7.17 Die Planetenbahnen
 
Von der Sonne her gesehen lautet die Abfolge ihrer Planeten, Merkur, Venus, Erde, Mars, Ceres, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto, Eris. Dabei sind Ceres, Pluto und Eris Zwergplaneten. Wie angesprochen, fliegen die Planeten nicht auf kreisrunden, sondern auf mehr oder weniger elliptischen Bahnen um die Sonne. Die Sonne befindet sich dabei in einem der beiden Brennpunkte dieser Ellipse. Zwei der Bahnpunkte wurden in der Astrophysik mit Eigennamen belegt, da durch sie charakteristische Bahneigenschaften berechnet werden können.
 
Aphel (Aphelion)
Mit dem Begriff Aphel oder Aphelion wird der sonnenfernste Punkt des Planeten auf seiner Bahn um die Sonne bezeichnet.
 
Perihel (Perihelion)
Mit diesem Begriff wird der sonnennächste Punkt eines Planeten auf seiner Bahn um die Sonne gekennzeichnet.
 
Mittlere Entfernung
Die mittlere Entfernung eines Planeten zur Sonne ist das geometrische Mittel zwischen seiner größten und seiner kleinsten Entfernung von der Sonne. Sie wird wie folgt berechnet:
 
mittlere Entfernung = (Aphel + Perihel) / 2
 
Exzentrizität
Die Exzentrizität ist ein Maß dafür, inwieweit die zwei Brennpunkte einer Ellipse aus ihrem Mittelpunkt verschoben wurden. Bei einem idealen Kreis würde die Exzentrizität den Wert 0 ergeben. Ist der Bahnverlauf elliptisch gestreckt, so besitzt die Elliptizität Werte die größer sind als 0 bis heran an den Wert 1. Werte die gegen 1 streben, treten bei Kometen auf, die einerseits der Sonne sehr nahe kommen, dann aber weit in das All hinausfliegen. Die Exzentrizität besitzt keine Einheit und berechnet sich wie folgt:
 
Exzentrizität = (Aphel - Perihel) / (2 * mittlere Entfernung)
 
Übersteigt die Exzentrizität den Wert 1, so liegt kein elliptischer Bahnverlauf mehr vor, sondern eine hyperbolische Bahn. Diese Bahn schließt sich nicht mehr. Kometen aus dem fernen Weltall, die die Sonne nur einmalig umfliegen besitzen solche Bahnen.
 
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Klassifizierung der Planeten mit der Erde als Bezug
Will man die Planeten in Bezug auf ihrer Lage zur Erde unterteilen, so befinden sich zwei Planeten, Mars und Venus zwischen der Sonne und der Erde, die anderen liegen ausserhalb der Erdbahn. Man unterscheidet sie deshalb in ..
 
Innere Planeten
Die Beobachtung der inneren Planeten Merkur und die Venus ist zumindest bei Merkur schwierig, da man von der Erde aus in Richtung der Sonne sehen muss. Die Beobachtung gelingt nur, wenn die Sonne gerade untergegangen ist (am Abend) und sich der innere Planet noch, auf dem sich verdunkelnden Himmel befindet oder kurz vor Sonnenaufgang, wenn der innere Planet vor der Sonne hereilt und vor ihr über dem Horizont erscheint. Dies ist in jedem Fall bei ihrer größten Elongation gegeben.
 
.. Elongation
Bei den inneren Planeten spricht man von ihrer grössten Elongation, wenn sie sich am weitesten rechts oder links von der Sonne befinden. In diesem Fall erscheinen sie einige Minuten vor bzw. nach der Sonne am Morgen- bzw. Nachthimmel und können gesehen werden.
 
.. Obere und untere Konjunktion
Bei den inneren Planeten unterscheidet man zwischen oberer und unterer Konjunktion. Das meint, dass sich der Planet auf der Linie: Planet - Sonne - Erde (obere Konjunktion) oder Sonne - Planet - Erde (untere Konjunktion) befindet. In beiden Fällen kann der innere Planet nicht gesehen werden, da er sich in direkter Blickrichtung vor oder hinter der Sonne befindet. Nur bei der unteren Konjunktion gibt es eine Ausnahme der Sichtbarkeit, nämlich dann, wenn der Planet direkt über die Sonnenscheibe wandert. (Merkur- bzw. Venusdurchgang vor der Sonne).
 
Äußere Planeten
Zu den äußeren Planeten zählen Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, und Neptun, ebenso alle Zwergplaneten. Sie heißen so, weil sie außerhalb der Erdbahn um die Sonne ziehen. Dies hat den Vorteil, dass sie von der Erde aus gut zu sehen sind, wenn sie sich auf der Linie Sonne - Erde - äusserer Planet befinden und es gerade Nacht auf der Erde ist.
 
.. Konjuktion
Bei den äusseren Planeten spricht man von deren Konjunktion zur Sonne, wenn sie auf der Linie: äusserer Planet - Sonne - Erde stehen. Von der Erde aus betrachtet befinden sie sich dann gerade in Richtung der Sonne. In diesem Fall kann man die Planeten nicht sehen, denn am Tageshimmel überstrahlt die Sonne alles, insbesondere dann, wenn der Planet gerade hinter der Sonne steht.
 
.. Opposition
Bei den äusseren Planeten spricht man von deren Opposition zur Sonne, wenn sie auf der Linie: Sonne - Erde - äusserer Planet stehen. Von der Erde aus betrachtet, befinden sie sich demnach entgegengesetzt zur Sonne. In diesem Fall sind sie gut sichtbar, wenn es Nacht auf der Erde ist. In diesem Fall schauen wir weg von der Sonne, aber die Planeten werden von dieser beleuchtet. Zudem besitzen die Planeten für diesen Fall auch einen geringeren Abstand zur Erde, als bei ihrer Konjunktion.
 
Zeitangaben für die Rotation und den Umlauf
Es vergeht Zeit, bis sich die Planeten einmal um sich selber gedreht oder die Sonne auf ihrer Bahnebene einmal umrundet haben. Je nach Bezugssystem können sich die Zeitangaben voneinander unterscheiden. Es gibt mindestens drei Zeitsysteme ..
 
.. Siderische Zeitangaben (Bezug ein Fixstern)
Sideral kommt aus der lateinischen Sprache und bedeutet, auf die Sterne bezogen. Ein Umlauf der Erde um die Sonne dauert 365,256 Tage. Diese Zeit ergibt sich, wenn man die Sonne vor einem weit entfernten Stern fixiert, von dem man annehmen kann, daß er sich während der folgenden Zeit nicht wesentlich von seinem Fleck rührt. Erscheint die Sonne an diesem festgelegten Punkt erneut, ist ein Jahr, genau ein siderisches Jahr vergangen. Während dieser Zeit wurde es aufgrund der Rotation der Erde um ihre Achse 23,9345 mal Tag und Nacht, was zu einer mittleren Tageslänge von 23h 56m 4,2s führt. Man nennt diese Tageslänge die siderische Tageslänge. Sie bezieht die Bewegung der Sonne um die Galaxis mit in die Zeitrechnung ein.
 
.. Tropische Zeitangaben (Bezug der Frühlingspunkt)
Die tropische Zeitmessung basiert auf nur erdbezogenen Koordinaten. Überträgt man den Erdäquator auf den Himmel, so erhält man den Himmelsäquator. Gegen ihn ist die Bahn der Erde, die Ekliptik, um 23,45° geneigt. Auf der Ekliptik scheint von der Erde aus gesehen die Sonne zu laufen. Im Frühjahr und im Herbst überschreitet die Sonne den Himmelsäquator. Misst man den Zeitraum zwischen dem ersten Überschreiten eines dieser Punkte bis zum zweiten Überschreiten des gleichen Punktes, dann sind 365,242 Tage vergangen. Man würde diesen Zeitraum ein tropisches Jahr nennen. Es ist gegenüber dem siderischen Jahr um 0,014 Tage kürzer, denn die Erde musste nicht dem Weg der Sonne nacheilen.
Das tropische Jahr wird von uns in Kalendern mit 365 Tagen etwas ungenau fortgezählt, wodurch es alle 4 Jahre zur Einfügung eines Schalttages kommt.
 
Auch für die anderen Planeten können siderale und tropische Zeiträume, ermittelt werden. Diese Zeiten würden eintreten, wenn sich der Beobachter auf dem Planeten befände. Von der Erde aus gesehen, scheinen dort allerdings andere Zeiträume zu gelten.
 
.. Synodische Zeitangaben (Bezug die Erde)
Beobachtet man von der Erde aus einen Nachbarplaneten und misst den zeitlichen Abstand zwischen zwei gleichen Erscheinungen bei ihm, so scheinen diese bei den inneren Planeten zeitlich weiter auseinanderzuliegen als dies nach ihren tatsächlichen Umlaufzeiten um die Sonne möglich ist. Bei den weit entfernten äußeren Planeten dagegen würden sich gleiche Erscheinungen schon nach wenig mehr als einem Jahr wiederholen, obwohl sie einige hundert Jahre um die Sonne unterwegs sind. Der Grund für diese Zeitverzerrung ist die Eigenbewegung der Erde. Beobachtet man beispielsweise die Oppositionsstellung von Jupiter zur Sonne, so wird sich diese Stellung nach wenig mehr als einem Jahr für Erdbeobachter wiederholen, denn die Erde hat sich einmal um die Sonne herumbewegt und muss nur noch den Weg einholen den Jupiter inzwischen auf seiner Bahn um die Sonne zurückgelegt hat. Zeitangaben, die die Erde auf ihrem Lauf um die Sonne als Bezugspunkt wählen nennt man synodische Zeitangaben. Sie sind zur Beschreibung der physikalischen Eigenschaften des beobachteten Objekts von geringer Aussagekraft, dafür aber für die Zeitpunkte seiner Beobachtbarkeit.
 

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