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Ein Eisriese ist ein Riesenplanet der hauptsachlich aus fluchtigen chemischen Verbindungen wie Wasser H2O Ammoniak NH3 oder Methan CH4 besteht und eine machtige Atmosphare aus leichten Elementen besitzt Im Sonnensystem gibt es zwei Eisriesen Uranus und Neptun Bei der Suche nach dem hypothetischen Planet Neun geht man auch von einem Eisriesen aus Uranus Aufnahme von Voyager 2 im Januar 1986Neptun Aufnahme von Voyager 2 im August 1989 Ausserhalb des Sonnensystems wurde der erste Eisriese 2014 gefunden Er erhielt die Bezeichnung OGLE 2008 BLG 092L Ab 1 2 Es gibt auch Exoplaneten die Eisriesen ahnlich sind aber sich in wesentlichen Eigenschaften unterscheiden die Hot Neptunes stellen eine Unterklasse der Eisriesen dar die Mini Neptune hingegen gelten als eigene Klasse Der Begriff Eisriese kann leicht missverstanden werden der Grossteil des Materials in Eisriesen ist nicht kalt und liegt nicht in gefrorener Form vor sondern in Form eines heissen uberkritischen Fluids Dies ist ein Aggregatzustand der unter hohem Druck und hoher Temperatur Eigenschaften von Gasen und Flussigkeiten vereint 3 Inhaltsverzeichnis 1 Terminologie 2 Eigenschaften 2 1 Atmosphare und Wetter 2 2 Innerer Aufbau 2 3 Warmestrahlung 3 Entstehung 3 1 Migration 3 2 Scheiben Instabilitaten 3 2 1 Photoevaporation 4 Erforschung von Eisriesen mit Sonden 4 1 Vergangene Missionen 4 2 Vorgeschlagene Missionen 5 Literatur 6 Siehe auch 7 EinzelnachweiseTerminologie BearbeitenRelativ lange galten alle vier Riesenplaneten des Sonnensystems als Gasplaneten oder Gasriesen Zwar wurde bereits in den spaten 1940er Jahren 4 klar dass Uranus und Neptun eine signifikant andere Zusammensetzung als Jupiter und Saturn haben Dennoch zahlte man sie fur lange Zeit weiter zu den Gasriesen und nicht zu einer eigenen Planetenklasse Jupiter und Saturn bestehen zu mehr als 90 Massenprozent aus Wasserstoff Uranus und Neptun dagegen nur zu etwa 80 Massenprozent Aus diesem Grund wurde eine eigene Bezeichnung fur diese Planetenklasse gepragt In der Astrophysik und Planetologie wird der Begriff Eise verwendet um fluchtige chemische Verbindungen zu bezeichnen deren Gefrierpunkte oberhalb von etwa 100 Kelvin liegen wie etwa Wasser Ammoniak oder Methan unabhangig davon in welchem Aggregatzustand diese Verbindungen vorliegen Das pragte den Gebrauch diese Planeten als Eisriesen zu bezeichnen Der Begriff deckt sich ausserdem damit dass das Material des Planeten bei dessen Entstehung in gefrorener Form oder in Form von Gas das in Wassereis eingeschlossen ist vorlag 3 4 Zuerst kam der Begriff Eisriese in den fruhen 1970er Jahren in der Science Fiction Literatur auf 5 Seine erste wissenschaftliche Verwendung war wahrscheinlich 1978 in einem NASA Bericht 6 7 In den 1990er Jahren erfuhr er schliesslich weite Verbreitung Eigenschaften Bearbeiten nbsp Innerer Aufbau der vier Riesenplaneten des Sonnensystems Uranus hat etwa die 15 fache Erdmasse Neptun etwa die 17 fache Damit sind die beiden Eisriesen weitaus massereicher als die Erde aber deutlich massearmer als die Gasriesen Jupiter etwa 318 fache Erdmasse und Saturn etwa 95 fache Erdmasse Sie sind auch weitaus grosser im Durchmesser als die Erde und deutlich kleiner als die Gasriesen Die Eisriesen und die Gasriesen des Sonnensystems haben sehr unterschiedliche Eigenschaften Bei den Gasriesen nimmt man an dass ihr Wasserstoff in metallischer also elektrisch leitfahiger Form unter enormem Druck bis hinunter zu ihren vermutlich flussigen Gesteinskernen reicht 3 Die Eisriesen hingegen bestehen hauptsachlich aus schwereren Elementen Entsprechend der Haufigkeiten der chemischen Elemente im Universum sind dies am wahrscheinlichsten Sauerstoff Kohlenstoff Stickstoff und Schwefel Zwar besitzen auch Eisriesen Wasserstoffhullen diese sind jedoch viel kleiner und machen nicht den Grossteil des Planeten aus Allerdings erschweren die Wasserstoffhullen die Beobachtung des Inneren der Eisriesen und daher ist das bisherige Wissen um deren Zusammensetzung und Entwicklung begrenzt 3 Atmosphare und Wetter Bearbeiten Aus dem Studium der atmospharischen Muster der Eisriesen lassen sich Erkenntnisse fur die Atmospharenphysik gewinnen Ihre spezielle Zusammensetzung ist die Ursache fur charakteristische atmospharische Prozesse Ausserdem erhalten die Eisriesen in ihren fernen Umlaufbahnen weitaus weniger Sonnenlicht als alle anderen Planeten des Sonnensystems und aus diesem Grund ist der Einfluss ihrer inneren Eigenwarme auf die Wettermuster grosser 3 Die Atmosphare von Uranus verleiht dem Planeten das Aussehen einer turkisfarbenen ebenmassigen Perle Neptun ist blaulicher und hat deutlich starker erkennbare atmospharische Strukturen Bei beiden Eisriesen stammt die blau grune Farbe von Methankristallen in den oberen Atmospharenschichten 8 Als weitere mogliche Aerosole in der oberen Atmosphare sind Ammoniakeis Wassereis und Ammoniumhydrogensulfid NH4 HS denkbar In ihren Bewegungsmustern weisen die gasformigen ausseren Hullen der Eisriesen viele Ahnlichkeiten zu denen der Gasriesen auf Es gibt dort langlebige starke Winde in den Aquatorialzonen Polarwirbel grosse Kreislaufsysteme und komplexe chemische Prozesse die von oben durch UV Strahlung und von Durchmischungen mit der tieferen Atmosphare angetrieben werden 3 Die grosste sichtbare Struktur auf Neptun ist der Grosse Dunkle Fleck englisch Great Dark Spot Alle paar Jahre lost er sich auf und erscheint dann wieder im Unterschied zum Grossen Roten Fleck des Jupiters der schon seit Jahrhunderten besteht Es gibt bisher keine vollstandigen mathematischen Modelle die die Atmosphareneigenschaften der Eisriesen erklaren 3 Diese zu verstehen wurde unser Verstandnis von Riesenplanetenatmospharen insgesamt voranbringen 3 und damit auch unser Verstandnis der Atmospharen von Hot Jupitern und von Exoplaneten deren Massen und Radien zwischen denen der Riesen und Gesteinsplaneten des Sonnensystems liegen 3 Innerer Aufbau Bearbeiten nbsp Der vermutete innere Aufbau von Uranus und Neptun 1 Obere Atmosphare Wolkendecke 2 Atmosphare aus Wasserstoff Helium und Methangas 3 Mantel aus Wasser Ammoniak und Methaneis 4 Fester Kern aus Silikaten und Nickel EisenDie Wasserstoff Methan Atmospharen der beiden Eisriesen des Sonnensystems haben nach unten keine feste Begrenzung sondern gehen in einen uberkritischen Zustand uber an dem das Gas unter so hoher Temperatur und so hohem Druck steht dass es zum Fluid wird Metallischen Wasserstoff kann es in diesen Planeten nicht geben dazu reicht der Druck nicht aus 3 Den Grossteil der Planeten bildet ein Mantel uber den bisher nur wenig bekannt ist Er besteht vermutlich aus Wasser Ammoniak und Methaneis in einem heissen dichten fluiden Zustand mit hoher elektrischer Leitfahigkeit Planetologen bezeichnen ihn wegen seiner chemischen Bestandteile als Eis es handelt sich aber nicht um Eis im ublichen Wortsinn Der Mantel wird von manchen Autoren ein Wasser Ammoniak Ozean genannt 9 Mit zunehmender Tiefe steigen der Druck und die Temperatur im Mantel moglicherweise derart an dass die Methanmolekule aufgebrochen werden und es Diamanten hagelt 10 11 12 Experimenten des Lawrence Livermore National Laboratorys zufolge konnte auch ein Ozean aus flussigem Diamant in dem Eisberge aus Diamant treiben moglich sein 13 14 Im Innersten besitzen Uranus und Neptun wahrscheinlich einen festen Kern aus Gestein Silicaten und Metall vor allem Nickel und Eisen Der Kern von Uranus wird auf 0 55 Erdmassen geschatzt der von Neptun auf 1 2 Erdmassen Warmestrahlung Bearbeiten Von allen bekannten Riesenplaneten des Sonnensystems emittiert Neptun die grosste innere Warme pro Einheit aufgenommenen Sonnenlichts etwa das 2 6 Fache Der nachststarkere Warmestrahler ist Saturn mit dem 1 8 Fachen Die geringste Warme emittiert Uranus mit nur einem Zehntel des Wertes von Neptun Dies hangt vielleicht mit seiner extremen Achsneigung von 98 zusammen die fur vollig andere jahreszeitliche Wechsel sorgen als die der anderen Planeten im Sonnensystem 3 Entstehung BearbeitenWie Gesteinsplaneten und Gasriesen entstehen ist relativ simpel und wissenschaftlich weitgehend unstrittig Die Gesteinsplaneten des Sonnensystems sind entstanden indem sich bei der Verdichtung der protoplanetaren Scheibe Staubteilchen zunehmend durch Kollisionen zu grosseren Korpern verbunden haben So entstanden Planetesimale und aus diesen schliesslich Planeten Fur die Entstehung von Gasriesen wie Jupiter und Saturn nimmt man an dass sich zunachst auf die gleiche Weise feste Kerne von etwa 10 Erdmassen geformt haben Diese akkretierten dann im Verlauf weniger Millionen Jahre 15 16 Gashullen aus dem sie umgebenden Sonnennebel Es gibt daneben auch alternative Modelle fur die Entstehung der Gasriesen wie die 2015 vorgeschlagene pebble accretion 17 Manche extrasolaren Gasriesen konnten auch durch gravitative Instabilitaten in der protoplanetaren Scheibe entstanden sein 16 18 Die Entstehung von Uranus und Neptun durch einen ahnlichen Prozess der Kern Akkretion zu erklaren ist weitaus problematischer Die Fluchtgeschwindigkeit kleiner Protoplaneten die sich etwa 20 Astronomische Einheiten von der Sonne befinden ist in einer ahnlichen Grossenordnung wie ihre relativen Geschwindigkeiten Wenn solche Korper die Umlaufbahnen von Saturn oder Jupiter kreuzen wurden sie entweder aus dem Sonnensystem geschleudert in die Gasriesen verschluckt oder in exzentrische Kometenumlaufbahnen gebracht 18 Deshalb gibt es keinen Konsens aber verschiedene vorgeschlagene Ansatze fur die Entstehung der Eisriesen Migration Bearbeiten Eine einfache Losung die die Umlaufbahn Schwierigkeiten von Protoplaneten in einer Distanz von 20 AU oder mehr vom Zentrum umgeht ist die dass sich Uranus und Neptun zwischen den Umlaufbahnen von Jupiter und Saturn gebildet haben und von dort durch Migration in ihre ausseren Umlaufbahnen gelangt sind 18 Scheiben Instabilitaten Bearbeiten Regionen in der protoplanetaren Scheibe mit leicht hoherer Dichte gravitative Instabilitaten konnen Modellrechnungen zufolge in nur 1000 Jahren zur Bildung von Klumpen fuhren die zu Planeten in Distanzen zwischen 10 und 30 AU vom Zentrum werden 18 Das ist ein wesentlich schnellerer Prozess als der der Kernakkretion welcher 100 000 bis 1 000 000 Jahre benotigt 18 Es gibt mehrere vorgeschlagene Szenarien wie solche Instabilitaten in einer zuvor stabilen Scheibe entstehen konnen Beispielsweise kann eine nahe Begegnung mit einem anderen Protostern dazu fuhren Eine Scheibe die sich magnetisch entwickelt hat wahrscheinlich wegen Schwankungen des Ionisationsgrades magnetische Totzonen an denen sich Materie anhauft die durch Magnetkrafte bewegt wird Und es kann auch durch die Art und Weise zustande kommen wie die Scheibe Materie akkretiert 18 Photoevaporation Bearbeiten Man hat in protoplanetaren Scheiben im Sternhaufen Trapez im Orionnebel das Phanomen der Photoevaporation beobachtet Von Theta1 Orionis C geht extrem ultraviolette Strahlung aus Die Einwirkung solch hochenergetischer Photonen beraubt Planeten ihrer Atmospharen Hieraus ergibt sich ein weiterer moglicher Mechanismus fur die Bildung von Eisriesen Nachdem sich protoplanetare Gasriesen mit mehreren Jupitermassen gebildet haben wird der Grossteil ihrer Wasserstoffhullen durch EUV Strahlung eines nahen massereichen Sterns weggerissen 18 Im Carinanebel ist die EUV Bestrahlungsstarke ungefahr 100 Mal hoher als im Orionnebel Protoplanetare Scheiben sind in beiden Nebeln vorhanden Die hohere EUV Strahlung im Carinanebel sollte dort die Bildung von Eisriesen begunstigen 18 Erforschung von Eisriesen mit Sonden BearbeitenVergangene Missionen Bearbeiten Voyager 2 NASA Sonde die 1985 1986 Uranus und 1989 Neptun besuchte Vorgeschlagene Missionen Bearbeiten Hauptartikel Uranus Orbiter Uranus Pathfinder 2010 vorgeschlagen Uranus Orbiter and Probe 2011 vorgeschlagen von der NASA 2017 in Betracht gezogen MUSE Mission to Uranus for Science and Exploration 2012 vorgeschlagen von der NASA 2014 und von der ESA 2016 in Betracht gezogen Outer Solar System 19 2012 vorgeschlagen ODINUS 2013 vorgeschlagen aus zwei Einzelsonden bestehend die sich trennen und von denen eine zum Uranus und eine weiter zum Neptun fliegt Triton Hopper 2015 vorgeschlagen wurde von der NASA 2018 in Betracht gezogen Oceanus 2017 vorgeschlagen Literatur BearbeitenAlan P Boss Rapid Formation of Outer Giant Planets by Disk Instability In The Astrophysical Journal 599 Jahrgang Nr 1 Dezember 2003 S 577 581 doi 10 1086 379163 bibcode 2003ApJ 599 577B 1 2Mark Hofstadter The Atmospheres of the Ice Giants Uranus and Neptune White Paper for the Planetary Science Decadal Survey National Research Council 2011 S 1 2 nationalacademies org abgerufen am 18 Januar 2015 William Nellis Viewpoint Seeing Deep Inside Icy Giant Planets In Physics 5 Jahrgang Nr 25 Februar 2012 doi 10 1103 Physics 5 25 bibcode 2012PhyOJ 5 25N aps org PDF Siehe auch BearbeitenOzeanplanetEinzelnachweise Bearbeiten Radoslaw Poleski Jan Skowron Andrzej Udalski Cheongho Han Szymon Kozlowski Lukasz Wyrzykowski Subo Dong Michal K Szymanski Marcin Kubiak Grzegorz Pietrzynski Igor Soszynski Krzysztof Ulaczyk Pawel Pietrukowicz Andrew Gould Triple Microlens Ogle 2008 blg 092l Binary Stellar System With a Circumprimary Uranus type Planet In The Astrophysical Journal Band 795 Nr 1 2014 ISSN 0004 637X S 42 doi 10 1088 0004 637X 795 1 42 Astronomers discover first ice giant exoplanet In nasa gov Exoplanet Exploration Planets Beyond our Solar System abgerufen am 19 Februar 2020 a b c d e f g h i j k Mark Hofstadter The Atmospheres of the Ice Giants Uranus and Neptune White Paper for the Planetary Science Decadal Survey National Research Council 2011 S 1 2 nationalacademies org abgerufen am 18 Januar 2015 a b Mark Marley Not a Heart of Ice The Planetary Society 2 April 2019 Link Zum Beispiel in Bova B 1971 The Many Worlds of Science Fiction Boston MA E P Dutton James A Dunne and Eric Burgess The Voyage of Mariner 10 Mission to Venus and Mercury Scientific and Technical Information Division National Aeronautics and Space Administration 1978 224 Seiten Seite 2 read Karan Molaverdikhani From Cold to Hot Irradiated Gaseous Exoplanets Toward an Observation based Classification Scheme In The Astrophysical Journal 873 Jahrgang Nr 1 2019 S 32 doi 10 3847 1538 4357 aafda8 arxiv 1809 09629 bibcode 2019ApJ 873 32M Dava Sobel Die Planeten eBook Berlin Verlag 2010 ISBN 978 3 8270 7238 2 S 122 books google de S Atreya P Egeler K Baines Water ammonia ionic ocean on Uranus and Neptune In Geophysical Research Abstracts 8 Jahrgang 2006 S 05179 cosis net PDF Is It Raining Diamonds on Uranus SpaceDaily com 1 Oktober 1999 abgerufen am 17 Mai 2013 Vorlage Cite web temporar Sarah Kaplan It rains solid diamonds on Uranus and Neptune In The Washington Post 25 August 2017 Abgerufen am 27 August 2017 D Kraus J Vorberger A Pak N J Hartley L B Fletcher S Frydrych E Galtier E J Gamboa D O Gericke S H Glenzer E Granados M J MacDonald A J MacKinnon E E McBride I Nam P Neumayer M Roth A M Saunders A K Schuster P Sun T van Driel T Doppner R W Falcone Formation of diamonds in laser compressed hydrocarbons at planetary interior conditions In Nature Astronomy 1 Jahrgang Nr 9 September 2017 S 606 611 doi 10 1038 s41550 017 0219 9 bibcode 2017NatAs 1 606K escholarship org Eric Bland Outer planets may have oceans of diamond In ABC Science 18 Januar 2010 Abgerufen am 9 Oktober 2017 australisches Englisch Emily Baldwin Oceans of diamond possible on Uranus and Neptune In Astronomy Now 21 Januar 2010 astronomynow com Memento des Originals vom 3 Dezember 2013 im Internet Archive abgerufen am 6 Februar 2014 J J Lissauer O Hubickyj G D Angelo P Bodenheimer Models of Jupiter s growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints In Icarus 199 Jahrgang Nr 2 2009 S 338 350 doi 10 1016 j icarus 2008 10 004 arxiv 0810 5186 bibcode 2009Icar 199 338L a b Gennaro D Angelo Richard H Durisen Jack J Lissauer Exoplanets Hrsg Sara Seager University of Arizona Press 2010 ISBN 978 0 8165 2945 2 Giant 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26 Mai 2019 im Internet Archive abgerufen am 14 Februar 2020 Abgerufen von https de wikipedia org w index php title Eisriese Astronomie amp oldid 235356355