Der Krebsnebel

Der bekannteste Überrest einer Supernova ist der Crabnebel (Krabben- oder Krebsnebel), eine turbulente, leuchtende Gaswolke im Sternbild des Stiers, die uns das Teleskop enthüllt. An dieser Himmelsposition erblickten chinesische Astronomen im Jahre 1054 eine Supernova, einen "neuen Stern", der so intensiv leuchtete, dass er sich sogar vom hellen Taghimmel abhob. Bald allerdings verblasste der Stern, bis er mit bloßem Auge nicht mehr auffindbar war. Der Crabnebel nun expandiert noch immer sehr schnell, nämlich mit einer Geschwindigkeit von über 1000 km/Sek. Er gibt alle möglichen Arten von Strahlung ab, und es unterliegt kaum einem Zweifel, dass dies Materie von dem Stern ist, dessen Ausbruch im Jahre 1054 verzeichnet wurde.

Beteigeuze

Haben alle Sterne dieselbe Größe?

Nein - darin unterscheiden sie sich enorm. Die Sonne zum Beispiel ist ein recht durchschnittlicher Stern mit einem Durchmesser von 1 400 000 km. Der helle rote Stern Beteigeuze im Orion ist ein wahrer Riese und hat 400.000.000 km Durchmesser. Wenn du also Beteigeuze nehmen und dorthin stellen könntest, wo die Sonne steht, würden Merkur, Venus und die Erde sich im Inneren seiner Kugel befinden! Anders ausgedrückt, Beteigeuze ist groß genug, um etwa 30 Millionen Körper von Sonnengröße aufzunehmen. Dennoch haben wir in Beteigeuze keineswegs den gewaltigsten Stern am Himmel vor uns - der rote Riese Epsilon Aurigae B übertrifft ihn im Durchmesser um das Zehnfache. Die Dichte solcher sehr großer Sterne ist extrem niedrig.

Am anderen Ende der Skala steht eine Klasse sehr kleiner Sterne, die der sogenannten weißen Zwerge. Sie sind sehr dichte, heiße Körper und sind dadurch entstanden, dass sehr alte Sterne, die ihren Brennstoffvorrat aufgebraucht haben, zusammenstürzten. In der Größe bleiben viele weiße Zwergsterne hinter der Erde zurück. Ihre Materie ist unglaublich stark verdichtet, wie beispielsweise bei Kuipers Stern, einem sehr dichten weißen Zwerg. Noch kleiner sind die Neutronensterne (Pulsare), extrem dichte Körper, aus den Überresten massenreicher Sterne. Ihr Durchmesser mag nur zehn Kilometer betragen und wäre damit ungefähr vierhundertmillionen mal kleiner als der von Epsilon Aurigae B.

Der Mars

Der Mars ist ein Nachbarplanet der Erde. Er ist weiter von der Sonne entfernt als die Erde. Er ist eineinhalb mal so weit weg. Deswegen ist es dort auch kälter als auf der Erde. Der Mars ist nur halb so groß wie die Erde. Auf dem Mars gibt es eine Atmosphäre. Sie ist aber dünner als auf der Erde. Auf dem Mars gibt es hohe Berge und tiefe Täler. Es gibt auch viele Krater. Es gibt Wasser. Das ist aber gefroren. Es ist deswegen sehr staubig auf dem Mars.

Der Mars wird auch der "rote Planet" genannt. Das kommt von seiner rötlichen Farbe. Aber wo kommt die her? Der Mars ist rot, weil er rostet! Er besteht aus sehr viel Eisen. Und das rostet. Das ist die rote Farbe, die wir sehen. Wo der Rost genau herkommt, wissen wir noch nicht. Viele Forscher vermuten, dass es früher auf dem Mars flüssiges Wasser gab. Es gibt aber auch andere Erklärungen.

Der Uranus

Uranus - 1781 wurde der in magischem grünlichen Licht schimmernde Planet von dem Astronomen William Herschel entdeckt. Herschel, ein Musiker aus Hannover, hatte sich in England niedergelassen und ein starkes Interesse an der Astronomie entwickelt. Er arbeitete mit Fernrohren, die er sich selbst baute. Hauptsächlich befasste er sich mit der systematischen Durchforschung des Fixsternhimmels; Uranus fand er ganz zufällig. Durch sein Teleskop sah Herschel ihn als einen Stern, der seine Position von Nacht zu Nacht änderte. Es war der erste Planet, der mit Hilfe eines Fernrohrs entdeckt wurde.

Uranus ist ein riesiger Planet. Mit seinem Durchmesser von annähernd 50.000 km übertrifft er den der Erde um das Vierfache. Wie Jupiter ein gasförmiger Körper, hat er keine feste Oberfläche; sehen können wir nur die obere Schicht seiner wolkigen Atmosphäre. Uranus rotiert in 10 Stunden und 50 Minuten um seine Achse. Er ist sehr weit von der Sonne entfernt - die mittlere Distanz beträgt 19,2 AE = 2800 Millionen km - und braucht daher 84 Jahre für einen Sonnenumlauf. Seltsam ist an diesem Riesenplaneten, dass seine Achse eine Neigung von 98° hat, so dass sein Pol fast parallel zu seiner Bahn liegt. Folglich weißt er uns auf der Erde im Laufe seiner langen Reise um die Sonne nacheinander den Nordpol, den Äquator, den Südpol und wieder den Äquator zu.nus ist ein riesiger Planet. Mit seinem Durchmesser von annähernd 50.000 km übertrifft er den der Erde um das Vierfache. Wie Jupiter ein gasförmiger Körper, hat er keine feste Oberfläche; sehen können wir nur die obere Schicht seiner wolkigen Atmosphäre. Uranus rotiert in 10 Stunden und 50 Minuten um seine Achse. Er ist sehr weit von der Sonne entfernt - die mittlere Distanz beträgt 19,2 AE = 2800 Millionen km - und braucht daher 84 Jahre für einen Sonnenumlauf. Seltsam ist an diesem Riesenplaneten, dass seine Achse eine Uranus ist ein riesiger Planet. Mit seinem Durchmesser von annähernd 50.000 km übertrifft er den der Erde um das Vierfache. Wie Jupiter ein gasförmiger Körper, hat er keine feste Oberfläche; sehen können wir nur die obere Schicht seiner wolkigen Atmosphäre. Uranus rotiert in 10 Stunden und 50 Minuten um seine Achse. Er ist sehr weit von der Sonne entfernt - die mittlere Distanz beträgt 19,2 AE = 2800 Millionen km - und braucht daher 84 Jahre für einen Sonnenumlauf. Seltsam ist an diesem Riesenplaneten, dass seine Achse eine Neigung von 98° hat, so dass sein Pol fast parallel zu seiner Bahn liegt. Folglich weißt er uns auf der Erde im Laufe seiner langen Reise um die Sonne nacheinander den Nordpol, den Äquator, den Südpol und wieder den Äquator zu.uator, den Südpol und wieder den Äquator zu.

Der Mond

Regolith

Der Mond besitzt keine nennenswerte Atmosphäre. Deshalb schlagen ständig Meteoriten jeder Größe ohne vorherige Abbremsung auf der Oberfläche ein und pulverisieren die Gesteine. Der durch diesen Prozess entstehende Regolith bedeckt bis auf die jungen Krater die gesamte Oberfläche mit einer mehrere Meter dicken Schicht, die die Detailstruktur des Untergrundes verbirgt. Diese Deckschicht erschwert die Untersuchung der Entstehungsgeschichte des Monds erheblich.

Orange Soil – auffällig orange vulkanische Glaspartikel, geborgen von Apollo 17.

Der Regolith entsteht hauptsächlich aus dem normalen Material der Oberfläche. Er enthält aber auch Beimengungen, die durch Einschläge an den Fundort transportiert wurden. Obwohl er gemeinhin als Mondstaub bezeichnet wird, entspricht der Regolith eher einer Sandschicht. Die Korngröße reicht von Staubkorngröße direkt an der Oberfläche über Sandkörner wenig tiefer bis hin zu Steinen und Felsen, die erst später hinzukamen, und noch nicht vollständig zermahlen sind. Ein weiterer wichtiger Bestandteil sind kleine glasige Erstarrungsprodukte von Einschlägen. An manchen Stellen besteht der Regolith fast zur Hälfte aus diesen Agglutinaten, das heißt Glaskügelchen, die wesentliche Bestandteile des normalen mineralischen Regoliths enthalten. Sie entstehen, wenn die geschmolzenen Impaktprodukte erst nach dem Auftreffen auf die Regolithschicht erstarren.

Im Mondmeteoriten Dhofar 280, der im Jahr 2001 im Oman gefunden wurde, wurden neue Eisen-Silizium-Mineralphasen identifiziert. Eine dieser Mineralphasen (Fe₂Si), die damit erstmals in der Natur eindeutig nachgewiesen wurde, ist nach dem Forscher Bruce Hapke als Hapkeit benannt worden. Bruce Hapke hatte in den 1970ern die Entstehung derartiger Eisen-Verbindungen durch Weltraum-Erosion (engl. Space Weathering) vorhergesagt. Weltraum-Erosion verändert auch die Reflexionseigenschaften des Materials und beeinflusst so die Albedo der Mondoberfläche.

Der Mond hat kein nennenswertes Magnetfeld, das heißt die Teilchen des Sonnenwindes – vor allem Wasserstoff, Helium, Neon, Kohlenstoff und Stickstoff – treffen nahezu ungehindert auf der Mondoberfläche auf und werden im Regolith implantiert. Dies ist ähnlich zu der Ionenimplantation, die bei der Herstellung von integrierten Schaltungen angewandt wird. Auf diese Weise bildet der Mondregolith ein Archiv des Sonnenwindes, vergleichbar dem Eis in Grönland für das irdische Klima. Dazu kommt, dass kosmische Strahlung etwa einen Meter tief in die Mondoberfläche eindringt und dort durch Kernreaktionen (hauptsächlich Spallationsreaktionen) instabile Isotope bildet. Diese Isotope verwandeln sich mit unterschiedlicher Halbwertzeit unter anderem durch Alphazerfall in stabile Isotope. Da pro Alphazerfall je ein Heliumkern entsteht, enthalten Gesteine des Mondregoliths bedeutend mehr Helium als irdische Oberflächen-Gesteine.

Da der Mondregolith durch Meteoriteneinschläge umgewälzt wird, haben die einzelnen Bestandteile meist eine komplexe Bestrahlungsgeschichte hinter sich. Man kann jedoch durch radiometrische Datierungsmethoden für Mondproben herausfinden, wann sie nahe der Oberfläche waren. Damit lassen sich Erkenntnisse über die kosmische Strahlung und den Sonnenwind zu diesen Zeitpunkten gewinnen.

Maria

Mare Imbrium mit dem großen Kopernikuskrater am oberen Bildrand (Apollo 17, NASA)

Die erdzugewandte Seite des Mondes wird von den meisten und größten der dunklen Tiefebenen geprägt, die insgesamt 16,9 Prozent der Mondoberfläche einnehmen. Auf der Vorderseite nehmen sie 31,2 Prozent ein, auf der Rückseite nur 2,6 Prozent. Die auffällige Gruppierung auf der erdnahen Seite liegt größtenteils in der Nordhälfte und bildet das volkstümlich so genannte „Mondgesicht“. In der Frühzeit der Mondforschung hielt man die dunklen Flächen für Meere; sie werden deshalb nach Giovanni Riccioli als Maria (Singular: Mare) bezeichnet.

Die Maria sind erstarrte Lavadecken im Innern von kreisförmigen Becken und unregelmäßigen Einsenkungen. Die Depressionen sind vermutlich durch große Einschläge in der Frühphase des Mondes entstanden. Da in diesem Entwicklungsstadium der Mondmantel noch flüssig war, wurden ihre Böden anschließend von aufsteigendem Magma geflutet. Die geringere Krustendicke der erdzugewandten Mondseite hat die Magmaaustritte gegenüber denen auf der Rückseite stark begünstigt. Die dunklen Maregesteine werden unverbindlich auch als Lunabas bezeichnet.

Das Alter der dunklen Basalte beträgt 3,1 bis 3,8 Milliarden Jahre. Die Ebenen weisen nur wenige Krater auf und mit Ausnahme von diesen zeigen sie nur sehr geringe Höhenunterschiede von maximal 100 Metern. Zu diesen Erhebungen gehören die Dorsa; die sich flache aufwölbenden Rücken erstrecken sich über mehrere Dutzend Kilometer. Die Maria sind von einer 2 bis 8 Meter dicken Regolithschicht bedeckt, die reich an Eisen und Magnesium ist. (Siehe auch: Liste der Maria des Erdmondes)

Terrae

Die Hochländer wurden früher als Kontinente angesehen und werden deshalb als Terrae bezeichnet. Sie weisen deutlich mehr Krater als die Maria auf und werden von einer bis zu 15 Meter dicken Regolithschicht bedeckt, die reich an hellem aluminiumreichen Anorthosit ist. Sie sind selenologisch älter als die Maria, die untersuchten Gesteine wurden auf 3,8 bis etwa 4,5 Milliarden Jahre datiert und sind vermutlich die Reste der ursprünglichen Mondkruste. Aus der Samarium-Neodym-Isotopensystematik von mehreren Mondanorthositen konnte ein Kristallisationsalter von 4,456 ± 0,04 Milliarden Jahren für diese Gesteine bestimmt werden, was als Bildungsalter der ersten Kruste und als Beginn der Kristallisation des ursprünglichen Magmaozeans interpretiert wird. Die gegenüber dem Lunabas helleren Hochlandgesteine werden unverbindlich Lunarit genannt.

Die Hochländer sind von sogenannten Tälern (Vallis) durchzogen. Dabei handelt es sich um bis zu einige hundert Kilometer lange, schmale Einsenkungen innerhalb der Hochländer. Ihre Breite beträgt oft wenige Kilometer, ihre Tiefe einige hundert Meter. Die Mondtäler sind in den meisten Fällen nach in der Nähe gelegenen Kratern benannt. (Siehe auch: Liste der Täler des Erdmondes)

In den Hochländern gibt es mehrere Gebirge, die Höhen von etwa 10 Kilometern erreichen. Sie sind möglicherweise dadurch entstanden, dass der Mond infolge der Abkühlung geschrumpft ist und sich dadurch Faltengebirge aufwölbten. Nach einer anderen Erklärung könnte es sich um die Überreste von Kraterwällen handeln. Sie sind nach irdischen Gebirgen benannt worden, zum Beispiel Alpen, Apenninen, Kaukasus und Karpaten. (Siehe auch: Liste der Berge und Gebirge des Erdmondes)

Krater

Krater Theophilus (Apollo 16, NASA)

Hadley-Rille (Apollo 15, NASA)

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. (Siehe auch: Liste der Krater des Erdmondes)

Vulkanische Krater dürften sehr selten sein, doch werden vereinzelte Austritte von Gas registriert.

Rillen

Auf der Mondoberfläche gibt es auch Rillenstrukturen (Rima), über deren Ursprung vor dem Apollo-Programm lange spekuliert wurde. Man unterscheidet

gerade Rillen,
bogenförmige Rillen und
mäanderförmige Rillen.

Seit den Untersuchungen der Hadley-Rille durch Apollo 15 geht man davon aus, dass es sich bei den mäanderförmigen Rillen um Lavakanäle handelt, die zum Teil „überdacht“ waren. Die Decken sind jedoch im Laufe der Mondentwicklung eingestürzt und zu Regolith zermahlen worden. Die Entstehungsgeschichte der anderen Rillenformen ist deutlich unsicherer, sie könnten aber als Risse in der erkaltenden Lava entstanden sein.

Neben den als Rima bezeichneten Strukturen bestehen noch schmale, vertiefte Strukturen, die eine Länge bis über 400 km erreichen. Sie ähneln den langgestreckten Rillen (Rimae) und werden als Furchen oder Risse (Rupes) bezeichnet. Diese Furchen gelten als Beweis für das Wirken von Spannungskräften innerhalb der Mondkruste. (Siehe auch: Liste der Rillenstrukturen des Erdmondes)

Erdabgewandte Seite

Rückseite des Mondes. Links oben Mare Moscoviense.

Über die Rückseite des Mondes war vor den ersten Raumfahrtmissionen nichts bekannt, da sie von der Erde nicht sichtbar ist, erst Lunik 3 lieferte die ersten Bilder. Sie unterscheidet sich in mehreren Aspekten von der Vorderseite. Sie besteht fast nur aus Hochländern, hat aber deutlich mehr Krater, unter anderen das große Südpol-Aitken-Becken, ein 13 km tiefer Krater mit 2240 km Durchmesser. Untersuchungen der Clementine-Mission und des Lunar Prospector legen die Vermutung nahe, dass hier ein sehr großer Einschlagkörper die Mondkruste durchstoßen und möglicherweise Mantelgesteine freigelegt hat. Die Mondkruste ist an der Mondrückseite mit 150 km gegenüber 70 km an der Vorderseite auch etwa doppelt so dick.

Der oft verwendete Ausdruck „Dunkle Seite des Mondes“ (Dark Side of the Moon) für die Rückseite des Mondes ist im eigentlichen Wortsinn falsch, da Vor- und Rückseite im Laufe der Mondrotation (siderischer Monat) abwechselnd von der Sonne beschienen werden. Die Rückseite ist bei Neumond vollständig ausgeleuchtet.

Wasser

Der Mond ist ein extrem trockener Körper. In den Apollo-Proben kommt Wasser, im Gegensatz beispielsweise zu einigen chondritischen Meteoriten, nicht einmal in Form hydratisierter Minerale vor. Man schätzt, dass die gesamte Wassermenge des Mondes nur etwa der Wassermenge des Zürichsees entspricht. Umso erstaunlicher ist es, dass das Nachbarobjekt, die Erde, der wasserreichste Körper des inneren Sonnensystems ist.

Die Lunar-Prospector-Sonde hat Hinweise auf Wassereis in den Kratern der Polarregionen des Mondes gefunden; dieses Wasser könnte aus Kometenabstürzen stammen. Da die polaren Krater aufgrund der geringen Neigung der Mondachse gegen die Ekliptik niemals direkt von der Sonne bestrahlt werden, könnte es sein, dass dort noch im Regolith gebundenes Wassereis vorhanden ist. Der Versuch, durch den gezielten Absturz des Prospectors in einen dieser Polarkrater einen eindeutigen Nachweis zu erhalten, ist allerdings fehlgeschlagen. Es gibt bis heute keinen zweifelsfreien Nachweis.

Atmosphäre

Spuren einer Atmosphäre^[1]
Druck	3 · 10⁻¹⁰ Pa
Helium	25 %
Neon	25 %
Wasserstoff	23 %
Argon	20 %
CH₄, NH₃, CO₂	Spuren

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 ⁴⁰Argon, das durch Zerfall von ⁴⁰Kalium im Mondinneren entsteht, von Bedeutung ist. Interessanterweise wird ein Teil dieses ⁴⁰Argon aber durch das im Sonnenwind mittransportierte Magnetfeld wieder auf die Mondoberfläche zurückgetrieben und in die oberste Staubpartikelschicht übernommen. Da ⁴⁰Kalium früher häufiger war und damit mehr ⁴⁰Argon ausgaste, kann durch Messung des ⁴⁰Argon/³⁶Argon-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.

Oberflächentemperatur

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. 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 erhöhte Radioaktivität.

Masse

Die Bestimmung der Mondmasse kann über das Newton'sche Gravitationsgesetz erfolgen, indem die Bahn eines Körpers im Schwerefeld des Mondes untersucht wird. Eine recht gute Näherung für die Mondmasse erhält man bereits, wenn man das Erde-Mond-System als reines Zweikörperproblem betrachtet.

Erde und Mond stellen in erster Näherung ein Zweikörpersystem dar, wobei beide Partner ihren gemeinsamen Schwerpunkt $S$ umkreisen. Beim Zweikörpersystem aus Erde und Sonne fällt dieser Schwerpunkt praktisch mit dem Sonnenmittelpunkt zusammen, da die Sonne sehr viel massereicher als die Erde ist. Bei Erde und Mond ist der Massenunterschied jedoch nicht so groß, daher liegt der Erde-Mond-Schwerpunkt nicht im Zentrum der Erde, sondern deutlich davon entfernt (aber immer noch unter der Oberfläche). Bezeichnet man nun mit $r 1$ den Abstand des Erdmittelpunktes zum Schwerpunkt $S$ und $r 2$ den Abstand des Mondmittelpunktes von demselben, so folgt aus der Definition des Schwerpunktes:

$\frac{r_1}{r_2}= \frac{m}{M}$ ,

dass das Massenverhältnis von Erde M zu Mond m gerade dem Verhältnis von $r 1$ zu $r 2$ entspricht. Somit geht es nur darum, wie groß $r 1$ und $r 2$ sind – also wo sich der Schwerpunkt des Systems befindet.

Ohne den Mond und dessen Schwerkraft würde die Erde eine elliptische Bahn um die Sonne durchlaufen. Tatsächlich bewegt sich allerdings der Schwerpunkt des Systems Erde, Mond auf einer elliptischen Bahn. Die Rotation um den gemeinsamen Schwerpunkt erzeugt so eine leichte Welligkeit in der Erdbahn, welche eine kleine Verschiebung der von der Erde aus gesehenen Position der Sonne verursacht. Aus von Astronomen gemessenen Daten dieser Verschiebung wurde $r 1$ zu etwa 4670 km berechnet, also etwa 1.700 km unter der Erdoberfläche (der Radius der Erde beträgt 6378 km). Da der Mond keine genaue Kreisbahn um die Erde beschreibt, berechnet man $r 2$ über die mittlere große Halbachse abzüglich $r 1$ . Es gilt also $r 2$ = 384.400 km − 4.670 km = 379.730 km.

Damit ergibt sich für das Massenverhältnis

$\frac{r_1}{r_2}\approx\frac{1}{81{,}3}$ ,

womit der Mond etwa 81 Mal leichter als die Erde ist. Durch Einsetzen der Erdmasse M ≈ 5,97 · 10²⁴ kg ergibt sich die Masse des Mondes zu

$m\approx\frac{M}{81{,}3} \approx 7{,}34 \cdot 10^{22} \text{ kg}$ .

Genauere Messungen ergeben einen Wert von m ≈ 7,349 · 10²² kg.

Der Saturn

Saturn - der Planet, der mit einem Ring geschmückt ist, legt seine Reise um die Sonne in dreißig Jahren zurück. Er steht dem Jupiter nur wenig an Größe nach und dreht sich ebenfalls sehr schnell um seine Achse. Ein Saturntag dauert zehneinhalb Stunden. Wie bei Jupiter finden wir eine giftige Atmosphäre aus Methan und Ammoniak und die Temperaturen sind noch mehr abgesunken, da Saturn noch viel weiter von der Sonne entfernt. schnell um seine Achse. Ein Saturntag dauert zehneinhalb Stunden. Wie bei Jupiter finden wir eine giftige Atmosphäre aus Methan und Ammoniak und die Temperaturen sind noch mehr abgesunken, da Saturn noch viel weiter von der Sonne entfernt ist (9,6 AE).

Der größte seiner dreißig Monde heißt Titan. Er wird von einer giftigen Atmosphäre umgeben. Von Titan aus können Raumfahrer die Ringe des Saturns gut mit freiem Auge erkennen, während sie von der Erde aus nur mit Teleskopen beobachtet werden können. Die Ringnatur des Planeten war daher im Altertum nicht bekannt. Erst Christian Huyghens erkannte erstmals diesen Freischwebenden Ring, der eigentlich aus Tausende von Einzelringen zusammengesetzt ist. Woraus besteht eigentlich der Saturnring?

Fest können die Ringe um den Saturn nicht sein. Wären sie es, so würde sie die Anziehungskraft des Saturns Auseinanderreißen, da sie an der Innenseite des Ringes viel stärker wäre als am Außenrand. Dass sie tatsächlich nicht fest sind, erkennt der Astronom ohne weiteres am Spektrum des von den Ringen reflektierten Sonnenlichts. Die Analyse zeigt, dass jeder Teil des Ringes sich mit einer anderen Geschwindigkeit bewegt, die inneren Ringpartikel rotieren viel schneller als die äußeren. So ist es auch zu erwarten, wenn die Ringe aus Millionen und Abermillionen winziger Teilchen bestehen, deren jedes den Saturn wie ein winziger Mond umkreist.

Aus Beobachtungen des Ringespektrums haben Astonomen abgeleitet, dass die Ringe zumeist aus verschiedenartigem Eis bestehen. 1973 wurde das riesige Goldstone-Radioteleskop hinzugezogen, um die Ringe mit Radarmessungen zu untersuchen. Wie sich ergab, enthalten die Ringe viele große Gesteinsfragmente (die allerdings mit Eis bedeckt sein könnten). Man weiß nicht, woher die Ringe stammen, doch handelt es sich möglicherweise um die Bruchstücke eines einstigen Mondes, der dem Saturn zu nahe kam und von Gravitationskräften zerrissen wurde.

Das Schwarze loch

Als Schwarzes Loch bezeichnet man ein astronomisches Objekt, dessen Gravitation so hoch ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit für dieses Objekt ab einer gewissen Grenze, dem Ereignishorizont, höher liegt als die Lichtgeschwindigkeit. Der Ausdruck „Schwarzes Loch“ wurde 1967 von John Archibald Wheeler geprägt und verweist auf den Umstand, dass auch elektromagnetische Wellen, wie etwa sichtbares Licht, den Ereignishorizont nicht verlassen können und es einem menschlichen Auge daher vollkommen schwarz erscheint.