Uranus: Der Grüne Planet

Uranus: Der Grüne Planet

 

Uranus, der siebte Planet des Sonnensystems, umkreist die Sonne in einem mittleren Abstand von 2,88 Milliarden Kilometern, er ist damit doppelt so weit von der Sonne entfernt wie Saturn. Obwohl Uranus unter günstigen Umständen mit bloßem Auge gesehen werden kann, wurde er erst 1781 von Friedrich Wilhelm Herschel mithilfe des Fernrohrs entdeckt.

 

Uranus ist von der Sonne aus gesehen der dritte der Riesenplaneten (neben Jupiter und Saturn) und mit einem Äquatordurchmesser von 51 120 Kilometern auch der drittgrößte (etwa viermal so groß wie die Erde). Durch die Neigung seiner Polachse um 98º gegen seine Bahnachse ist er einzigartig unter den Planeten (zum Vergleich: die Erdachse ist um 27º gegen die Bahnachse geneigt). Mit dieser Achsenneigung läuft er eigentlich rückwärts um die Sonne und zeigt während eines Uranusjahres, das eine Dauer von 84 Erdjahren hat, einmal mit dem Nordpol und einmal mit dem Südpol zur Sonne.

 

Auch in großen Teleskopen lässt sich vom Uranus nur eine strukturlose Oberfläche von grünblauer Farbe erkennen. Bis zum Vorbeiflug der Raumsonde Voyager 2 war Uranus ein weitgehend unbeschriebenes Blatt, von dem wenig mehr bekannt war als seine Position im Sonnensystem. Die Raumsonde konnte schließlich Details des Uranussystems enthüllen, indem sie die ersten Nahaufnahmen des Planeten lieferte und direkte Messungen vor Ort durchführte. Praktisch das gesamte heute bekannte Wissen über Uranus fußt auf diesen Untersuchungen. Erst in jüngster Zeit gelang es mithilfe des Weltraumteleskops Hubble, den Planeten erneut in einer Auflösung zu beobachten, die an die Aufnahmen von Voyager heranreicht.

 

 Der Grüne Planet

 

Uranus gehört neben Jupiter und Saturn zu den Gasriesen unter den Planeten des Sonnensystems, und mit einer Dichte von 1,27 Gramm pro Kubikzentimeter ist er der dichteste dieser Gasplaneten. (Zum Vergleich: Die Dichte der Erde liegt bei 5,5 Gramm pro Kubikzentimeter.) In Analogie zum Roten Planeten Mars wird Uranus auch der Grüne Planet genannt. Die Farbe rührt von den in seiner Atmosphäre befindlichen Teilchen her, die rotes Licht von der Sonne absorbieren und grünes Licht reflektieren.

 

Atmosphäre

 

Bereits durch erdgebundene Beobachtungen war bekannt, dass die Atmosphäre des Uranus überwiegend aus den Elementen Wasserstoff und Helium besteht, wie man sie auch bei den übrigen Gasriesen angetroffen hatte. Durch die Beobachtungen der Raumsonde Voyager 2, die zwischen November 1985 und Januar 1986 am Uranus vorbeiflog, gelang eine genauere Analyse der atmosphärischen Zusammensetzung. Demnach besteht die Atmosphäre von Uranus zu 83 Prozent aus Wasserstoff, zu 15 Prozent aus Helium und zu etwa zwei Prozent aus Methan. Andere Substanzen, wie etwa Acetylen und weitere Kohlenwasserstoffe, die durch photochemische Prozesse gebildet werden, sind nur in Spuren vorhanden.

 

In unbearbeiteten Bildern schimmert Uranus in einem einheitlichen Blaugrün. Hervorgerufen wird diese Farbe durch Methan, das einen Großteil des roten Sonnenlichts absorbiert. Zudem konnte man auf der Tagseite eine als »Dayglow« bezeichnete Emission im Ultraviolettbereich nachweisen, die durch chemische Prozesse in der oberen Atmosphäre entsteht. Dort beobachtet man eine Dunstschicht, die ebenfalls vom Methan verursacht wird. Die atmosphärischen Wolkenbänder, die erst nach einer sorgfältigen Bearbeitung der Bildinformation sichtbar werden, bestehen vermutlich aus Methaneiskristallen.

 

Aufgrund seiner großen Entfernung von der Sonne — Uranus ist dreißigmal weiter von der Sonne entfernt als die Erde — empfängt der Planet nur noch wenig Licht und Wärme. Daher betragen die Temperaturen — je nach der Höhe innerhalb der Atmosphäre — zwischen etwa 60 Kelvin (—213 Grad Celsius) in der Dunstschicht und 150 Kelvin (—123 Grad Celsius) in tieferen Regionen. Innerhalb der Atmosphäre bleiben die Temperaturen weitgehend konstant und zeigen keine ausgeprägte Abhängigkeit von der geographischen Breite. Durch die Voyager-Messungen wurde zudem deutlich, dass in der Atmosphäre stürmische Winde herrschen, die mit Geschwindigkeiten von 150 bis 580 Kilometern pro Stunde wehen.

 

Innerer Aufbau und Magnetfeld

 

Dringt man tiefer in die Atmosphäre ein, so steigt die Temperatur aufgrund des Drucks der darüber liegenden Atmosphäre allmählich an. Sie erreicht an der Oberfläche des Planeten wahrscheinlich mehrere Tausend Kelvin. Daher nahm man in früherer Zeit an, dass sich dort eine — wegen des hohen Drucks überhitzte — Schicht aus Wasser und Ammoniak befindet, die auch in hohem Grade elektrisch leitfähig und so die mögliche Quelle eines kräftigen Magnetfeldes ist. Diese Annahme wurde mittlerweile fallen gelassen. Das Magnetfeld des Uranus beträgt an der Wolkenobergrenze etwa 2,5 — 10^-5 Tesla. Es ist damit etwa so stark wie das irdische Magnetfeld. Uranus sollte, durch die Entstehungsgeschichte der Planeten bedingt, einen festen Gesteinskern besitzen. Aufgrund der in dieser Tiefe herrschenden hohen Temperaturen sollte der Gesteinskern zumindest weitgehend geschmolzen sein, ähnlich wie bei der Erde, sodass ein Magnetfeld auch durch ähnliche Dynamoprozesse erklärt werden kann. Genau bekannt ist die Ursache des Uranusmagnetfelds aber nicht. Es gibt auch Spekulationen, nach denen das Innere des Uranus kalt sein sollte. Uranus weist nämlich im Gegensatz zu Jupiter und Saturn keinen Wärmeüberschuss auf, strahlt also nicht mehr Wärme ab, als er von der Sonne empfängt.

 

Eine der Besonderheiten des Uranus ist die starke Neigung seiner Rotationsachse. Mit 98 Grad liegt die Rotationsachse fast in der Bahnebene, sodass Uranus eigentlich auf seiner Umlaufbahn entlangrollt und dabei, wie die Venus, rückläufig rotiert. Da zudem die Achse des Magnetfelds um 60 Grad gegen die Rotationsachse geneigt ist, verwindet sich der vom Planeten wegweisende Teil der Magnetosphäre wie ein Korkenzieher. Im Inneren des Magnetfeldes wurden auch Strahlungsgürtel beobachtet, die überwiegend Wasserstoffionen enthalten.

 

Derzeit ist noch unbekannt, was diese beiden außergewöhnlichen Neigungswinkel hervorgerufen hat. Die starke Neigung der Rotationsachse könnte vor langer Zeit durch den Zusammenstoß mit einem größeren Körper hervorgerufen worden sein. Denkbar ist aber auch die zufällige Umkehrung der Rotationsachse, die bei den meisten Planeten möglich sein sollte.

 

Die starke Neigung der magnetischen Achse erklärt man damit, dass sich Uranus gerade in einer Phase befindet, in der seine magnetische Polarität sich umkehrt. Solche Polaritätswechsel sind an sich nichts Außergewöhnliches — geologische Untersuchungen zeigen, dass sie auch bei der Erde immer wieder vorkamen —, es bietet sich aber nur selten die Gelegenheit, diesen Prozess direkt zu beobachten.

 

 Die Ringe des Uranus

 

Seit 1977 ist bekannt, dass Uranus wie Saturn von mehreren Ringen umgeben ist. Entdeckt wurden sie noch vor der Ankunft von Voyager durch Sternbedeckungen. Dabei schiebt sich der Planet auf seinem Weg um die Sonne vor einen Fixstern. Die Beobachtung des dabei auftretenden Lichtabfalls war vor der Epoche der Raumsonden und des Weltraumteleskops eine der wenigen Möglichkeiten, um Messungen an den weit entfernten Planeten durchzuführen. Im Falle des Uranus zeigten sich vor und nach der Bedeckung durch den Planeten kurzfristige Einsenkungen in der Lichtkurve des Sterns. Sie waren ein deutlicher Hinweis auf planetare Ringe. Je nach dem Winkel zwischen Rotationsachse des Uranus und Blickrichtung zur Erde können sie zu bestimmten Zeiten verhältnismäßig einfach gedeutet werden, denn dann liegt das Ringsystem des Uranus wie eine Zielscheibe um den Planeten.

 

Die Ringe konnten durch Beobachtungen von Voyager 2 bestätigt werden, und durch die Raumsonde wurden neben den damals bekannten neun Ringen noch zwei weitere entdeckt, die von der Erde aus nicht erkennbar waren. Insgesamt bestehen die Ringe aus einem dunklen Material, das nur wenig Licht reflektiert. Zumindest das Material des Epsilonrings, des hellsten der Uranusringe, besteht aus Gesteinsbrocken, die kaum größer sind als ein Meter. Im gesamten Ringsystem fanden sich jedoch Staubpartikel, sodass die Vermutung aufkam, Uranus« Ringsystem bestehe aus zahlreichen einzelnen Ringen, von denen die meisten nur zu schmal seien, um von Voyager abgebildet zu werden.

 

Nach intensiver Bildbearbeitung konnten die NASA-Wissenschaftler mindestens ein Bild erzeugen, dass diese Auffassung unterstützt. Es zeigt das von den Ringen in Vorwärtsrichtung gestreute Licht, in dem das Ringsystem des Uranus ähnlich beeindruckend und umfangreich wirkt wie das Ringsystem des Saturn.

 

Der am weitesten außen liegende Epsilonring befindet sich in einer Entfernung von etwa zwei Uranusradien. Mit bis zu 100 Kilometer Breite ist er auch einer der breitesten Ringe. Nur der von Voyager entdeckte innerste Ringe ist mit 2 000 Kilometern noch breiter, allerdings auch viel lichtschwächer. Die anderen Ringe haben Ausdehnungen, die zwischen einem und 12 Kilometern liegen. Die Dicke der Ringe ist dagegen mit etwa 100 Metern ziemlich konstant. Mehrere Ringe zeigen Helligkeitsschwankungen, die vermutlich auf Variationen in der Breite zurückgehen. Daneben existieren auch Lücken in den Ringen. Dies alles sind Hinweise darauf, dass die Ringe vor — astronomisch gesehen — kurzer Zeit entstanden sind, also keineswegs so alt sind wie der Planet selbst. Als mögliche Quelle des Ringmaterials gilt ein Himmelskörper, der bei der Annäherung an Uranus durch Gezeitenkräfte zerrissen wurde und dessen Trümmer dann mit dem Planeten zusammenstießen. Auch ein Uranusmond, der auf einer engen Umlaufbahn um den Planeten lief und dabei durch die Gezeitenkräfte zerstört wurde, könnte das Ringmaterial geliefert haben.

 

 Uranusmonde

 

Die 17 mittlerweile bekannten Uranusmonde, von denen Voyager allein zehn entdeckt hat, lassen sich nach ihrer Größe in zwei Gruppen untergliedern. Die fünf »großen« Monde besitzen Radien zwischen etwa 250 und 800 Kilometern und befinden sich weit außerhalb des Ringsystems. Sie halten einen Abstand von mehr als vier Uranusradien vom Planeten. Die Radien der kleinen inneren Monde liegen zwischen 10 und 80 Kilometern. Die meisten von ihnen befinden sich knapp außerhalb des Ringsystems, in einem Entfernungsbereich von zwei bis drei Uranusradien.

 

Lediglich zwei der Monde ziehen innerhalb des Ringsystems ihre Bahn um Uranus. Zwischen ihren Umlaufbahnen befindet sich der Epsilonring. Diese beiden Monde wirken als »Schäferhundmonde«, welche die Breite und Dichte des Rings einschränken und das Ringmaterial zusammenhalten. Aufgrund der anderen erkennbaren Ringe vermutete man 18 weitere Schäferhundmonde innerhalb des Ringsystems, die jedoch in den Voyager-Aufnahmen nicht erkennbar sind. Es ist möglich, dass derartige Monde nur winzige Felsbrocken von wenigen Kilometer Durchmesser sind, zu klein, um von den Kameras an Bord von Voyager aufgelöst zu werden, und auch zu klein, um vom Weltraumteleskop Hubble erkennbar zu sein. Vielleicht existieren derartige Monde aber überhaupt nicht, und die Struktur der Ringe ist ähnlich wie im Saturnsystem Ausdruck von Dichtewellen, die dem Ringsystem durch die Anziehungskräfte der übrigen Monde aufgeprägt werden. Eine Aufnahme des Ringsystems im vorwärtsgestreuten Licht weist keine ausgeprägten Lücken auf, die auf einen größeren Mond schließen ließen. Die fünf großen Monde setzen sich überwiegend aus einem Gemisch von Fels und Eis zusammen. Etwa die Hälfte ihres Materials dürfte aus Wassereis, etwa ein Drittel aus Kohlenstoff- und Stickstoffverbindungen und etwa ein Fünftel aus Felsen bestehen. Aufnahmen ihrer Oberfläche zeigen einige der extremsten Spuren tektonischer Aktivität, die im Sonnensystem zu finden sind. Auf Titania (nicht zu verwechseln mit dem Saturnmond Titan) findet man ausgeprägte Cañyons und Faltungssysteme, die beweisen, dass seine Kruste irgendwann in seiner Geschichte heftige Umwälzungen erfahren hat.

 

Auf Miranda sind diese Spuren noch ausgeprägter. Dort finden sich mit einer Tiefe von bis zu 20 Kilometern einige der tiefsten Grabenbrüche des Sonnensystems. Terassenförmige Felsschichten und eine Mischung aus alten und jungen Oberflächen, die anhand ihrer geringen Kraterdichte erkennbar sind, weisen ebenfalls auf heftige Umwälzungen in der Vergangenheit hin. Diese jüngeren Schichten entstanden möglicherweise durch das Aufsteigen leichten Materials aus der Tiefe. Das würde bedeuten, dass Miranda in seiner Vergangenheit ein mehr oder minder flüssiges Inneres gehabt haben muss. Woher die Energie für das Aufschmelzen des Gesteins gekommen ist, ist unklar. Man vermutet jedoch, dass die Gezeitenreibung mit Uranus einer der Heizmechanismen ist. Eine andere Erklärung für die geologischen Spuren auf Miranda geht davon aus, dass Miranda in seiner Vergangenheit auseinander gebrochen ist, die Trümmer sich aber wieder zu einem neuen Mond vereinigen konnten.

 

Auch Ariel zeigt ein Mischung aus tiefen Tälern und jungen Oberflächen. Hier vermutet man, dass Eisströme, ähnlich wie irdische Gletscher, einen Teil der Täler bedecken und ihre Oberflächen glätten. Die beiden anderen großen Monde des Uranus, Umbriel und Oberon, scheinen dagegen von derartigen Prozessen verschont geblieben zu sein. Ihre Oberfläche ist mit Kratern aller Größe überzogen. Ein Teil der Kraterböden und der Oberfläche ist jedoch mit dunklem Material bedeckt, das möglicherweise aus den Ringen auf die Monde herabregnete.

 

 Uranus — nach wie vor ein Objekt mit vielen offenen Fragen

 

So viel neue Erkenntnisse die Raumsonde Voyager 2 über Uranus liefern konnte, so viel neue Fragen warfen die Beobachtungen gleichzeitig auf. Letztlich unklar ist beispielsweise, warum Uranus eine so extreme Neigung seiner Rotationsachse besitzt und was die heftigen geologischen Aktivitäten auf einigen der großen Monde hervorrief. Stieß Uranus tatsächlich einmal mit einem größeren Himmelskörper zusammen? Regneten die Trümmer auf die Monde herab? Bildete ein Teil der Trümmer dieses Körpers das Ringsystem des Uranus? Mit den vorhandenen Daten sind diese Fragen nicht zu erklären. Auch Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop Hubble können keine Antworten liefern, da die Monde zu klein sind, um sich detailliert mit diesem Instrument untersuchen zu lassen. Vielleicht könnte eine neue Tiefraumsonde Antworten liefern. Eine Mission zu Uranus, die ähnlich wie die Jupitersonde Galileo oder die Titansonde Cassini aus einem Orbiter und einer oder mehreren Landesonden bestehen könnte, ist jedoch nicht in Sicht.

 

Literatur:

 

Garry Hunt und Patrick Moore: Atlas of Uranus. Cambridge 1989.

 Donna Cunningham: Astrologie und Energiearbeit: Der heilende Umgang mit Saturn und Uranus. Aus dem Englischen. München 1997.

 Ellis D. Miner: Uranus. The planet, rings and satellites. Chichester ²1998.