Gasplanet

Die vier Riesenplaneten im Sonnensystem (von unten nach oben):Jupiter,Saturn(Gasplaneten),UranusundNeptun

(Eisplaneten)

Masseverteilung der Riesenplaneten untereinander

EinGasplanetoderGasriese(„planetarer Gasriese “) ist in derAstronomieeinRiesenplanet,der überwiegend aus leichtenGasenwieWasserstoffundHeliumbesteht. Früher galten vier Planeten desSonnensystemsals Gasriesen:Jupiter,Saturn,UranusundNeptun.Seit den 1990er Jahren wenden Astronomen zunehmend den Begriff Gasriese nur noch auf Jupiter und Saturn an und klassifizieren Uranus und Neptun, die eine andere Zusammensetzung haben, alsEisriesen.

Häufig werden Gasplaneten auch alsjupiterähnlicheoder – aus demLateinischen– alsjovianische Planetenbezeichnet.

Allgemeines

Gasplaneten haben keine feste Oberfläche. Der Großteil ihrer Masse besteht aus Mischungen leichter Gase, derenDichtezum Inneren hin immer weiter ansteigt und die im Innern je nach Druck- und Temperaturverhältnissen auch in flüssigem oder festemAggregatzustandvorliegen können, was jedoch nicht als „Oberfläche “betrachtet wird. Andererseits können Gasplaneten einen festen Kern aus schweren Elementen haben; nach derKern-Aggregations-Hypotheseist ein solcher für ihre Entstehung sogar notwendig.

ImSonnensystemgibt es vier Riesenplaneten, als Gasriesen im engeren Sinne gelten dabeiJupiterundSaturn.Alle Riesenplaneten des Sonnensystems haben – im Unterschied zu den kleineren,terrestrischen Planetenaus Gestein und Metallen – ein mehr oder weniger ausgeprägtesRingsystemund zahlreicheSatelliten.

Mangels einer festen Oberfläche wird als Bezugsfläche für die Größe eines Gasplaneten die Fläche herangezogen, in der der Gasdruck rechnerisch demLuftdruckauf dem Meeresniveau der Erde entspricht, also1atmoder 1013mbar.Die außerhalb dieser Bezugsfläche liegenden Gasmassen geringeren Drucks bilden dann definitionsgemäß die Atmosphäre des Gasriesen, ohne dass es eine erkennbare Grenzschicht zwischen Planetenkörper und Atmosphäre gäbe. Optisch zeigen sich bei einem Blick auf Jupiter oder Saturn ausnahmslos die obersten Wolkenstrukturen ihrer Atmosphären.

Gürtel und Zonen

Alle vier Riesenplaneten unseres Sonnensystemsrotierenrelativ schnell. Dies verursacht Windstrukturen, die in Ost-West-Bänder oder -streifen aufbrechen. Diese Bänder sind bei Jupiter sehr auffällig, dezenter bei Neptun und Saturn, auf Uranus hingegen kaum nachweisbar.

Bei den in der jovianischenAtmosphäresichtbaren Bändern handelt es sich um imUhrzeigersinndrehende Ströme von Materie. Sie werden inZonenundGürtelaufgeteilt, die den Planeten parallel zumÄquatorumkreisen:

• DieZonensind die helleren Bänder und befinden sich in der höheren Atmosphäre. Sie bildenHochdruckgebietemit innerenAufwinden.
• DieGürtelsind die dunkleren Bänder. Diese stellenTiefdruckgebietedar und befinden sich in der unteren Atmosphäre; in ihrem Inneren herrschenAbwinde.

Diese Strukturen sind grob mit Hoch- und Tiefdruckzellen in der irdischen Atmosphäre vergleichbar, wobei sie sich doch erheblich von diesen unterscheiden. Im Gegensatz zu kleinen lokalen Zellen von Druckgebieten umspannen die Bänder entlang derBreitengrade(latitudinal) den ganzen Planeten. Dies scheint an der schnellen Rotation, die wesentlich höher als die der Erde ist, und der darunterliegendenSymmetriedes Planeten zu liegen: Es gibt schließlich keine Landmassen oder Gebirge, welche die schnellen Winde bremsen könnten.

Es gibt aber auch kleinere, lokale Strukturen, etwa Flecken von unterschiedlicher Größe und Färbung. Das auffälligste Merkmal Jupiters ist derGroße Rote Fleck,der seit mindestens 300 Jahren existiert. Diese Strukturen stellen gewaltige Stürme dar. Bei einigen dieser Flecken tretenGewitterauf: Astronomen haben bei etlichen dieser „Spots “Blitzebeobachtet.

Aufbau

Schematischer Aufbau von Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun (v. l. n. r.) im Größenvergleich mit der Erde (oben).

ImSonnensystemhaben die planetaren GasriesenJupiterundSaturneine dickeAtmosphäre,die hauptsächlich ausWasserstoffundHeliumbesteht, aber auch Spuren anderer Stoffe wieAmmoniakenthält. Der Großteil des Wasserstoffes ist jedoch inflüssigerForm vorhanden, der auch die Hauptmasse dieser Planeten ausmacht. Die tieferen Schichten des flüssigen Wasserstoffes stehen oft unter so starkem Druck, dass dieser metallische Eigenschaften bekommt.Metallischer Wasserstoffist nur unter solch extremem Druck stabil. Berechnungen legen nahe, dass felsiges Material vom Kern im metallischen Wasserstoff gelöst istund daher bei größeren Gasplaneten auch der Kern keine feste Oberfläche besitzt.

Die Eisriesen im Sonnensystem,UranusundNeptun,bestehen nur zu einem vergleichsweise kleinen Anteil aus Wasserstoff und Helium, zum Großteil aber ausWasser(Eis), Ammoniak undMethan.

Entstehungsmodelle

Als Erklärung der Entstehung von Gasplaneten konkurrieren zwei Modelle mit unterschiedlichem Ansatz:

• Nach dem Modell derKern-Aggregations-Hypothesebilden sich in der um den jungen Zentralstern rotierendenprotoplanetaren Scheibeaus Gas und Staub durch Kollisionen vonPlanetesimalenzuerst Verdichtungen aus den festen, also felsigen und metallischen Bestandteilen, aus denen dann die Kerne der Riesenplaneten entstehen. Diese ziehen erst ab ihrer Herausbildung das umgebende Gas an.
• Nach dem anderen Modell, derScheiben-Instabilitäts-Hypothese,bilden sich in derAkkretionsscheibelokale Instabilitäten, deren Gas und Staub von einer bestimmten Massekonzentration an unter der eigenen Anziehungskraft kollabieren. In diesem Prozess sinken die festen und somit schwereren Bestandteile der sich weiter verdichtenden Wolkenstruktur in deren Zentrum und bilden den Kern des entstehenden Gasplaneten.

Im Modell der Scheibeninstabilität entstehen verhältnismäßig kleinere Planetenkerne als im Fall der Kernaggregation, die bei den Beispielen von Jupiter und Saturn deutlich weniger als zehnErdmassenaufweisen.

Exoplaneten und Zwergsterne

Auch viele derExoplaneten,die in den letzten Jahren bei anderenSternenentdeckt wurden, scheinen Gasriesen zu sein. Allerdings unterscheiden sich diese Exoplaneten häufig von den Gasriesen in unserem Sonnensystem.

Oberhalb von etwa der 13-fachen Masse des Jupiters, was 1,2 % derSonnenmasseentspricht, setzen wegen der großen Hitze und des enormen Drucks im Inneren bereits ersteKernfusionsprozesseein. Dies sind im Wesentlichen

• dieDeuteriumfusion,bei der ab 13JupitermasseneinDeuteriumkernund einProtonzuHelium-3verschmelzen, sowie
• dieLithiumfusion,bei der ab etwa 65 Jupitermassen bzw. Kerntemperaturen über zwei Millionen Kelvin einLithium-7 mit einem Proton reagiert.

Himmelskörper über 13 Jupitermassen (M_J) sind jedoch noch keineSterne,sondern so genannteBraune Zwerge.In ihnen findet noch keine Wasserstoff-Helium-Fusion statt, die erst ab etwa 75 Jupitermassen einsetzt und die Hauptenergiequelle einesnormalenSterns ist. Nach der neueren Definition für Braune Zwerge durch Fusionsprozesse beträgt die Obergrenze für einen Planeten also 13 Jupitermassen. Hat ein Gasriese eine Masse über 13 M_J,beginnt die Gaskugel – im Gegensatz zu einem Planeten – Fusionsenergie freizusetzen und wird bis etwa 70 M_J(7 % der Sonnenmasse) als Brauner Zwerg bezeichnet, kann den Kontraktionsprozess aber, anders als ein Stern, durch diese Energie noch nicht stabilisieren. Erst noch massereichere Himmelskörper sind tatsächlich Sterne.

Es gibt auch „vagabundierende Planeten “bzw.Objekte planetarer Masse,die keinem Sternensystem angehören, unter der Masse von Braunen Zwergen liegen und damit Gasplaneten ähneln. Ein ähnliches Phänomen sind dieSub-Brown Dwarfs,wobei der Unterschied vor allem in der Temperatur und möglicherweise der Entstehungsgeschichte begründet werden könnte.

Siehe auch

• Gaszwerg– Gegenbegriff zum Gasriesen
• Jupiter analog
• Hot Jupiter
• Klassifizierung der Planeten
• Super-Jupiter
• Zuckerwatte-Planet

Weblinks

Commons:Gasplanet– Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Wiktionary: Gasplanet– Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen