Bis zum Beginn des Raumfahrtzeitalters war nur wenig über die Planeten und die anderen Himmelskörper unseres Sonnensystems bekannt. Vor allem Untersuchungen mit Raumsonden erweiterten in den letzten 50 Jahren unser Wissen grundlegend. Wir wissen heute, dass das Planetensystem aus einer enormen Vielfalt an faszinierenden Welten besteht, die alle ihre eigene Entwicklungsgeschichte durchliefen.

Merkur
Kleinster Planet des Sonnensystems, rotiert drei Mal während zweier Sonnenumläufe, kraterübersäte Oberfläche, schwaches Magnetfeld, keine Atmosphäre, keine Monde

Venus
Längste Rotationsperiode im Sonnensystem, rotiert entgegengesetzt zum Umlaufsinn, von dichter Kohlendioxid-Atmosphäre umgeben, höchste mittlere Temperatur auf einer Planetenoberfläche, keine Monde

Erde
Einziger Planet mit globaler Plattentektonik und flüssigem Wasser an der Oberfläche, Atmosphäre enthält 21 Prozent an freiem Sauerstoff, ein Mond

Mond
Größter und massereichster Trabant im Verhältnis zum Mutterplaneten, kraterübersäte Oberfläche, keine Atmosphäre

Mars
Fast gleiche Tageslänge wie auf der Erde, riesige Vulkane und Talsysteme, dünne Kohlendioxid-Atmosphäre, zwei Monde

Lange Zeit war die Untersuchung der Planeten und der anderen Himmelskörper des Sonnensystems einzig die Domäne der Astronomen. Selbst Beobachtern mit großen Teleskopen zeigte sich meist nur ein verwaschenes Scheibchen, das lediglich einige wenige Oberflächendetails erkennen ließ. Die Monde der anderen Planeten erschienen nur als schwache Lichtpunkte, und allein die Oberfläche unseres Erdmonds zeigte eine Vielzahl von Kratern.

Entsprechend gering waren auch die Informationen, die sich aus den erdgebundenen Beobachtungen ableiten ließen. Die Forscher konzentrierten sich auf Bestimmungen der Größen der Himmelskörper, ihrer Positionen am Himmel und ihrer Umlaufbahnen. Des Weiteren ermittelten sie ihre Dichten und mittleren Zusammensetzungen, sowie den Zustand ihrer Oberflächen und - soweit vorhanden - ihrer Atmosphären. Bis zum Beginn des Raumfahrtzeitalters stellten daher die erdähnlichen Planeten außer Erde und Mond kein intensiv bearbeitetes Forschungsgebiet dar. So waren die Astronomen auch von einem umfassenden Bild, welche Eigenschaften diese Himmelskörper haben und wie sie sich entwickelt haben könnten, weit entfernt.

In den letzten fünf Jahrzehnten besuchten Raumsonden alle acht Planeten, eine Vielzahl ihrer Monde sowie einige Asteroiden und Kometen. (Pluto wird erst 2015 zum ersten Mal von einer Raumsonde erreicht, er ist aber nach neuester Definition kein Planet mehr, sondern ein Zwergplanet.) Außer auf unserem Erdmond gab es erfolgreiche Landungen auf Venus und Mars, dem Saturnmond Titan und auf zwei Asteroiden. Die äußeren Atmosphärenschichten des Jupiter wurden mit einer Atmosphärenkapsel untersucht. Vom Mond und von zwei Kleinkörpern des Planetensystems brachten Raumsonden zudem Materialproben zur Erde. Die Himmelskörper sind damit heute einer Vielzahl von Untersuchungsmethoden zugänglich, die ein breites Spektrum an neuen Erkenntnissen liefern.

In diesem Beitrag möchte ich einen Überblick über die Erforschung des Mondes und der erdähnlichen Planeten im Sonnensystem geben. Im zweiten Teil wende ich mich den Gasplaneten des äußeren Sonnensystems und ihren Monden sowie den Kleinkörpern zu.

Der Mond - der nächste Nachbar
Der Mond ist der uns am nächsten kommende Himmelskörper, und schon der italienische Astronom Galileo Galilei erkannte vor mehr als 400 Jahren, als er zum ersten Mal ein Teleskop zum Himmel richtete, dass seine Oberfläche von Kratern übersät ist. Die großen dunklen Gebiete, die bei Vollmond schon mit dem bloßen Auge auffallen, hielten seine Zeitgenossen für Ozeane und bezeichneten sie als Maria (von Mare, lateinisch für Meer). Die Mondforschung konzentrierte sich lange Zeit auf die Erstellung von sehr genauen Mondkarten, die in der Regel von Hand am Teleskop gezeichnet wurden, sowie auf Untersuchungen der Oberflächenstruktur und der Bahn um die Erde.

Eine lange Zeit viel diskutierte Frage war diejenige nach dem Ursprung der Mondkrater. Hier gab es zwei Lager: Eine große Gruppe von Mondforschern vertrat die Meinung, dass sie vulkanischen Ursprungs sein müssten. Eine zweite, wesentlich kleinere und damals wenig ernst genommene Gruppe vermutete, sie wären durch Einschläge kleinerer Himmelskörper entstanden; sie sprachen von »Aufsturzkratern«. Die in den 1960er Jahren von unbemannten Sonden zur Erde übertragenen Bilder sowie Analysen der von den Apollo-Astronauten und sowjetischen Landemissionen mitgebrachten Mondgesteine belegten jedoch eindeutig, dass es sich um Einschlagkrater handelt. Die großen, dunklen Gebiete erwiesen sich als riesige Einschlagbecken, in denen Asteroiden die dünne feste Kruste des noch jungen Mondes durchschlagen hatten. Sie wurden in der Folge nach und nach mit dem nach oben dringenden dunklen basaltischen Magma aufgefüllt. Heute ist der Mond nur noch tief in seinem Inneren geschmolzen, und er besitzt möglicherweise ähnlich wie die Erde im Zentrum einen festen metallischen Kern.

Eine weitere interessante Frage war auch das Alter des Mondes. Aus detaillierten Untersuchungen des zur Erde mitgebrachten Mondgesteins ließ sich seine Entwicklungsgeschichte rekonstruieren. Der Mond selbst ist demnach wie die Erde und die anderen Himmelskörper im Sonnensystem vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstanden. Damals war die Einschlagrate von Meteoriten und Asteroiden auf die noch junge Mondoberfläche wesentlich höher als heute, was zunächst zur Bildung der hellen, kraterübersäten Hochländer führte. Sie sind mindestens vier Milliarden Jahre alt. Die zahlreichen großen Einschlagbecken sind dagegen mit Altern von »nur« 3,2 bis 4 Milliarden Jahren deutlich jünger.

Für die Entstehung des Mondes wurden lange Zeit verschiedene mehr oder weniger spekulative Hypothesen diskutiert. Der Durchbruch kam 1984 auf einer Tagung in Kona, Hawaii, bei der sich die führenden Mondforscher trafen. Seitdem gehen sie davon aus, dass die Erde einige zehn Millionen Jahre nach ihrer Entstehung von einem etwa marsgroßen Himmelskörper getroffen wurde. Durch diesen gewaltigen Einschlag wurde ein erheblicher Teil der damaligen Erdkruste und des Erdmantels in den Weltraum geschleudert. Ein Teil des Auswurfmaterials bildete zunächst einen Ring um die Erde, aus dem durch die Schwerkraft schließlich der Mond entstand. In Computersimulationen ließ sich dieser Prozess grob nachvollziehen. Dieses Entstehungsmodell erklärt unter anderem, warum sich das Mondgestein in seiner Zusammensetzung von den meisten irdischen Oberflächengesteinen unterscheidet und vielmehr dem Erdmantel stark ähnelt. Auch ergibt sich daraus, dass es nur sehr wenig Wasser aber Anreicherungen von bestimmten schwer flüchtigen Elementen enthält.

Bis zu den Apollo-Missionen war unbekannt, ob es auf dem Mond Leben in irgendeiner Form geben oder früher gegeben haben könnte. Die Apollo-Astronauten der ersten beiden Landungen und das von ihnen mitgebrachte Mondgestein mussten deshalb nach ihrer Rückkehr zur Erde zunächst vorsichtshalber in eine strenge Quarantäne. Es fanden sich jedoch keinerlei Spuren von Leben, und der Mond erwies sich als eine sterile Welt. Im Gegensatz zur Erde besitzt er keine schützende Atmosphäre, so dass er einem ständigen Bombardement von hochenergetischen Teilchen und Mikrometeoriten aus dem Weltraum ausgesetzt ist.

Der Mond wurde bis vor einigen Jahren für sehr trocken gehalten. Freies Wasser - auch in Form von Eis - kann sich an der Oberfläche nicht lange halten, da es wegen der fehlenden Atmosphäre verdampfen und in den Weltraum entweichen würde. Die Böden einzelner tiefer Krater an den beiden Mondpolen liegen jedoch immer im Schatten, weshalb sie nie wärmer als rund -235 Grad Celsius werden. Hier wäre Eis auch über lange Zeiträume stabil. Kürzlich ließ sich mit einem künstlichen Einschlagexperiment tatsächlich Wassereis in solch einem Krater nachweisen. Wie das Wasser dorthin kam, ist allerdings noch unklar. Vermutet wird, dass Kometen, die zu einem erheblichen Anteil aus Wassereis bestehen, dort eingeschlagen sein könnten. Die Existenz von Wasser auf oder knapp unterhalb der Mondoberfläche ist eine wichtige Voraussetzung für eine zukünftige bewohnte Mondstation. Es ließen sich daraus Wasserstoff und Sauerstoff gewinnen, die als Treibstoffe dienen könnten. Außerdem wäre so vor Ort Trinkwasser vorhanden, wodurch dessen aufwändiger Transport von der Erde entfiele.

Als erdähnliche Planeten bezeichnen die Forscher die Himmelskörper Merkur, Venus, Erde und Mars (siehe die Bildserie auf S. 37 der Druckausgabe). Sie besitzen im Gegensatz zu den Gasriesen im äußeren Sonnensystem eine feste Oberfläche, die aus silikatischen Gesteinen besteht. Mars ist nur etwa halb so groß wie Venus und Erde, Merkur erreicht etwa 40 Prozent des Erddurchmessers. Außer der Erde, die nur einen Trabanten besitzt, ist Mars der einzige erdähnliche Planet im Sonnensystem, der von Monden umkreist wird. Seine winzigen Trabanten Phobos und Deimos sind wahrscheinlich eingefangene Asteroiden.

MOND - der Treue Begleiter
Mittlerer Abstand zur Erde: Exzentrizität: Umlaufdauer: Neigung der Bahnebene gegen Erdäquator: Durchmesser: Achsenneigung: Rotationsperiode: Masse:	384.400 Kilometer  0,055  27,3 Tage = 0,075 Jahre  18,3 Grad  3476 Kilometer = 0,27 Erddurchmesser  6,7 Grad  27,3 Tage  0,012 Erdmassen

Venus - eine Schwester der Erde?
Die Venus ist ein gutes Beispiel dafür, wie sich unsere Vorstellung über eine unserer Nachbarwelten innerhalb weniger Jahrzehnte drastisch wandelte. Sie ist nahezu gleich groß und massereich wie die Erde, weshalb beide früher als Schwesterwelten angesehen wurden. Die Astronomen nahmen daher an, dass die Venus lebensfreundliche erdähnliche Bedingungen aufweisen müsste. Etwa um das Jahr 1930 wurde Kohlendioxid nachgewiesen, das, wie wir heute wissen, den Hauptbestandteil der Venusatmosphäre ausmacht. Trotz eines hohen Kohlendioxidgehalts gingen manche Beobachter jedoch davon aus, dass die weiß erscheinenden Wolken in der Venusatmosphäre dichte Wasserdampfschichten oder hohe Zirruswolken aus Eispartikeln ähnlich jenen unserer Erde sein müssten. Andere Forscher nahmen an, dass der etwas gelbliche Farbton der Venus auf Staub in der Atmosphäre hindeuten würde. Auch Ozeane aus warmem Wasser galten bis Mitte des 20. Jahrhunderts als möglich.

Schnell zeigte sich, dass ein hoher Kohlendioxidgehalt in der Atmosphäre zu einem starken Treibhauseffekt führt. Anfang der 1960er Jahre wies der US-amerikanische Planetenforscher Carl Sagan (1934 - 1996) anhand von Beobachtungen der thermischen Infrarotstrahlung der Venus nach, dass ihre Oberflächentemperatur weit mehr als 400 Grad Celsius betragen musste. Einen weiteren Wandel erfuhr unser Bild von der Venus nur wenige Jahre später mit der Entdeckung von Tropfen aus Schwefelsäure in ihrer Atmosphäre. Sie unterscheidet sich damit viel stärker von der Erdatmosphäre als bis dahin angenommen. Später fanden sich auch andere zum Teil aggressive Substanzen wie Salzsäure, Flußsäure, Kohlenmonoxid und Schwefeldioxid in der Gashülle der Venus.

Die Venusatmosphäre ist wesentlich dichter und ausgedehnter als ihr irdisches Gegenstück. Der Druck an der Oberfläche des Planeten ist 90-mal so groß wie auf der Erde, und nur zwei Prozent des einfallenden Sonnenlichts erreichen die Venusoberfläche. Die mittlere Oberflächentemperatur beträgt etwa 470 Grad Celsius. Diese extremen Bedingungen mit hohem Druck und hoher Temperatur sind die Folge des starken Treibhauseffekts. Allerdings werden sie nicht durch das Kohlendioxid allein verursacht. Vielmehr tragen auch das Schwefeldioxid sowie geringe Spurengehalte von Wasserdampf wesentlich zum Treibhauseffekt bei. Unsere Vorstellung eines Schwesterplaneten mit ähnlichen Umweltbedingungen wie auf der Erde wandelte sich damit endgültig in die einer völlig lebensfeindlichen Nachbarwelt mit extremen Eigenschaften.

Bilder der Venusoberfläche, die sowjetische Landesonden in den 1970er und 1980er Jahren zur Erde übermittelten, zeigen mit Steinen bedeckte Wüstenlandschaften oder Gesteinsschichten mit vielen zerbrochenen Platten, die nur geringe Anzeichen einer Erosion aufweisen. Die Bodenanalysen ergaben vulkanische Basaltgesteine mit unterschiedlicher Zusammensetzung. Vulkanismus, tektonische Bewegungen und Kraterbildung durch Meteoriteneinschläge stellen wichtige Prozesse in der Entwicklungsgeschichte des Planeten dar. Basalt dominiert die Venusoberfläche, Anzeichen für eine globale Plattentektonik wie auf der Erde fanden sich jedoch nicht. Die Tektonik wird durch globale Rissstrukturen und zahlreiche breite domartige Formationen geprägt, die durch von unten aufdringendes Magma verursacht wurden. Bisher fanden sich keine Hinweise darauf, dass auf der Oberfläche des Planeten jemals Wasser - in welcher Form auch immer - geflossen ist.

Aus der Verteilung der mehr als 1000 nachgewiesenen Einschlagkrater auf der Venusoberfläche ergibt sich, dass diese im Gegensatz zur Erdoberfläche, wo sich sowohl sehr junge als auch sehr alte Gesteinsformationen finden, keine großen Altersunterschiede aufweist. Das mittlere Alter der Venusoberfläche wird auf rund 300 bis 700 Millionen Jahre geschätzt, was nur etwa 7 bis 15 Prozent des Gesamtalters des Planeten ausmacht. Für die jüngsten tektonischen und vulkanischen Aktivitäten werden Alter von nur etwa 50 Millionen Jahren angegeben. Heute noch aktive Vulkane wurden bislang nicht entdeckt, sie lassen sich aber auch nicht sicher ausschließen.

Auffällig ist auch, dass Venus, anders als die Erde, kein planetares Magnetfeld aufweist. Offenbar gibt es im Eisenkern im Inneren des Planeten keine Konvektionsströmungen, weil jener möglicherweise fast völlig erstarrt ist.

VENUS - die Höllenwelt
Mittlerer Abstand zur Sonne: Exzentrizität: Umlaufdauer: Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik: Durchmesser: Achsenneigung: Rotationsperiode: Masse: Mittlere Oberflächentemperatur:	0,72 Astronomische Einheiten  0,007  225 Tage = 0,62 Jahre  3,4 Grad  12.104 Kilometer = 0,95 Erddurchmesser  3 Grad  243 Tage = 0,67 Jahre, retrograd  0,82 Erdmassen  +467 Grad Celsius

Mars - die Wüstenwelt
Bereits der Astronom William Herschel (1738 - 1822) und mehrere seiner Zeitgenossen erkannten die Polkappen und dunkle Gebiete auf dem Mars, die sie für Meere hielten. Zudem durchläuft der Rote Planet wegen seiner Achsenneigung ausgeprägte Jahreszeiten wie die Erde, und seine Rotationsperiode ist nur rund 40 Minuten länger als ein irdischer Tag. Die frühen Marsforscher nahmen daher an, dass der Rote Planet erdähnlich sein müsse. Als sich Mitte des 19. Jahrhunderts herausstellte, dass die Marsatmosphäre für den Bestand großer Wasserflächen zu dünn ist, vermuteten die Forscher, dass es sich bei den dunklen Gebieten um ausgetrocknete Wasserflächen mit einer niedrigen Vegetation handeln müsse.

Ein interessantes Phänomen, das für einige Jahrzehnte durch die Köpfe vieler Marsbeobachter geisterte, waren die so genannten Marskanäle. Bereits Mitte des 19. Jahrhunderts hatten Beobachter von linearen Strukturen auf dem Mars berichtet, denen der italienische Astronom Giovanni Schiaparelli im Jahre 1877 den Namen »canali« gab. Ihren Ursprung ließ er allerdings offen.

Einige Jahre später war der US-amerikanische Astronom Percival Lowell (1855 - 1916) davon überzeugt, dass es sich um ein künstliches, von einer intelligenten Zivilisation aufgebautes Bewässerungssystem handeln müsste. Dieses sollte Wasser von den aus Eis bestehenden Polkappen in die wasserarmen Äquatorregionen transportieren. Andere Beobachter fanden jedoch keine Spur des Kanalsystems und konnten es auch nicht fotografieren.

Die Idee, dass es sich um künstliche Strukturen handeln müsse, wurde zwar bald fallen gelassen, jedoch hielt man es weiterhin für möglich, dass Kanäle natürlichen Ursprungs existieren könnten. Erst die Vorbeiflüge der ersten Raumsonden am Mars in den 1960er Jahren zeigten eindeutig, dass die Kanäle überhaupt nicht existierten. Die Vorstellung eines von intelligenten Lebewesen auf dem Mars konstruierten Bewässerungssystems inspirierte bis Mitte des 20. Jahrhunderts viele Sciencefiction-Autoren und war unter anderem die Grundlage für H.G. Wells' Roman »Krieg der Welten«. Die »Marskanäle« werden heute auf physiologische Eigenschaften unseres Sehsinns zurückgeführt, der dazu neigt, feine Strukturen an der Sichtbarkeitsgrenze zu linearen Gebilden zusammenzufassen.

Die Marsatmosphäre ist außerordentlich dünn, ihr Druck beträgt nur etwa ein Hundertstel des Luftdrucks an der Erdoberfläche. Ähnlich wie auf der Venus wiesen Astronomen mittels spektroskopischer Methoden bereits Mitte des 20. Jahrhunderts Kohlendioxid in der Marsatmosphäre nach. Allerdings war der aus den Beobachtungen ermittelte Druck so gering, so dass die Forscher annahmen, es könne nur einen geringen Anteil ausmachen und ein anderes Gas wie zum Beispiel Stickstoff müsse die Atmosphäre dominieren.

Heute wissen wir, dass die Marsatmosphäre zu 95 Prozent aus Kohlendioxid besteht, der Rest sind Beimengungen aus Stickstoff, Argon, Kohlenmonoxid, Wasserdampf und Sauerstoff. Eine wichtige Quelle für den Wasserdampf in der Atmosphäre sind die Polkappen. Sie bestehen hauptsächlich aus Wassereis mit einer dünnen jahreszeitlich schwankenden Zusatzschicht aus gefrorenem Kohlendioxid, also Trockeneis.

Die Oberflächentemperatur des Mars sinkt im Winter unter -120 Grad Celsius ab. So kann das Kohlendioxid an den Polen direkt ausfrieren und kondensieren, wobei auch der atmosphärische Luftdruck im Lauf der Jahreszeiten zeitweise um bis zu einem Drittel abnimmt.

Seit den 1970er Jahren kartierten wiederholt Raumsonden die Marsoberfläche mit zunehmender Genauigkeit. Ihre Bilder enthüllten viele Strukturen, die wie ausgetrocknete Flusstäler aussehen. Anfänglich war unklar, ob diese Fließstrukturen durch Flüsse oder durch Gletscher verursacht wurden. Die Mehrzahl der heutigen Planetenforscher nimmt an, dass flüssiges Wasser früher in großen Mengen auf der Marsoberfläche vorhanden war und seine Spuren hinterlassen hat.

Die Klimaschwankungen fielen auf dem Mars vermutlich wesentlich stärker aus als auf der Erde, da sich die Neigung seiner Rotationsachse im Lauf der Zeit viel stärker verändert hat als diejenige der Erdachse. Es gab früher wahrscheinlich Phasen, in denen das Marsklima wesentlich wärmer und feuchter war als heute. Oberflächenstrukturen wie große Ausflusskanäle, die nicht mit den Kanälen von Schiaparelli zu verwechseln sind, Spuren, die auf in jüngster Zeit an Steilhängen abfließendes Wasser hindeuten sowie Funde von oberflächennahem Wassereis zeigen, dass der Marsboden insgesamt viel Wasser enthalten muss. Dies ist - ähnlich wie beim Mond - ein wichtiger Befund für künftige bemannte Marsmissionen.

Mars erweist sich als ein geologisch abwechslungsreicher Planet, auf dem sich viele Prozesse abgespielt haben, die wir auch von der Erde her kennen. Er besitzt die höchsten Vulkane im Sonnensystem und war vermutlich während praktisch seiner gesamten Entwicklungsgeschichte vulkanisch aktiv. Allerdings wurden bislang keine ausbrechenden Vulkane oder fumarolische Aktivität, also Austritte von heißen Gasen aus dem Marsinneren, nachgewiesen. Seine Kruste wurde durch tektonische Prozesse stark deformiert, Hinweise auf eine globale Plattentektonik gibt es jedoch nicht. Die rote Farbe des Mars wird von diversen Eisenoxiden verursacht, also eine Art von »Rost« im atmosphärischen und im Oberflächenstaub.

Trotz dieser vielen Ähnlichkeiten verlief die geologische Entwicklung des Mars wesentlich anders als diejenige der Erde. Durch das Fehlen von Plattentektonik gibt es keine Gebirgsketten wie die Alpen oder den Himalaya. Zudem existiert kein Kreislauf wie auf der Erde, in dem Gesteine der Kruste durch den Mantel prozessiert und Stoffe zwischen der Atmosphäre und dem Planeteninneren ausgetauscht werden. Das Erscheinungsbild zahlreicher Erosionsformen wie riesige Canyon-Systeme sowie das Vorkommen wasserhaltiger oder in wässriger Lösung gebildeter Mineralien belegen, dass flüssiges Wasser früher an der Oberfläche in großen Mengen vorhanden gewesen sein muss. Diese Befunde deuten auch darauf hin, dass der Rote Planet früher eine deutlich dichtere Atmosphäre besaß als heute.

Die gegenwärtigen klimatischen Bedingungen, die das Fließen von Wasser auf der Oberfläche weitgehend verhindern, begrenzen die Erosion durch flüssiges Wasser stark. Des Weiteren sind Vulkanismus und Erosion durch Wind und Eis wesentlich weniger aktiv als auf der Erde. Somit ist nahezu die gesamte geologische Entwicklung des Planeten über viele Milliarden Jahre hinweg in großen Teilen erhalten und lässt sich auf seiner Oberfläche wie in einem aufgeschlagenen Buch nachvollziehen.

Die Viking-Lander führten in den 1970er Jahren mehrere mikrobiologische Experimente durch, die aber keine eindeutigen Hinweise auf biologische Aktivität auf dem Roten Planeten lieferten. Zumindest früher scheint der Mars jedoch bewohnbar gewesen zu sein, auch wenn er nicht unbedingt gleich gute Bedingungen für die Entwicklung von Leben bot wie die Erde. Er ist daher eines der Hauptziele für die Suche nach Anzeichen von heute oder in der Vergangenheit vorhandenem Leben außerhalb der Erde.

MARS - Der Rote Planet
Mittlerer Abstand zur Sonne: Exzentrizität: Umlaufdauer: Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik: Durchmesser: Achsenneigung: Rotationsperiode: Masse: Mittlere Oberflächentemperatur:	1,52 Astronomische Einheiten  0,09  687 Tage = 1,88 Jahre  1,9 Grad  6792 Kilometer = 0,53 Erddurchmesser  25,2 Grad  24 Stunden 37 Minuten = 1,03 Tage  0,11 Erdmassen  -55 Grad Celsius

Die Erde - isoliert von äußeren Einflüssen?
Lange Zeit nahmen Geowissenschaftler aller Fachrichtungen an, dass sich die Entwicklung der Erde weitgehend unabhängig von äußeren kosmischen Einflüssen abgespielt hat. Man wusste zwar seit dem Beginn des 19. Jahrhunderts, dass Meteoriten extraterrestrischen Ursprungs sind, ihre beträchtliche Zerstörungskraft wurde jedoch kaum wahrgenommen. So wurde erst Anfang des 20. Jahrhunderts in Arizona der Barringer-Krater mit etwa 1200 Meter Durchmesser als erster irdischer Krater mit kosmischem Ursprung erkannt. In den frühen 1960er Jahren wiesen die US-amerikanischen Geologen Eugene Shoemaker und Edward Chao im etwa 20-mal größeren Nördlinger Ries in Bayern spezielle Hochdruckminerale nach, die sich nur bei Einwirkung einer starken Stoßwelle durch die Explosion beim Einschlag eines extraterrestrischen Körpers bilden können. Diese Erkenntnisse führten zu einem allmählichen Umdenken in den Geowissenschaften. Einige Jahre später stieß der US-Geologe Luiz Alvarez gemeinsam mit seinem Sohn auf einen anomal hohen Anteil des Elements Iridium in Gesteinen der 66 Millionen Jahre alten Grenzschicht zwischen der Kreidezeit und dem Tertiär, der sich nur durch eine außerirdische Herkunft erklären ließ. Ein dazu passender Krater entsprechenden Alters war allerdings zunächst unbekannt. Diese Entdeckung führte jedoch zu der Hypothese, dass die Auswirkungen dieses Einschlags so heftig gewesen sein müssen, dass sie zum Aussterben der Dinosaurier geführt haben könnten. Anfang der 1990er Jahre fanden Forscher tatsächlich auf der Halbinsel Yucatan im Golf von Mexiko einen rund 300 Kilometer großen Einschlagkrater mit passendem Alter, der durch den Einschlag eines 10 bis 15 Kilometer großen Asteroiden entstand.

Ob die Dinosaurier und viele andere Tier- und Pflanzenarten an der Kreide-Tertiär-Grenze wirklich durch die globalen Folgen dieses Asteroideneinschlags oder durch starken Vulkanismus, der während der gleichen Zeit auf dem indischen Subkontinent stattfand - oder durch beide Ereignisse zusammen - ausgestorben sind, ist nicht endgültig geklärt. Fest steht, dass es in der Erdgeschichte wiederholt Massensterben gab, deren Ausmaß zum Teil sogar das an der Kreide-Tertiär-Grenze überstieg. Bei nahezu jedem dieser Ereignisse finden sich Perioden mit starkem Vulkanismus, während ein Asteroideneinschlag bisher nur an der Kreide-Tertiär-Grenze sicher nachgewiesen wurde. Starker Vulkanismus hat daher sehr wahrscheinlich entscheidende Auswirkungen auf die Entwicklung des irdischen Lebens.

Unabhängig davon, wodurch die Dinosaurier letztlich ausgestorben sind, steht fest, dass Asteroideneinschläge katastrophale Auswirkungen auf das Leben auf der Erde haben können. Dies führte dazu, dass vor einigen Jahren durch mehrere Forschungseinrichtungen gezielte Suchprogramme gestartet wurden. Diese halten Ausschau nach Asteroiden, welche die Erdbahn kreuzen und unseren Heimatplaneten treffen könnten. Bisher fanden sich mehr als 8000 solcher erdnahen Asteroiden, von denen rund 1000 als möglicherweise gefährlich für die Erde gelten. Die Folgen eines Einschlags wären kontinental oder je nach Größe des einschlagenden Himmelskörpers sogar global. Solche Ereignisse sind allerdings derart selten, dass das Risiko, durch die Folgen eines Asteroideneinschlags getötet zu werden, gegenüber dem Risiko, durch einen Autounfall ums Leben zu kommen, vernachlässigbar gering ist.

Unser Heimatplanet ist nicht nur dem Bombardement von großen Körpern wie den Meteoriten und Asteroiden ausgesetzt. Von der Sonne kommt der so genannte Sonnenwind, ein ständiger Strom von geladenen Teilchen, die entlang des Erdmagnetfelds in die Atmosphäre eindringen und unter anderem die Polarlichter verursachen. Dies ist vergleichsweise harmlos und führt in der Regel zu keinen Schäden. Anders ist die Situation jedoch, wenn besonders starke Eruptionen auf der Sonne zu heftigen Teilchenströmen führen. Treffen sie die Erde, so können sie sogar Stromnetze am Erdboden oder Satelliten in der Erdumlaufbahn zerstören, was bereits wiederholt passiert ist. Solche heftigen Sonneneruptionen sind vermutlich weitaus häufiger und stellen ein größeres Risiko dar als Asteroideneinschläge. Ein anderer äußerer Prozess, der Auswirkungen auf das Erdklima hat, sind Schwankungen der Sonnenstrahlung. Diese Beispiele zeigen, dass die Erde - aber auch alle anderen Himmelskörper im Planetensystem - sich bei weitem nicht isoliert entwickelt haben, sondern einer Vielzahl von äußeren Prozessen ausgesetzt sind.

ERDE - Der Blaue Planet
Mittlerer Abstand zur Sonne: Exzentrizität: Umlaufdauer: Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik: Durchmesser: Achsenneigung: Rotationsperiode: Masse: Mittlere Oberflächentemperatur:	1,00 Astronomische Einheiten  = 149,6 Millionen Kilometer  0,017  365,24 Tage = 1 Jahr  0,0 Grad  12.756 Kilometer  23,5 Grad  23 Stunden, 56 Minuten = 1 Tag  1,0 Erdmassen = 5,97 x 1024 Kilogramm  +15 Grad Celsius

Merkur - der kleinste Planet
Unter den erdähnlichen Planeten war Merkur lange ein vernachlässigter Himmelskörper. Früher, als sich die Planeten nur mit Teleskopen beobachten ließen, lag das an seinem geringen Abstand von der Sonne. Dadurch steht er immer an einem aufgehellten Himmel nahe zum Horizont und ist dort wegen der hohen Luftunruhe nur schwer zu beobachten, so dass lange Zeit nur vage Oberflächendetails bekannt waren. Selbst seine Rotationsperiode wurde erst in den 1960er Jahren durch Radarbeobachtungen von der Erde aus bestimmt. Außerdem hatten die Astronomen schon damals beobachtet, dass die Eigenschaften des reflektierten sichtbaren Lichts und der Radiostrahlung sowie das thermische Infrarot denjenigen des Mondes nahezu gleichen, was auf ähnliche Oberflächen beider Himmelskörper hindeutete.

Von Raumsonden zur Erde übertragene Bilder zeigen eine mit Einschlagkratern übersäte Oberfläche, die derjenigen des Mondes auf den ersten Blick zum Verwechseln ähnelt. Im Gegensatz zum Mond gibt es aber auf Merkur nur ein einziges großes Einschlagbecken, Caloris, mit einem Durchmesser von 1500 Kilometern. Beobachtungen der US-Raumsonde Messenger zeigen, dass das Einschlagbecken durch nachfolgende vulkanische Aktivitäten stark modifiziert wurde. In seinem Zentrum befindet sich eine vulkanische Ausbruchstelle, und der Kraterboden von Caloris liegt höher als der Rand. Offenbar wurde der Boden durch Strömungen im Mantel von Merkur aufgewölbt. In den hohen nördlichen Breiten stieß Messenger auf große, mit Flutbasalten bedeckte Regionen, ein weiterer Hinweis auf starken Vulkanismus auch auf dem sonnennächsten Planeten. Seine mittlere Dichte ist höher als diejenige aller anderen Planeten, was auf einen größeren metallischen Kern hindeutet. Interessanterweise erzeugt dieser ein schwaches Magnetfeld ähnlich jenem der Erde, er ist offenbar noch teilweise flüssig. Merkur besitzt im Gegensatz zu den drei anderen erdähnlichen Planeten keine nennenswerte Atmosphäre.

MERKUR - Letzter Fels vor der Sonne
Mittlerer Abstand zur Sonne: Exzentrizität: Umlaufdauer: Neigung der Bahnebene gegen die Ekliptik: Durchmesser: Achsenneigung: Rotationsperiode: Masse: Mittlere Oberflächentemperatur:	0,39 Astronomische Einheiten  0,21  88 Tage = 0,24 Jahre  7 Grad  4878 Kilometer = 0,38 Erddurchmesser  1 Grad  58,6 Tage = 0,16 Jahre  0,055 Erdmassen  +167 Grad Celsius

Der innere Aufbau der erdähnlichen Planeten
Aus den Untersuchungen mittels Raumsonden ergab sich, dass alle terrestrischen Planeten einschließlich des Mondes einen sehr ähnlichen inneren Aufbau besitzen. Unterhalb einer relativ dünnen äußeren Kruste befindet sich der Mantel, die sich beide aus silikatischen Gesteinen zusammensetzen. Darunter schließt sich der Kern mit einer deutlich höheren Dichte an, der aus metallischem Eisen-Nickel besteht. Unter den erdähnlichen Planeten sind nur unsere Erde und vielleicht die Venus noch vulkanisch aktiv. Eine durch Vulkanismus angetriebene Plattentektonik gibt es nur auf der Erde.

Die Möglichkeit, die Himmelskörper mit Raumsonden im Detail zu untersuchen, führte in den letzten fünf Jahrzehnten zu einem völlig neuen Bild des Planetensystems. Jeder der erdähnlichen Planeten durchlief seine eigene geologische Geschichte. Sie entwickeln sich keineswegs isoliert, sondern sind zahlreichen äußeren Prozessen ausgesetzt, die ihre Oberflächenbeschaffenheit, aber auch die Bedingungen für Leben stark beeinflussen können. Am erdähnlichsten ist der Mars. Er gilt daher im Augenblick als der aussichtsreichste Kandidat im inneren Sonnensystem, um Spuren von heutigem oder früherem Leben zu finden - wenn es denn jemals existierte.

Harald Krüger arbeitet am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau. Seine Hauptarbeitsgebiete sind die Erforschung von Kometen und von kosmischem Staub. Er ist an zwei Staubmessinstrumenten der Rosetta-Mission beteiligt.

50 Jahre Planetenforschung
Harald Krüger: Vorstoß ins Sonnensystem Teil 1: Die erdähnlichen Planeten Teil 2: Die Gasriesen Manfred Gottwald: Reisen zu den Planeten Teil 1: Die ersten Schritte Teil 2: Die Nachbarn der Erde Teil 3: Jenseits des Mars	August 2012 September 2012 Oktober 2012 November 2012 Dezember 2012

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

Was ist WIS?

Unser Projekt »Wissenschaft in die Schulen!« wendet sich an Lehrerinnen und Lehrer, die ihren naturwissenschaftlichen Unterricht mit aktuellen und praktischen Bezügen anschaulich und abwechslungsreich gestalten wollen - und an Schülerinnen und Schüler, die sich für Vorgänge in der Natur begeistern und ein tieferes Verständnis des Universums gewinnen möchten.

Um diese Brücke von der Wissenschaft in die Schulen zu schlagen, stellt WIS didaktische Materialien als PDF-Dokumente zur Verfügung (kostenloser Download von unserer Internetseite www.wissenschaft-schulen.de).

WiS in Sterne und Weltraum
Zum Beitrag »Vorstoß ins Sonnensystem« stehen zwei WiS-Materialien zur Verfügung:

»Fernerkundung und Kartografie im Sonnensystem« behandelt am Beispiel des Planeten Merkur, wie ein Himmelskörper anhand von Bildern und Messdaten aus der Umlaufbahn erfasst wird und wie daraus Kartenmaterial entsteht. (ID-Nummer: 1069119)

Das WiS-Material »Kepler for Kids« stellt elf Ideen vor, um die keplerschen Gesetze der Planetenbewegung stark handlungsorientiert und unter verschiedenen Blickwinkeln erfahrbar zu machen. Die Spanne reicht dabei von Schülerübungen bis hin zu Projektideen und die Vorschläge sind fächerverknüpfend. (ID-Nummer: 1051372)

Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 34:
Einen Erdaufgang auf dem Mond nahm die japanische Sonde Kaguya auf. Die Sonde befand sich über dem Nordpol des Mondes, auf der Erde ist Asien sichtbar. Kaguya war mit zwei speziellen Fernsehkameras ausgerüstet, die für die allgemeine Öffentlichkeit faszinierende HD-Videos aufnahmen.

Abb. S. 35:
Der Mond ist bislang der einzige außerirdische Himmelskörper, der von Menschen betreten wurde. Hier ist ein Stiefelabdruck eines der Astronauten der ersten Mondlandung von Apollo 11 zu sehen.

Abb. S. 36:
Die US-Raumsonde Magellan erkundete in den 1990er Jahren die Oberfläche der Venus mit Radar und lieferte unter anderem diese Ansicht von Vulkanen und ihren Lavaströmen. Das vertikale Relief wurde zur Verdeutlichung der Landschaftsformen mehrfach überhöht dargestellt.

Abb. S. 37:
Asteroid Itokawa, Mond, Venus, Mars, Titan, Erde - Die Oberflächen von sechs Objekten im Sonnensystem zeigen sehr verschiedene Eigenschaften. Der beiden atmosphärelosen Himmelskörper Itokawa und Mond sind von Geröll aus der Frühzeit ihrer Entstehung bedeckt, während die Oberflächen von Venus und Mars durch vulkanische Aktivität und ihre Atmosphären geprägt wurden. Die Gesteinsbrocken auf dem Saturnmond Titan bestehen aus Wassereis, während die Oberfläche der Erde zu rund 70 Prozent von flüssigem Wasser bedeckt ist.

Abb. S. 38 Mitte:
Eine typische Landschaft auf dem Mars sind große Täler, die durch Dehnungsbewegungen in der Marskruste entstanden sind. Dabei brachen Teile der überdehnten und spröden Kruste ein und sackten nach unten ab.

Abb. S. 38 unten:
Der Vulkan Olympus Mons auf dem Mars ist der höchste Berg im Planetensystem und erhebt sich rund 24 Kilometer über seine Umgebung. Sein Basisdurchmesser erreicht 600 Kilometer.

Abb. S. 39:
Die geologischen Alter der Oberflächen der erdähnlichen Planeten zeigen beträchtliche Unterschiede, die stark von der Masse und Größe des jeweiligen Himmelskörpers abhängen. Mond, Merkur und Mars weisen nur bis zu zehn Prozent der Erdmasse auf, und sind in ihrem Inneren schon stark ausgekühlt, so dass es kaum noch zu vulkanischer Aktivität kommt. Die wesentlich massereicheren Planeten Venus und Erde sind dagegen auch heute noch geologisch aktiv.

Abb. S. 40:
Ähnlich wie der Erdmond ist die Merkur-Oberfläche von Einschlagkratern übersät, das Bild nahm die US-Raumsonde Messenger auf.

Abb. S. 41:
Alle terrestrischen Planeten des Sonnensystems weisen einen ähnlichen inneren Aufbau auf: Eine dünne Kruste aus Silikatgesteinen bedeckt einen mächtigen, ebenfalls silikatischen Mantel. Darunter schließt sich der Kern aus einer Legierung aus metallischem Eisen und Nickel an, der teilweise flüssig ist. Bei Merkur könnte zumindest ein Teil des Eisenkerns geschmolzen sein.