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Kosmologie/Monde: Die treuen Begleiter der Planeten

Aus AnthroWiki

Monde: Die treuen Begleiter der Planeten

Unser Sonnensystem beherbergt nicht nur die acht bekannten Planeten und eine Reihe von Zwergplaneten und Kleinplaneten, sondern auch eine Fülle von Monden, die diese begleiten. Außer den beiden innersten Planeten Merkur und Venus haben alle Planeten einen oder mehrere Begleiter. Der Saturn verfügt nach heutigem Wissensstand (Juni 2023) über nicht weniger als 146 kleinere und größere Monde[1] und Jupiter immerhin über 95.[2] Selbst der Zwergplanet Pluto wird von 5 Trabanten umkreist.[2] Darüber hinaus verfügen alle vier Gasplaneten unseres Sonnensystems über mehr oder weniger stark ausgeprägte Ringsysteme, von denen die Ringe des Saturn am bekanntesten und schon mit kleinen Amateurteleskopen gut zu beobachten sind. Planeten-Mond-Systeme, bei denen die beiden Himmelskörper nach Größe und Masse vergleichbar sind, werden gelegentlich auch als Doppelplanetensysteme bezeichnet, für die es jedoch keine allgemein akzeptierte Definition gibt und die Klassifizierung je nach wissenschaftlicher Gemeinschaft variieren kann. Ursprünglich wurde dieses Bezeichnung aufgrund der ungewöhnlichen Größe useres Mondes für das Erde-Mond-System verwendet. Ein prominentes Beispiel für ein Doppelplanetensystem ist das System Pluto-Charon. Beide Himmelskörper haben eine vergleichbare Größe, und ihr gemeinsamer Schwerpunkt liegt - anders als beim Erde-Mond-System - außerhalb des Körpers von Pluto. Da Pluto nach der Definition der International Astronomical Union (IAU) Pluto ein Zwergplanet ist, werden Pluto und Charon daher (inoffiziell) auch als als "Doppelzwergplaneten" bezeichnet.

Doch beginnen wir nun mit unserem eigenen und einzigen natürlichen Satelliten, dem Mond, der uns nicht nur am nächsten steht, sondern auch von allen Monden unseres Sonnensystems am gründlichsten erforscht ist.

Unser Mond

Unser Mond von der Erde aus gesehen.

Der Erdmond ist der fünftgrößte Mond im Sonnensystem. Seine im reflektierten Sonnenlicht hell silbergräulich erglänzende Oberfläche ist von unzähligen Kratern, Mare (von lat. mare „Meer“) und Bergen markant geprägt. Die Krater sind durch Meteoriteneinschläge entstanden und aufgrund der seit langen Zeiten nur mehr sehr geringeren geologische Aktivität bis heute erhalten geblieben sind. Große Krater haben einen Durchmesser von mehr als 20 km. Wichtige Forschungsmissionen wie die zwischen 1961 und 1972 betrieben Apollo-Missionen der NASA und die von 2009 - 2016 durchgeführte Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO)-Mission haben dazu beigetragen, unser Wissen über Mondkrater zu erweitern. Die erste bemannte Mondlandung erfolgte durch die Apollo-11-Mission am 20. Juli 1969. Nach fünf weiteren erfolgreichen Landungen wurde das Apollo-Programm schließlich mit Apollo 17 aufgrund der enormen Kosten eingestellt.

Durch die Sammlung von Gesteinsproben, die Kartierung der Mondoberfläche und hochauflösende Bilder konnten Wissenschaftler detaillierte Untersuchungen zu den Eigenschaften und der Verteilung von Mondkratern durchführen. Die Analysen beruhen auf dem von den Apollo-Missionen und den unbemannten sowjetischen Luna-Sonden gesammelten Mondgestein, aber auch auf Material, das durch Einschläge aus der Oberfläche des Mondes herausgeschleudert wurde und in Form von Meteoriten auf die Erde fiel. Zukünftige Mond-Missionen, wie das 2019 initiierten Artemis-Programm der NASA, das ab 2026–2028 wieder bemannte Mondlandungen ermöglichen soll, und auch andere internationale Mondmissionen, sind weitere Erkenntnisse über die Entstehung und Klassifizierung von Mondkratern und Mondgesteinen zu erwarten. Mondkrater können verschiedene Formen haben, von einfachen runden Schüsseln bis hin zu komplexeren Strukturen mit zentralen Bergen oder ringförmigen Gebirgszügen. Die Form eines Kraters hängt von verschiedenen Faktoren ab, einschließlich des Winkels des Einschlags, der Geschwindigkeit des Meteoroiden und der Beschaffenheit des Mondgesteins. Die Tiefe von Mondkratern variiert ebenfalls stark. Kleinere Krater können nur wenige Meter tief sein, während größere Becken eine Tiefe von mehreren Kilometern erreichen können. Die genaue Tiefe eines Kraters kann durch Messungen der Schattenwürfe und die Analyse von Oberflächenstrukturen bestimmt werden. Die geologische Altersbestimmung von Mondkratern erfolgt durch verschiedene Methoden, wie zum Beispiel die Anzahl der Überlagerungen von Kratern, sowie Gesteinsdatierungen und die Analyse der geologischen Schichten.

Obwohl es in der Vergangenheit vulkanische Aktivitäten aud dem Mond gab, sind diese heute weitgehend erloschen. Die Mondgesteine weisen im Vergleich zu den Gesteinen der Erde eine geringere Vielfalt auf. Die meisten Mondgesteine bestehen aus Basalt, das bei vulkanischen Aktivitäten entstanden ist. Die Mare sind mit diesem dunklem Basalt gefüllt, was ihnen ihr charakteristisches Erscheinungsbild verleiht. Diese Ebenen wurden durch die vulkanische Aktivitäten vor Milliarden von Jahren gebildet. Während die Erdkruste, die aus verschiedenen tektonischen Platten besteht, die sich gegeneinander bewegen, durch die Plattentektonik geprägt ist, gibt es auf dem Mond keine Plattentektonik.[3] Im Vergleich zur Erde hat der Mond auch keine nennenswerte Atmosphäre. Während die Erdatmosphäre vielfältige Prozesse beeinflusst, wie Erosion, Wetter- und Klimaveränderungen sowie das Vorhandensein von flüssigem Wasser, ist die Oberfläche des Mondes stark von den Auswirkungen des Weltraums und des Sonnenwinds geprägt. Das Fehlen einer Atmosphäre auf dem Mond bedeutet, dass keine Erosion durch Wind oder fließendes Wasser stattfindet und der Mond uns nur ein vergleichsweise starres, totes Antlitz bietet.

Der Mond hat einen Durchmesser von etwa 3.474 Kilometern und eine Masse von rund 7,346 · 1022 kg, was ungefähr 1/81 der Erdmasse (5,974 · 1024 kg) entspricht, und umrundet die Erde in einem mittleren Abstand von nur rund 384.400 Kilometern. Er bewegt sich damit genauer betrachtet immer noch in den verdünntesten Ausläufern der Erdatmosphäre, die nach neueren Messungen mit hochempfindlichen Messinstrumenten etwa 630.000 km weit ins Weltall hinausreicht, was immerhin rund 50 Erddurchmessern oder nahezu der doppelten Entfernung des Mondes entspricht. Die Erdatmosphäre besteht dort nur mehr aus feinsten Spuren von Wasserstoff, der das UV-Licht streut und einen typischen spektralen Fingerabdruck hinterlässt, der auch als Geokorono bezeichnet wird[4][5]. Genau genommen kann man von einer definitiven Grenze der Erdatmosphäre nicht sprechen, da die Gasdichte nach außen hin kontinuierlich abnimmt und gleitend in das Hochvakuum des interplanetaren Raums übergeht.

Das Erde-Mond-System

Das Erde-Mond-System:Erde und Mond kreisen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt – nicht maßstabsgetreue Illustration
Die Schlangenlinien der Erde
schwarz: Elliptische Keplerbahn des Schwerpunkts des Erde-Mond-Systems
Schlangenlinien der Erdbahn:
rot: größte Sonnennähe/„Perihel 1989“ am 1. Januar bei abnehmendem Mond.
blau: größte Sonnennähe/„Perihel 2020“ am 5. Januar bei zunehmendem Mond.
Die Abweichungen von der Ellipsenbahn sind 1000-fach vergrößert dargestellt.[6]

Gemeinsam bilden Erde und Mond das Erde-Mond-System, das sich in einer komplexen Dynamik um das gemeinsamen Schwerezentrum bewegt, das seinerseits wieder den komplexen Bewegungen folgt, die unser gesamtes Sonnensystem mit der Sonne als Gravitationszentrum durch den Kosmos führen. Nicht der Erdmittelpunkt, sondern der gemeinsame Schwerpunkt des Erde-Mond-Systems, der noch innerhalb der Erde in einer Tiefe von ca. 1700 km liegt, bewegt sich auf einer elliptischen Kepler-Bahn um die Sonne. Da der Mittelpunkt der Erde im Mittel noch etwa 4670 km tiefer liegt, schwingt er bei seiner Fahrt um die Sonne in einer schlängelnden Linie um die Ellipsenbahn. Die Erde erreicht daher ihre größte Sonnennähe in der Regel nicht genau im Perihel der Keplerbahn, sondern, abhängig von der jeweiligen Mondphase, bei abnehmendem Mond etwas früher und bei zunehmendem Mond etwas später. Bei Halbmond ist die Zeitdifferenz am größten und kann bis zu 32 Stunden betragen. Absolut gemessen erreicht die Erde bei Vollmond, wenn also die Erde genau zwischen Mond und Sonne steht, ihre größte Sonnennähe. Bei Neumond hingegen ist die größte Sonnennähe, die die Erde erreichen kann, vergleichsweise kleiner. [7]

Eine der herausragendsten Dynamiken im Erde-Mond-System sind die Gezeitenkräfte, die aufgrund der gemeinsamen Anziehungskräfte des Mondes und der Sonne entstehen. Sie lassen nicht nur die Wassermassen der Erde rhythmisch steigen und fallen und erzeugen so die Tiden, sondern wirken auch auf die Atmosphäre, den Erdmantel und die Festlandmassen und deformieren sie beständig. Sie verleihen damit den festen, flüssigen und luftförmigen Erdensphären eine durch die wechselnden kosmischen Konstellationen bedingte lebendige Beweglichkeit, die ohne unseren Mond nicht in diesem Maße vorhanden wäre.

Die Gezeitenreibung ist ein weiterer wichtiger Aspekt der Dynamik des Erde-Mond-Systems. Durch die Gezeitenreibung wird die Energie der Gezeitenbewegung in Wärme umgewandelt. Diese Reibungswärme führt zu einer Verlangsamung der Rotation der Erde und einer allmählichen Erhöhung der Umlaufbahn des Mondes. Die Gezeitenreibung hat im Laufe der Zeit zu einer Synchronisation der Umdrehungs- und Umlaufzeiten beider Körper geführt, was dazu führt, dass der Mond immer dieselbe Seite zur Erde zeigt. Dies wird als "gebundene Rotation" bezeichnet. Aufgrund dieser Gezeitenbindung gibt es auf der erdabgewandten Seite des Mondes Gebiete, die noch nie direktes Sonnenlicht gesehen haben und dauerhaft im Schatten liegen.[8]

Der Mond spielt auch eine wichtige Rolle bei der Stabilisierung der Achsneigung der Erde. Die Neigung der Erdachse zur Ekliptik bleibt dank der Schwerkraftwechselwirkungen mit dem Mond relativ konstant, was die Klima- und Jahreszeitenzyklen auf der Erde beeinflusst. Ohne den Mond wären die Schwankungen der Erdachse viel größer, was zu erheblichen Auswirkungen auf das Klima führen könnte.[9]

Die Libration ist ein Phänomen, bei dem der Mond scheinbar eine geringfügige seitliche Bewegung zeigt, wenn er um die Erde kreist. Diese scheinbare Bewegung ist das Ergebnis der elliptischen Umlaufbahn des Mondes und der Tatsache, dass er sich nicht genau in der Äquatorebene der Erde befindet. Die Libration ermöglicht es, geringfügige Einblicke in Bereiche der Mondoberfläche zu erhalten, die normalerweise von der Erde aus nicht sichtbar sind.[10]

Die langfristige Stabilität des Erde-Mond-Systems ist ein weiterer wichtiger Aspekt der Dynamik. Durch numerische Simulationen und Berechnungen konnte gezeigt werden, dass das Erde-Mond-System über Milliarden von Jahren hinweg stabil geblieben ist. Die Wechselwirkungen zwischen der Erde und dem Mond haben sich im Laufe der Zeit entwickelt, wobei die Gezeitenkräfte und die Gezeitenreibung eine entscheidende Rolle spielten. Diese Stabilität ermöglichte es, dass der Mond die Erde weiterhin begleitet und das heutige Erde-Mond-System entstehen konnte.[11]

Entstehung des Mondes

Es gibt mehrere Theorien über die Entstehung des Mondes, von denen einige noch immer diskutiert werden, während andere mittlerweile als überholt gelten.

Kollisionstheorie (Große Kollisionstheorie)

Die Kollisionstheorie, die 1975 von William K. Hartmann und Donald R. Davis 1975 entwickelt wurde[12], ist die derzeit am weitesten akzeptierte Theorie zur Entstehung des Mondes. Sie besagt, dass der Mond vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstand, als ein marsgroßer Himmelskörper namens Theia mit der jungen Erde kollidierte. Diese Kollision führte zur Ablösung von Material von der Erde, das schließlich zu einer Akkretionsscheibe um die Erde führte, aus der der Mond entstand. Diese Theorie wird durch computerbasierte Modelle und geochemische Analysen gestützt.[13]

Schwesterplanet-Theorie

Die Schwesterplanet-Theorie zur Entstehung des Erdmondes ist eine alternative Hypothese zur Entstehung des Mondes. Gemäß dieser Theorie wird angenommen, dass der Mond nicht durch eine Kollision zwischen der frühen Erde und einem anderen Körper entstanden ist, sondern dass er in derselben protoplanetaren Scheibe wie die Erde entstanden ist. Sie wurde schon von Immanuel Kant in seiner 1755 veröffentlichten Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels vertreten. Nach seiner Theorie bildeten sich die Erde und der Mond gleichzeitig aus demselben Material, das Kant als Urnebel bezeichnete. Angenommen wird nach der Schwesterplanet-Theorie, dass die beiden Himmelskörper bereits in ihren Anfangsstadien in ihrer relativen Größe und Zusammensetzung ähnlich waren, wobei die Schwerkraft die Materie ansammelte und die beiden Körper in ihren jeweiligen Bahnen um die Sonne stabilisierte. Unverständlich bleibt nach dieser Theorie, warum sich die Dichte beziehungsweise der Anteil der leichtflüchtigen Elementen sowie von Eisen bei Erde und Mond so stark voneinander unterscheiden. Auch die starke Neigung die Ebene der Mondbahn gegenüber der Ebene der Erdbahn, die immerhin rund 5 Grad beträgt, wird dadurch nicht plausibel. Ebenso findet der hohen Anteil des Bahndrehimpulses des Mondes verglichen mit dem der Erde keine befriedigende Erklärung.[14] Konkret durchgerechnet wurde dieses Modell erstmals von Carl Friedrich von Weizsäcker in seiner 1944 veröffentlichten und damals bahnbrechenden Arbeit „Über die Entstehung des Planetensystems“.[15] Weizsäcker geht in dieser Arbeit davon aus, dass sich in einer um die Sonne rotierenden, stark abgeplatteten Gashülle (der protoplanetaren Scheibe) ein Muster turbulenzbedingter Wirbel gebildet habe. Eine geeignete Kombination der Rechtsdrehung der einzelnen Wirbel mit der Linksdrehung des Gesamtsystems könne dann dazu führen, dass sich einzelne Elemente der Scheibe in Keplerschen Bahnen um die Zentralmasse (die Sonne) bewegen. Die Planeten hätten sich dann durch Zusammenlagerung kleiner Brocken kondensierter schwerer Elemente gebildet. Auf ähnliche Weise würden auch die Monde aus kleineren Gashüllen entstehen, die sich um die Planeten ausbilden.[16]

Abspaltungstheorie

Die Abspaltungstheorie besagt, dass der Mond sich von der noch heißen, zähflüssigen Erde abgespalten hat, als diese sich noch in einem schnellen Rotationszustand befand. Dadurch soll sich ein großer „Tropfen“ aus weniger dichtem Material abgespalten haben, der allmählich abkühlte und sich zu unserem Mond verfestigte. Diese Theorie wurde ursprünglich vorgeschlagen, um die Tatsache zu erklären, dass der Mond eine vergleichsweise geringe Dichte aufweist. Allerdings konnten weitere Untersuchungen zeigen, dass die Rotationsgeschwindigkeit der Erde nicht ausreicht, um diese Spaltung zu erklären. Daher wird diese Theorie heute weitgehend verworfen.[17]

Einfang-Theorie

Die Einfang-Theorie besagt, dass der Mond ursprünglich unabhängig von der Erde im Weltraum existierte und dann durch die Anziehungskraft der Erde eingefangen wurde. Diese Theorie konnte jedoch nicht ausreichend erklären, warum der Mond bei den leichtflüchtigen Elementen und beim Eisen ein Defizit gegenüber der Erde hat. Auch die ähnliche isotopischen Zusammensetzung lässt sich dadurch nicht erklären. Daher wird sie heute ebenfalls nicht mehr als wahrscheinliche Entstehungstheorie angesehen.[18]

Die Monde des Mars: Phobos und Deimos

Farbbild von Phobos, aufgenommen vom Mars Reconnaissance Orbiter am 23. März 2008.
Dieses Computermosaik wurde mit Bildern erstellt, die vom Viking Orbiter 1977 während einer seiner Annäherungen an den kleineren Marsmond Deimos aufgenommen wurden.

Die beiden Marsmonde wurden im Jahr 1877, in dem die Bedingungen zur Beobachtung des Mars besonders günstig waren, von dem amerikanischen Astronomen Asaph Hall (1829-1907) entdeckt.

Phobos

Phobos ist der größere der beiden Marsmonde. Er hat eine unregelmäßige, längliche Form mit Abmessungen von etwa 26,8 km × 22,4 km × 18,4 km und eine mittlere Dichte von 1,887 g/cm3, was wesentlich geringer als die Dichte des Mars ist, die ungefähr 3,933 g/cm3 beträgt. Die Oberfläche von Phobos besteht hauptsächlich aus regolithischem Material, das sich aus Staub, Gesteinsbrocken und Einschlagsmaterial zusammensetzt. Die genaue Zusammensetzung wird durch laufende Forschungsmissionen weiter untersucht. Aufgrund seiner geringen großen Bahnhalbachse von 9378 km umkreist Phobos den Mars in einer sehr geringen Höhe von nur etwa 6.000 Kilometern über der Oberfläche des Planeten. Diese Umlaufbahn ist so niedrig, dass Phobos in absehbarer Zeit aufgrund der Gezeitenkräfte in Richtung Mars stürzen wird. Seine Entstehungsgeschichte ist immer noch Gegenstand wissenschaftlicher Debatten. Eine gängige Theorie besagt, dass Phobos ein eingefangener Asteroid sein könnte, der von der Anziehungskraft des Mars gefangen wurde.

Deimos

Deimos ist kleiner als Phobos und hat eine längliche, unregelmäßige Form mit Abmessungen von rund 15,0 km × 12,2 km × 10,4 km eine noch kleinere mittlere Dichte von 1,471 g/cm³.[19] Deimos umkreist den Mars in einer höheren Umlaufbahn als Phobos, in einer Entfernung von etwa 23.500 Kilometern über der Oberfläche des Planeten. Die große Halbachse seiner Bahn misst etwa 23.459 km. Ähnlich wie Phobos ist auch Deimos von Kratern und Rillen zerfurcht. Auch für Deimos wird vermutet, dass er ein eingefangener Asteroid ist, der von der Anziehungskraft des Mars festgehalten wurde.

Die Ringsysteme der vier äußeren Planeten

Wie schon eingangs erwähnt, verfügen die vier äußeren großen Gasplaneten unseres Sonnensystems über ausgedehnte Ringsysteme und eine Vielzahl von Monden. Planetarische Ringe, die als Scheiben oder Ringe von Staub, Gestein und Eis um Planeten herum zirkulieren, sind eine komplexe Manifestationen der Schwerkraftwirkung und des Drehimpulses unseres Sonnensystems.

Die Entstehung von Planetenringen ist Gegenstand laufender Forschung, doch existieren dazu bereits verschiedene Theorien. Eine populäre Theorie ist, dass die Ringe aus Material bestehen, das niemals Teil eines Mondes wurde, sondern unmittelbar aus der protoplanetaren Scheibe stammt, aus der sich auch der Planet gebildet hat. Eine andere Theorie besagt, dass Ringe durch die Zerstörung eines Mondes entstehen könnten, der zu nahe an den Planeten herankam und durch Gezeitenkräfte auseinandergerissen wurde.[20] Eine weitere Theorie behauptet, dass die Ringe das Ergebnis von Kollisionen zwischen Monden oder zwischen einem Mond und einem Kometen sind.[21] In jedem dieser Szenarien erzeugen die Schwerkraft des Planeten und die durch dessen Rotation bedingte Zentrifugalkraft ein empfindliches Gleichgewicht, das dazu führt, dass das Material in einer Scheibe um den Planeten zirkuliert.

Planetenringe sind in ihrer Zusammensetzung und Struktur unterschiedlich. Das bekannteste und ausgeprägteste Ringsystem - das des Saturns - besteht hauptsächlich aus Eispartikeln mit einem kleineren Anteil von Fels- und Staubpartikeln.[22] Die Ringe des Uranus und Neptuns enthalten mehr Fels- und Staubpartikel.

Eine wichtige Eigenschaft der Ringe ist ihre strukturelle Anordnung. Die Ringe des Saturns beispielsweise sind nicht durchgehend, sondern bestehen aus zahlreichen kleineren Ringen, die durch sogenannte Ringlücken getrennt sind. Diese Lücken können durch die Schwerkraft von kleinen Monden - sogenannten "Hirtenmonden" - erzeugt werden, die innerhalb des Ringsystems zirkulieren.[23]

Eine weitere interessante Eigenschaft ist die Albedo, oder die Reflektivität der Ringe. Die Ringe des Saturns haben eine hohe Albedo, da sie hauptsächlich aus Eis bestehen, das das Sonnenlicht stark reflektiert. Die dunkleren Ringe des Uranus und Neptuns reflektieren weniger Licht, was auf ihren höheren Anteil an dunklen, felsigen Materialien hinweist.

Die Bewegung und Verteilung der Partikel in den Ringen sind ebenfalls von Interesse. Die Partikel in den Ringen bewegen sich in keplerschen Bahnen um ihren Planeten, wobei sich Partikel näher am Planeten schneller bewegen als solche weiter weg. Dies kann zu komplexen Interaktionen und Wellenmustern in den Ringen führen.[24]

Die Dicke der Ringe ist ein weiterer wichtiger Aspekt. Obwohl die Ringe von der Seite aus betrachtet sehr dünn erscheinen, haben sie tatsächlich eine gewisse Dicke. Die genaue Dicke hängt vom spezifischen Ring und seiner Entfernung zum Planeten ab, kann aber im Allgemeinen einige Meter bis einige Kilometer betragen.[25]

Das Studium der planetarischen Ringe ist ein aktives Gebiet der Weltraumforschung. Zukünftige Missionen zu den äußeren Planeten könnten unser Verständnis der Ringe weiter vertiefen und dazu beitragen, einige der ungeklärten Fragen zu beantworten, wie zum Beispiel das genaue Alter der Ringe und die Rolle, die sie bei der Entstehung und Entwicklung von Planetensystemen spielen.

Die Monde Jupiters und sein Ringsystem

Voyager-Sonde mit Scan-Plattform (oben), Parabolantenne (Mitte), Radionuklid-Batterien (darunter, hellblau) und Empfängerantennen für schwache Magnetfelder, Plasma- und Radiowellen
Die Raumsonde Galileio wird für den Start vorbereitet. Aufgenommen am 3. August 1989
Die Tochtersonde von Galileo während der Startvorbereitungen
Jupiter mit seinem berühmten Großen Roten Fleck.

Jupiter, der größte und massereichste Planet unseres Sonnensystems, wird nach aktuellem Wissensstand von 95 Monden begleitet.[2] Die Jupitermonde können nach ihrem Umlaufsinn in zwei Gruppen eingeteilt werden. Die inneren sind prograde (rechtläufige) Monde, die den Jupiter im gleichen Drehsinn wie dessen Rotation um die eigene Achse umrunden, die äußeren retrograde (rückläufige) Monde, die entgegengesetzt dazu umlaufen.

Die genaue Entstehungsgeschichte der Jupitermonde ist noch Gegenstand wissenschaftlicher Untersuchungen. Eine gängige Theorie besagt, dass die galileischen Monde während der frühen Phase des Sonnensystems durch die Akkretion von Material in der protoplanetaren Scheibe um den jungen Jupiter entstanden sind. Es wird angenommen, dass die kleineren Monde des Jupiter entweder eingefangene Asteroiden oder Überbleibsel aus Kollisionen mit anderen Himmelskörpern sind.

Die Erforschung der Jupitermonde begann mit den ersten Vorbeiflügen der Pioneer- und Voyager-Missionen in den 1970er und 1980er Jahren. Diese Missionen lieferten wertvolle Informationen über die Größe, Zusammensetzung und Oberflächeneigenschaften der Monde. Später folgten die Galileo-Mission (1989-2003) und die Juno-Raumsonde, die seit 2016 um den Jupiter kreist.

Die am 18. Oktober 1989 gestartete Galileo-Mission war bahnbrechend für die Erforschung des Jupiter und seiner Monde.[26][27] Galileo nutzte eine Reihe von Swing-by-Manövern, um ihre Flugbahn zum Jupiter zu optimieren und ihre Energieeffizienz zu maximieren. Diese Manöver wurden von einer Reihe von Experten und Navigationsingenieuren sorgfältig geplant, um die genaue Flugbahn der Sonde zu berechnen und sicherzustellen, dass sie die richtige Position für den nächsten Vorbeiflug erreicht. Dies erforderte eine präzise Navigation und Berechnung der Flugbahn unter Berücksichtigung der Gravitationskräfte und der Position der Planeten. Die Manöver basierten auf dem Prinzip der Gravitationsassistenz, bei dem die Schwerkraft eines Planeten genutzt wird, um die Flugbahn und Geschwindigkeit einer Raumsonde zu ändern. Die Swing-by-Manöver der Galileo-Mission wurden geschickt geplant, um die Raumsonde an mehreren Planeten vorbeizuführen, darunter Venus und Erde, um ihre Flugbahn zum Jupiter zu optimieren. Im Februar 1990 nutzte Galileo die Schwerkraft der Venus, um seine Flugbahn zu beeinflussen. Während des Vorbeiflugs an Venus wurde die Geschwindigkeit der Sonde durch die gravitative Anziehung der Venus erhöht, wodurch Galileo seine Flugbahn zur Sonne hin ändern und seine Geschwindigkeit im Hinblick auf den Jupiter erhöhen konnte. Im Dezember 1990 und im Dezember 1992 nutzte Galileio die Erde für weitere Swing-by-Manöver. Bei jedem Vorbeiflug an der Erde wurde die Geschwindigkeit von Galileo erneut durch die Gravitationskraft der Erde erhöht. Diese Manöver halfen, die Flugbahn der Sonde weiter zu optimieren und ihre Geschwindigkeit in Richtung Jupiter zu steigern.

Noch im Anflug auf den Jupiter konnte Galileio aus einer Entfernung von 1,6 AE Bilder von den Trümmern des aufgrund der Gezeitenkräfte innerhalb der Roche-Grenze in 21 Bruchstücke zerfallenen Kometen Shoemaker-Levy 9 übermitteln, die zwischen dem 16. Juli und dem 22. Juli 1994 in die südliche Hemisphäre Jupiters mit einer Geschwindigkeit von 60 km/s einschlugen. Dabei wurde die gewaltige Energiemenge von 50 Millionen Hiroshima-Bomben bzw. 650 Gigatonnen TNT freigesetzt.[28]

Die Galileo-Sonde war mit einer Vielzahl von Instrumenten ausgestattet, um die gesetzten wissenschaftlichen Ziele zu erreichen. Einige der wichtigsten Instrumente waren:

  • Near-Infrared Mapping Spectrometer (NIMS): Ein Spektrometer zur Untersuchung der Zusammensetzung der Atmosphäre und der Oberflächen der Monde.
  • Solid State Imaging (SSI): Eine Kamera zur Erfassung hochauflösender Bilder des Jupiters, seiner Monde und ihrer Oberflächenstrukturen.
  • Magnetometer (MAG): Ein Instrument zur Messung des Magnetfelds des Jupiters und seiner Wechselwirkung mit dem Sonnenwind.
  • Plasma Wave Spectrometer (PWS): Ein Instrument zur Untersuchung von elektromagnetischen Wellen und Partikelströmen in der Umgebung des Jupiters.

Galileio verfügte auch über eine Tochtersonde (Probe Relay Atmospheric Entry Vehicle, kurz: PRAEV), die speziell für den Eintritt in die Atmosphäre des Jupiter entwickelt wurde. Sie war mit einer Reihe von Instrumenten ausgestattet, um verschiedene Aspekte der Atmosphäre zu messen. Dazu gehörten ein Drucksensor, ein Temperatursensor und ein Massenspektrometer, um die Zusammensetzung der Atmosphäre zu analysieren. Die Daten, die von diesen Instrumenten gesammelt wurden, lieferten wertvolle Informationen über die chemischen Elemente, die in der Atmosphäre des Jupiters vorhanden sind, sowie über mögliche Spurengase und atmosphärische Phänomene. Die Tochtersonde half dabei, Einblicke in die vertikale Struktur und die dynamischen Prozesse der Jupiter-Atmosphäre zu gewinnen. Die Orbiter-Sonde empfing die Daten von der Tochtersonde und übermittelte sie zur Erde, wo sie analysiert und ausgewertet wurden. Die Galileo-Mission enthüllte komplexe Wolkenstrukturen und Stürme in der Atmosphäre des Jupiters und lieferte neue Informationen über den berühmten Großen Roten Fleck. Die Messungen des Magnetometers der Galileo-Sonde zeigten die komplexen Wechselwirkungen zwischen dem Magnetfeld des Jupiters und dem Sonnenwind.

Die Galileo-Mission lieferte auch neue Informationen über den Mond Io, der als der vulkanisch aktivste Himmelskörper im Sonnensystem gilt. Die Raumsonde entdeckte zahlreiche aktive Vulkane auf Io und beobachtete Eruptionen von vulkanischer Lava und Gasen, die die Oberfläche formen und eine dünne Atmosphäre um den Mond erzeugen. Darüber hinaus identifizierte Galileio den Ozean unter der eisigen Oberfläche von Europa und entdeckte Hinweise auf flüssiges Wasser auf Ganymed und Kallisto.

Am Ende ihrer Mission wurde die Galileo-Sonde gezielt in die Jupiteratmosphäre gelenkt, um dort zu verglühen. Man wollte damit verhindern, dass die Sonde eventuell auf den Mond Europa stürzt und dessen Oberfläche möglicherweise mit irdischen Mikroorganismen verseucht. Diese hätte die künftige Suche nach Spuren nativen Lebens auf Europa erschwert.

Die am 5. August 2011 gestartete Juno-Mission („JUpiter Near-polar Orbiter“[29]), die seit 2016 um den Jupiter kreist, konzentriert sich hauptsächlich auf die Untersuchung des Jupiter selbst, hat aber auch wertvolle Daten über die Jupitermonde geliefert. Juno hat hochauflösende Bilder von Io und Ganymed aufgenommen und deren magnetische Felder und Atmosphären analysiert.

Die Europa Clipper-Mission der NASA, die voraussichtlich 2024 starten wird, soll sich auf die Untersuchung von Europa konzentrieren und versuchen, die Existenz eines unterirdischen Ozeans und potenziell lebensfreundlicher Umgebungen zu bestätigen.

Die Mondgruppen Jupiters

Das Jupitersystem ist nicht nur für seinen gewaltigen Gasplaneten bekannt, der mit einer Masse von 1,899 · 1027 kg das 2,47-fache der Masse aller übrigen Planeten ausmacht, sondern auch für seine beeindruckende Anzahl von derzeit 95 bekannten Monden, die sich in einem Abstand von etwa 128.800 (Metis) bis 32.519.000 (Kore) Kilometern um den Jupiter bewegen. Diese Monde sind in verschiedenen Gruppen organisiert, die jeweils einzigartige Eigenschaften und Entstehungsgeschichten aufweisen. Darüber hinaus gibt es aber auch einzelne Monde, die sich keiner dieser Gruppen zuordnen lassen, wie z. B. Themisto, die in einer mittleren Entfernung von 7.284.000 km den Jupiter umrundet.

Nachfolgend werden diese Monde und Mondgruppe gereiht nach ihrer zunehmenden Entfernung von Jupiter besprochen.

Amalthea-Gruppe

Die Amalthea-Gruppe, benannt nach ihrem größten Mitglied, besteht aus vier Monden, die alle innerhalb der Umlaufbahn von Io den Jupiter umkreisen. Die Monde der Amalthea-Gruppe wurden erstmals im Jahr 1892 von dem Astronomen Edward Emerson Barnard entdeckt, der auch für die Entdeckung des nach ihm benannten schnellläufigen Pfeilsterns bekannt ist. Barnard entdeckte zunächst den Mond Amalthea und identifizierte später drei weitere Mitglieder der Gruppe. Die Monde wurden nach Figuren aus der griechischen Mythologie benannt, die mit dem Kult um Zeus (Jupiter) in Verbindung stehen.

Die Jupitermonde der Amalthea-Gruppe wurden mittels der Raumsonde Galileo, die von 1989 bis 2003 um den Jupiter kreiste, intensiv erforscht. Die Galileo-Mission lieferte wertvolle Informationen über die Größe, Form, Zusammensetzung und Umlaufbahnen dieser Monde. Die Bilder und Messungen der Galileo-Mission enthüllten die unregelmäßigen Oberflächenstrukturen, Krater und andere geologische Merkmale der Mitglieder der Amalthea-Gruppe. Durch spektrale Analysen konnte auch etwas über die Zusammensetzung dieser Monde abgeleitet werden, obwohl die genaue Zusammensetzung noch nicht vollständig geklärt ist.

Eine interessante Entdeckung im Zusammenhang mit der Amalthea-Gruppe ist die Existenz eines Ringsystems um den Jupiter. Der Hauptbeitrag zu diesem Ringsystem stammt wahrscheinlich von den Staubpartikeln, die durch Kollisionen und Ablagerungen von Material von den Monden der Amalthea-Gruppe erzeugt werden. Dieses Ringsystem, das als Amalthea-Gossamer-Ring bezeichnet wird, wurde ebenfalls von der Galileo-Mission entdeckt und untersucht. Die Erforschung der Amalthea-Gruppe hat wichtige Erkenntnisse über die Entstehung und Entwicklung von Monden im Jupiter-System geliefert. Die unregelmäßigen Formen und die geologischen Merkmale der Mitglieder der Amalthea-Gruppe deuten darauf hin, dass sie wahrscheinlich durch Kollisionen und Ablagerungen von Material entstanden sind. Darüber hinaus haben die Beobachtungen des Amalthea-Gossamer-Ringsystems dazu beigetragen, unser Verständnis der Dynamik und Wechselwirkungen zwischen den Monden und dem Ringsystem des Jupiters zu verbessern.

Die Amalthea-Gruppe: Stand Juni 2023 (Daten der Epoche 1. Januar 2000)
Name Große Halbachse a [km] Exzentrizität e Bahnneigung i [Grad] Umlaufdauer T [Tage] Durchmesser D [km] Masse M [kg] entdeckt
Metis 128.000 0,000 0,000 0,29 44 9.6e16 1979
Adrastea 129.000 0,002 0,054 0,30 16 1.9e16 1979
Amalthea 181.400 0,003 0,380 0,50 168 2.1e18 1892
Thebe 221.900 0,018 1,1 0,68 98 7.6e17 1979
Methis

Metis wurde erstmals im Jahr 1979 von dem Astronomen Stephen Synnott anhand von Bildern entdeckt, die von der Raumsonde Voyager 1 aufgenommen wurden, während sie den Jupiter passierte. Synnott identifizierte den Mond als einen bis dahin unbekannten Begleiter des Jupiters und nach der aus der griechischen Mythologie bekannten Titanin Metis , der ersten Gattin des Zeus. Metis ist mit einem geschätzten Durchmesser von etwa 44 Kilometern ein verhältnismäßig kleiner Mond. Er hat eine annähernd runde Form und umkreist den Jupiter in einer relativ engen und kreisförmigen Umlaufbahn. Aufgrund seiner geringen Größe und Entfernung zum Jupiter wurde Metis bisher nur begrenzt erforscht. Informationen über diesen Mond stammen hauptsächlich aus Beobachtungen und Analysen, die mit erdgebundenen Teleskopen und Weltraumteleskopen wie dem Hubble Space Telescope durchgeführt wurden. Seine Oberfläche weist eine hohe Albedo auf und reflektiert folglich viel Sonnenlicht. Dies deutet darauf hin, dass die Oberfläche von Metis möglicherweise mit eisigen Materialien bedeckt ist. Metis ist auch aufgrund seiner Interaktionen mit anderen Monden des Jupiter interessant. Studien haben gezeigt, dass Metis eine enge Wechselwirkung mit dem Mond Adrastea hat und periodische Bahnveränderungen aufgrund ihrer Gravitationskräfte auftreten.[30]

Adrastea

Adrastea wurde erstmals im Jahr 1979 durch die Raumsonde Voyager 2 entdeckt. Der Mond wurde nach der jungfräuliche Bergnymphe Adrasteia benannt, die nach der griechischen Mythologie eine der Beschützerinnen des jungen Zeus war. Ihr Name bedeutet "die Unausweichliche" oder "die Unerbittliche". Adrastea ist einer der innersten und mit einem Durchmesser von ungefähr 16 Kilometern auch einer der kleinsten Monde des Jupiter und zeigt keine erkennbare Kugelgestalt. Aufgrund der begrenzten Daten und Beobachtungen sind die spezifischen Oberflächenmerkmale von Adrastea nicht im Detail bekannt. Es wird vermutet, dass die Oberfläche des Mondes von Einschlagskratern und möglicherweise von Schichtungseffekten geprägt sein könnte. Als einer der innersten Monde des Jupiter liefert Adrastea wertvolle Hinweise auf die Entstehung von Monden in einem Gasriesen-System. Studien über Adrastea helfen dabei, Modelle zur Akkretion und Entstehung von Monden zu entwickeln und zu verfeinern.[31]

Amalthea

Amalthea ist der fünftgrößte Mond des Jupiter und der größte der Amalthea-Gruppe und wurde, wie schon oben beschrieben, im Jahr 1892 von Edward Emerson Barnard entdeckt. Er hat eine unregelmäßige, längliche Form, die durch seine Rotationsbewegung verursacht wird. Die Oberfläche von Amalthea weist verschiedene Merkmale auf, darunter Krater, Hügel und einige glatte Regionen. Aufgrund der Nähe des Mondes zum Jupiter ist seine Oberfläche auch von Strahlungs- und Partikeleinflüssen betroffen. Das bietet die Möglichkeit, die Wechselwirkungen zwischen dem Mond und dem magnetischen und strahlungsreichen Umfeld des Jupiter besser zu verstehen. Amalthea hat eine auffällige rotbraune Färbung aufgrund der Absorption des Sonnenlichts durch eisenhaltige Materialien auf seiner Oberfläche. Es wird vermutet, dass er aus einem porösen Material besteht. Obwohl Amalthea im Vergleich zu einigen anderen Jupitermonden relativ klein ist, deuten Untersuchungen darauf hin, dass der Mond geologisch aktiv sein könnte. Die Beobachtung von Hügeln und glatten Regionen auf seiner Oberfläche legt nahe, dass es in der Vergangenheit möglicherweise geologische Prozesse wie Bruchtektonik oder Einschlagereignisse gegeben hat. Eine weitere wichtige Bedeutung der Erforschung von Amalthea besteht darin, mögliche Zusammenhänge mit dem Ringsystem des Jupiters zu untersuchen. Amalthea befindet sich in der Nähe des Gossamer-Rings des Jupiter, einem diffusen Ringsystem, das hauptsächlich aus Staubpartikeln besteht. Die Untersuchung von Amalthea kann dabei helfen, die Herkunft und die Dynamik des Ringsystems besser zu verstehen.[32]

Thebe

Thebe wurde im Jahr 1979 von dem Astronomen Stephen P. Synnott anhand von Aufnahmen der Raumsonde Voyager 1 entdeckt. Er ist mit einem Durchmesser von etwa 98 km der zweitgrößte Mond der Amalthea-Gruppe. Er hat ebenfalls eine unregelmäßige Form und seine Oberfläche weist zahlreiche Krater und Rillen auf. Durch die Analyse von Bildern und Daten, die während der Vorbeiflüge der Raumsonden Voyager 1 und Galileo gesammelt wurden, konnten einige grundlegende Erkenntnisse über die Oberfläche von Thebe gewonnen werden. Es wird angenommen, dass Thebe von Einschlagkratern, Rillen und möglicherweise von glatten Bereichen geprägt ist. Die genaue Natur und Zusammensetzung der Oberfläche sowie mögliche geologische Aktivitäten sind jedoch noch Gegenstand weiterer Untersuchungen.[33]

Galileische Monde

Die vier größten und bekanntesten Monde des Jupiter werden als "galileische Monde" bezeichnet, da sie erstmals von Galileo Galilei am 7. Januar 1610 entdeckt wurden. Nur einen Tag später wurden sie unabhängig davon auch von dem deutschen Astronom Simon Marius entdeckt - was ihm einen Plagiatsvorwurf Galileis einbrachte. Die Monde, um die es dabei ging, sind Io, Europa, Ganymed und Kallisto, gereiht nach ihrer Entfernung vom Jupiter. Abgesehen von Io handelt es sich dabei um typische Eismonde, die hauptsächlich aus Wassereis und anderen gefrorenen Materialien wie Methan, Ammoniak und Stickstoff bestehen. Diese Monde sind oft in den äußeren Regionen des Sonnensystems zu finden, wo sehr niedrige Temperaturen herrschen. Ihre eisigen Oberflächen sind oft von Kratern, Rissen und anderen geologischen Merkmalen geprägt. Aufgrund ihrer kalten Umgebung bleiben die Oberflächen dieser Monde fest und eisig. Unter der normalerweise relativ dünnen Eiskruste wird flüssiges Wasser vermutet, insbesondere bei Europa.

Durch die am 14. April 2023 von der ESA gestartete Jupitersonde JUICE (Jupiter Icy Moons Explorer; deutsch Jupiter-Eismond-Erkunder) sollen weitere Erkenntnisse über die galileische Monde gewonnen werden. Diese Mission wird detaillierte Untersuchungen dieser Monde, ihrer Oberflächen, Atmosphären und ihrer Wechselwirkungen mit dem Jupiter-System durchführen. Insbesondere soll auch untersucht werden, ob auf diesen Monden geeignete Bedingungen für die Entstehung und Entwicklung von Leben gegeben sind.

Galileische Monde: Stand Juni 2023 (Daten der Epoche 1. Januar 2000)
Name Große Halbachse a [km] Exzentrizität e Bahnneigung i [Grad] Umlaufdauer T [Tage] Durchmesser D [km] Masse M [kg] entdeckt
Io 421.800 0,004 0,036 1,77 3643 8.9e22 1610
Europa 671.100 0,009 0,466 3,55 3122 4.8e22 1610
Ganymed 1.070.400 0,001 0,177 7,16 5262 1.5e23 1610
Kallisto 1.882.700 0,007 0,192 16,69 4821 1.1e23 1610
Io
Ein Bildmosaik von Jupiters Mond „Io“, aufgenommen von der NASA-Raumsonde Galileo“ am 3. Juli 1999.
Europa, aufgenommen aus einer Entfernung von 677.000 km von der Raumsonde Galileo“ am 7. September 1996
Ganymed, aufgenommen von der Raumsonde Juno im Juni 2021
Kallisto, aufgenommen von der Raumsonde Galileo“ im Mai 2001

Io ist mit einem Durchmesser von rund 3643 km etwas größer als unser Mond (3476 km) und hat mit 3,56 g/cm3 auch eine etwas höhere Dichte als dieser (3,341 g/cm3). Durch seine Albedo von 0,61 reflektiert er wesentlich mehr Licht als unser Mond mit einer Albedo von 0,12. Mit einer großen Halbachse von 421.800 km ist Io der innerste der galileischen Monde und zeichnet sich durch die intensivste vulkanische Aktivität innerhalb unseres Sonnensystems aus und hat eine farbenfrohe Oberfläche aus Schwefelverbindungen und zahlreiche Seen aus geschmolzenem Schwefel. Im Gegensatz zu den anderen Galileischen Monden gibt es auf Io praktisch kein Wasser.

Die durch die ganzzahligen Verhältnissen der Umlaufzeiten bedingten Bahnresonanzen mit den beiden nächstfolgenden Monden Europa (2:1) und Ganymed (4:1) spielen eine entscheidende Rolle bei der Entstehung des intensiven Vulkanismus auf Io. Die gravitative Wechselwirkung mit diesen beiden Monden erzeugt eine periodische Verformung der Oberfläche von Io, die als Gezeitenhebung bekannt ist und die innere Hitze des Mondes aufgrund von Reibungseffekten erhöht. Diese Tidalheizung sorgt für eine ständige Energiequelle, die den starken Vulkanismus aufrechterhält. Es wird geschätzt, dass Io hunderte aktiven Vulkane hat, die regelmäßig Lavaströme, Gasausbrüche und vulkanische Wolken erzeugen. Die Eruptionen auf Io sind extrem energiereich und erzeugen hohe Lavafontänen und ausgedehnte Vulkanplumes. Die Oberfläche von Io unterliegt deshalb beständigen Veränderungen und ist im Ganzen, im Gegensatz zu der unseres Mondes, nur wenige Millionen Jahren alt und hat auch praktisch keine Einschlagkrater. Darüber hinaus gibt es auch bis zu 9 km hohe Berge, die nicht vulkanischen Ursprungs sind, sondern vermutlich durch tektonische Prozesse entstanden sind.

Europa

Europa umrundet den Jupiter in einer mittleren Entfernung von 671.100 km, hat einen Durchmesser von 3122 km und ist bekannt für seine eisige Oberfläche, auf der die Temperatur maximal −130 °C erreicht. Als typischer Eismond reflektiert Europa mit einer Albedo von 0,68 auch sehr viel Licht. Unter der mehrere Kilometer mächtigen Wassereishülle wird allerdings ein etwa 100 km tiefer Ozean aus flüssigem Wasser vermutet. Europa gilt darum als vielversprechender Kandidat für das Vorhandensein von Lebensformen außerhalb der Erde.

Ganymed

Ganymed ist mit einem mittleren Durchmesser von 5262,4 km der größte Mond des Sonnensystems und sogar größer als der Planet Merkur. Er umkreist den Jupiter in einer mittleren Entfernung von 1.070.400 km und steht in Resonanz mit seinen beiden inneren Nachbarn Europa (1:2) und Io (1:4), was zu den relativ großen Exzentrizitäten von deren Bahnen beiträgt. Ganymed weist eine differenzierte Struktur auf, mit einem eisenreichen Kern, einer eisigen Mantelschicht und einer kraterbedeckten Oberfläche. Als einziger Jupitermond hat Ganymed auch ein ausgeprägtes Magnetfeld. Die genauen Ursachen dafür sind noch nicht geklärt, doch gibt es dazu einige Vermutungen. Eine Theorie besagt, dass das Magnetfeld von Ganymed durch den Einfluss des Magnetfelds des Jupiters induziert wird. Gemäß dieser Theorie wirkt das starke Magnetfeld des Jupiters auf den metallischen Kern von Ganymed, der durch die Gezeitenkräfte des Jupiters in Bewegung gehalten wird. Diese Bewegung erzeugt elektrische Ströme im Kern, was wiederum ein Magnetfeld erzeugt. Dieses induzierte Magnetfeld von Ganymed würde schwächer sein als das Magnetfeld des Jupiters.[34] Eine alternative Theorie besagt, dass Ganymed ein eigenes Magnetfeld erzeugt, ähnlich wie der Erdmond. Gemäß dieser Theorie besteht Ganymed aus einem differenzierten Inneren mit einem flüssigen, leitfähigen Mantel und einem eisenreichen Kern. Die Konvektion im Mantel aufgrund von Wärmeabgabe und gezeitenbedingten Bewegungen könnte elektrische Ströme erzeugen und so ein eigenes Magnetfeld generieren.

Kallisto

Kallisto ist mit einem mittleren Durchmesser von 4820,6 km der zweitgrößte und mit einer großen Halbachse von 1.882.700 km der am weitesten vom Jupiter entfernte galileische Mond und hat eine geologisch vielfältige Oberfläche mit Kratern, Bergen und Ebenen.

Himalia-Gruppe

Die Himalia-Gruppe besteht aus fünf äußeren irregulären Monden, die sich auf stark exzentrischen Bahnen mit relativ großer Bahnneigung in weitem Abstand um den Jupiter bewegen. Sie haben meist sehr unregelmäßige Formen und zeigen eine größere Vielfalt in Bezug auf ihre Größe, Zusammensetzung und Oberflächenmerkmale im Vergleich zu den regelmäßigen Monden. Die Monde der Himalia-Gruppe laufen prograd (rechtläufig) auf ähnlich gearteten Umlaufbahnen und sind vermutlich eingefangene Asteroiden. Gereiht nach zunehmender Entfernung vom Jupiter sind dies:[35]

Die Himalia-Gruppe: Stand Juni 2023 (Daten der Epoche 1. Januar 2000)
Name Große Halbachse a [km] Exzentrizität e Bahnneigung i [Grad] Umlaufdauer T [Tage] Durchmesser D [km] Masse M [kg] entdeckt
Leda 11.146.400 0,162 28,6 240,93 18 1.1e16 1973
Himalia 11.440.600 0,160 28,1 250,6 160 6.7e18 1904
Lysithea 11.700.800 0,117 27,2 259,2 38 6.3e16 1938
Elara 11.712.300 0,211 27,9 259,6 78 8.7e17 1905
Dia 12.260.300 0,232 29,0 287,21 4 9.0e13 2000
Leda

Leda, benannt nach der bekannten Geliebten des Zeus, ist ein vergleichsweise kleiner Mond mit einem geschätzten Durchmesser von etwa 18 Kilometern. Entdeckt wurde Leda am 14. September 1974 von dem amerikanischen Astronomen Charles T. Kowal (1940-2011) bei der Auswertung von Fotoplatten, die mit dem Mount Palomar-Observatorium in Kalifornien belichtet worden waren.[36] Leda umkreist in einem mittleren Abstand von rund 11.146.400 Kilometern den Jupiter in einer mit 28,6° stark gegenüber der lokalen Laplace-Ebene geneigten prograden Umlaufbahn. Über die weiteren Eigenschaften von Leda liegen erst sehr begrenzte Daten vor. Aufgrund seiner Dichte von 2,6 g/cm3 wird vermutet, dass Leda aus silikatischem Gesteinsmaterial besteht und wegen seiner geringen Größe möglicherweise eine unregelmäßige Form aufweist. Die Oberfläche ist mit einer Albedo von 0,04 sehr dunkel. Weitere Untersuchungen sind notwendig, um genauere Informationen über die Zusammensetzung und Struktur des Mondes zu erhalten. Die weitere Erforschung von Leda kann zu einem besseren Verständnis der Dynamik des Jupitermondsystems beitragen. Insbesondere die Wechselwirkungen zwischen Leda und den anderen Monden des Jupiter, einschließlich der Einflüsse des Jupiter selbst, sind von großem Interesse, da sie neue Erkenntnisse über die Stabilität des Mondsystems und die Entstehung von Bahnresonanzen liefern könnten. Die Untersuchung von Leda kann auch wertvolle Informationen über die Zusammensetzung, die geologischen Prozesse und die Bedingungen für die Entstehung von Monden in den äußeren Regionen des Jupitersystems liefern.[37]

Himalia

Himalia ist mit einem Durchmesser von etwa 160 Kilometern der größte Mond der Himalia-Gruppe und deshalb auch ihr Namensgeber. Entdeckt wurde Himalia am 3. Dezember 1904 von dem amerikanischen Astronomen Charles Dillon Perrine (1867-1951) bei Beobachtungen am Lick-Observatorium in Kalifornien. Benannt ist der Mond nach der zyprische Nymphe Himalia, die nach Diodor mit Zeus drei Söhne hatte. Himalia umkreist den Jupiter in einer exzentrischen (e = 0,160 ) und stark geneigten prograden Umlaufbahn (28,1°) in einem mittleren Abstand von 11.440.600 Kilometern. Ähnlich Leda dürfte auch Himalia hauptsächlich aus Gesteinsmaterial bestehen. Obwohl detaillierte Informationen über seine Zusammensetzung und Struktur nur begrenzt vorhanden sind, deuten Beobachtungen auf eine poröse Oberfläche hin, was zugleich darauf hindeutet, dass er geologisch aktiv sein könnte. Himalia interagiert gravitativ mit anderen Jupitermonden, insbesondere mit den umliegenden Monden Leda und Lysithea. Diese Wechselwirkungen können zu Resonanzen und Störungen führen, die die Umlaufbahnen der Monde beeinflussen und Auswirkungen auf ihre langfristige Stabilität haben könnten.

Lysithea

Lysithea ist ein relativ kleiner Mond mit einem geschätzten Durchmesser von etwa 38 Kilometern. Entdeckt wurde er am 6. Juli 1938 von dem amerikanischen Astronomen Seth Barnes Nicholson am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien. Benannt wurde er nach Lysithea, einer Tochter des Okeanos und Geliebten des Zeus. Lysithea umläuft den Jupiter in einem mittleren Abstand von rund 11.700.800 Kilometern auf einer exzentrischen (e = 0,117), stark geneigten prograden Umlaufbahn (27,2°) in etwa 259,2 Tagen. Seine Bahn liegt zwischen den Orbits der größeren Jupitermonde Himalia und Elara. Über Lysitheas Zusammensetzung ist noch wenig bekannt, aber aufgrund seiner Dichte von 2,6 g/cm3 dürfte sich auch hier um einen hauptsächlich aus silikatischem Gestein bestehenden Mond handeln, der aber aufgrund seiner geringen Größe und seines geringen Innendrucks vermutlich nicht geologisch aktiv ist. Mit einer Albedo von 0,04 ist die Oberfläche von Lysithea sehr dunkel. Es wird angenommen, dass Lysithea während der frühen Bildungsphase des Jupitersystems durch Akkretion von Materie entstanden ist.[38][39]

Elara

Elara ist mit einem Durchmesser von ungefähr 78 Kilometern nach Himalia der zweitgrößte Mond der Himalia-Gruppe und umkreist den Jupiter auf einer um 27,9° geneigten exzentrischen (e = 0,21) prograden Bahn in einer mittleren Entfernung von 11.712.300 Kilometern. Entdeckt wurde er am 5. Januar 1905[40] von Charles Dillon Perrine am Lick-Observatorium und benannt nach der Nymphe Elara, die ebenfalls eine Geliebte des Zeus war. Die relativ hohe Dichte von 2,6 g/cm³ deutet darauf hin, dass er vorwiegend aus silikatischem Gestein aufgebaut ist und wegen seiner Größe möglicherweise auch geologisch aktiv ist. Die Oberfläche ist mit einer Albedo von nur 0,03 äußerst dunkel.

Dia

Dia, benannt nach der gleichnamigen Gestalt aus der griechischen Mythologie, ist ein sehr kleiner Mond mit einem Durchmesser von etwa 4 Kilometern. Entdeckt wurde er am 30. November 2000 von einer Gruppe von Astronomen unter der Leitung von Scott S. Sheppard durch Beobachtungen am Mauna-Kea-Observatorium auf Hawaii. Seine Dichte dürfte wie bei den anderen Monden der Himalia-Gruppe bei etwa 2,6 g/cm3 liegen, weshalb er vermutlich ebenfalls überwiegend aus silikatischem Gestein besteht. Die Oberfläche ist auch hier mit einer Albedo von 0,04 sehr dunkel. Dia umläuft den Jupiter in einer mittleren Entfernung von 12.260.300 Kiliometern. Die prograde Umlaufbahn ist stark exzentrisch (e = 0,232) und um 29° gegenüber der lokalen Laplace-Ebene geneigt.

Ananke-Gruppe

Die Ananke-Gruppe besteht aus mehreren kleinen Monden, die auf ähnlichen Umlaufbahnen um den Gasriesen Jupiter kreisen. Die Zuordnung ist noch schwankend. Gemeinhin werden 8 bis 16 Monde zur Ananke-Gruppe gezählt. Ihre mittlere Entfernung liegt zwischen 19,3 und 22,7 Millionen km. Die Bahnneigungen liegen zwischen 145,7° und 154,8°, was bedeutet, dass sie sich auf retrograden Bahnen bewegen. Die bekanntesten Mitglieder sind: Ananke, Praxidike, Harpalyke, Iocaste, Mneme, Euanthe, Thyone, Hermippe, Thelxinoe, Helike, Orthosie, Euporie, Sponde, Kale, Pasithee, Hegemone, Aoede und andere. Sie sind nach weiblichen Gestalten aus der griechischen Mythologie benannt.

Ananke, der mit einem mittleren Durchmesser von 28 Kiliometern größte Mond, ist der Namensgeber dieser Gruppe. Seine mittlere Dichte von 2,6 g/cm3 und seine dunkle Färbung mit einer Albedo von 0,04 sprechen dafür, dass auch dieser Mond vorwiegend aus silikatischem Gestein besteht. Die große Halbachse seiner Bahn liegt bei 21.034.500 km mit einer Exzentrizität von 0,237 und einer Bahnneigung von 147,6°. Entdeckt wurde Ananke am 28. September 1951 von dem Astronomen Seth Barnes Nicholson (1891-1963) am Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien und benannt nach Ananke (griech. ανάγκη „Bedürfnis, Zwangsläufigkeit“), die in der griechischen Mythologie für die unausweichliche Notwendigkeit des Schicksals steht und als Schicksalsgöttin der Heimarmene (griech. εἱμαρμένη) gleichgesetzt wird.

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Auswahl der Monde unseres Sonnensystems, mit der Erde zum Größenvergleich.

Einzelnachweise

  1. ↑ Scott S. Sheppard. Saturn Moons. Abgerufen am 19. Juni 2023
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Planetary Satellite Discovery Circumstances. Abgerufen am 13. Juni 2023
  3. ↑ Apollo Lunar Surface Journal - https://www.hq.nasa.gov/alsj/. Abgerufen am 9. Juni 2023.
  4. ↑ Erdatmosphäre reicht bis zum Mond, abgerufen am 29. April 2022
  5. ↑ I. I. Baliukin, J.-L. Bertaux, E. Quémerais4, V. V. Izmodenov and W. Schmidt (2019). SWAN/SOHO Lyman-𝛼Mapping: The HydrogenGeocorona Extends Well Beyond the Moon. Journal of Geophysical Research: Space Physics. doi:10.1029/2018JA026136
  6. ↑ MICA 2.0: „Multiyear Interactive Computer Almanac 1800–2050“, U.S. Naval Observatory, Washington, 2005, publ. by Willmann-Bell, Inc.
  7. ↑ Siegfried Wetzel: Das Perihel der Erde. Abgerufen am 19. Juni 2023
  8. ↑ Williams, J. G., & Boggs, D. H. (2019). Lunar Geophysics, Geodesy, and Dynamics. In: Apollo Lunar Surface Experiments Package (ALSEP) (pp. 9-59). Springer, Cham.
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  10. ↑ NASA - https://solarsystem.nasa.gov/moons/earths-moon/overview/. Abgerufen am 9. Juni 2023
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  27. ↑ Moons of Jupiter - Galileo: https://solarsystem.nasa.gov/moons/jupiter-moons/galileo/in-depth/
  28. ↑ Die erste, „Little Boy“ genannte Atombombe, die am 6. August 1945 über Hiroshima abgeworfen worden war, hatte eine Sprengkraft von 13 Kilotonnen TNT.
  29. ↑ Mission Acronyms & Definitions. In: NASA.gov. Liste von NASA-Abkürzungen, Stand 2008 (PDF). Abgerufen am 26. Dezember 2021.
  30. ↑ Synnott, S. P. (1980). Voyager's Eleventh Discovery of a Satellite of Jupiter and Public Availability of a Preliminary Orbit for Jupiter VIII. Icarus, 42(2), 402-410.
  31. ↑ NASA: Solar System Exploration - Adrastea: https://solarsystem.nasa.gov/moons/jupiter-moons/adrastea/in-depth/
  32. ↑ NASA: Solar System Exploration - Amalthea: https://solarsystem.nasa.gov/moons/jupiter-moons/amalthea/in-depth/
  33. ↑ NASA: Solar System Exploration - Thebe: https://solarsystem.nasa.gov/moons/jupiter-moons/thebe/in-depth/
  34. ↑ Kivelson, M. G., et al. (2002). Galileo Magnetometer Measurements: A Stronger Case for a Subsurface Ocean at Ganymede. Science, 289(5488), 1340-1343.
  35. ↑ Planetary Satellite Mean Elements. NASA. Abgerufen am 16. Juni 2023
  36. ↑ Kowal, C. T. (1974). Thirteenth satellite of Jupiter. IAU Circ, 2816.
  37. ↑ Sheppard, S. S., et al. (2005). An abundant population of small irregular satellites around Jupiter. Nature, 423(6942), 261-263.
  38. ↑ Sheppard, S. S., et al. (2003). A Survey for Outer Satellites of Jupiter: Tentative Detection of Two Members. The Astronomical Journal, 126(2), 875-884.
  39. ↑ Jacobson, R. A. (2000). The Orbits of the Outer Jovian Satellites. The Astronomical Journal, 120(5), 2679-2686.
  40. ↑ C. D. Perrine: "The Sixth Satellite of Jupiter", in: Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 17 (1905), No. 101, p. 62
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