0. Die absolute Helligkeit beträgt -0,7 mag und die Entfernung ca. 100 Lichtjahre. Alhena ist ein Weißer Zwergstern. Er besitzt die 160 fache Leuchtkraft unserer Sonne und dabei eine Oberflächentemperatur von ca. 9000 Kelvin. Sein Durchmesser beträgt aber nur das Fünffache der Erde. Der Name Alhena stammt vom Arabischen das Zeichen (auf dem Hals des Kameles). Eine andere Bezeichnung ist auch Almeisan (arabisch das Leuchten)." } RObject { LocName "Mebsuta" Name "Mebsuta" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Mebsuta (arabisch Ausgestreckte) ist die Bezeichnung des Sterns Epsilon Geminorum. Epsilon Geminorum hat eine scheinbare Helligkeit von +3,06 mag und ist ca. 900 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Spektraltyp von Mebsuta ist G8. Alternative Namen: Melboula, Melucta. Mebsuta kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und von Planeten bedeckt werden. Die letzte Bedeckung von Mebsuta durch einen Planeten erfolgte am 8. April 1976 durch den Planeten Mars und die vorletzte am 10. Juni 1940 durch den Planeten Merkur." } RObject { LocName "Tejat Posterior" Name "Tejat posterior" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Tejat Posterior ist die Bezeichnung des Sterns My Geminorum. Tejat Posterior ist ein unregelmäßiger Veränderlicher vom Typ My Cephei, dessen Helligkeit zwischen +2,94 mag und +3,00 mag schwankt. Tejat Posterior ist ein ca. 232 Lichtjahre von der Sonne entfernter roter Riese des Spektraltyps M0. Tejat Posterior kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und (sehr selten!) von Planeten bedeckt werden." } RObject { LocName "Tejat" Name "Tejat" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Tejat Prior (auch Propus, ursprünglich griechisch für vorderer Fuß) ist die Bezeichnung des Sterns Eta Geminorum. Tejat Prior ist ein halbregelmäßiger Veränderlicher vom Typ My Cephei, dessen Helligkeit mit einer Periode von 235 Tagen zwischen +3,24 mag und +3,96 mag schwankt. Tejat Prior ist ein ca. 349 Lichtjahre von der Sonne entfernter roter Riese des Spektraltyps M3. Tejat Prior kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und (sehr selten) von Planeten bedeckt werden. Die letzte Bedeckung von Tejat Prior durch einen Planeten erfolgte am 27. Juli 1910 durch den Planeten Venus, die vorletzte am 11. Juli 1837 durch Merkur." } RObject { LocName "Alnath" Name "Alnath" Descr "[BIG]Definition[/BIG] El Nath, Elnath, auch Alnath ist die Bezeichnung für den Stern Beta Tauri. Der Stern Beta Arietis, der auch unter dem Namen El Nath geführt wird, trägt den Hauptnamen Hamal. Er stellt die hellere der beiden Hornspitzen im Sternbild Stier dar. Der Stern liegt an der Grenze zum Fuhrmann (Auriga), weswegen er auch den alten Bayer-Namen Gamma Aurigae trägt. Der Name kommt aus dem Arabischen an-nath (Der Stoß), was sich auf das Horn bezieht. Elnath ist ein blauweißer Stern des Spektraltyps B7 mit einer scheinbaren Helligkeit von +1,7 mag. Elnath ist 180 Lichtjahre entfernt und besitzt eine absolute Helligkeit von -2,1 Mag. Im Vergleich zu unserer Sonne weist dieser Stern starke Mangan-Absorpionslinien auf, dafür eine Armut an Calcium und Magnesium. Der Stern hat begonnen, sich von der Hauptreihe zu entfernen und wird zum Riesen. Dieser Stern kann vom Mond verdeckt werden. Diese Bedeckungen treten dann auf, wenn sich der aufsteigende Mondknoten nahe des Frühlingspunktes befindet, wie zuletzt 2007." } RObject { LocName "Adara" Name "Adara" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Adhara ist der Name des Sterns Epsilon Canis Maioris im Sternbild Großer Hund. Der Name stammt aus dem Arabischen und bedeutet (die) Jungfrauen. Er gehört zu den hellen Riesen. Adhara oder auch Adara ist ein Doppelsternsystem in 470 Lichtjahren Entfernung. Der Hauptstern besitzt eine scheinbare Helligkeit von +1,5m und gehört der Spektralklasse B2 an. Der +7,5m helle Begleitstern (die absolute Helligkeit beträgt -5M) befindet sich in einem Winkelabstand von 7,5" } RObject { LocName "Aludra" Name "Aludra" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Aludra (arab. die Jungfernschaft) ist die Bezeichnung für den Stern Eta Canis Maioris. Aludra hat eine scheinbare Helligkeit von +2,45 mag und gehört der Spektralklasse B5 an. Die Entfernung von Aludra beträgt ca. 3000 Lichtjahre. Aludra hat in einem Winkelabstand von 180" } RObject { LocName "Asmidiske" Name "Asmidiske" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Xi Puppis ist ein Stern der Spektralklasse G6Ia mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,34 mag. Die Entfernung beträgt ca. 1200 Lichtjahre. Xi Puppis trägt den historischen Eigennamen Azmidiske (kleines Schild). Weitere Schreibweisen oder Namen sind Aspidiske oder Asmidiske." } RObject { LocName "Phact" Name "Phact" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Phakt (auch Phact oder Phaet, arabisch Taube) ist der Eigenname des Sterns Alpha Columbae im Sternbild Taube. Phakt ist ein Unterriese der Spektralklasse B7e und mit einer scheinbaren Helligkeit von 2,65 mag der hellste Stern der Taube. Seine Entfernung von der Erde beträgt ca. 260 Lichtjahre. Phakt rotiert wie die meisten B-Sterne sehr rasch (90 Mal schneller als die Sonne), sodass die Rotationsgeschwindigkeit am Äquator mehr als 180 km/s beträgt. Dadurch kommt es zu einer Abplattung der Pole und zur Bildung einer Gasscheibe geringer Dichte, die Phakt bis in etwa zwei Sternradien Entfernung umgibt. Diese Scheibe sendet, von ihrem Zentralstern angeregt, ein Emissionslinienspektrum aus. Solche Sterne werden Be-Sterne genannt (wobei das e für Emission steht). Ähnliche Sterne sind Achernar, Alkione und Gamma Cassiopeiae." } RObject { LocName "Arneb" Name "Arneb" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Arneb (arabisch der Hase) ist der Name des Sterns Alpha Leporis im Sternbild Hase. Arneb hat eine scheinbare Helligkeit von 2,6 mag und ist ungefähr 1200 Lichtjahre von der Erde entfernt. Arneb ist ein Überriese der Spektralklasse F0Ib." } RObject { LocName "Nihal" Name "Nihal" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Beta Leporis ist ein heller gelber Riese der Spektralklasse G5 II in einem Doppel- oder Mehrfachstern. Er ist der zweithellste Stern im Sternbild Lepus, hat eine scheinbare Helligkeit von 2,8 mag und ist ca. 160 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er weist die 150fache Leuchtkraft der Sonne auf. Beta Leporis trägt den historischen Eigennamen Nihal (arabisch Kamele, die ihren Durst löschen)." } RObject { LocName "Menkar" Name "Menkar" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Menkar (arabisch für Nasenloch des Walfisch) ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Ceti. Menkar hat eine scheinbare Helligkeit von +2,56 mag. Menkar ist ein ca. 220 Lichtjahre entfernter roter Riese vom Spektraltyp M1.5IIIa. Er hat eine Masse von 3 Sonnenmassen und einen 84 mal größeren Radius als die Sonne." } RObject { LocName "Sheratan" Name "Sheratan" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sheratan (auch Sheratim, Al Sheratain, aus arabisch für die zwei Zeichen: Widder und Fische) ist die Bezeichnung des Fixsterns Beta Arietis. Sheratan ist ca. 60 Lichtjahre entfernt, besitzt eine scheinbare Helligkeit von +2,64 mag und gehört zur Spektralklasse A5V." } RObject { LocName "Mirach" Name "Mirach" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Mirach (die Lenden) ist die Bezeichnung des Sterns Beta Andromedae. Mirach hat eine scheinbare Helligkeit von +2,1 mag und ist ca. 200 Lichtjahre entfernt. Mirach ist ein Überriese vom Spektraltyp M0 III mit einer Oberflächentemperatur von etwa 3300 Kelvin. Mirach bildet nicht nur die Mitte des Sternbilds Andromeda, sondern auch der markanten Fünfsternreihe, die am Sternhimmel der Nordhalbkugel fast das ganze Jahr zu sehen ist. Von Mirach 7-8° nordwestlich steht der bekannte Andromedanebel (M31), die große Nachbargalaxie unserer Milchstraße, die meist schon freiäugig sichtbar ist." } RObject { LocName "Alpheratz" Name "Alpheratz" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sirrah, oder auch Alpheratz, ist der traditionelle Name des Sterns Alpha Andromedae. Beide Eigennamen gehen auf den arabischen Ausdruck sirrat al-faras (Pferdenabel) zurück. Sirrah befindet sich am nordöstlichen Ende des Pegasusquadrates (Herbstviereck). In manchen älteren Sternkarten wird Sirrah daher nicht zur Andromeda, sondern zum Pegasus gezählt und als Delta Pegasi bezeichnet. Der helle Stern ist auch Bestandteil der Fünfsternreihe, die vom Perseus über die Andromeda bis zu Beta Pegasi führt. Zusammen mit seinem südlichen Nachbarstern Algenib (Gamma Pegasi) markiert er annähernd den Nullmeridian des Sternhimmels, den Meridian mit dem Koordinatenwert Rektaszension = Null. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Sirrah hat eine scheinbare Helligkeit von +2,04 mag. Der Stern ist ein blauer Unterriese des Spektraltyps B9 und ist der scheinbar hellste Vertreter der Klasse der Mangan-Quecksilber-Sterne. Daher zeigen sich in seinem Spektrum die ungewöhnlichen Linien der Elemente Mangan, Quecksilber, Gallium sowie Europium. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 13.000 Kelvin und seine Leuchtkraft übersteigt die der Sonne um das 200-fache. Er gehört der Klasse der veränderlichen Sterne vom Typ a Canum Venaticorum an und seine scheinbare Helligkeit schwankt mit einer Periode von 23,2 Stunden zwischen den Werten 2,02 und 2,06 mag. Nach neuesten Forschungen und Berechnungen hat Sirrah den 2,7-fachen Sonnendurchmesser. Als spektroskopischer Doppelstern wird die Hauptkomponente mit einer Periode von 96,7 Tagen von einem Begleitstern umrundet. Sirrah ist knapp 100 Lichtjahre entfernt." } RObject { LocName "Scheat" Name "Scheat" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Scheat (arabisch Bein) ist der Name des Sterns Beta Pegasi im Sternbild Pegasus. Scheat markiert das nordöstlichste Eck des Pegasusquadrats. Scheat ist ein Veränderlicher Stern vom CO-Cygni-Typ. Seine Helligkeit schwankt zwischen +2,25 und +2,75 mag mit einer Periode von 41 Tagen. Scheat ist ein Roter Riese der Spektralklasse M2. Er ist etwa 200 Lichtjahre von der Erde entfernt." } RObject { LocName "Matar" Name "Matar" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Matar (von arabisch Glück(sstern) des Regens) ist der Eigenname des Sterns Eta Pegasi. Matar gehört der Spektralklasse G2II-III an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von +3,1 mag. Matar ist ca. 215 Lichtjahre von der Erde entfernt." } RObject { LocName "Markab" Name "Markab" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alpha Pegasi ist ein Stern im Sternbild Pegasus. Er ist etwa 130 Lichtjahre entfernt und hat eine scheinbare visuelle Helligkeit von 2,5 mag. Der Stern trägt den Eigennamen Markab (oder Mirfak, arab. Schulter). Der Name Markab stammt ursprünglich aus arabisch für Pferdesattel, durch falsche Transkription wurde daraus Mankib welches sich aus dem arabischen Wort für Schulter (des Pegasus) herleitet." } RObject { LocName "Deneb" Name "Deneb" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Deneb ist der hellste Stern (Alpha Cygni) im Sternbild Schwan. Er bildet zusammen mit Wega und Altair das Sommerdreieck. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,2 mag ist der Alpha-Cygni-Stern Prototyp Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher, und der 19.-hellste Stern am Nachthimmel; und zusammen mit Eta Carinae (ebenfalls LBV-Stern) der hellste bislang bekannte Stern unserer Milchstraße im sichtbaren Licht. Deneb ist der entfernteste Stern 1. Größenklasse. Hätte Deneb zu uns den Abstand von Wega (25 Lichtjahre), würde er annähernd so hell wie der Mond in Sichelform leuchten. Denebs Entfernung lässt sich nur schwierig genau bestimmen, da bei weit entfernten Sternen die Messfehler bereits großen Einfluss auf das Ergebnis haben. Bei der bisher genauesten Messung durch den Satelliten Hipparcos wurde eine Parallaxe von 1,0 Millibogensekunden ermittelt, was einer Entfernung von ca. 3200 Lichtjahren entspricht. Durch die hohe Unsicherheitsrate könnte der Abstand von Deneb zwischen 1600 und 7400 Lichtjahre liegen (die Angaben in der Info-Box basieren auf der Hipparcos-Parallaxe). Neuere Analysen (second Hipparcos reduction 2007) ergeben Werte von etwas über 1400 Lichtjahren; gemäß einer Studie aus dem Jahr 2008 ist der wahrscheinlichste Abstand 1550 Lichtjahre mit einer Unsicherheit von unter 20 %. Daher sind auch die anderen Eigenschaften von Deneb schwer zu ermitteln. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Deneb ist ein heißer Überriese, er befindet sich momentan in der Übergangsphase vom Blauen Riesen zum Roten Überriesen. Mit einer absoluten Helligkeit von -8,5 mag gehört er zu den hellsten bekannten Sternen. Die Strahlungsleistung beträgt etwa 1,2 × 1032 W und ist damit rund 300.000-mal höher als die der Sonne. Da die Entfernung noch nicht genau bestimmt werden konnte, schwanken die Werte der Helligkeit zwischen 60.000 und 250.000facher Sonnenhelligkeit. Der Stern erzeugt in einer Minute mehr Licht als die Sonne in einem Monat. Die Schätzungen von Denebs Radius liegen zwischen dem 100- und 200fachen der Sonne. Basierend auf seiner Temperatur und Leuchtkraft und des winzigen scheinbaren Durchmessers von knapp 0,002 Bogensekunden kann der Durchmesser auf das 200- bis 300fache der Sonne festgelegt werden. Stünde Deneb im Zentrum des Sonnensystems, würden seine Ränder bis zur Hälfte der Umlaufbahn der Erde reichen. Er ist somit auch einer der größten bekannten Sterne und der mächtigste A-Stern, der mit bloßem Auge beobachtet werden kann. Als A2Ia-Stern hat Deneb eine Oberflächentemperatur von 8400 Kelvin. Er ist der Prototyp einer Reihe veränderlicher Sterne, die als Alpha-Cygni-Veränderliche bekannt sind. Seine Oberfläche schwingt etwas, was sich in kleinen Schwankungen bezüglich Helligkeit und der Änderung des Spektraltyps auswirkt. Seine Masse wird auf das 20- bis 25-fache der Sonnenmasse geschätzt. Wegen seiner großen Masse und der hohen Temperatur wird es Deneb in dieser Form nicht lange geben. Als ein Stern von etwa 20 Sonnenmassen beendete Deneb sein Zwergstadium (die Phase des Wasserstoffbrennens) vor etwa 40.000 Jahren als heißer B-Stern. Schon in ein paar Millionen Jahren könnte er sich zur Supernova entwickeln. Denebs Sternwinde verursachen einen Materieverlust von 0,8 Millionstel der Sonnenmasse pro Jahr. Das ist 100.000-mal mehr als der Massenverlust der Sonne. Der Hauptstern wird möglicherweise von einem leuchtschwachen Begleiter umkreist, über den noch wenig bekannt ist. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 11,7 mag ist er nur mit Hilfe von Teleskopen sichtbar." } RObject { LocName "Schedir" Name "Schedir" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Schedir (auch Shedir, Schedar, arabisch für Brust) ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Cassiopeiae. Schedir hat eine scheinbare visuelle Helligkeit von +2,24 mag, gehört zur Spektralklasse K0 und ist ca. 230 Lichtjahre entfernt." } RObject { LocName "Etamin" Name "Etamin" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Etamin, auch Eltanin oder Ettanin, ist der Eigenname des Sternes Gamma Draconis. Etamin gehört der Spektralklasse K5 an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 2,4 mag. Etamin ist ca. 150 Lichtjahre entfernt. Der Name Etamin und seine überlieferten Varianten Eltanin und Ettanin bedeuten Seeungeheuer oder Schlange (der arabische Name des Sternbildes). Ein anderer Name von Etamin ist Alnath und ist bedeutungsgleich mit dem Namen von Beta Tauri, El Nath (arab. das Ende). Ein weiterer Name von Etamin ist Rastaban, was vom arabischen abgeleitet ist und in etwa der Kopf der Schlange (des Drachens) bedeutet. Gamma Draconis steht in Südengland bei seiner oberen Kulmination praktisch im Zenit, bei einer Beobachtung kann man also dann die Refraktion in der Erdatmosphäre vernachlässigen. Zweimal wurde versucht, an ihm die jährliche Parallaxe zu bestimmen. Robert Hooke hatte zu diesem Zweck ein Fernrohr in das Monument zum Gedenken an die Große Feuersbrunst in London 1666 eingebaut. Die Anordnung war aber mechanisch nicht stabil genug. 1725 wiederholten dann Samuel Molyneux und James Bradley diese Messungen. Sie fanden eine zu große Eigenbewegung quer zur erwarteten Richtung. 1727 veröffentlichte dann Bradley die Entdeckung der Aberration des Sternlichts und bewies damit erstmals die Bewegung der Erde um die Sonne." } RObject { LocName "Grumium" Name "Grumium" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Xi Draconis ist ein rund 110 Lichtjahre entfernter Stern der Spektralklasse K2 III mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,7 mag. Xi Draconis trägt den historischen Eigennamen Grumium (der Kiefer). } RObject { LocName " } RObject { LocName "Yed Prior" Name "Yed prior" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Delta Ophiuchi ist ein Stern der Spektralklasse M1 im Sternbild Schlangenträger. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 2,7 mag und ist ca. 170 Lichtjahre von der Erde entfernt. Delta Ophiuchi wurde am späten Abend (MESZ) des 8. Juli 2010 von dem fast 11 mag dunkleren Asteroiden (472) Roma für ca. 5 Sekunden bedeckt. Dieses Ereignis war von Europa und Südamerika aus zu beobachten. Aufgrund der großen Helligkeit von d Ophiuchi war dieses Ereignis theoretisch mit bloßem Auge sichtbar." } RObject { LocName "Zuben-el-dschenubi" Name "Zubenelgenubi" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Zuben-el-dschenubi (arabisch: die südliche Klaue des Skorpions) ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Librae im Sternbild Waage. Zuben-el-dschenubi ist ein weißer Stern des Spektraltyps A3 in einer Entfernung von 72 Lichtjahren. Er hat eine scheinbare Helligkeit von +2,8 mag und eine absolute Helligkeit von 1,1 mag. Zuben-el-dschenubi besitzt einen Begleitstern der scheinbaren Helligkeit +5,2 mag, der wegen seines großen Winkelabstands von 231" } RObject { LocName "Menkent" Name "Menkent" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Menkent (arabisch: Schulter des Kentauren) ist die Bezeichnung für den Stern Theta Centauri. Menkent hat eine scheinbare Helligkeit von +2,1 mag und gehört der Spektralklasse K0 an. Die Entfernung von Menkent beträgt ca. 61 Lichtjahre." } RObject { LocName "Toliman" Name "Toliman" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alpha Centauri, aber auch Rigil Kentaurus, Rigilkent, Toliman oder Bungula genannt, ist ein etwa 4,34 Lichtjahre entferntes Doppelsternsystem im Sternbild Centaurus, das am südlichen Sternhimmel zu sehen ist. Es besteht aus dem helleren gelben Stern Alpha Centauri A und dem orangefarbenen Alpha Centauri B. Alpha Centauri ist das der Sonne nächstgelegene Sternsystem. Als Doppelstern ist Alpha Centauri mit einer scheinbaren Gesamthelligkeit von -0,27 mag das hellste Gestirn in diesem Sternbild und wird als insgesamt dritthellstes Gestirn am Nachthimmel wahrgenommen. Der hellere Alpha Centauri A alleine hat nur eine scheinbare Helligkeit von -0,01 mag und ist damit der vierthellste Stern am Nachthimmel. Umstritten ist, ob der sonnennächste Stern, der 4,22 Lj entfernte Rote Zwerg Proxima Centauri, auch zu diesem System gehört. Der Doppelstern weist eine absolute Helligkeit von 4,1 mag auf. Mit bloßem Auge sind die beiden Komponenten A und B von der Erde aus nicht zu trennen. Erst in einem Fernrohr mit 5 cm Öffnung sind die einzelnen Sterne erkennbar. Einmal in 79,9 Jahren umrunden sich die beiden Sterne auf stark elliptischen Bahnen mit einer Exzentrizität von 0,519, wobei der Abstand zwischen 11,5 und 36,3 AE liegt. Das Minimum entspricht dabei ungefähr der Entfernung von Saturn, das Maximum dem Abstand von Neptun zur Sonne; die große Halbachse beträgt rund 23,9 AE. Im Mai 1995 war die größte Distanz (Apastron) erreicht. Die größte Annäherung (Periastron) wird im Mai 2035 stattfinden. Aus den Werten der Halbachsen und der Umlaufdauer lässt sich die Gesamtmasse des Doppelsternsystems auf 2,08 Sonnenmassen berechnen. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Alpha Centauri A und B sind als gemeinsam entstandenes Sternenpaar etwa 6,5 ± 0,3 Milliarden Jahre alt. Beide sind gewöhnliche Hauptreihensterne und befinden sich somit in einer stabilen Phase des Wasserstoffbrennens (Fusion von Wasserstoff zu Helium). Da Alpha Centauri A massereicher ist als Alpha Centauri B, verbleibt er kürzer in der Hauptreihe, bevor er sich zu einem roten Riesen entwickelt. Damit hat Alpha Centauri A im Gegensatz zum kleineren und damit langlebigeren Alpha Centauri B schon mehr als die Hälfte seines Lebens hinter sich. Proxima Centauri dagegen ist nur rund 4,85 Milliarden Jahre alt. Über Alpha Centauri A und B, die zusammen oft auch a Cen AB genannt werden, liegen detaillierte Beobachtungen der Oberflächenschwingungen vor, aus denen die Asteroseismologie Rückschlüsse auf die innere Struktur der Sterne ziehen kann. Kombiniert man dies mit den traditionellen Beobachtungsmethoden, so erhält man präzisere Werte über die Eigenschaften der Sterne, als mit den einzelnen Methoden möglich wäre." } RObject { LocName "Agena" Name "Agena" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Beta Centauri ist der zweithellste Stern der markanten Konstellation Centaurus am Südhimmel (0,6 mag). Er hat neben der Bayer-Bezeichnung (Beta = zweithellster im Sternbild) auch die Eigennamen Agena und Hadar. Ersterer ist lateinisch und bedeutet Knie (des Zentauren), während das arabische Hadar für Boden steht; so heißt auch eine Landschaft in Äthiopien. Der Stern ist etwa 530 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt und wurde lange für einen einzelnen blau-weißen Überriesen gehalten, dessen Leuchtkraft jene der Sonne um mindestens das 10.000-fache übertrifft. Erst 1935 konnte ihn J.G. Voute als Doppelstern enttarnen, dessen Komponenten (A, B) nur 1,3'' Winkelabstand haben. Trotzdem ändert sich der Positionswinkel nur langsam, sodass die Umlaufzeit rund 300 Jahre betragen muss. Der kleinere Stern (Hadar B) hat die Helligkeit 4,1 mag und strahlt 1500-mal heller als die Sonne, wird aber vom helleren Zentralgestirn fast überstrahlt." } RObject { LocName "Plejaden" Name "Pleiades" Parent "Milky Way" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Plejaden (auch Atlantiden, Atlantiaden, Siebengestirn, Sieben Schwestern, Gluckhenne) sind ein offener Sternhaufen, der mit bloßem Auge gesehen werden kann. Im Messier-Katalog hat er die Bezeichnung M45. Sie sind Teil unserer Galaxie, der Milchstraße. Da die Plejaden bereits lange vor Erfindung des Teleskops als Sterngruppe bekannt waren, werden traditionell auch oft nur die hellsten Hauptsterne als Plejaden bezeichnet. In manchen Kulturen und historischen Darstellungen werden nur sechs Sterne zu den Plejaden gerechnet. Der Grund dafür ist Pleione, der ein veränderlicher Stern ist. Seine scheinbare Helligkeit schwankt langsam, aber unregelmäßig zwischen der von Taygeta und Celaeno, so dass Pleione manchmal erst dann gesehen wird, wenn Celaeno auch schon erkannt werden kann. Mit bloßem Auge sind daher, je nach Sichtbedingungen, sechs bis neun Sterne zu erkennen. Der Sehungsbogen ist bei klarem Himmel mit 14,5° bis 15,5° anzusetzen; bei trüber Witterung mit 19,5° bis 20,5°. Der heliakische Aufgang ist bei guten Sichtbedingungen ab einer Horizonthöhe von 6° bis 7° beobachtbar; die Sonne befindet sich zu diesem Zeitpunkt etwa 9° unter dem Horizont. Die Plejaden sind etwa von Anfang Juli bis Ende April am nördlichen Sternhimmel sichtbar. Der Sternhaufen liegt rund 380 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Stier, umfasst mindestens 1200 Sterne und ist etwa 125 Millionen Jahre alt. Im NGC-Katalog sind die Plejaden nicht aufgeführt, jedoch gibt es im Bereich der Plejaden mehrere Reflexionsnebel mit eigenen NGC-Nummern. Hierzu gehören der Maja-Nebel NGC 1432 und der Merope-Nebel NGC 1435. Nur etwa eine halbe Bogenminute oder 0,06 Lichtjahre von Merope entfernt befindet sich eine Konzentration von interstellarem Staub, die als IC 349 oder Barnards Merope-Nebel bekannt ist und kinematisch unabhängig von den Plejaden ist. Der offene Sternhaufen erscheint mit einer Ausdehnung von ca. 2° etwa viermal so groß wie der Mond, der zum Vergleich unten links in die Aufnahme kopiert wurde. Unberücksichtigt ist die physiologische Wahrnehmung, helle Objekte am Himmel in ihrer Größe zu überschätzen." } RObject { LocName "Tania Borealis" Name "Tania Borealis" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Lambda Ursae Majoris ist ein Stern der Spektralklasse A2 IV im Sternbild Großer Bär. Er besitzt eine scheinbare Helligkeit von 3,4 mag und seine Entfernung beträgt ca. 134 Lichtjahre. Der Stern trägt den historischen Eigennamen Tania Borealis. Der Name Tania bedeutet der zweite (Sprung der Gazelle), borealis (lat.) steht für nördlich." } RObject { LocName "Furud" Name "Furud" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Furud (auch Phurud, arabisch: die Einzelgänger) ist die Bezeichnung für den Stern Zeta Canis Majoris. Furud hat eine scheinbare Helligkeit von +3,1 mag und gehört der Spektralklasse B3 an. Furud hat in 176'' Abstand einen Begleiter der Helligkeit +7,6 mag, der bei einem Positionswinkel von 176'' im Feldstecher zu sehen ist. Die Entfernung Furuds zur Erde beträgt ca. 330 Lichtjahre." } RObject { LocName "Murzim" Name "Mirzam" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Mirzam gilt als sogenannter Vorläufer von Sirius. Der traditionelle arabische Name lautet ''Vorbote'' und bezieht sich vermutlich auf seine Position, da er vor Sirius aufgeht und ihn, den hellsten Stern am Nachthimmel, ankündigt. Murzim ist ein blauer Überriese (Spektraltyp B1II-III), dessen Helligkeit mit einer Periode von 6 Stunden zwischen +1,95 mag und +2,00 mag schwankt (Typ Beta Cephei). Er ist ca. 500 Lichtjahre von der Erde entfernt. Im Alten Ägypten gehörte Murzim als Nebenstern zum altägyptischen Sternbild Sopdet." } RObject { LocName "Wezen" Name "Wezen" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Wezen ist ein Stern mit einer scheinbaren Helligkeit von 1,8 mag im Sternbild Großer Hund. Der Stern trägt den historischen Eigennamen Wezen / Alwazn / Wesen / Al Wazor; dieser ist vom arabischen Namen abgeleitet, welcher mit ''das Gewicht'' übersetzt wird. Delta Canis Majoris ist ein Gelber Riese der Spektralklasse F8 und hat eine Oberflächentemperatur von 6200 Kelvin. Er strahlt 50000-mal stärker als die Sonne und besitzt den ca. 200-fachen Sonnenradius. Der Stern ist etwa 1600 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt." } RObject { LocName "Wazn" Name "Wazn" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Beta Columbae ist ein Stern der Spektralklasse K1 mit einer scheinbare Helligkeit von 3,1 mag. Er ist ca. 87 Lichtjahre von der Erde entfernt. Der Sternträgt den Eigennamen Wazn / Wezn (arabisch: ''Gewicht'')." } RObject { LocName "¶ Pup" Name "PI Puppis" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Pi Puppis, kurz Pi Pup) ist ein Stern mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 2,7 mag im Sternbild Puppis. Er ist der hellste Stern des Offenen Sternhaufens Collinder 135, der manchmal auch Pi-Puppis-Haufen genannt wird. Im weiteren ist er Namensgeber für die Pi-Puppiden, einen Meteorstrom, der seinen Radiant in der Nähe der Position von Pi Puppis hat." } RObject { LocName "Cursa" Name "Cursa" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Cursa (arabisch: Sessel [des Orion]) ist ein Name des Sterns Beta Eridani. Cursa hat eine scheinbare Helligkeit von 2,8 mag und markiert das nordöstliche Ende des Sternbilds Eridanus. Der Spektraltyp von Cursa ist A3 IIIvar. Cursa ist 90 Lichtjahre von der Erde entfernt. Andere Namen sind Dhalim oder El Dhalim." } RObject { LocName "Saiph" Name "Saiph" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Saiph (arabisch: Schwert; eigentlich saif al-dschabbar ''Schwert des Riesen'') ist der Eigenname des Sterns Kappa Orionis. Der Name bezieht sich darauf, dass die arabischen Astronomen in Orion einen Riesen sahen, mit Saiph war eigentlich ein anderer Stern bezeichnet, der Übertragungsfehler wurde aber beibehalten. Aus unserer Sicht ist er der östliche Fußstern des Orions. Seine Flamsteed-Bezeichnung ist 53 Orionis. Saiph ist der sechsthellste Stern des Sternbildes, dabei ist er mit zweiter Größenklasse (Scheinbare Helligkeit von 2,07 mag) problemlos mit dem bloßen Auge erkennbar. Seine Entfernung wurde vor der Neubestimmung durch den Hipparcos-Satelliten überschätzt, nach dessen Berechnung ist Saiph nur etwa 722 Lichtjahre von der Sonne entfernt (diese Berechnung ist aber mit einem großen Fehlerbereich versehen). Er ist ein Blauer Riese und gehört der Spektralklasse B0 sowie der Leuchtkraftklasse Ia an. Trotz seiner großen Leuchtkraft erscheint er blasser als der ähnlich weit entfernte Rigel, da er einen Großteil seiner Strahlung im nicht sichtbaren ultravioletten Spektralbereich emittiert. Seine bolometrische Helligkeit ist 65.000 mal größer als die der Sonne, im sichtbaren Bereich entspricht seine Leuchtkraft noch mehr als dem 6000fachen der Sonne. Nach heutigem Kenntnisstand ist Saiph ein Einzelstern." } RObject { LocName "Kaffaljidhm" Name "Kaffaljidhmah" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Kaffaljidhm (Kaffaljidhmah, arabisch: abgeschnittene Hand) ist der Eigenname des Sterns Gamma Ceti. Kaffaljidhm gehört der Spektralklasse A2 an und besitzt eine scheinbare Helligkeit von +2,7 mag. Kaffaljidhm ist ca. 82 Lichtjahre von der Erde entfernt." } RObject { LocName "Zaurak" Name "Zaurak" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Zaurak (arabisch: Boot) ist der Name des Sterns Gamma Eridani. Zaurak hat eine scheinbare Helligkeit von +3,0 mag und gehört zur Spektralklasse M0.5IIICa-ICr-. Zaurak ist ca. 203 Lichtjahre von der Erde entfernt." } RObject { LocName "Algol" Name "Algol" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Algol (arabisch: der Dämon), auch bekannt als Beta Persei, ist ein veränderlicher Stern und der zweithellste Stern im Sternbild des Perseus. Er befindet sich in einer Entfernung von circa 93 Lichtjahren. Seine scheinbare Helligkeit wechselt in einer Periode von 2,87 Tagen (2 Tage, 20 Stunden, 48 Minuten und 56 Sekunden) zwischen 2,3 und 3,5 mag, was auch freiäugig gut zu beobachten ist. Im arabischen Mittelalter wurde er wegen seines unerklärlichen Verhaltens auch Teufelsstern genannt. Er ist der Prototyp der Bedeckungsveränderlichen Sterne. Es handelt sich bei Algol um ein Dreisternsystem. Ein hellerer bläulicher Stern (Spektralklasse B8) mit der einhundertfachen Helligkeit unserer Sonne und ein weniger leuchtstarker rötlich-gelber Stern (Spektralklasse K2) umkreisen einander im Abstand von 0,062 AE. Um dieses Doppelsternsystem kreist im mittleren Abstand von 2,69 AE ein dritter Stern mit einer Umlaufzeit von 681 Tagen. Der Wechsel in der scheinbaren Helligkeit kommt zustande, wenn der größere, aber dunklere Stern aus Sicht der Erde vor dem hellen bläulichen Stern vorbeizieht und ihn dabei verdeckt. Zwischen zwei Helligkeitsminima gibt es noch einmal eine leichte Helligkeitsschwankung, wenn der hellere Stern den dunkleren teilweise verdeckt. Nach den Charakteristika der Lichtkurve von Algol sind die Algolsterne benannt, eine Klasse von Bedeckungsveränderlichen. Die Helligkeitsänderungen wurden 1669 von Geminiano Montanari entdeckt, die Periode von John Goodricke im Jahr 1783 bestimmt. Er interpretierte die Helligkeitsschwankungen (richtig) als Bedeckung des Hauptsterns durch einen Begleiter. Es ist jedoch davon auszugehen, dass bereits den griechischen und arabischen Astronomen der mit dem bloßen Auge zu erkennende Lichtwechsel aufgefallen war. Neue Erkenntnisse weisen darauf hin, dass schon die Ägypter diesen Stern beobachteten und ihren Tagewählkalender darauf abgestimmt haben. Der um 1200 v. Chr. im alten Ägypten entstandene ''Kalender der glücklichen und unglücklichen Tage'' enthält Regelmäßigkeiten, die mit den periodischen Helligkeitsschwankungen des Teufelssterns Algol im Einklang sind. Der Kalender wäre damit das älteste überlieferte Dokument der Entdeckung eines veränderlichen Sterns, so ein Team finnischer Forscher. In Übereinstimmung mit astrophysikalischen Vorhersagen war die Periode von Algol vor 3.200 Jahren etwas kürzer als heute." } RObject { LocName "Algenib" Name "Algenib" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Algenib (arabisch: die Flanke, die Seite) ist der Name des Sterns Gamma Pegasi. Algenib markiert die südöstliche Ecke des Pegasusquadrats. Zusammen mit seinem nördlichen Nachbarstern Sirrah markiert er annähernd den Nullmeridian des Sternhimmels, den Meridian mit dem Koordinatenwert Rektaszension = Null. Algenib ist ein veränderlicher Stern vom Typ Beta Cephei. Seine Helligkeit schwankt mit einer Periode von 0,1575 Tagen zwischen 2,78 und 2,89 mag. Algenib ist 392 Lichtjahre entfernt und gehört zur Spektralklasse B2." } RObject { LocName "Ras Alhague" Name "Rasalhague" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ras Alhague (arab. Kopf der Schlange), auch Rasalhague oder Alpha Ophiuchi, ist ein Stern im Sternbild Schlangenträger mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von +2,1 mag. Der Stern bildet die Nordspitze des Sternbildes und befindet sich etwa 5° südöstlich des Sterns Ras Algethi (a Herculis). Ras Alhague ist ein Doppelsternsystem, dessen Hauptstern ein Riesenstern vom Spektraltyp A5 ist, der eine Masse von etwa 2,8 Sonnenmassen besitzt. Der Begleiter wurde durch Schwankungen der Eigenbewegung entdeckt und hat eine Masse von etwa 0,8 Sonnenmassen und ist ein Hauptreihenstern vom Spektraltyp K 5. Die Umlaufzeit des Systems beträgt 8,7 Jahre, der Abstand der Komponenten etwa 7 AE. Das System ist ca. 47 Lichtjahre von der Erde entfernt. Es gibt Hinweise, dass das System ein Mitglied des Ursa-Major-Stroms ist. Allerdings lässt die derzeitige Datenlage keine Entscheidung dieser Frage zu." } RObject { LocName "Sarin" Name "Sarin" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Delta Herculis ist ein ca. 75 Lichtjahre entfernter Stern mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,1 mag. Er gehört dem Spektraltyp A3 an und trägt den historischen Eigennamen Sarin." } RObject { LocName "Cebalrai" Name "Cebalrai" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Cebalrai (arabisch: Hirtenhund) oder Cheleb ist die Bezeichnung des Sterns Beta Ophiuchi. Cebalrai hat eine scheinbare Helligkeit von +2,8 mag und gehört der Spektralklasse K2 an. Die Entfernung von Cebalrai beträgt etwa 84 Lichtjahre." } RObject { LocName "Dabih" Name "Dabih" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Dabih, vollständiger Name Al Sa'd al Dhabih (arabisch: Der Glücksstern des Metzgers/ Schlächters), astronomisch Beta Capricorni, heller Fixstern im Sternbild Capricornus (Ansatz des linken Horns) gelegen. Der volle Name ist namengebend für das 22. Mondhaus. Ein alternativer Name ist Giedi. Giedi ist ein Doppelsternsystem kann wegen seines großen Winkelabstands von 205'' schon in einem Feldstecher problemlos aufgelöst werden. Der mit einer scheinbaren Helligkeit von 3,07 mag helle Hauptstern ist ein orangeroter Stern mit schwer interpretierbaren Spektrum, das etwa der Spektralklasse K entspricht. Er hat eine Oberflächentemperatur von 4900 Kelvin, die 600-fache Sonnenleuchtkraft und den 35-fachen Durchmesser der Sonne. Der 6,1 mag helle Begleiter, der zum Hauptstern einen Positionswinkel von 267 Grad einnimmt, ist ein B9-Riese mit 40-facher Sonnenleuchtkraft. Beta Capricorni ist 354 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt." } RObject { LocName "Kaus Media" Name "Kaus Media" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Delta Sagittarii ist ein Stern mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 2,7 mag. Er besitzt die Spektralklasse K3 und seine Entfernung beträgt ca. 350 Lichtjahre. Delta Sagittarii trägt die historischen Eigennamen Kaus Medius, auch Kaus Media (arabisch: Bogen und lateinisch medius, ''Mitte''), sowie El Karidab." } RObject { LocName "Lesath" Name "Lesath" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Lesath (Leschath, Lesuth) ist die Bezeichnung für den Stern Ypsilon Scorpii. Lesath hat eine scheinbare Helligkeit von +2,8 mag, gehört der Spektralklasse B3 an und ist ca. 519 Lichtjahre entfernt. Der Name bedeutet Stich/Biss (eines giftigen Tieres). Lesath ist ein Mitglied des Gouldschen Gürtels." } RObject { LocName "Muhlifain" Name "Muhlifain" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Gamma Centauri ist ein ca. 130 Lichtjahre entfernter Doppelstern, der aus zwei je knapp 3 mag hellen A0-Sternen besteht. Zur Auflösung des Doppelsternsystems ist ein Fernrohr von mindestens 15 Zentimeter Objektivöffnung nötig. Der Doppelstern trägt den Eigennamen Muhlifain (arabisch: Stern auf den man den Eid ablegt). Diesen Eigennamen teilt er sich mit Gamma Canis Majoris." } RObject { LocName "Südliche Plejaden" Name "Southern Pleiades" Parent "Milky Way" Descr "[BIG]Definition[/BIG] IC 2602 (Index Catalogue) ist die Bezeichnung eines offenen Sternhaufens im Sternbild Kiel des Schiffs. IC 2602 hat eine scheinbare Helligkeit von +1,90 mag und einen Durchmesser von 100 Bogenminuten. Der Sternenhaufen wird auch unter der Bezeichnung Südliche Plejaden geführt. Auf der Südhalbkugel kann man IC 2602 leicht für die nur am nördlichen Sternenhimmel zu beobachtenden Plejaden halten." } RObject { LocName "Dschubba" Name "Dschubba" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Dschubba (arabisch: Stirn) ist die Bezeichnung für den Stern Delta Scorpii. Dschubba hat eine scheinbare Helligkeit von +2,5 mag und gehört der Spektralklasse B0 an. Dschubba ist ca. 402 Lichtjahre entfernt. Andere Schreibweise und Namen: Dzuba, Iclarcrau, Iclarkrav. Dschubba kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und (sehr selten!) von Planeten bedeckt werden." } RObject { LocName "Alniyat" Name "Al Niyat" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alniyat ist ein rund 600 Lichtjahre entferntes Sternsystem im Sternbild Skorpion. Die Hauptkomponente des Systems ist ein klassischer Vertreter der Beta-Cephei-Veränderlichen und gehört der Spektralklasse B1 III an. Ihre scheinbare Helligkeit schwankt kaum wahrnehmbar zwischen 2,86 und 2,94 mag." } RObject { LocName "Aldhanab" Name "Al Dhanab" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Aldhanab (arabisch: der Schwanz) ist der Eigenname des Fixsterns Gamma Gruis. Aldhanab hat eine scheinbare Helligkeit von +3,01 mag und gehört der Spektralklasse B8III an. Er befindet sich in einer Entfernung von ca. 203 Lichtjahren." } RObject { LocName "Atria" Name "Atria" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Atria ist der Eigenname des Sterns Alpha Trianguli Australis. Der Name ist ein Kunstwort aus der Bayer-Bezeichnung (Alpha Trianguli Australis). Atria gehört der Spektralklasse K2 an und ist etwa 400 Lichtjahre entfernt." } RObject { LocName "Naos" Name "Naos" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Naos (Schiff) ist die Bezeichnung des blauen Überriesen Zeta Puppis. Naos gehört der Spektralklasse O5Ia an und ist ca. 1100 Lichtjahre entfernt. Er besitzt eine scheinbare Helligkeit von ca. 2 mag. Naos war der Hauptstern des altägyptischen Sternbildes Sterne des Wassers." } RObject { LocName "Nair Al Saif" Name "Na'ir al Saif" } RObject { LocName "Thabit" Name "Thabit" } RObject { LocName "NGC 1977" Name "NGC 1977" Parent "Milky Way" } RObject { LocName "NGC 1980" Name "NGC 1980" Parent "Milky Way" } RObject { LocName "Dreiecksnebel" Name "Triangulum" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Dreiecksnebel (auch als Triangulumnebel, Messier 33 und NGC 598 bezeichnet) ist eine Spiralgalaxie mit den Abmessungen 70' × 40' und der scheinbaren Helligkeit von 5,7 mag im Sternbild Dreieck. Damit ist er nach dem Andromedanebel die zweithellste Spiralgalaxie am Nachthimmel. Der Dreiecksnebel ist mit einem Durchmesser von etwa 50.000 bis 60.000 Lichtjahren nach dem Andromedanebel (˜150.000 Lj.) und dem Milchstraßensystem (˜100.000 Lj.) das drittgrößte Objekt in der Lokalen Gruppe. Das im Messier-Katalog als M33 geführte Objekt war nach M51 die zweite Galaxie, an der Lord Rosse 1845 mit seinem Riesenteleskop eine Spiralstruktur erahnen konnte. Die Existenz dieser Spiralarme wurde von anderen Astronomen aber lange bezweifelt. Die Entfernung zum Dreiecksnebel beträgt knapp 3 Millionen Lichtjahre, die baryonische Masse dieser Spiralgalaxie (Sterne und Gas) beträgt etwa 2 % der Masse des Milchstraßensystems oder 4-6 Milliarden Sonnenmassen. Zusammen mit der umgebenden dunklen Materie dürften es zwischen 20 und 40 Mrd. Sonnenmassen sein. Möglicherweise ist der Dreiecksnebel gravitativ an den Andromedanebel gebunden, von dem er etwa 1 Million Lichtjahre entfernt ist." } RObject { LocName "Whirlpool-Galaxie" Name "Whirlpool" Pioneer "Charles Messier" Date "1773.10.13" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Whirlpool-Galaxie (auch als Strudelgalaxie, Messier 51 oder NGC 5194/5195 bezeichnet) ist eine große Spiralgalaxie im Sternbild Jagdhunde. Sie ist vom Hubble-Typ Sc, das heißt mit deutlich ausgeprägter Spiralstruktur. M51 hat eine scheinbare Helligkeit von 8,4 mag und eine Winkelausdehnung von 11,2' × 6,9'. Die Entfernung von unserem Sonnensystem beträgt wahrscheinlich etwa 28 Millionen Lichtjahre, doch gibt es auch abweichende Ergebnisse zwischen 15 und 37 Millionen Lichtjahren. M 51 hat einen nahen, wechselwirkenden Begleiter. Im NGC-Katalog trägt er die Nummer NGC 5195 (M 51 selbst hat die Nummer NGC 5194). Die Begleitgalaxie ist von irregulärem Typ und hat eine Winkelausdehnung von 5,8' × 4,6' und eine Helligkeit von 9,6 mag. In M 51 findet derzeit eine außergewöhnlich aktive Sternentstehung statt, die vermutlich durch die Gezeitenwechselwirkung mit NGC 5195 verursacht wird. Deswegen hat die Galaxie einen hohen Anteil junger und massereicher Sterne, die aber mit einigen Millionen Jahren nur vergleichsweise kurzlebig sein werden. In M51 wurden innerhalb von 17 Jahren drei Supernovae beobachtet: SN 1994I im April 1994, SN 2005cs im Juni 2005 und SN 2011dh im Mai/Juni 2011. Zwei Supernovae markierten das Ende solcher massenreichen Sterne als Explosionen vom Typ Ic und vom Typ II. M 51 ist auch deswegen interessant, weil es eine der nächsten Galaxien mit aktivem galaktischen Kern ist, eine Seyfert-Galaxie vom Typ II. In ihrem Zentrum verbirgt sich ein supermassereiches schwarzes Loch. Die Galaxie wurde am 13. Oktober 1773 von dem französischen Astronomen Charles Messier entdeckt und mit der Nummer 51 in seinen Katalog diffuser Objekte aufgenommen. 1845 erkannte der irische Astronom William Parsons mit seinem gerade in Betrieb genommenen Riesenteleskop als Erster die spiralförmige Struktur des Objektes." } RObject { LocName "Sombreronebel" Name "Sombrero" Pioneer "Pierre Méchain" Date "1781.04.09" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Sombreronebel ist eine Spiralgalaxie im Sternbild Jungfrau. Im Messier-Katalog trägt sie die Nummer M 104. M 104 wurde am 9. April 1781 von Pierre Méchain entdeckt, wie dieser am 6. Mai 1783 in einem Brief angibt. Im selben Jahr am 11. Mai nahm Charles Messier ihn in seinen Katalog auf. Unabhängig davon entdeckte Wilhelm Herschel die Galaxie am 9. Mai 1794. M104, auch bekannt als NGC 4594, liegt im Sternbild Jungfrau in scheinbarer Nähe zum Virgo-Galaxienhaufen. Mit einer Entfernung von 30 Millionen Lichtjahren ist die Sombrerogalaxie allerdings uns um einiges näher als dieser Galaxienhaufen und wird deshalb nicht als Mitglied dieses Haufens angesehen. Die Helligkeit dieser Spiralgalaxie beträgt 8,0 Größenklassen. Damit ist diese Spiralgalaxie eine der scheinbar hellsten am Nachthimmel und in jedem kleinen Teleskop sichtbar. Die scheinbare Ausdehnung beträgt 9 Bogenminuten entlang der großen Achse, also ein gutes Viertel des Monddurchmessers. Dem entspricht ein wahrer Durchmesser von etwa 70.000 Lichtjahren. In den Außenbereichen schließt sich zudem ein sehr ausgedehnter, schwach leuchtender Halo an. Die Masse der Galaxie wird auf etwa 800 Milliarden Sonnenmassen geschätzt. Damit ist sie etwa doppelt so groß wie die des Andromedanebels und fast dreimal so groß wie die unserer Milchstraße (nach neuen Forschungserkenntnissen wird die Masse der Milchstraße auf 1,9 Billionen Sonnenmassen geschätzt, die des Andromedanebels auf 1,2 Billionen Sonnenmassen. Damit ist die oben genannte Schätzung nicht mehr ganz aktuell). In der Hubble-Sequenz wird diese Spiralgalaxie unter dem Typ Sa oder Sb eingeordnet. Sie hat einen außergewöhnlich großen und hellen Kern und besitzt sehr eng gewundene Spiralarme. Letztere sind jedoch nur schwer zu erkennen, da die Galaxienebene nur schwach zur Sichtlinie geneigt ist, d. h. wir schauen praktisch von der Seite auf diese Galaxie. Das sehr dunkle und stark ausgeprägte Staubband, das die Galaxie umspinnt, verleiht ihr das typische Aussehen, das an einen mexikanischen Sombrero erinnert. M104 besitzt ein recht gut bevölkertes System von Kugelsternhaufen, von denen einige hundert in größeren Teleskopen sichtbar sind. Die Gesamtzahl wird auf über 2000 geschätzt und übersteigt damit bei weitem die Anzahl der Kugelsternhaufen unserer Milchstraße. 1912 hat Vesto Slipher entdeckt, dass der Sombreronebel für die damalige Zeit eine sehr große Rotverschiebung aufzeigt. Die daraus resultierende Geschwindigkeit, mit der sich die Galaxie von uns weg bewegt, beträgt gut 1000 Kilometer pro Sekunde. Diese Geschwindigkeit ist so hoch, dass die Galaxie innerhalb von etwa 10 Millionen Jahren eine Strecke zurücklegt, die dem Radius unserer Milchstraße entspricht. Daraus wurde schon im Jahre 1912 klar, dass dieses Objekt kein permanentes Mitglied der Milchstraße sein kann, wie zu dieser Zeit noch gemutmaßt wurde." } RObject { LocName "Circinusgalaxie" Name "Circinus" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Circinusgalaxie (ESO 97-G13) ist eine Typ-2-Seyfertgalaxie im Sternbild Zirkel und die der Milchstraße am nächsten stehende bekannte Aktive Galaxie. Sie befindet sich gerade einmal 4 Grad unterhalb der Galaktischen Ebene und ist etwa 13 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Die Galaxie enthält große Mengen an turbulentem Gas, das in zwei Ringen um das Zentrum konzentriert ist. Der äußere Ring ist etwa 700 Lichtjahre vom Zentrum der Galaxie entfernt und zeigt starke Sternentstehung. Der innere Ring weist einen Radius von etwa 130 Lichtjahren auf. Obwohl es sich um eine relativ nahe gelegene Galaxie handelt, wurde sie erst in den 1970er-Jahren entdeckt, da sie von Materie unserer eigenen Galaxie verdunkelt wird." } RObject { LocName "NGC 6744" Name "NGC 6744" Pioneer "James Dunlop" Date "1826.06.30" Descr "[BIG]Definition[/BIG] NGC 6744 ist die Bezeichnung einer Galaxie im Sternbild Pfau. NGC 6744 hat eine Helligkeit von 8,3 mag und einen Winkelausdehnung von 13,2 × 8,3 Bogenminuten. Damit gehört sie zu den scheinbar hellsten und größten Galaxien unseres Nachthimmels. NGC 6744 ist etwa 25 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von fast 150'000 Lichtjahren. Sie besitzt eine irreguläre Begleitgalaxie mit der Bezeichnung NGC 6744A. James Dunlop entdeckte NGC 6744 am 30. Juni 1826." } RObject { LocName "Fornax-Zwerggalaxie" Name "Fornax dSph" Pioneer "Harlow Shapley" Date "1938" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Fornax-Zwerggalaxie (Katalogbezeichnungen ESO 356-04 und MCG -06-07-001) ist eine kleine elliptische Galaxie (Typ dE2) im Sternbild Chemischer Ofen (Fornax). Sie gehört zur Lokalen Gruppe und ist nur 450.000 Lichtjahre entfernt. Sie hat eine Helligkeit von +9,3 mag. Wegen ihrer geringen Flächenhelligkeit wurde die Zwerggalaxie erst 1938 von Harlow Shapley entdeckt. Dazu benutzte er ein 24-Zoll-Spiegelteleskop am südafrikanischen Boyden Observatory. Die Zwerggalaxie enthält sechs Kugelsternhaufen. Der größte darunter, NGC 1049, wurde noch vor der Galaxie selbst entdeckt. Eine bedeutende Anzahl der Sterne von Fornax ist älter als 10 Milliarden Jahre; in einer Epoche vor 3-4 Milliarden von Jahren kam es zu einer erneuten starken Sternentstehung." } RObject { LocName "M 77" Name "M 77" Pioneer "Pierre Méchain" Date "1780.10.29" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Messier 77 (auch als NGC 1068 bezeichnet) ist eine 8,9 mag helle Spiralgalaxie mit einer Flächenausdehnung von 7,1' × 6,0' im Sternbild Walfisch. Diese Galaxie vom Hubble-Typ Sb ist als Radiogalaxie auch unter dem Namen Cetus A bekannt und beherbergt einen aktiven Galaxienkern in ihrem Zentrum. Ihr Abstand beträgt etwa 60 Millionen Lichtjahre, so dass M77 tatsächlich eine der größten Spiralgalaxien im Messier-Katalog ist. Die Galaxie Messier 77 wurde am 29. Oktober 1780 vom französischen Astronomen Pierre Méchain entdeckt." } RObject { LocName "Pinwheel-Galaxie" Name "M 101" Pioneer "Pierre Méchain" Date "1781.03.27" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Messier 101 (auch als NGC 5457, Pinwheel-Galaxie oder Feuerrad-Galaxie bezeichnet) ist eine Spiralgalaxie mit den Abmessungen 28,8' × 26,9' und der scheinbaren Helligkeit von 7,5 mag im Sternbild Großer Bär. Ihre Entfernung beträgt 27 Millionen Lichtjahre, ihr Durchmesser 170.000 Lj. Messier 101 wurde am 27. März 1781 von dem französischen Astronomen Pierre Méchain entdeckt. Diverse helle Knoten von M 101, bei denen es sich um H-II-Gebiete und / oder Sternwolken handelt, sind unter einem separaten Eintrag im NGC zu finden. Am 28. Februar 2006 veröffentlichten NASA und ESA ein sehr eindrucksvolles Bild, das größte und detaillierteste Bild einer Galaxie, das mit Hilfe von Hubble angefertigt wurde. Das Bild wurde aus über 51 Aufnahmen zusammengesetzt. Am 24. August 2011 wurde in M101 eine Supernova vom Typ Ia entdeckt, welche die Bezeichnung SN 2011fe erhielt." } RObject { LocName "M 102" Name "M 102" Pioneer "Pierre Méchain" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Messier 102 (auch als NGC 5866 bezeichnet) ist eine linsenförmige Galaxie mit den Abmessungen 4,7' x 1,9' und der scheinbaren Helligkeit von +9,90 mag im Sternbild Drache. Da sie als der Prototyp einer linsenförmigen Galaxie, d.h. einer Galaxie vom Hubble-Typ S0, angesehen wird, ist sie auch unter dem Namen Spindelgalaxie bekannt. Dieser Name ist allerdings mehrdeutig, da beispielsweise auch auf die ebenfalls linsenförmige Galaxie NGC 3115 unter demselben Namen Bezug genommen wird. Heute wird M 102 allgemein dem NGC-Objekt NGC 5866 zugeordnet. Allerdings besteht eine Kontroverse, ob Messier tatsächlich diese Galaxie gemeint hatte, oder ob es sich bei M 102 um eine Doppelbeobachtung von M 101 handelt. Andere vermuten, dass Messier stattdessen NGC 5879 oder NGC 5928 gemeint hat, allerdings sind beide lichtschwächer als NGC 5866. Ursprünglich beobachtet wurde der Eintrag Nummer 102 in Messiers Katalog von Pierre Méchain, doch der Übertrag in Messiers endgültigen Katalog geschah in Eile und ohne genaue Koordinatenangaben." } RObject { LocName "NGC 2403" Name "NGC 2403" Pioneer "Wilhelm Herschel" Date "1788.11.01" Descr "[BIG]Definition[/BIG] NGC 2403 ist die Bezeichnung einer Spiralgalaxie im Sternbild Giraffe vom Hubble-Typ Sc. NGC 2403 hat eine Winkelausdehnung von 23,4' × 12,3' und eine scheinbare Helligkeit von +8,2 mag. Damit zählt diese Galaxie, die leicht in einem guten Feldstecher gesehen werden kann, zu den hellsten Galaxien des Nordhimmels, die nicht in den Messier-Katalog aufgenommen wurden. NGC 2403 wurde am 1. November 1788 vom deutsch-britischen Astronomen Wilhelm Herschel entdeckt. Die Galaxie ist Mitglied der so genannten M81-Galaxiengruppe und ist etwa 12 Millionen Lichtjahre entfernt. Im Jahre 2004 brach die Supernova 2004dj in dieser Galaxie aus. Bereits im Jahre 2002 wurde SN 2002kg und zuvor SN 1954J in NGC 2403 beobachtet." } RObject { LocName "M 82" Name "M 82" Pioneer "Johann Elert Bode" Date "1774.12.31" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Messier 82 (auch als NGC 3034, M82 bezeichnet) ist eine Spiralgalaxie mit den Abmessungen 11,2' × 4,3' und der scheinbaren Helligkeit von 8,6 mag im Sternbild Großer Bär. Lange Zeit wurde M 82 dem irregulären Galaxietyp zugeordnet. Neuere Untersuchungen im Nahen Infrarot zeigen jedoch Spiralarme. Die Galaxie entspricht damit wahrscheinlich dem morphologischen Typ einer Balkenspiralgalaxie (Sbc), d.h. die Arme entspringen an den Enden eines, in diesem Fall nicht besonders langen, Balkens. In ihrer Nähe befindet sich die helle Spiralgalaxie M81, mit der sie ein physikalisch gebundenes Paar und den Kern der etwa 12 Millionen Lichtjahre entfernten M81-Galaxiengruppe bildet. Durch die Wechselwirkung mit M81 bei einem nahen Vorbeiflug vor etwa 500 Millionen Jahren ist die Galaxie M82 dramatisch verändert worden. In ihrem inneren Bereich hat sich die Rate, mit der neue Sterne aus der interstellaren Materie entstehen stark erhöht (Starburst). Dadurch ist M82 eine der hellsten Infrarotgalaxien, und eine der hellsten Galaxien im Radiobereich (Ursa Major A). Als Folge des Starburst entsteht durch Supernovaexplosionen eine turbulente Gasbewegung, die als Ausströmung senkrecht zur Galaxienebene von M82 beobachtet wird. Durch ihre Nähe und Helligkeit ist M82 eine der bestuntersuchten Starburstgalaxien. M82 enthält in einem ihrer Sternhaufen die ultrahelle Röntgenquelle M82 X-1, möglicherweise ein mittelschweres schwarzes Loch mit einer Masse von 200 bis 5000 Sonnenmassen, welches von einem überschweren Stern umkreist wird. Die Galaxie wurde am 31. Dezember 1774 von dem deutschen Astronomen Johann Elert Bode entdeckt." } RObject { LocName "Bode-Nebel" Name "M 81" Pioneer "Johann Elert Bode" Date "1774.12.31" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Messier 81 (auch als NGC 3031 bekannt) ist eine 7,0 mag helle Spiralgalaxie vom Hubble-Typ Sb im Sternbild Großer Bär. M81 ist die Galaxie am Nordhimmel, die uns nach dem Andromedanebel und dem Dreiecksnebel am größten und hellsten erscheint. Die Anzahl der Sterne des Systems wird auf 250 Milliarden geschätzt, was im Vergleich zur Milchstraße ein etwas kleinerer Wert ist. M81 wird manchmal zu Ehren ihres Entdeckers auch Bodes Galaxie genannt, da sie am 31. Dezember 1774 von Johann Elert Bode entdeckt wurde. Die scheinbare Fläche von M81 macht mit 26,9' mal 14,1' (der Mond hat einen scheinbaren Durchmesser von rund 30') etwa drei Prozent der Fläche des Andromedanebels aus. Mit 12 Millionen Lichtjahren ist M81 gut viermal so weit wie diese Galaxie entfernt und erscheint daher merklich kleiner. Die Entfernung wurde im Rahmen des H0 Key Projects im Jahre 1993 sehr genau bestimmt und ist deutlich größer als die Werte von etwa 7 Millionen Lichtjahren, die oft in älterer Literatur zu finden sind. Von der Erde aus sehen wir schräg auf die Galaxie, die relativ lockere Spiralarme besitzt, aber viele Sterne in Zentrumsnähe aufweist. In der Hubble-Sequenz ist M81 von Typ Sb. Die Struktur der Galaxie ist im UV- und IR-Spektralbereich besser zu erkennen." } RObject { LocName "M 106" Name "M 106" Pioneer "Pierre Méchain" Date "1781.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Messier 106 (auch als NGC 4258 bezeichnet) ist eine Spiralgalaxie mit den Abmessungen 18,6' x 7,2' und der scheinbaren Helligkeit von +8,30mag im Sternbild Jagdhunde. M106 ist eine Galaxie, der in der Hubble-Sequenz der Typ Sbp zugewiesen wird, wobei das p für engl.: peculiar, d.h. eigentümlich steht. Manche Autoren geben den Typ auch mit SABbc an, also zwischen normaler Spirale und Balken-Spirale. Mit einer Entfernung von etwa 24 Millionen Lichtjahren liegt die Galaxie in der Umgebung mehrerer Galaxiengruppen, als deren Mitglied die Galaxie je nach Autor gelistet wird, zum Beispiel die Ursa-Major-Gruppe, die Coma-Sculptor-Gruppe, die Canes-Venatici-I-Gruppe oder die Canes-Venatici-II-Gruppe. Der Kern der Galaxie ist aktiv und als Radioquelle seit den 1950er Jahren bekannt. 1995 beschrieben Brent Tully et al., dass das Zentrum einen Jet ausstößt, der in Zusammenhang mit dem im selben Jahr entdeckten massiven zentralen Objekt dieser Galaxie stehen sollte. Die Galaxie NGC 4258 wurde im Juli 1781 von dem französischen Astronomen Pierre Méchain entdeckt." } RObject { LocName "M 63" Name "M 63" Pioneer "Pierre Méchain" Date "1779.06.14" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Messier 63 (auch als NGC 5055 bezeichnet) ist eine Spiralgalaxie mit den Abmessungen 12,6' × 7,2' und der scheinbaren Helligkeit von 8,5 mag im Sternbild Jagdhunde. Das Objekt wurde am 14. Juni 1779 von Pierre Méchain entdeckt." } RObject { LocName "NGC 4627" Name "NGC 4627" } RObject { LocName "M 85" Name "M 85" } RObject { LocName "Maffei 1" Name "Maffei 1" } RObject { LocName "Maffei 2" Name "Maffei 2" } RObject { LocName "NGC 7331" Name "NGC 7331" } RObject { LocName "NGC 7793" Name "NGC 7793" } RObject { LocName "NGC 253" Name "NGC 253" } RObject { LocName "NGC 300" Name "NGC 300" } RObject { LocName "NGC 247" Name "NGC 247" } RObject { LocName "NGC 613" Name "NGC 613" } RObject { LocName "IC 5332" Name "IC 5332" } RObject { LocName "IC 5152" Name "IC 5152" } RObject { LocName "NGC 7424" Name "NGC 7424" } RObject { LocName "Carina-Zwerggalaxie" Name "Carina Dwarf" Pioneer "Forschergruppe Cannon et al." Date "1977" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Carina-Zwerggalaxie ist eine Zwerggalaxie frühen morphologischen Typs im Sternbild Kiel des Schiffs (lateinisch Carina). Im Jahr 1977 wurde es mit dem UK Schmidt Teleskop am Siding-Spring-Observatorium durch die Forschergruppe Cannon et al. entdeckt. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Als einer der Trabanten der Milchstraße entfernt sich der Carina-Zwerg mit einer Geschwindigkeit von etwa 230 km/s. Die Galaxie, auch bekannt unter den Bezeichnungen ESO 206-G20 oder PGC 19441, scheint sich erst etliche Milliarden Jahre nach den anderen Satellitengalaxien der Milchstraße gebildet zu haben. Die ältesten Sterne der Carina-Zwerggalaxie haben lediglich ein relativ junges Alter von weniger als 7 Milliarden Jahren. Dies macht sie zu einer relativ jugendlichen Galaxie im Vergleich mit ihrer Muttergalaxie der Milchstraße, die bereits ein Alter von 13,6 Milliarden Jahren aufweist und somit beinahe so alt ist wie das Universum selbst. Die Carina-Zwerggalaxie hat trotz ihrer etwas kürzeren Entwicklung wahrscheinlich eine durchaus bemerkenswert, komplexe Sternentstehungshistorie aufzuweisen. Mindestens drei unterscheidbare Sternentstehungsphasen konnten für den Zwerg im Kiel des Schiffs identifiziert werden. Durch die Nähe zur Milchstraße wird sie von Gezeitenkräften derart heftig verformt, dass die Zwerggalaxie bereits einen Schweif aus Gas, Staub und Sternen hinter sich herzieht." } RObject { LocName "Antennen-Galaxien" Name "Antennae Galaxies" Pioneer "William Herschel" Date "1785.02.07" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Die Antennen-Galaxien bilden ein Paar stark miteinander wechselwirkender Galaxien im Sternbild Rabe. Das Paar besteht aus den beiden Galaxien NGC 4038 und NGC 4039. Durch die Verschmelzung der beiden Galaxien wird insbesondere das interstellare Gas verdichtet und Sternentstehung induziert. Die dabei gebildeten Sternentstehungsgebiete bzw. die dazugehörenden Emissionsnebel sind als helle Knoten in den Spiralarmen sichtbar. Die Antennen-Galaxien wurden am 7. Februar 1785 von William Herschel entdeckt." } RObject { LocName "NGC 4039" Name "NGC 4039" } RObject { LocName "IC 1613" Name "IC 1613" } RObject { LocName "NGC 7039" Name "NGC 7039" Parent "Milky Way" } RObject { LocName "Adlernebel" Name "Eagle Nebula" Parent "Milky Way" Pioneer "Jean-Philippe de Chéseaux" Date "1745" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Adlernebel oder IC 4703 (siehe Index Catalogue) ist ein Nebel in Verbindung mit einem offenen Sternhaufen. Der offene Sternhaufen trägt im Messier-Katalog die Bezeichnung M 16 bzw. im NGC die Nummer NGC 6611. In vielen Katalogen werden Nebel und Sternhaufen gleichbedeutend aufgeführt, so dass die Messier-Katalog-Bezeichnung meist auch für den Nebel verwendet wird. Er befindet sich im Sternbild Schlange bei den Koordinaten 18h19m (Rektaszension) und -13°47' (Deklination). Der Adlernebel ist von der Sonne etwa 7.000 Lichtjahre entfernt. Er weist eine scheinbare Helligkeit von 6,4mag auf. Der Adlernebel ist ein Emissionsnebel (Typ H II), aus dem sich ein offener Sternhaufen bildet. Er besteht hauptsächlich aus Wasserstoff, welcher sich auf Grund der geringen Temperatur zu Wasserstoffmolekülen zusammenschließen konnte. Der ca. 20 Lichtjahre große Nebel enthält Staubsäulen, die bis zu 9,5 Lichtjahre lang sind und an deren Spitze sich neue Sterne befinden, weshalb sie auch Pillars of Creation (Säulen der Schöpfung) getauft wurden. Die Undurchsichtigkeit des Nebels kommt durch Silikat und Kohlenstoffpartikel zustande. Das mittlere Alter der Sterne liegt bei etwa 800.000 Jahren. Einige Sterne sind sehr jung, das Alter der jüngsten Sterne wird auf 50.000 Jahre geschätzt." } RObject { LocName "Krebsnebel" Name "Crab Nebula" Parent "Milky Way" Pioneer "John Bevis" Date "1731" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Krebsnebel ist sowohl ein Supernovaüberrest als auch ein Pulsarwind-Nebel im Sternbild Stier und wird im Messier-Katalog als M 1 sowie im New General Catalogue als NGC 1952 geführt. Der nebelartige Überrest wurde 1731 von John Bevis sowie unabhängig davon durch Charles Messier am 28. August 1758 entdeckt – diese Entdeckung war für Messier der Auslöser zur Erstellung des Messier-Katalogs, in dem der Krebsnebel als erstes Objekt M 1 eingeordnet ist. Der Name Krebsnebel wurde 1844 von Lord Rosse geprägt, der den Nebel mit seinem großen Spiegelteleskop detailliert beobachtete und auch zeichnete. Anhand der Ähnlichkeit der Filamente mit Krebsbeinen stellte er fest: Er sieht aus wie ein Krebs. 1948 konnte der Nebel mit der Radioquelle Taurus A und 1964 mit der Röntgenquelle Taurus X-1 identifiziert werden. 1968/69 konnte der Pulsar PSR B0531+21 im optischen Bereich als Zentralstern des Krebsnebels identifiziert werden. Als man Anfang des 20. Jahrhundert die ersten Fotografien aufnahm, stellte sich heraus, dass der Nebel expandiert. Durch Zurückberechnung dieser Expansion schloss man auf eine Supernovaexplosion vor rund 900 Jahren. Die Supernova entstand somit schon vor ca. 7200 Jahren (bzw. auf heute bezogen vor etwa 7260 Jahren) da das Licht als Informationsträger eine gewisse Zeit benötigt, um zur Erde zu gelangen. Es hat sich jedoch eingebürgert, dass man auf den Zeitpunkt der Sichtung einer Supernova datiert. [BIG]Eigenschaften[/BIG] Im sichtbaren Licht ist der Krebsnebel als ovaler Körper zu sehen, der aus breiten Filamenten besteht. Diese Hülle ist rund 6 Bogenminuten lang und 4 Bogenminuten breit und umgibt die diffuse blaue Region im Zentrum des Körpers. Die Filamente sind Überreste der Atmosphäre des Ursprungssterns und enthalten zum größten Teil ionisiertes Helium und Wasserstoff und weiterhin Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Neon und Schwefel. Die Temperatur der Filamente liegt meist zwischen 11.000 K und 18.000 K und ihre Dichte beträgt rund 1.300 Teilchen pro cm³. 1953 schlug Iosef Shklovsky vor, das blaue Leuchten des Zentrums durch Synchrotronstrahlung zu erklären. Hierbei handelt es sich um die Strahlung, die emittiert wird, wenn Elektronen, die sich mit mindestens der halben Lichtgeschwindigkeit bewegen, durch ein Magnetfeld auf eine Kreisbahn gezwungen werden. Drei Jahre später wurde diese Theorie durch Beobachtungen bestätigt. 1960 fand man heraus, dass das Magnetfeld von etwa 108 Tesla aus einem Neutronenstern im Zentrum des Nebels resultiert. Der Krebsnebel dehnt sich derzeit mit einer Geschwindigkeit von 1500 km/s aus und Bilder, die vor mehreren Jahren gemacht wurden, bestätigen dies. Vergleicht man nun die Ausdehnung und die Rotverschiebung, kann man die Entfernung bestimmen. Durch moderne Beobachtungen hat man eine Entfernung von rund 6.300 Lichtjahren ermittelt. Rechnet man die Expansion zurück, erhält man ein Datum für die Bildung des Nebels, das auf mehrere Jahrzehnte nach 1054 verweist. Es scheint, als wenn sich der Nebel beschleunigt ausgedehnt hatte. Man vermutet, dass die notwendige Energie für die Beschleunigung vom Pulsar stammt, der das Magnetfeld verstärkte und so die Filamente vom Zentrum stärker wegbewegt wurden. Es ist erforderlich, die Masse des Nebels abzuschätzen, um die Masse des ursprünglichen Sterns zu ermitteln, der vor der Supernova existierte. Die Schätzungen für die Masse der Filamente des Krebsnebels reichen von 1–5 Sonnenmassen. [BIG]Zentralstern[/BIG] Im Zentrum des Krebsnebels befinden sich zwei schwache Sterne. Einer von ihnen ist für die Entstehung des Nebels verantwortlich. 1942 erkannte Rudolph Minkowski, dass der Krebsnebel ein extrem ungewöhnliches Spektrum besitzt. Man fand in der Region um den Stern 1949 eine starke Quelle für Radiowellen, 1963 für Röntgenstrahlen, und es war eines der hellsten Objekte im Bereich für Gammastrahlung 1967. 1968 stellte man fest, dass die Strahlung in Impulsen ausgesendet wird. Pulsare sind die Quellen starker elektromagnetischer Strahlung, die in kurzen und extrem regelmäßigen Intervallen mehrmals in der Sekunde emittiert werden. 1967 war es ein großes Rätsel, wie so etwas zu erklären sei. Das Team, welches den Pulsar entdeckte, ging selbst von einem Signal einer fortgeschrittenen Zivilisation aus. Heute weiß man, dass es sich bei Pulsaren um schnell drehende Neutronensterne handelt, deren starkes Magnetfeld in schmalen Strahlen konzentriert ist. Man vermutet, dass der Pulsar einen Durchmesser von 28 bis 30 km hat. Er sendet alle 33 Millisekunden Strahlungsimpulse aus, die über das gesamte elektromagnetische Spektrum, von Radio- bis Röntgenstrahlung, verteilt sind. Wie bei allen Pulsaren nimmt seine Periode langsam ab. Manchmal zeigt der Pulsar zeitliche Störungen in seiner Periode. Es wird angenommen, dass diese aus einer plötzlichen Umordnung des Materials im Neutronenstern resultieren. Die Energie, die der Pulsar verliert, während er langsamer wird, ist enorm. Allein die Synchrotronstrahlung besitzt eine Leuchtstärke, die rund 75.000 Mal stärker als die der Sonne ist. Durch die extreme Energiemenge, die der Pulsar abgibt, entsteht eine extrem dynamische Region im Zentrum des Krebsnebels. Während die meisten Veränderungen von astronomischen Objekten so langsam passieren, dass man sie erst nach vielen Jahren wahrnehmen kann, ändert sich das Innere des Krebsnebels innerhalb einiger Tage. Die Gebiete mit den stärksten Veränderungen im inneren Teil des Nebels sind an dem Punkt, wo die Polarjets des Pulsars mit dem umgebenden Material kollidieren und eine Stoßwelle bilden. Zusammen mit dem äquatorialen Wind erscheinen sie als eine Serie von büschelähnlichen Gebilden, die steil hervorwachsen, aufhellen und dann verblassen, wenn sie sich vom Pulsar weg- und in den Nebel hineinbewegen. [BIG]Ursprung[/BIG] Der Krebsnebel entstand aus der Supernovaexplosion eines Sterns. Aus theoretischen Modellen von Supernovaexplosionen schließt man, dass der Stern eine Masse zwischen 8 und 12 Sonnenmassen gehabt haben musste. Man vermutet, dass Sterne, die weniger als 8 Sonnenmassen haben, zu klein sind, um in einer Supernova zu explodieren und ihr Leben mit der Erzeugung eines Planetarischen Nebels beenden, während Sterne mit mehr als 12 Sonnenmassen einen Nebel mit einer anderen chemischen Zusammensetzung als der des Krebsnebels bilden. Ein ungelöstes Problem beim Krebsnebel ist, dass die Masse des Pulsars und des Nebels zusammen kleiner ist als die des ursprünglichen Sterns und man nicht weiß, wo die fehlende Masse verblieben ist. Um die Masse des Nebels abzuschätzen, misst man die Menge des emittierten Lichts und berechnet die Masse bei gegebener Temperatur und Dichte des Nebels. Daraus erhält man ein Intervall von 1–5 Sonnenmassen, während 2–3 Sonnenmassen der am meisten akzeptierte Wert ist. Der Neutronenstern wird auf eine Masse zwischen 1,4 und 2 Sonnenmassen geschätzt. Eine vorherrschende Theorie besagt, dass die fehlende Masse vom ursprünglichen Stern durch den Sternwind vor der Supernovaexplosion weggetragen wurde. Dies würde jedoch zu einer Hülle um den Krebsnebel führen. Obwohl man nach dieser Hülle in unterschiedlichen Wellenlängen gesucht hatte, wurde bisher keine gefunden." } RObject { LocName "Pferdekopfnebel" Name "Horse Nebula" Parent "Milky Way" Pioneer "Williamina Fleming" Date "1887" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Pferdekopfnebel ist eine 3 Lichtjahre große Dunkelwolke im Sternbild Orion. Von der Erde ist der Nebel ungefähr 1.500 Lichtjahre entfernt und erscheint deshalb ein Viertel so groß wie der Erdmond. Aufgrund seiner äquatorialen Position kann er von allen bewohnten Gebieten der Erde beobachtet werden, jedoch ist er aufgrund seiner geringen Helligkeit für das bloße Auge nicht sichtbar. Der Pferdekopfnebel besteht aus einer Vielzahl verschiedener Moleküle und hat die 27-fache Masse der Sonne. Der Pferdekopfnebel wurde bereits 1887 durch die damals neue Photographie entdeckt. Williamina Fleming, von dem Leiter des Harvard-College-Observatoriums Edward Charles Pickering mit der Untersuchung der photographischen Platten betraut, erkannte den Nebel als halbkreisförmige Einbuchtung in einem Emissionsnebel, der die vorläufige Bezeichnung No. 21 und später im Index Catalogue die gebräuchliche Bezeichnung IC 434 erhielt. [BIG]Struktur[/BIG] Es handelt sich dabei um eine Ansammlung von kaltem Gas und Staub, deren Form an einen Pferdekopf erinnert. Sie liegt direkt vor dem rötlich leuchtenden Emissionsnebel IC 434, so dass sie sich vom helleren Hintergrund abhebt. Die Gasmassen sind in Bewegung, wodurch der Nebel einem Pferdekopf in einigen tausend Jahren nicht mehr ähneln wird. Man benötigt dazu längere Belichtungszeiten. In Kombination mit großen Teleskopaperturen kann auch der dunkle Bereich aufgelöst werden, wie eine Aufnahme des 3,6m durchmessenden Canada-France-Hawaii Telescope und die rechts wiedergegebene Aufnahme des Very Large Telescope zeigen. Aufnahmen im Infrarotbereich zeigen noch deutlicher die Struktur des Nebels. Ein links abgebildetes Panorama des VISTA am Paranal-Observatorium im nahen Infrarot lässt die Dunkelwolke und ihre Filamente hervortreten, von denen eines den Pferdekopfnebel bildet, ebenso die hochaufgelöste Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops im gleichen Spektralbereich. Untersuchungen im Millimeter- und Submillibereich zeigen, dass der Nebel überwiegend aus molekularem Wasserstoff besteht, und dass er zudem einer Vielzahl verschiedener einfacher Kohlenwasserstoffverbindungen, teilweise auch mit Sauerstoff- und Schwefelanteil, enthält. Diese Moleküle weisen eine Temperatur von rund 100 Kelvin im Außenbereich und 15 Kelvin im Kernbereich des Nebels auf. Bei einer Umfrage der NASA, welches Objekt das Hubble-Weltraumteleskop anlässlich seines 11. Geburtstags fotografieren sollte, war der Pferdekopfnebel der klare Sieger. Zum 23. Geburtstag wurde eine weitere Aufnahme mit der neuen WFC3 im nahen Infrarotbereich erstellt, wodurch der Emissionsnebel ausgefiltert wird und die Struktur der Dunkelwolke deutlicher hervortritt." } RObject { LocName "Flammennebel" Name "Flame Nebula" Parent "Milky Way" Pioneer "Friedrich Wilhelm Herschel" Date "1786" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Flammennebel (auch als Flammender Baum oder NGC 2024 bezeichnet) ist ein Emissionsnebel im Sternbild Orion. Der Flammennebel ist Teil des Orion-Komplexes, einem Sternentstehungsgebiet, zu dem unter anderem auch IC 434 mit dem Pferdekopfnebel und der Orion-Nebel gehören. Der Flammennebel wurde 1786 von Friedrich Wilhelm Herschel entdeckt. [BIG]Morphologie[/BIG] Die scheinbare Ausdehnung des Flammennebels beträgt 30,0' × 30,0' und seine Entfernung wird auf etwa 1500 Lichtjahre geschätzt. Von der Erde aus gesehen liegt der Flammennebel unmittelbar östlich des hellen Sternes Alnitak (Zeta Orionis); dabei handelt es sich jedoch nur um eine scheinbare Nähe, denn letzterer liegt nur etwa halb so weit von der Erde entfernt und es besteht kein Zusammenhang zwischen den beiden Objekten. Infrarot-Untersuchungen des Nebels haben einen dichten und sehr jungen Sternhaufen im Zentralgebiet des Flammennebels gezeigt, der im sichtbaren Licht von Staubwolken verdeckt wird. Das Alter des Sternhaufens wird auf weniger als eine Million Jahre geschätzt; viele seiner Sterne sind von Akkretionsscheiben umgeben. Einer dieser Sterne mit der Bezeichnung IRS2b wurde auch als vermutliche Ionisationsquelle des Nebels identifiziert." } RObject { LocName "Pferdekopfnebel" Name "Horsehead Nebula" Parent "Milky Way" Pioneer "Williamina Fleming" Date "1887" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Pferdekopfnebel ist eine 3 Lichtjahre große Dunkelwolke im Sternbild Orion. Von der Erde ist der Nebel ungefähr 1.500 Lichtjahre entfernt und erscheint deshalb ein Viertel so groß wie der Erdmond. Aufgrund seiner äquatorialen Position kann er von allen bewohnten Gebieten der Erde beobachtet werden, jedoch ist er aufgrund seiner geringen Helligkeit für das bloße Auge nicht sichtbar. Der Pferdekopfnebel besteht aus einer Vielzahl verschiedener Moleküle und hat die 27-fache Masse der Sonne. Der Pferdekopfnebel wurde bereits 1887 durch die damals neue Photographie entdeckt. Williamina Fleming, von dem Leiter des Harvard-College-Observatoriums Edward Charles Pickering mit der Untersuchung der photographischen Platten betraut, erkannte den Nebel als halbkreisförmige Einbuchtung in einem Emissionsnebel, der die vorläufige Bezeichnung No. 21 und später im Index Catalogue die gebräuchliche Bezeichnung IC 434 erhielt. [BIG]Struktur[/BIG] Es handelt sich dabei um eine Ansammlung von kaltem Gas und Staub, deren Form an einen Pferdekopf erinnert. Sie liegt direkt vor dem rötlich leuchtenden Emissionsnebel IC 434, so dass sie sich vom helleren Hintergrund abhebt. Die Gasmassen sind in Bewegung, wodurch der Nebel einem Pferdekopf in einigen tausend Jahren nicht mehr ähneln wird. Man benötigt dazu längere Belichtungszeiten. In Kombination mit großen Teleskopaperturen kann auch der dunkle Bereich aufgelöst werden, wie eine Aufnahme des 3,6m durchmessenden Canada-France-Hawaii Telescope und die rechts wiedergegebene Aufnahme des Very Large Telescope zeigen. Aufnahmen im Infrarotbereich zeigen noch deutlicher die Struktur des Nebels. Ein links abgebildetes Panorama des VISTA am Paranal-Observatorium im nahen Infrarot lässt die Dunkelwolke und ihre Filamente hervortreten, von denen eines den Pferdekopfnebel bildet, ebenso die hochaufgelöste Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops im gleichen Spektralbereich. Untersuchungen im Millimeter- und Submillibereich zeigen, dass der Nebel überwiegend aus molekularem Wasserstoff besteht, und dass er zudem einer Vielzahl verschiedener einfacher Kohlenwasserstoffverbindungen, teilweise auch mit Sauerstoff- und Schwefelanteil, enthält. Diese Moleküle weisen eine Temperatur von rund 100 Kelvin im Außenbereich und 15 Kelvin im Kernbereich des Nebels auf. Bei einer Umfrage der NASA, welches Objekt das Hubble-Weltraumteleskop anlässlich seines 11. Geburtstags fotografieren sollte, war der Pferdekopfnebel der klare Sieger. Zum 23. Geburtstag wurde eine weitere Aufnahme mit der neuen WFC3 im nahen Infrarotbereich erstellt, wodurch der Emissionsnebel ausgefiltert wird und die Struktur der Dunkelwolke deutlicher hervortritt." } RObject { LocName "Heka" Name "Heka" } RObject { LocName "Antares-Nebel" Name "Antares Nebula" Parent "Milky Way" } RObject { LocName "Sirius A" Name "Sirius A" Parent "Sirius" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sirius A ist ein Hauptreihenstern vom Spektraltyp A1 mit der Leuchtkraftklasse V und dem Zusatz m für metallreich. Seine Masse ist etwa 2,1-mal so groß wie die der Sonne. Interferometrische Messungen zeigen, dass sein Durchmesser das 1,7-fache des Sonnendurchmessers beträgt. Sirius’ Leuchtkraft ist 25-mal so hoch wie die der Sonne. Die Oberflächentemperatur beträgt knapp 10.000 K. Die durch die Rotation des Sterns verursachte Dopplerverbreiterung der Spektrallinien erlaubt es, eine Untergrenze für die Rotationsgeschwindigkeit am Äquator zu bestimmen. Sie liegt bei 16 km/s, woraus eine Rotationsdauer von etwa 5,5 Tagen oder weniger folgt. Diese niedrige Geschwindigkeit lässt keine messbare Abplattung der Pole erwarten. Im Gegensatz dazu rotiert die ähnlich große Wega mit 274 km/s sehr viel schneller, was eine erhebliche Ausbuchtung am Äquator zur Folge hat. Das Lichtspektrum von Sirius A zeigt ausgeprägte metallische Linien. Dies deutet auf eine Anreicherung von schwereren Elementen als Helium, wie etwa das spektroskopisch besonders leicht beobachtbare Eisen, hin. Das Verhältnis von Eisen zu Wasserstoff ist in der Atmosphäre etwa dreimal so groß wie in der Atmosphäre der Sonne (entsprechend einer Metallizität von [Fe/H] = 0,5[11]). Es wird vermutet, dass der in der Sternatmosphäre beobachtete hohe Anteil von schwereren Elementen nicht repräsentativ für das gesamte Sterninnere ist, sondern durch Anreicherung der schwereren Elemente auf der dünnen äußeren Konvektionszone des Sterns zustande kommt. Die Gas- und Staubwolke, aus der Sirius A gemeinsam mit Sirius B entstand, hatte laut gängigen Sternmodellen nach etwa 4,2 Millionen Jahren das Stadium erreicht, in dem die Energiegewinnung durch die langsam anlaufende Kernfusion die Energiefreisetzung infolge Kontraktion um die Hälfte übertraf. Nach 10 Millionen Jahren schließlich stammte die gesamte erzeugte Energie aus der Kernfusion. Sirius A ist seither ein gewöhnlicher, Wasserstoff verbrennender Hauptreihenstern. Er erzeugt bei einer Kerntemperatur von etwa 22 Millionen Kelvin seine Energie hauptsächlich über den Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Wegen der starken Temperaturabhängigkeit dieses Fusionsmechanismus wird die erzeugte Energie im Kern größtenteils durch Konvektion transportiert. Außerhalb des Kerns geschieht der Energietransport durch Strahlung, lediglich knapp unterhalb der Sternoberfläche setzt wieder konvektiver Transport ein (siehe auch Sternaufbau). Sirius A wird seinen Vorrat an Wasserstoff innerhalb der nächsten knappen Jahrmilliarde verbrauchen, danach den Zustand eines Roten Riesen erreichen und schließlich als Weißer Zwerg von etwa 0,6 Sonnenmassen enden." } RObject { LocName "Sirius B" Name "Sirius B" Parent "Sirius" Pioneer "Friedrich Bessel" Date "1844" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sirius B, der lichtschwache Begleiter von Sirius A, ist der dem Sonnensystem nächstgelegene Weiße Zwerg. Er ist nur etwa so groß wie die Erde und wegen seiner Nähe einer der bestuntersuchten Weißen Zwerge überhaupt. Er spielte bei der Entdeckung und Beschreibung Weißer Zwerge eine wichtige Rolle. Die Beobachtung wird dadurch erschwert, dass er durch die große Helligkeit von Sirius A überstrahlt wird. Sirius B hat 98 % der Masse der Sonne, aber nur 2,7 % ihrer Leuchtkraft." } RObject { LocName "Menkar" Name "Menkar" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Menkar (arabisch: Nasenloch des Walfisch) ist die Bezeichnung des Sterns Alpha Ceti. Menkar hat eine scheinbare Helligkeit von +2,56 mag. Menkar ist ein ca. 220 Lichtjahre entfernter roter Riese vom Spektraltyp M1.5IIIa. Er hat die dreifache Sonnenmasse und umfasst 84 Sonnenradien." } RObject { LocName "Almaak" Name "Almaak" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Alamak oder Almaak, Name nach Bayer Gamma Andromedae, ist ein etwa 355 Lichtjahre entferntes Sternsystem im Sternbild Andromeda. Schon in relativ kleinen Teleskopen kann Alamak in einen Doppelstern aufgelöst werden, mit einem Achtzöller auch am Taghimmel. Der Hauptstern ist ein roter Überriese der Spektralklasse K3, seine Scheinbare Helligkeit beträgt 2,3 mag. Bei Gamma Andromedae handelt es sich um ein Dreifach-System mit einer Gesamthelligkeit von 4,8 mag. Er besteht aus den beiden, weniger als eine Bogensekunde voneinander entfernten Komponenten B und C, wobei B wiederum ein spektroskopischer Doppelstern mit einer Umlaufperiode von 2,67 Tagen ist, der aus zwei blauweißen Hauptreihensternen der Spektralklasse B besteht. Gamma Andromedae C ist ein Hauptreihensternen der Spektralklasse A0. Die Komponenten B und C umlaufen einander in rund 64 Jahren, die Bahn weist eine große Halbachse von 0'',30 auf. Alternative Schreibweisen für Alamak bzw. Almaak sind Almach, Almaach und Almak. Der Stern ist Teil der hellen Fünfsternreihe (Perseus-Andromeda-Pegasus), die auf der Nordhalbkugel fast das ganze Jahr zu sehen ist." } RObject { LocName "Nunki" Name "Nunki" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Nunki, Bayer-Bezeichnung Sigma Sagittarii, auch unter dem Eigennamen Sadira Pelagus bekannt, ist der zweithellste Stern im Sternbild Schütze. Seine scheinbare Helligkeit beträgt +2,01 mag der Spektraltyp ist B3. Der Stern befindet sich in einer Entfernung von ca. 220 Lichtjahren. Aufgrund der Extinktion ist Sigma Sagittarii bis zu einer Horizonthöhe von 2,1° sichtbar. Der scheinbare Auf- oder Untergang erfolgt gegenüber dem tatsächlichen Auf- oder Untergang etwa 12 bis 15 Minuten später beziehungsweise früher. Der Name Nunki ist sumerischen Ursprungs und ist in der sumerischen Schreibform NUNKI (Göttlicher Ort der Erde) die Bezeichnung der alten heiligen Stadt Eridu, Sitz des großen Unterwasserozeans Apzu. Nunki kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und (sehr selten!) von Planeten bedeckt werden. Die letzte Bedeckung von Nunki durch einen Planeten erfolgte am 17. November 1981 durch die Venus. Nunki ist zudem der hellste Fixstern, der von einem äußeren Planeten bedeckt werden kann (wegen der Lage der Bahnknoten können im Zeitraum von 5000 v. Chr. bis 5000 n. Chr. die äußeren Planeten keinen ekliptiknahen Stern 1. Größe wie Regulus bedecken) und zwar von Mars. Allerdings ist dies ein extrem seltenes Ereignis, welches zuletzt am 3. September 423 eintrat." } RObject { LocName "Ascella" Name "Ascella" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Ascella (auch Askella, lat. die Achsel), auch Axilla genannt, ist die Bezeichnung für den Fixstern Zeta Sagittarii im Sternbild Schütze. Ascella ist der dritthellste Stern des Schützen und hat eine scheinbare Helligkeit von +2,6 bis +2,7 mag, er gehört der Spektralklasse A2 (bläulich-weiß) an. Die Entfernung von der Sonne beträgt ca. 89 Lichtjahre. Aktuell entfernt er sich mit einer Geschwindigkeit von 22 km/s vom Sonnensystem, vor 1-1,4 Millionen Jahren kam er unserer Sonne auf etwa nur 7,5 Lichtjahre nahe. Bei Ascella handelt es sich um einen Doppelstern, dessen Komponeten sich 21 Jahren umkreisen (mittlere Entfernung voneinander 13,4 AE), die Masse beider Sterne zusammen beträgt etwa 5,3 Sonnenmassen." } RObject { LocName "Lesath" Name "Lesath" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Lesath (Leschath, Lesuth) ist die Bezeichnung für den Stern Ypsilon Scorpii. Lesath hat eine scheinbare Helligkeit von +2,8 mag, gehört der Spektralklasse B3 an und ist ca. 519 Lichtjahre entfernt. Der Name bedeutet Stich/Biss (eines giftigen Tieres). Lesath ist ein Mitglied des Gouldschen Gürtels." } RObject { LocName "Lesath A" Name "Lesath A" Parent "Lesath" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Lesath (Leschath, Lesuth) ist die Bezeichnung für den Stern Ypsilon Scorpii. Lesath hat eine scheinbare Helligkeit von +2,8 mag, gehört der Spektralklasse B3 an und ist ca. 519 Lichtjahre entfernt. Der Name bedeutet Stich/Biss (eines giftigen Tieres). Lesath ist ein Mitglied des Gouldschen Gürtels." } RObject { LocName "Shaula" Name "Shaula" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Shaula (auch Alascha) ist der Eigenname des Sterns Lambda Scorpii. Shaula (arabisch: erhobener Schwanz) befindet sich am Stachel des Skorpions. Shaula hat eine scheinbare Helligkeit von +1,65 mag und gehört zur Spektralklasse B2. Shaula ist ca. 700 Lichtjahre entfernt. Shaula ist Mitglied des Gouldschen Gürtels." } RObject { LocName "Shaula A" Name "Shaula A" Parent "Shaula" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Shaula (auch Alascha) ist der Eigenname des Sterns Lambda Scorpii. Shaula (arabisch: erhobener Schwanz) befindet sich am Stachel des Skorpions. Shaula hat eine scheinbare Helligkeit von +1,65 mag und gehört zur Spektralklasse B2. Shaula ist ca. 700 Lichtjahre entfernt. Shaula ist Mitglied des Gouldschen Gürtels." } RObject { LocName "Sadalsuud" Name "Sadalsuud" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Sadalsuud (arabisch: Glück des Glückes) ist der Name des Sterns Beta Aquarii im Sternbild Wassermann. Sadalsuud hat eine scheinbare Helligkeit von +2,90 m. Sadalsuud gehört der Spektralklasse G0IB und ist 610 Lichtjahre von der Erde entfernt." } RObject { LocName "Carinanebel" Name "Carina Nebula" Parent "Milky Way" Descr "[BIG]Definition[/BIG] Der Carinanebel (NGC 3372), auch Eta-Carinae-Nebel, ist ein Emissionsnebel im Sternbild Kiel des Schiffs. Er hat eine scheinbare Helligkeit von +3,00 mag und einen Durchmesser von 120 Bogenminuten. Der Nebel ist eine der größten HII-Regionen der Galaxis und befindet sich in einer Entfernung von etwa 6.500 bis 10.000 Lichtjahren von der Erde. Damit erstreckt er sich über etwa 200–300 Lichtjahre. Das bekannteste Einzelobjekt im Carinanebel ist der veränderliche Stern ? (Eta) Carinae, der Teil des offenen Haufens Trumpler 16 ist. Der Nebelkomplex liegt im Sagittarius-Arm der Milchstraßen-Galaxie. Als eine der größten HII-Regionen der Galaxis stellt der Carinaebel ein riesiges Sternentstehungsgebiet, ähnlich dem Orionnebel, dar. Daher enthält er diverse offene Sternhaufen. Darunter die Haufen Collinder 228, 232 und 234, Trumpler 14 bis 16 sowie Bochum 10 und 11. Die meisten Sterne im Nebel gehören der Spektralklasse O an, darunter die ersten entdeckten Sterne des Typs O3. Außerdem enthält der Nebel drei Wolf-Rayet-Sterne der Klasse WN." } RObject { LocName "M 105 Zentrales Schwarzes Loch" Name "M 105 Central Black Hole" } RObject { LocName "Omeganebel" Name "Omega Nebula" } RObject { LocName "Schmetterlingshaufen" Name "Butterfly Cluster" } RObject { LocName "Ptolemäus’ Sternhaufen" Name "Ptolemy Cluster" } RObject { LocName "Lagunennebel" Name "Lagoon" } RObject { LocName "Wildentenhaufen" Name "Wild Duck Cluster" } RObject { LocName "Herkuleshaufen" Name "Hercules Cluster" } RObject { LocName "Trifidnebel" Name "Trifid Nebula" } RObject { LocName "Sagittariushaufen" Name "Sagittarius Cluster" } RObject { LocName "Hantelnebel" Name "Dumbbell" } RObject { LocName "De Mairans Nebel" Name "De Mairan's Nebula" } RObject { LocName "Krippe" Name "Praesepe" } RObject { LocName "Ringnebel" Name "Ring Nebula" } RObject { LocName "Sonnenblumengalaxie" Name "Sunflower" } RObject { LocName "Black-Eye-Galaxie" Name "Black Eye" } RObject { LocName "Kleiner Hantelnebel" Name "Little Dumbbell Nebula" } RObject { LocName "Zigarrengalaxie" Name "M 82" } RObject { LocName "Südl. Feuerrad-Galaxie" Name "M 83" } RObject { LocName "Virgo A Galaxie" Name "M 87" } RObject { LocName "Eulennebel" Name "Owl Nebula" } RObject { LocName "Feuerrad-Galaxie" Name "M 101" } RObject { LocName "Sombrerogalaxie" Name "Sombrero" }