Zwergplaneten
Zwergplaneten und Plutoiden
Was ist ein Zwergplanet bzw. Plutoid?
Die Entdeckung von größeren transneptunischen Himmelskörpern machte eine Neufassung des Planetenbegriffes durch die Internationale Astronomische Union (IAU) zwingend erforderlich. Am 24. August 2006 wurde auf der 26. Generalversammlung der IAU eine Definition für Planeten bzw. Zwergplaneten verabschiedet. Ein Himmelskörper gilt dann als Zwergplanet, wenn er:
- auf einer Bahn um die Sonne kreist,
- über eine ausreichende Schwerkraft verfügt, um eine hydrostatische Gleichgewichtsform (annähernd kugelförmig) anzunehmen,
- den Bereich um seine Bahn nicht bereinigt hat (im Gegensatz zu Planeten),
- kein Mond ist.
Pluto verlor damit seinen Status als Planet, da er die dritte Bedingung nicht im Sinne eines Planeten erfüllt. Weiterhin wurde ihm eine laufende Nummer (134340) zugewiesen, wie sie die Planetoiden unseres Sonnensystems innehaben, für welche gesicherte Bahndaten vorliegen.
Auf einem Treffen des Exekutivkomitees der IAU am 11. Juni 2008 wurde Pluto zum Namensgeber einer Unterklasse der Zwergplaneten gekürt, welche Plutoiden genannt werden. Ein Himmelskörper gilt dann als Plutoid, wenn er:
- auf einer Bahn um die Sonne kreist,
- eine Bahn inne hat, deren große Halbachse größer als die des Planeten Neptun ist,
- über eine ausreichende Schwerkraft verfügt, um eine hydrostatische Gleichgewichtsform (annähernd kugelförmig) anzunehmen,
- den Bereich um seine Bahn nicht bereinigt hat,
- kein Mond ist.
Im Rahmen eines besonderen Benennungsprozesses innerhalb der IAU werden zunächst einmal auch die Himmelskörper des Sonnensystems als Plutoiden betrachtet, welche das Halbachsenkriterium erfüllen und eine absolute Helligkeit heller als +1m haben. Die Aufgabe weiterführender Beobachtungen wird es sein, deren Einstufung zu verifizieren oder zu ändern.
(1) Ceres
(NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA/Justin Cowart CC BY 3.0)
Ceres wurde am 1. Januar 1801 durch G. Piazzi entdeckt. Dies geschah zufällig während der Überprüfung eines Sternkatalogs. Aufgrund der nur verhältnismäßig geringen Anzahl von Beobachtungen lief Ceres Gefahr wieder verloren zu gehen. Jedoch konnte durch die von C. F. Gauß entwickelten mathematischen Verfahren eine gute Bahnbestimmung vorgenommen werden, welche eine Wiederentdeckung ermöglichte. Ceres besetzt sehr genau die „Lücke“, die sich zwischen Mars- und Jupiterbahn entsprechend der Titius-Bodeschen Reihe auftut, und galt daher zunächst als Planet. Mit den Entdeckungen weiterer derartiger Himmelskörper ab der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts erfolgte dann eine Einordnung in die Klasse der Planetoiden (Kleinplaneten). Um Ceres beobachten zu können ist mindestens ein Feldstecher sowie die genaue Kenntnis ihres Ortes am Sternhimmel erforderlich, wobei sie infolge des geringen scheinbaren Durchmessers sternförmig erscheint.
(NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA)
Ceres ist der massereichste und größte Himmelskörper im Planetoidenhauptgürtel zwischen Mars und Jupiter. Ihre dunkle kraterreiche Oberfläche wird von Regolith bedeckt. Einige Krater sind von hellem Auswurfmaterial umgeben. Auf dem Boden des Kraters Occator existiert ein System heller kryovulkanischer Flecken. Vom inneren Aufbau her handelt es sich bei Ceres um einen Eiskörper. Modellvorstellungen schlagen einen relativ großen Kern aus Gestein vor, den ein etwa 60 bis 120 km dicker Mantel aus Wassereis und anderen Stoffen umgibt; darüber schließt sich eine ca. 10 km mächtige Kruste an. Die Oberfläche weist eine relativ hohe Temperatur auf, so dass die Ausbildung einer sehr dünnen und flüchtigen Atmosphäre aus Wasserdampf möglich ist.
(134340) Pluto
(NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute)
Pluto ist ein transneptunischer Himmelskörper des Kuipergürtels, welcher bis zur Entscheidung der IAU vom 24. August 2006 als neunter Planet unseres Sonnensystems galt. Seine Entdeckung erfolgte am 18. Februar 1930. Zuvor war z. T. jahrzehntelang nach einem transneptunischen Planeten gesucht worden, der die (minimalen) Abweichungen zwischen den beobachteten und berechneten Örtern von Uranus und Neptun verursachen soll. (Nach heutigem Erkenntnisstand beruhten diese Abweichungen darauf, dass die Massen dieser beiden Planeten nicht genau genug bekannt waren.) C. W. Tombaugh wurde durch Zufall beim Vergleich fotografischer Aufnahmen im Blinkkomparator fündig. Selbst bei der zum Entdeckungszeitpunkt am besten „passenden“ Störungsrechnung ergab sich eine Abweichung zwischen berechnetem und beobachtetem Ort von immerhin rund 6°! Es stellte sich schnell heraus, dass Pluto nicht die Eigenschaften besitzt, die eben jener gesuchte transneptunische Planet aufweisen sollte. Seine Masse ist dafür nämlich viel zu klein. Plutos Bahn weicht in Bahnneigung und Exzentrizität sehr von denen der Planeten ab: Das führte dazu, dass Pluto vom 7. Februar 1979 bis 11. Februar 1999 der Sonne näher stand als Neptun! Die Bahnlage ist aber derart, dass ein Zusammenstoß mit Neptun nicht vorkommt. Zwischen den Umlaufzeiten beider Himmelskörper besteht eine Resonanz von 3 zu 2. Jedoch unterliegen die Elemente der Plutobahn im Laufe sehr großer Zeiträume nicht ausreichend genau vorhersagbaren Veränderungen, so dass über die ferne Zukunft und Vergangenheit keine konkreten Aussagen möglich sind. Eine Beobachtung von Pluto ist nur mit größeren Fernrohren oder auf fotografischem Wege möglich.
(NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute)
Erst durch den Einsatz moderner Teleskope und Beobachtungsverfahren lassen sich Einzelheiten auf dem Plutoscheibchen erkennen. Lange Zeit war es nicht möglich, ausreichend sichere Angaben zu Durchmesser, Albedo und Masse des Plutos zu machen. In den 50er Jahren des 20. Jahrhunderts fiel dann ein periodischer Lichtwechsel von 6,39 Tagen auf, der als Rotationslichtwechsel interpretiert wurde. 1978 erfolgte die Entdeckung des Begleiters Charon. Dadurch konnte erstmals die Gesamtmasse des Pluto-Charon-Systems ermittelt werden; durch plausible Annahmen ließen sich Rückschlüsse auf die Einzelkomponenten ziehen. Das Masseverhältnis von Pluto zu Charon ist mit etwa 9 zu 1 sehr klein. Als Konsequenz ergibt sich daraus eine intensive gegenseitige Beeinflussung. In der Zeit von 6,39 Tagen drehen sich Pluto und Charon im Uhrzeigersinn um ihre Achse sowie gleichfalls im Uhrzeigersinn um den Schwerpunkt des Systems, welcher außerhalb von Pluto liegt. Beide Himmelskörper wenden sich ständig die gleiche Seite zu! Wegen der stark geneigten Rotationsachse liegen die Polarkreise schon auf 32,5° Breite und die Wendekreise bei 57,5°. Polarnacht bzw. –tag können bis zu ca. 125 Jahre dauern.
(NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute)
Plutos Oberfläche weist starke Farb- und Helligkeitskontraste auf. Das Relief ist vielfältig gestaltet. Es existieren Regionen mit hellen bzw. dunklen Ablagerungen, Senken, Klippen und Gräben. Der Verkraterungsgrad ist regional sehr unterschiedlich. Bereits nachgewiesen sind Methan-, Stickstoff- und Kohlenmonoxideis. Charon erscheint dagegen einförmiger und insgesamt nicht so hell. Die bekannte Oberfläche wird von kraterarmen Flächen, Klippen und Grabenstrukturen dominiert. Im Nordpolarbereich existiert ein Gebiet mit relativ dunklem Boden. Kosmogonisch kurzlebiges kristallines Eis weist auf die Möglichkeit rezenter innerer Aktivität hin. Die kleineren Monde werden wahrscheinlich verkraterte und unregelmäßig geformte Eissatelliten sein.
Pluto ist ein Eiskörper und ähnelt damit den großen Eismonden der jupiterartigen Planeten. Ein Modell zum inneren Aufbau geht von einem Gesteinskern von ca. 800 km Durchmesser aus, um den sich ein ausgedehnter Wassereismantel mit Beimengungen anderer chemischer Verbindungen (z. B. Methan) befindet. Nach dem aktuellen Kenntnisstand existiert eine bis in Höhen von mindestens 1600 km reichende sehr dünne Atmosphäre aus Stickstoff mit Anteilen von Methan. Im Gegenlicht der Sonne konnten in ihr Dunstschichten bis ca. 150 km Höhe nachgewiesen werden.
(136199) Eris
(NASA, ESA, and M. Brown (California Institute of Technology))
Eris (2003 UB313) ist der bisher massereichste Zwergplanet. Sie wurde erstmalig am 21. Oktober 2003 auf CCD-Aufnahmen abgebildet, jedoch nicht als Planetoid erkannt. Infolge ihrer langsamen scheinbaren Bewegung wurde die Zugehörigkeit zum Kuipergürtel erst am 5. Oktober 2005 festgestellt. Die Entdecker sind M. Brown, C. Trujillo und D. Rabinowitz, denen am 10. September 2005 auch der Nachweis des Mondes Dysnomia gelang. Eris befindet sich zurzeit in der Nähe ihres Aphels mit einem momentanen Abstand von fast 97 AE (ca. 14,5 Mrd. km) zur Sonne. Eine Beobachtung des Himmelskörpers ist damit einer sehr leistungsfähigen astronomischen Ausrüstung vorbehalten.
Wegen der großen Entfernung konnten bisher nur wenige Erkenntnisse über diesen so fernen Zwergplaneten gewonnen werden. Spektroskopische Untersuchungen weisen auf die Existenz von gefrorenem Methan auf der Oberfläche hin. Eris hat wohl mehr Ähnlichkeit mit Pluto als mit den anderen Objekten des Kuipergürtels in diesem Bereich des Sonnensystems, auch wenn ihre Oberfläche farblich neutraler erscheint. Die periodische Ausbildung einer Atmosphäre aus Stickstoff, Methan oder Kohlendioxid wird für möglich gehalten, jedoch ist diese zur Zeit infolge der niedrigen Temperaturen nicht vorhanden. Wie auch bei Pluto handelt es sich bei Eris um einen Eiskörper bestehend aus einem Gesteinskern und einem Mantel aus Wassereis und anderen Stoffen.
(136472) Makemake
(NASA, ESA, and A. Parker and M. Buie (Southwest Research Institute))
Makemake (2005 FY9) wurde am 31. März 2005 von D. Rabinowitz, C. Trujillo und M. Brown entdeckt. Die offizielle Bekanntgabe erfolgte am 29. Juli 2005. Im sichtbaren Spektrum erscheint Makemake rötlich, im Infrarotbereich wurde Methan nachgewiesen. Er ähnelt damit Pluto, was auch die zeitweise Ausbildung einer Atmosphäre möglich erscheinen lässt. Aufgrund seiner Größe sollte Makemake sich im hydrostatischen Gleichgewicht befinden. Der Nachweis steht dafür aber noch aus.
(136108) Haumea
(LGS-‐AO Keck, M. E. Brown, A. H. Bouchez and the Keck Observatory Adaptive Optics teams)
Haumea (2003 EL61) wurde von J. L. Ortiz, F. J. Aceituno und P. Santos-Sanz am 7. März 2003 entdeckt, die offizielle Bekanntgabe fand am 28. Juli 2005 statt. Es hat sich jedoch eine Kontroverse um den Anspruch entwickelt, als Erstentdecker von Haumea zu gelten. Die offiziell als Entdecker geführte Gruppe wurde beim Minor Planet Center des Verstoßes gegen die Regeln der Wissenschaftsethik angeklagt, da sie öffentlich zugängliche Daten einer anderen Wissenschaftlergruppe genutzt haben soll. Eine offizielle Entscheidung steht bisher aus. Jedoch wurde im Benennungsverfahren der Vorschlag der klagenden Wissenschaftlergruppe durch die IAU akzeptiert.
Haumea rotiert sehr schnell und hat eine ausgeprägt längliche Form, befindet sich dennoch wahrscheinlich im Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts. Es wurde kristallines Wassereis nachgewiesen, was auf Erneuerungsprozesse auf der Oberfläche hinweist. Die beiden Monde sowie andere Kleinkörper mit ähnlichen Bahnelementen wie Haumea könnten Überbleibsel eines katastrophalen Ereignisses sein, bei dem Teile von dem Plutoiden abgesprengt wurden. Im Rahmen neuerer Beobachtungen gelang der erstmalige Nachweis eines äquatorialen Ringsystems um einen transneptunischen Himmelskörper.
