Planet

Die acht bekannten Planeten des Sonnensystems nach der Definition der IAU: Die terrestrischen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars Die Riesenplaneten Jupiter und Saturn (Gasriesen) Uranus und Neptun (Eisriesen) Dargestellt in der Reihenfolge von der Sonne aus und in echten Farben. Die Größen sind nicht maßstabsgetreu.

Ein Planet ist ein großer, runder astronomischer Körper, der weder ein Stern noch dessen Überrest ist. Die beste verfügbare Theorie zur Planetenentstehung ist die Nebelhypothese, die davon ausgeht, dass eine interstellare Wolke aus einem Nebel kollabiert und einen jungen Protostern erzeugt, der von einer protoplanetaren Scheibe umkreist wird. In dieser Scheibe wachsen Planeten durch die allmähliche Anhäufung von Material aufgrund der Schwerkraft, ein Prozess, der Akkretion genannt wird. Im Sonnensystem gibt es mindestens acht Planeten: die terrestrischen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars sowie die Riesenplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Jeder dieser Planeten dreht sich um eine Achse, die in Bezug auf den Pol seiner Umlaufbahn geneigt ist. Alle Planeten besitzen eine Atmosphäre, sogar Merkur, und einige weisen gemeinsame Merkmale wie Eiskappen, Jahreszeiten, Vulkanismus, Wirbelstürme, Tektonik und sogar Hydrologie auf. Abgesehen von Venus und Mars erzeugen die Planeten des Sonnensystems Magnetfelder, und alle außer Venus und Merkur haben natürliche Satelliten. Die Riesenplaneten tragen planetarische Ringe, von denen der des Saturn der auffälligste ist. ⓘ

Das Wort Planet stammt wahrscheinlich vom griechischen planḗtai ab, was "Wanderer" bedeutet und sich in der Antike auf die Sonne, den Mond und fünf Körper bezog, die als Lichtpunkte sichtbar waren und sich vor dem Hintergrund der Sterne bewegten. Diese fünf Planeten waren Merkur, Venus, Mars, Jupiter und Saturn. Historisch gesehen hatten die Planeten religiöse Assoziationen. Mehrere Kulturen identifizierten Himmelskörper, die mit bloßem Auge sichtbar sind, mit Göttern, und diese Verbindungen mit Mythologie und Folklore bestehen in den Schemata für die Benennung neu entdeckter Körper des Sonnensystems fort. Die Erde wurde als Planet anerkannt, als der Heliozentrismus im sechzehnten und siebzehnten Jahrhundert den Geozentrismus ablöste. ⓘ

Mit der Entwicklung des Teleskops erweiterte sich die Bedeutung des Begriffs Planet auf Objekte, die mit bloßem Auge nicht sichtbar sind: die Eisriesen Uranus und Neptun, Ceres und andere Körper, die später als Teil des Asteroidengürtels erkannt wurden, und Pluto, der sich später als größtes Mitglied der als Kuipergürtel bekannten Ansammlung von Eiskörpern herausstellte. Die Entdeckung anderer großer Objekte im Kuipergürtel, insbesondere Eris, löste eine Debatte darüber aus, wie genau ein Planet zu definieren sei. Die Internationale Astronomische Union (IAU) legte einen Standard fest, nach dem die vier Erden und die vier Riesen als Zwergplaneten gelten, wobei Ceres, Pluto und Eris in die Kategorie der Zwergplaneten eingeordnet wurden, obwohl viele Planetenforscher den Begriff Planet weiterhin im weiteren Sinne verwenden. ⓘ

Weitere Fortschritte in der Astronomie führten zur Entdeckung von über fünftausend Planeten außerhalb des Sonnensystems, den so genannten Exoplaneten. Dazu gehören heiße Jupiter-Riesenplaneten, die nahe an ihren Muttersternen kreisen, wie 51 Pegasi b, Supererden wie Gliese 581c, deren Masse zwischen der von Erde und Neptun liegt, und Planeten, die kleiner als die Erde sind, wie Kepler-20e. Es wurde festgestellt, dass mehrere Exoplaneten in den bewohnbaren Zonen ihrer jeweiligen Sterne kreisen, aber die Erde ist nach wie vor der einzige bekannte Planet, auf dem Leben möglich ist. ⓘ

Ein Planet ist nach traditioneller Sicht einer der acht oder neun großen Himmelskörper im Sonnensystem, welche die Sonne auf kreisähnlichen Bahnen umrunden. Ihre Umlaufzeiten liegen zwischen 88 Tagen (Merkur) und 165 Jahren (Neptun) bzw. 248 Jahren (Pluto). ⓘ

Nach exakterer Definition der Internationalen Astronomischen Union (IAU) von 2006 ist ein Planet ein Himmelskörper, der sich

(a) auf einer Umlaufbahn um die Sonne bewegt,

(b) dessen Masse so groß ist, dass er sich im hydrostatischen Gleichgewicht befindet (und somit eine kugelähnliche Gestalt hat), und

(c) das dominierende Objekt seiner Umlaufbahn ist, also diese allmählich durch sein Gravitationsfeld von weiteren Objekten „geräumt“ hat. ⓘ

Diese Definition der IAU vom August 2006 wurde notwendig, weil außerhalb der Plutobahn weitere Körper von ähnlicher Größe entdeckt wurden, und teilweise auch wegen der zunehmenden Zahl von Exoplaneten um andere Sterne. Der Beschluss führte unter anderem dazu, dass Pluto seinen vormaligen Status als Planet verlor – was insbesondere in den USA – der Heimat seines Entdeckers – zu gesellschaftlichem Disput führte. ⓘ

Geschichte

1660 Illustration des geozentrischen Modells von Claudius Ptolemäus ⓘ

Die Vorstellung von Planeten hat sich im Laufe der Geschichte weiterentwickelt, von den göttlichen Lichtern des Altertums zu den irdischen Objekten des wissenschaftlichen Zeitalters. Das Konzept hat sich auf Welten nicht nur im Sonnensystem, sondern auch in einer Vielzahl anderer extrasolarer Systeme ausgeweitet. Die einheitliche Definition, was als Planet im Gegensatz zu anderen Objekten, die die Sonne umkreisen, gilt, hat sich mehrmals geändert und umfasste früher auch Asteroiden und Zwergplaneten wie Pluto. ⓘ

Die fünf klassischen Planeten des Sonnensystems, die mit bloßem Auge sichtbar sind, sind seit dem Altertum bekannt und hatten einen bedeutenden Einfluss auf die Mythologie, die religiöse Kosmologie und die antike Astronomie. In der Antike beobachteten die Astronomen, wie sich bestimmte Lichter über den Himmel bewegten, im Gegensatz zu den "Fixsternen", die eine konstante relative Position am Himmel einnahmen. Die alten Griechen nannten diese Lichter πλάνητες ἀστέρες (planētes asteres, "wandernde Sterne") oder einfach πλανῆται (planētai, "Wanderer"), wovon das heutige Wort "Planet" abgeleitet wurde. Im antiken Griechenland, China, Babylon und in allen vormodernen Zivilisationen herrschte fast durchgängig der Glaube vor, dass die Erde das Zentrum des Universums sei und dass alle "Planeten" um die Erde kreisen. Die Gründe für diese Auffassung waren die Tatsache, dass sich die Sterne und Planeten jeden Tag um die Erde zu drehen schienen, und die scheinbar vom gesunden Menschenverstand geprägte Vorstellung, dass die Erde fest und stabil war und sich nicht bewegte, sondern ruhte. ⓘ

Babylon

Die erste bekannte Zivilisation, die eine funktionierende Theorie der Planeten hatte, waren die Babylonier, die im ersten und zweiten Jahrtausend v. Chr. in Mesopotamien lebten. Der älteste erhaltene astronomische Text über die Planeten ist die babylonische Venustafel von Ammisaduqa, eine Abschrift aus dem 7. Jahrhundert v. Chr. mit einer Liste von Beobachtungen der Bewegungen des Planeten Venus, die wahrscheinlich schon aus dem zweiten Jahrtausend v. Chr. stammt. MUL.APIN ist ein Keilschrifttafelpaar aus dem 7. Jahrhundert v. Chr., das die Bewegungen der Sonne, des Mondes und der Planeten im Laufe des Jahres auflistet. Die babylonischen Astrologen legten den Grundstein für das, was schließlich zur westlichen Astrologie werden sollte. Das Enuma anu enlil, das während der neuassyrischen Periode im 7. Jahrhundert v. Chr. verfasst wurde, enthält eine Liste von Omen und deren Beziehungen zu verschiedenen Himmelserscheinungen, einschließlich der Bewegungen der Planeten. Venus, Merkur und die äußeren Planeten Mars, Jupiter und Saturn wurden von den babylonischen Astronomen identifiziert. Bis zur Erfindung des Fernrohrs in der frühen Neuzeit blieben dies die einzigen bekannten Planeten. ⓘ

Griechisch-römische Astronomie

Die alten Griechen maßen den Planeten zunächst nicht so viel Bedeutung bei wie die Babylonier. Die Pythagoräer scheinen im 6. und 5. Jahrhundert v. Chr. eine eigene, unabhängige Planetentheorie entwickelt zu haben, nach der sich Erde, Sonne, Mond und Planeten um ein "Zentralfeuer" im Zentrum des Universums drehen. Pythagoras oder Parmenides soll der erste gewesen sein, der den Abendstern (Hesperos) und den Morgenstern (Phosphoros) als ein und denselben identifizierte (Aphrodite, griechisch entsprechend der lateinischen Venus), obwohl dies in Mesopotamien schon lange bekannt war. Im 3. Jahrhundert v. Chr. schlug Aristarchos von Samos ein heliozentrisches System vor, demzufolge sich die Erde und die Planeten um die Sonne drehten. Das geozentrische System blieb bis zur wissenschaftlichen Revolution vorherrschend. ⓘ

Im 1. Jahrhundert v. Chr., während der hellenistischen Periode, hatten die Griechen begonnen, ihre eigenen mathematischen Schemata für die Vorhersage der Positionen der Planeten zu entwickeln. Diese Schemata, die auf der Geometrie und nicht auf der Arithmetik der Babylonier basierten, sollten schließlich die Theorien der Babylonier an Komplexität und Umfang in den Schatten stellen und die meisten der von der Erde aus mit bloßem Auge beobachteten astronomischen Bewegungen erklären. Diese Theorien erreichten ihren umfassendsten Ausdruck im Almagest, das von Ptolemäus im 2. Jahrhundert n. Chr. geschrieben wurde. Das Modell des Ptolemäus war so dominant, dass es alle früheren Werke über Astronomie verdrängte und 13 Jahrhunderte lang der maßgebliche astronomische Text in der westlichen Welt blieb. Den Griechen und Römern waren sieben Planeten bekannt, von denen jeder nach den von Ptolemäus aufgestellten komplexen Gesetzen die Erde umkreisen sollte. In aufsteigender Reihenfolge von der Erde aus waren dies (in Ptolemäus' Reihenfolge und unter Verwendung moderner Namen): Mond, Merkur, Venus, Sonne, Mars, Jupiter und Saturn. ⓘ

Astronomie des Mittelalters

Nach dem Untergang des Weströmischen Reiches entwickelte sich die Astronomie in Indien und in der mittelalterlichen islamischen Welt weiter. Im Jahr 499 n. Chr. stellte der indische Astronom Aryabhata ein Planetenmodell auf, das ausdrücklich die Rotation der Erde um ihre Achse einbezog, die er als Ursache für die scheinbar westwärts gerichtete Bewegung der Sterne erklärte. Er glaubte, dass die Bahnen der Planeten elliptisch sind. Die Anhänger von Aryabhata waren vor allem in Südindien stark, wo unter anderem seine Prinzipien der täglichen Erdrotation befolgt wurden und eine Reihe von Sekundärwerken auf ihnen beruhten. ⓘ

Die Astronomie des islamischen Goldenen Zeitalters fand hauptsächlich im Nahen Osten, in Zentralasien, Al-Andalus und Nordafrika statt, später auch im Fernen Osten und in Indien. Diese Astronomen, wie der Universalgelehrte Ibn al-Haytham, akzeptierten im Allgemeinen den Geozentrismus, auch wenn sie das Epizykelsystem des Ptolemäus anzweifelten und nach Alternativen suchten. Der Astronom Abu Sa'id al-Sijzi aus dem 10. Jahrhundert akzeptierte, dass sich die Erde um ihre Achse dreht. Im 11. Jahrhundert wurde der Venustransit von Avicenna beobachtet. Sein Zeitgenosse Al-Biruni entwickelte eine Methode zur Bestimmung des Erdradius mit Hilfe der Trigonometrie, die im Gegensatz zu der älteren Methode von Eratosthenes nur Beobachtungen an einem einzigen Berg erforderte. ⓘ

Wissenschaftliche Revolution und neue Planeten

Mit dem Aufkommen der wissenschaftlichen Revolution und dem heliozentrischen Modell von Kopernikus, Galilei und Kepler änderte sich die Verwendung des Begriffs "Planet" von etwas, das sich relativ zum Fixstern am Himmel bewegte, hin zu einem Körper, der die Sonne entweder direkt (Primärplanet) oder indirekt (Sekundär- oder Satellitenplanet) umkreiste. So wurde die Erde in die Liste der Planeten aufgenommen und die Sonne gestrichen. Die kopernikanische Zählung der Primärplaneten galt bis 1781, als Uranus entdeckt wurde. ⓘ

Als im 17. Jahrhundert vier Jupitersatelliten und fünf Saturntrabanten entdeckt wurden, bezeichnete man sie als "Satellitenplaneten" oder "Sekundärplaneten", die die Primärplaneten umkreisen. In den folgenden Jahrzehnten wurden sie jedoch einfach als "Satelliten" bezeichnet, und es ist nicht immer klar, ob sie noch als Planeten betrachtet wurden. Die letzten Satelliten, die in ihren Entdeckungsberichten ausdrücklich als "Planeten" bezeichnet wurden, waren Uranus' Titania und Oberon im Jahr 1787, obwohl es noch ein weiteres Jahrhundert lang Hinweise auf "Sekundärplaneten" gibt. ⓘ

Im ersten Jahrzehnt des 19. Jahrhunderts wurden vier neue Planeten entdeckt: Ceres (1801), Pallas (1802), Juno (1804) und Vesta (1807). Schon bald stellte sich heraus, dass sie sich von den bisher bekannten Planeten stark unterschieden: Sie befanden sich in derselben Region des Weltraums, zwischen Mars und Jupiter (dem Asteroidengürtel), mit teilweise überlappenden Umlaufbahnen, wo man nur einen Planeten erwartet hatte, und sie waren viel kleiner; man vermutete sogar, dass es sich um Bruchstücke eines größeren Planeten handeln könnte, der zerbrochen war. Man nannte sie Asteroiden, weil sie selbst in den größten Teleskopen wie Sterne aussahen, ohne eine auflösbare Scheibe zu haben. ⓘ

Die Situation blieb vier Jahrzehnte lang stabil, aber Mitte der 1840er Jahre wurden mehrere weitere Asteroiden entdeckt (Astraea 1845, Hebe 1847, Iris 1847, Flora 1848, Metis 1848 und Hygeia 1849), und bald wurden jedes Jahr neue "Planeten" entdeckt. Infolgedessen begannen die Astronomen, die Asteroiden (Kleinplaneten) getrennt von den Hauptplaneten aufzulisten und ihnen Nummern anstelle der abstrakten Planetensymbole zuzuweisen, obwohl sie bis ins 21. Neptun wurde 1846 entdeckt, wobei seine Position aufgrund seines Gravitationseinflusses auf Uranus vorhergesagt worden war. Da die Umlaufbahn des Merkurs in ähnlicher Weise beeinflusst zu sein schien, glaubte man Ende des 19. Jahrhunderts, dass es einen weiteren Planeten geben könnte, der noch näher an der Sonne liegt. Die Diskrepanz zwischen der Merkurbahn und den Vorhersagen der Newtonschen Gravitation wurde jedoch durch eine verbesserte Gravitationstheorie, die allgemeine Relativitätstheorie von Einstein, erklärt. ⓘ

20. Jahrhundert

Pluto wurde im Jahr 1930 entdeckt. Nachdem erste Beobachtungen zu der Annahme geführt hatten, er sei größer als die Erde, wurde das Objekt sofort als neunter großer Planet akzeptiert. Weitere Untersuchungen ergaben, dass der Körper in Wirklichkeit viel kleiner war: 1936 schlug Ray Lyttleton vor, dass Pluto ein entkommener Satellit des Neptun sein könnte, und Fred Whipple schlug 1964 vor, dass Pluto ein Komet sein könnte. Da er immer noch größer war als alle bekannten Asteroiden und die Population der Zwergplaneten und anderer transneptunischer Objekte nicht gut beobachtet wurde, behielt er seinen Status bis 2006. ⓘ

Im Jahr 1992 gaben die Astronomen Aleksander Wolszczan und Dale Frail die Entdeckung von Planeten um einen Pulsar, PSR B1257+12, bekannt. Diese Entdeckung gilt allgemein als der erste definitive Nachweis eines Planetensystems um einen anderen Stern. Am 6. Oktober 1995 meldeten Michel Mayor und Didier Queloz vom Genfer Observatorium den ersten endgültigen Nachweis eines Exoplaneten, der einen gewöhnlichen Hauptreihenstern (51 Pegasi) umkreist. ⓘ

Die Entdeckung extrasolarer Planeten führte zu einer weiteren Unklarheit bei der Definition eines Planeten: dem Punkt, an dem ein Planet zu einem Stern wird. Viele bekannte extrasolare Planeten haben ein Vielfaches der Masse des Jupiters und nähern sich der Masse von stellaren Objekten, die als braune Zwerge bekannt sind. Braune Zwerge werden im Allgemeinen als Sterne betrachtet, da sie theoretisch in der Lage sind, Deuterium, ein schwereres Isotop von Wasserstoff, zu fusionieren. Obwohl Objekte mit einer Masse von mehr als dem 75-fachen des Jupiters einfachen Wasserstoff fusionieren, können Objekte mit einer Masse von 13 Jupitern Deuterium fusionieren. Deuterium ist recht selten und macht weniger als 0,0026 % des Wasserstoffs in der Galaxie aus. Die meisten Braunen Zwerge hätten schon lange vor ihrer Entdeckung aufgehört, Deuterium zu fusionieren, so dass sie von supermassereichen Planeten nicht mehr zu unterscheiden sind. ⓘ

21. Jahrhundert

Als in der zweiten Hälfte des 20. Jahrhunderts weitere Objekte im Sonnensystem und große Objekte um andere Sterne entdeckt wurden, kam es zu Streitigkeiten darüber, was ein Planet ist. Insbesondere gab es Meinungsverschiedenheiten darüber, ob ein Objekt als Planet zu betrachten ist, wenn es Teil einer bestimmten Population wie eines Gürtels ist, oder wenn es groß genug ist, um Energie durch die thermonukleare Fusion von Deuterium zu erzeugen. ⓘ

Eine wachsende Zahl von Astronomen plädierte dafür, Pluto als Planeten einzustufen, da in den 1990er und frühen 2000er Jahren in derselben Region des Sonnensystems (dem Kuipergürtel) viele ähnliche Objekte gefunden worden waren, die seiner Größe nahe kamen. Es stellte sich heraus, dass Pluto nur ein kleiner Körper in einer Population von Tausenden ist. Einige von ihnen, wie Quaoar, Sedna, Eris und Haumea, wurden in der populären Presse als zehnter Planet angekündigt. Die Ankündigung von Eris im Jahr 2005, einem Objekt, das 27 % massereicher ist als Pluto, gab den Anstoß für eine offizielle Definition eines Planeten. Um das Problem anzuerkennen, machte sich die IAU daran, eine Definition des Begriffs "Planet" zu erstellen, und legte diese im August 2006 vor. Ihre Definition beschränkte sich auf die acht deutlich größeren Körper, die ihre Umlaufbahn verlassen hatten (Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun), und es wurde eine neue Klasse von Zwergplaneten geschaffen, die zunächst drei Objekte umfasste (Ceres, Pluto und Eris). ⓘ

Diese Definition wurde nicht allgemein akzeptiert. Zwergplaneten wurden als eine Kategorie von Kleinplaneten vorgeschlagen (im Gegensatz zu Planetoiden als subplanetarische Objekte), und Planetengeologen behandeln sie trotz der IAU-Definition weiterhin als Planeten. Die Anzahl der Zwergplaneten selbst unter den bekannten Objekten ist nicht sicher, aber es besteht ein allgemeiner Konsens über Ceres im Asteroidengürtel und über mindestens acht Transneptunier: Quaoar, Sedna, Orcus, Pluto, Haumea, Eris, Makemake und Gonggong. Planetengeologen können die neunzehn bekannten Monde mit planetarischer Masse als "Satellitenplaneten" bezeichnen, einschließlich des Erdmondes, wie die frühen modernen Astronomen. Einige gehen sogar noch weiter und schließen relativ große, geologisch entwickelte Körper ein, die heute jedoch nicht sehr rund sind, wie Pallas und Vesta, obwohl nicht alle Planetengeologen dies tun. ⓘ

IAU-Definition eines Planeten von 2006

Die Frage der Untergrenze wurde auf der Generalversammlung der IAU im Jahr 2006 erörtert. Nach vielen Debatten und einem gescheiterten Vorschlag stimmte eine große Mehrheit der Anwesenden für die Verabschiedung einer Resolution. In der Resolution von 2006 werden Planeten im Sonnensystem wie folgt definiert:

Ein "Planet" [1] ist ein Himmelskörper innerhalb des Sonnensystems, der sich (a) auf einer Umlaufbahn um die Sonne befindet, (b) über eine ausreichende Masse verfügt, damit seine Eigengravitation die Kräfte des starren Körpers überwinden kann, so dass er eine Form im hydrostatischen Gleichgewicht (nahezu rund) annimmt, und (c) die Umgebung seiner Umlaufbahn verlassen hat. [1] Die acht Planeten sind: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun.

Nach dieser Definition besteht das Sonnensystem aus acht Planeten. Körper, die die ersten beiden Bedingungen erfüllen, aber nicht die dritte, werden als Zwergplaneten eingestuft, sofern sie keine natürlichen Satelliten anderer Planeten sind. Ursprünglich hatte ein IAU-Ausschuss eine Definition vorgeschlagen, die eine viel größere Anzahl von Planeten umfasst hätte, da sie (c) nicht als Kriterium enthielt. Nach vielen Diskussionen wurde in einer Abstimmung beschlossen, dass diese Körper stattdessen als Zwergplaneten eingestuft werden sollten. ⓘ

Diese Definition stützt sich auf moderne Theorien der Planetenentstehung, wonach Planetenembryonen zunächst ihre Bahnumgebung von anderen kleineren Objekten befreien. Wie weiter unten beschrieben, entstehen Planeten, indem sich das Material in einer Materiescheibe um einen Protostern zusammenballt. Dieser Prozess führt zu einer Ansammlung von relativ großen Objekten, von denen jedes den größten Teil des Materials, das in seiner Nähe kreiste, entweder "aufgesaugt" oder weggestreut hat. Diese Objekte kollidieren nicht miteinander, weil sie zu weit voneinander entfernt sind, manchmal sogar in orbitaler Resonanz. ⓘ

Die IAU-Definition aus dem Jahr 2006 stellt für Exoplaneten eine gewisse Herausforderung dar, da sie sich auf das Sonnensystem bezieht und die Kriterien der Rundheit und des Abstands zwischen den Umlaufbahnen für Exoplaneten derzeit nicht beobachtbar sind. Es gibt keine offizielle Definition von Exoplaneten, aber die Arbeitsgruppe der IAU zu diesem Thema hat 2018 eine vorläufige Erklärung angenommen, die wie folgt lautet:

• Objekte mit echten Massen unterhalb der Grenzmasse für die thermonukleare Fusion von Deuterium (derzeit berechnet als 13 Jupitermassen für Objekte mit solarer Metallizität), die Sterne, braune Zwerge oder stellare Überreste umkreisen und ein Massenverhältnis zum zentralen Objekt unterhalb der L4/L5-Instabilität (M/M_central < 2/(25+√621) haben, sind "Planeten" (unabhängig davon, wie sie entstanden sind).
• Die Mindestmasse/Größe, die für ein extrasolares Objekt erforderlich ist, um als Planet zu gelten, sollte die gleiche sein wie die in unserem Sonnensystem verwendete. ⓘ

Die IAU wies darauf hin, dass diese Definition mit zunehmendem Wissensstand weiterentwickelt werden könnte. ⓘ

Euler-Diagramm, das die Arten von Körpern im Sonnensystem zeigt ⓘ

Der Astronom Jean-Luc Margot schlug ein mathematisches Kriterium vor, das bestimmt, ob ein Objekt seine Umlaufbahn während der Lebensdauer seines Wirtssterns verlassen kann, und zwar auf der Grundlage der Masse des Planeten, seiner Hauptachse und der Masse seines Wirtssterns. Die Formel ergibt einen Wert namens π, der für Planeten größer als 1 ist. Die acht bekannten Planeten und alle bekannten Exoplaneten haben π-Werte über 100, während Ceres, Pluto und Eris π-Werte von 0,1 oder weniger haben. Bei Objekten mit π-Werten von 1 oder mehr wird davon ausgegangen, dass sie annähernd kugelförmig sind, so dass Objekte, die die Anforderung an den Abstand der Orbitalzone erfüllen, automatisch auch die Anforderung an die Rundheit erfüllen. ⓘ

Geophysikalische Definitionen

Die IAU-Definition wird nicht von allen Astronomen, einschließlich der Planetenforscher, vollständig akzeptiert. Planetenforscher interessieren sich mehr für die Geologie der Planeten als für ihre Dynamik und klassifizieren die Planeten daher anhand ihrer geologischen Eigenschaften. Ein Himmelskörper kann eine dynamische (planetarische) Geologie annehmen, wenn er ungefähr die Masse erreicht, die erforderlich ist, damit sein Mantel unter seinem eigenen Gewicht plastisch wird. Dies führt zu einem Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts, in dem der Körper eine stabile, runde Form annimmt, die in den geophysikalischen Definitionen als Kennzeichen des Planetarismus angesehen wird. Ein Beispiel:

Ein Körper mit substellarer Masse, der nie eine Kernfusion durchlaufen hat und dessen Schwerkraft ausreicht, um aufgrund des hydrostatischen Gleichgewichts rund zu sein, unabhängig von seinen Bahnparametern. ⓘ

Monde mit planetarer Masse im Größenvergleich mit Merkur, Venus, Erde, Mars und Pluto ⓘ

Im Sonnensystem ist diese Masse im Allgemeinen geringer als die Masse, die erforderlich ist, damit ein Körper seine Umlaufbahn verlassen kann. Daher werden einige Objekte, die nach geophysikalischen Definitionen als "Planeten" gelten, nach der IAU-Definition nicht als solche betrachtet, wie z. B. Ceres und Pluto. Die Befürworter solcher Definitionen argumentieren oft, dass der Ort keine Rolle spielen sollte und dass die Planeteneigenschaft durch die intrinsischen Eigenschaften eines Objekts definiert werden sollte. ⓘ

Geophysikalische Definitionen verlangen oft nicht, dass Planeten Sterne umkreisen, so dass runde Satelliten wie unser Mond oder die Galileischen Monde des Jupiters als Planeten gelten. Sie werden dann manchmal als "Satellitenplaneten" bezeichnet. ⓘ

Für Körper, die den geophysikalischen Definitionen von "Planet" entsprechen, wurden auch andere Begriffe verwendet, z. B. "Objekt mit Planetenmasse", "Planemo" oder "Welt". ⓘ

Mythologie und Namensgebung

Die Namen für die Planeten in der westlichen Welt leiten sich von der Benennungspraxis der Römer ab, die wiederum auf die der Griechen und Babylonier zurückgeht. Im antiken Griechenland hießen die beiden großen Lichtgestalten Sonne und Mond Helios und Selene, zwei antike titanische Gottheiten; der langsamste Planet (Saturn) wurde Phainon, der Leuchtende, genannt, gefolgt von Phaethon (Jupiter), der Helle"; der rote Planet (Mars) hieß Pyroeis, der Feurige"; der hellste (Venus) wurde Phosphoros, der Lichtbringer, genannt; und der flüchtige letzte Planet (Merkur) hieß Stilbon, der Schimmernde. Die Griechen ordneten jeden Planeten einem der Götter ihres Pantheons zu, den Olympiern und den früheren Titanen:

• Helios und Selene waren die Namen sowohl der Planeten als auch der Götter, beide Titanen (die später von den Olympiern Apollo und Artemis verdrängt wurden);
• Phainon war Kronus heilig, dem Titanen, der die Olympier zeugte;
• Phaethon war Zeus heilig, dem Sohn des Kronos, der ihn als König absetzte;
• Pyroeis wurde Ares, dem Sohn des Zeus und Gott des Krieges, übergeben;
• Phosphoros wurde von Aphrodite, der Göttin der Liebe, regiert; und
• Stilbon mit seiner schnellen Bewegung wurde von Hermes regiert, dem Götterboten und Gott der Gelehrsamkeit und des Geistes. ⓘ

Die griechische Praxis, den Planeten die Namen ihrer Götter zu geben, wurde mit ziemlicher Sicherheit von den Babyloniern übernommen. Die Babylonier benannten Venus nach ihrer Liebesgöttin Ishtar, Mars nach ihrem Kriegsgott Nergal, Merkur nach ihrem Weisheitsgott Nabu und Jupiter nach ihrem Hauptgott Marduk. Es gibt zu viele Übereinstimmungen zwischen den griechischen und babylonischen Namenskonventionen, als dass sie unabhängig voneinander entstanden sein könnten. Die Übersetzung war nicht perfekt. Der babylonische Nergal zum Beispiel war ein Kriegsgott, den die Griechen mit Ares gleichsetzten. Im Gegensatz zu Ares war Nergal aber auch ein Gott der Pestilenz und Herrscher über die Unterwelt. ⓘ

Die griechischen Götter des Olymps, von denen die römischen Namen der Planeten des Sonnensystems abgeleitet sind ⓘ

Heute kennen die meisten Menschen in der westlichen Welt die Planeten unter den Namen, die vom olympischen Götterpantheon abgeleitet sind. Obwohl die modernen Griechen immer noch ihre antiken Namen für die Planeten verwenden, werden in anderen europäischen Sprachen aufgrund des Einflusses des Römischen Reiches und später der katholischen Kirche eher die römischen (lateinischen) Namen als die griechischen verwendet. Die Römer übernahmen die proto-indoeuropäische Mythologie ebenso wie die Griechen und teilten mit ihnen ein gemeinsames Pantheon unter verschiedenen Namen, doch fehlte den Römern die reiche Erzähltradition, die die griechische poetische Kultur ihren Göttern verliehen hatte. In der späteren Zeit der Römischen Republik übernahmen die römischen Schriftsteller viele der griechischen Erzählungen und übertrugen sie auf ihr eigenes Pantheon, so dass sie praktisch ununterscheidbar wurden. Als die Römer die griechische Astronomie studierten, gaben sie den Planeten die Namen ihrer eigenen Götter: Mercurius (für Hermes), Venus (Aphrodite), Mars (Ares), Iuppiter (Zeus) und Saturnus (Cronus). Einige Römer, die einem möglicherweise aus Mesopotamien stammenden, aber im hellenistischen Ägypten entwickelten Glauben folgten, glaubten, dass die sieben Götter, nach denen die Planeten benannt waren, sich stündlich um die Angelegenheiten auf der Erde kümmerten. Die Reihenfolge war Saturn, Jupiter, Mars, Sonne, Venus, Merkur und Mond (vom entferntesten zum nächstgelegenen Planeten). Der erste Tag wurde also von Saturn (1. Stunde) eingeleitet, der zweite Tag von der Sonne (25. Stunde), gefolgt von Mond (49. Stunde), Mars, Merkur, Jupiter und Venus. Da jeder Tag nach dem Gott benannt wurde, der ihn einleitete, wurde dies zur Reihenfolge der Wochentage im römischen Kalender. Im Englischen sind Samstag, Sonntag und Montag die direkte Übersetzung dieser römischen Namen. Die anderen Tage wurden nach Tīw (Dienstag), Wōden (Mittwoch), Þunor (Donnerstag) und Frīġ (Freitag) benannt, den angelsächsischen Göttern, die als ähnlich oder gleichwertig mit Mars, Merkur, Jupiter und Venus angesehen wurden. ⓘ

Die Erde ist der einzige Planet, dessen Name im Englischen nicht aus der griechisch-römischen Mythologie stammt. Da er erst im 17. Jahrhundert allgemein als Planet anerkannt wurde, gibt es keine Tradition, ihn nach einem Gott zu benennen. (Dasselbe gilt, zumindest im Englischen, für die Sonne und den Mond, auch wenn sie im Allgemeinen nicht mehr als Planeten angesehen werden.) Der Name stammt von dem altenglischen Wort eorþe, das sowohl für "Boden" und "Schmutz" als auch für die Erde selbst stand. Wie seine Äquivalente in den anderen germanischen Sprachen leitet er sich letztlich vom protogermanischen Wort erþō ab, wie das englische earth, das deutsche Erde, das niederländische aarde und das skandinavische jord zeigen. Viele der romanischen Sprachen haben das alte römische Wort terra (oder eine Abwandlung davon) beibehalten, das in der Bedeutung von "trockenem Land" im Gegensatz zu "Meer" verwendet wurde. Die nicht-romanischen Sprachen verwenden ihre eigenen einheimischen Wörter. Die Griechen haben ihren ursprünglichen Namen Γή (Ge) beibehalten. ⓘ

Die außereuropäischen Kulturen verwenden andere Systeme zur Benennung von Planeten. Indien verwendet ein auf dem Navagraha basierendes System, das die sieben traditionellen Planeten (Surya für die Sonne, Chandra für den Mond, Budha für Merkur, Shukra für Venus, Mangala für Mars, Bṛhaspati für Jupiter und Shani für Saturn) und die auf- und absteigenden Mondknoten Rahu und Ketu umfasst. ⓘ

China und die ostasiatischen Länder, die historisch unter chinesischem Kultureinfluss standen (wie Japan, Korea und Vietnam), verwenden ein Benennungssystem, das auf den fünf chinesischen Elementen basiert: Wasser (Merkur), Metall (Venus), Feuer (Mars), Holz (Jupiter) und Erde (Saturn). ⓘ

In der traditionellen hebräischen Astronomie haben die sieben traditionellen Planeten (größtenteils) beschreibende Namen - die Sonne ist חמה Ḥammah oder "die Heiße", " der Mond ist לבנה Levanah oder "der Weiße", Venus ist כוכב נוגה Kokhav Nogah oder "der helle Planet", "Merkur ist כוכב Kokhav oder "der Planet" (da er keine besonderen Merkmale aufweist), Mars ist מאדים Ma'adim oder "der Rote" und Saturn ist שבתאי Shabbatai oder "der Ruhende" (in Bezug auf seine langsame Bewegung im Vergleich zu den anderen sichtbaren Planeten). Der Sonderling ist Jupiter, der צדק Tzedeq oder "Gerechtigkeit" genannt wird. Im Arabischen ist Merkur عُطَارِد (ʿUṭārid, verwandt mit Ishtar / Astarte), Venus ist الزهرة (az-Zuhara, "die Helle", ein Beiname der Göttin Al-'Uzzá), die Erde ist الأرض (al-ʾArḍ, von der gleichen Wurzel wie eretz), Mars ist اَلْمِرِّيخ (al-Mirrīkh, was "federloser Pfeil" bedeutet, wegen seiner rückläufigen Bewegung), Jupiter ist المشتري (al-Muštarī, "der Zuverlässige", aus dem Akkadischen) und Saturn ist زُحَل (Zuḥal, "Rückzieher"). ⓘ

Als im 18. und 19. Jahrhundert weitere Planeten entdeckt wurden, wurde Uranus nach einer griechischen Gottheit und Neptun nach einer römischen Gottheit (dem Gegenstück zu Poseidon) benannt. Ceres, Orcus, Pluto und Eris folgten dem römischen und griechischen Schema; die anderen Zwergplaneten sind jedoch nach Göttern und Göttinnen aus anderen Kulturen benannt (z. B. ist Quaoar nach einem Tongva-Gott benannt). Objekte jenseits des Neptun werden je nach ihrer Umlaufbahn unterschiedlich benannt: Diejenigen, die sich in einer 2:3-Resonanz mit Neptun befinden (die Plutinos), erhalten Namen aus Unterweltmythen, während andere Namen aus Schöpfungsmythen stammen. ⓘ

Die Monde (einschließlich der Monde mit planetarischer Masse) erhalten im Allgemeinen Namen, die mit ihrem Mutterplaneten in Verbindung stehen. Die Jupitermonde sind nach vier Geliebten des Zeus (oder anderen Sexualpartnern) benannt; die Saturnmonde nach den Brüdern und Schwestern des Kronos, den Titanen; die Uranusmonde nach Figuren aus Shakespeare und Pope (ursprünglich speziell aus der Märchenmythologie, passend zu Uranus als Gott des Himmels und der Luft, aber das endete mit der Benennung von Miranda). Neptuns Mond Triton ist nach dem Sohn des Gottes benannt; Plutos Mond Charon ist nach dem Fährmann der Toten benannt, der die Seelen der frisch Verstorbenen in die Unterwelt (Plutos Reich) bringt. ⓘ

Entstehung

Künstlerische Eindrücke

Eine protoplanetare Scheibe

Zusammenstoß von Asteroiden bei der Planetenentstehung

Es ist nicht mit Sicherheit bekannt, wie sich Planeten bilden. Die vorherrschende Theorie besagt, dass sie beim Kollaps eines Nebels zu einer dünnen Scheibe aus Gas und Staub entstehen. Im Kern bildet sich ein Protostern, der von einer rotierenden protoplanetaren Scheibe umgeben ist. Durch Akkretion (ein Prozess der klebrigen Kollision) sammeln die Staubteilchen in der Scheibe stetig Masse an und bilden immer größere Körper. Es bilden sich lokale Massenkonzentrationen, so genannte Planetesimale, die den Akkretionsprozess beschleunigen, indem sie durch ihre Anziehungskraft zusätzliches Material anziehen. Diese Ansammlungen werden immer dichter, bis sie unter der Schwerkraft nach innen kollabieren und Protoplaneten bilden. Nachdem ein Planet eine Masse erreicht hat, die etwas größer ist als die des Mars, beginnt er, eine ausgedehnte Atmosphäre aufzubauen, die die Einfangrate der Planetesimale durch den atmosphärischen Widerstand stark erhöht. Je nach der Akkretionsgeschichte von Festkörpern und Gas kann ein Riesenplanet, ein Eisriese oder ein terrestrischer Planet entstehen. Man nimmt an, dass die regulären Satelliten von Jupiter, Saturn und Uranus auf ähnliche Weise entstanden sind; Triton wurde jedoch wahrscheinlich von Neptun eingefangen, und der Erdmond und Plutos Charon könnten durch Kollisionen entstanden sein. ⓘ

Wenn der Protostern so weit gewachsen ist, dass er sich zu einem Stern entzündet, wird die überlebende Scheibe durch Photoverdampfung, den Sonnenwind, den Poynting-Robertson-Widerstand und andere Effekte von innen nach außen entfernt. Danach kann es immer noch viele Protoplaneten geben, die den Stern oder einander umkreisen, aber mit der Zeit werden viele von ihnen kollidieren und entweder einen einzigen größeren Planeten bilden oder Material freisetzen, das andere größere Protoplaneten oder Planeten aufnehmen können. Diejenigen Objekte, die massiv genug geworden sind, werden die meiste Materie in ihrer Umgebung aufnehmen und zu Planeten werden. Protoplaneten, die Kollisionen vermieden haben, können durch Gravitationseinfang zu natürlichen Satelliten von Planeten werden oder in Gürteln anderer Objekte verbleiben und entweder zu Zwergplaneten oder kleinen Körpern werden. ⓘ

Auswurf von Supernova-Überresten, die planetenbildendes Material produzieren ⓘ

Die energiereichen Einschläge der kleineren Planetesimale (sowie der radioaktive Zerfall) heizen den wachsenden Planeten auf und bringen ihn zumindest teilweise zum Schmelzen. Das Innere des Planeten beginnt sich nach seiner Dichte zu differenzieren, wobei Materialien mit höherer Dichte zum Kern hin absinken. Kleinere terrestrische Planeten verlieren durch diese Akkretion den größten Teil ihrer Atmosphäre, aber die verlorenen Gase können durch Ausgasungen aus dem Erdmantel und durch nachfolgende Kometeneinschläge ersetzt werden. (Kleinere Planeten verlieren jede Atmosphäre, die sie durch verschiedene Fluchtmechanismen gewinnen). ⓘ

Mit der Entdeckung und Beobachtung von Planetensystemen, die andere Sterne als die Sonne umkreisen, wird es möglich, diese Darstellung zu erweitern, zu überarbeiten oder sogar zu ersetzen. Der Grad der Metallizität - ein astronomischer Begriff, der die Häufigkeit chemischer Elemente mit einer Ordnungszahl größer als 2 (Helium) beschreibt - scheint die Wahrscheinlichkeit zu bestimmen, dass ein Stern Planeten haben wird. So ist es wahrscheinlicher, dass ein metallreicher Stern der Population I ein umfangreiches Planetensystem besitzt als ein metallarmer Stern der Population II. ⓘ

Das Kernakkretionsmodell wurde 1969 von dem russischen Physiker Victor S. Safronov vorgestellt. Es teilt sich in mehrere Phasen auf:

Wachstum der Keime

Staub migriert langsam in die Äquatorialebene der protoplanetaren Scheibe. Dabei kollidieren einzelne, etwa ein Mikrometer große Staubpartikel und kleben zusammen. So bilden sie Staubkörner, die langsam weiter anwachsen und in die Zentralebene der Scheibe wandern. Das Wachstum ist gegeben durch: ${\frac {\mathrm {d} M}{\mathrm {d} t}}=\pi Rc^{2}\sigma \Omega \left(1+{\frac {v_{e}}{v}}\right)$ (mit $\sigma$ – der Flächendichte der Teilchen, $\Omega$ – der Keplergeschwindigkeit der Scheibe, $v_{e}$ – der Entweichgeschwindigkeit so wie $v$ – der Geschwindigkeit der Teilchen). ⓘ

Da man für die große Anzahl von Teilchen in einer Scheibe keine klassische Viel-Teilchen-Theorie verwenden kann, rechnet man mit einer „Particle-in-a-box“-Näherung. Dabei ergeben sich zwei mögliche Entwicklungen: entweder ein geordnetes Gesamtwachstum oder ein so genannter Runaway-Effekt. Beim Runaway-Effekt wachsen große Teilchen aufgrund der geringen Relativgeschwindigkeit $v$ besonders schnell. Diese Teilchen haben nach einer gewissen Zeit eine sehr viel höhere Masse und sind von der Massenverteilung der restlichen Teilchen völlig entkoppelt. ⓘ

Oligarchisches Wachstum

Die größten Planetesimale beginnen, ihre Umgebung von Materie zu enträumen. Dabei entstehen Objekte bis zu etwa einer Marsmasse. ⓘ

Orb crossing

In der letzten Phase beginnen nun die großen Objekte, nachdem sie ihre Umgebung von Materie bereinigt haben, miteinander zu wechselwirken. Es kommt zu Kollisionen und Fraktionierungen, wobei Venus- bzw. Erdmassen erreicht werden. Zu diesem Zeitpunkt ist das protoplanetare System schon etwa zehn Millionen Jahre alt. ⓘ

Hat ein Objekt die kritische Größe von etwa zehn Erdmassen erreicht, so beginnt es das umliegende Gas zu akkretieren. Es entsteht ein Gasgigant. ⓘ

Sonnensystem

Das Sonnensystem, einschließlich der Sonne, der Planeten, der Zwergplaneten und der größeren Monde. Die Abstände zwischen den Körpern sind nicht maßstabsgetreu. ⓘ

Nach der IAU-Definition gibt es acht Planeten im Sonnensystem, und zwar (in zunehmender Entfernung von der Sonne): Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Jupiter ist mit 318 Erdmassen der größte, während Merkur mit 0,055 Erdmassen der kleinste ist. ⓘ

Die Planeten des Sonnensystems lassen sich aufgrund ihrer Zusammensetzung in verschiedene Kategorien einteilen. Die terrestrischen Planeten sind der Erde ähnlich und bestehen größtenteils aus Gestein und Metall: Merkur, Venus, Erde und Mars. Die Erde ist der größte terrestrische Planet. Riesenplaneten sind wesentlich massereicher als die terrestrischen Planeten: Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Sie unterscheiden sich von den irdischen Planeten durch ihre Zusammensetzung. Die Gasriesen Jupiter und Saturn bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium und sind die massereichsten Planeten des Sonnensystems. Saturn ist mit 95 Erdmassen ein Drittel so massiv wie Jupiter. Die Eisriesen Uranus und Neptun bestehen hauptsächlich aus Materialien mit niedrigem Siedepunkt, wie Wasser, Methan und Ammoniak, und haben dichte Atmosphären aus Wasserstoff und Helium. Sie haben eine deutlich geringere Masse als die Gasriesen (nur 14 und 17 Erdmassen). ⓘ

Zwergplaneten sind gravitativ rund, haben aber ihre Bahnen nicht von anderen Körpern geräumt. In aufsteigender Reihenfolge ihrer durchschnittlichen Entfernung von der Sonne sind dies Ceres, Orcus, Pluto, Haumea, Quaoar, Makemake, Gonggong, Eris und Sedna. Ceres ist das größte Objekt im Asteroidengürtel und befindet sich zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter. Die anderen acht kreisen alle jenseits von Neptun. Orcus, Pluto, Haumea, Quaoar und Makemake umkreisen den Kuipergürtel, einen zweiten Gürtel aus kleinen Körpern des Sonnensystems jenseits der Neptunbahn. Gonggong und Eris umkreisen die Streuscheibe, die etwas weiter draußen liegt und im Gegensatz zum Kuiper-Gürtel instabil gegenüber Wechselwirkungen mit Neptun ist. Sedna ist das größte bekannte losgelöste Objekt, eine Population, die der Sonne nie nahe genug kommt, um mit einem der klassischen Planeten in Wechselwirkung zu treten; die Ursprünge ihrer Bahnen werden noch diskutiert. Alle neun ähneln den irdischen Planeten, da sie eine feste Oberfläche haben, aber sie bestehen aus Eis und Gestein und nicht aus Fels und Metall. Außerdem sind sie alle kleiner als Merkur, wobei Pluto der größte bekannte Zwergplanet und Eris der massivste bekannte ist. ⓘ

Es gibt mindestens neunzehn Monde oder Satellitenplaneten, die groß genug sind, um eine ellipsoide Form anzunehmen. Die neunzehn sind nach allgemeiner Auffassung die folgenden.

• Ein Satellit der Erde: der Mond
• Vier Trabanten des Jupiters: Io, Europa, Ganymed und Callisto
• Sieben Trabanten des Saturn: Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan und Iapetus
• Fünf Satelliten des Uranus: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania und Oberon
• Ein Satellit des Neptun: Triton
• Ein Satellit des Pluto: Charon ⓘ

Der Mond, Io und Europa haben eine ähnliche Zusammensetzung wie die terrestrischen Planeten; die anderen bestehen aus Eis und Gestein wie die Zwergplaneten, wobei Tethys aus fast reinem Eis besteht. (Europa wird allerdings oft als Eisplanet betrachtet, weil seine oberflächliche Eisschicht die Untersuchung seines Inneren erschwert.) Ganymed und Titan sind vom Radius her größer als Merkur, und Kallisto ist ihm fast ebenbürtig, aber alle drei sind viel weniger massiv. Mimas ist das kleinste Objekt, das nach allgemeiner Auffassung ein geophysikalischer Planet ist, mit etwa sechs Millionstel der Masse der Erde, obwohl es viele größere Körper gibt, die möglicherweise keine geophysikalischen Planeten sind (z. B. Salacia). ⓘ

Eigenschaften der Planeten

Die Durchmesser, Massen, Umlaufzeiten und Rotationsperioden sind beim Jet Propulsion Laboratory erhältlich. Das JPL stellt auch die Hauptachsen, Inklinationen und Exzentrizitäten der Planetenbahnen zur Verfügung, und die axialen Neigungen sind der Horizons-Datenbank entnommen. Andere Informationen werden von der NASA zusammengefasst. ⓘ

	Name	Äquatorial Durchmesser†	Masse†	Halbwertsachse (AU)	Periode der Umlaufbahn (Jahre)	Neigung zur Ekliptik (°)	Orbital Exzentrizität	Rotationsperiode (Tage)	Bestätigt Monde	Axiale Neigung (°)	Ringe	Atmosphäre ⓘ
1.	Merkur	0.383	0.06	0.39	0.24	7.00	0.206	58.65	0	0.04	keine	minimal
2.	Venus	0.949	0.81	0.72	0.62	3.39	0.007	−243.02	0	177.30	keine	CO2, N2
3.	Erde‡	1.000	1.00	1.00	1.00	0.0	0.017	1.00	1	23.44	keine	N2, O2, Ar
4.	Mars	0.532	0.11	1.52	1.88	1.85	0.093	1.03	2	25.19	keine	CO2, N2, Ar
5.	Jupiter	11.209	317.83	5.20	11.86	1.30	0.048	0.41	80	3.13	ja	H2, He
6.	Saturn	9.449	95.16	9.54	29.45	2.49	0.054	0.44	83	26.73	ja	H2, He
7.	Uranus	4.007	14.54	19.19	84.02	0.773	0.047	−0.72	27	97.77	ja	H2, He, CH4
8.	Neptun	3.883	17.15	30.07	164.79	1.77	0.009	0.67	14	28.32	ja	H2, He, CH4
Farblegende: terrestrische Planeten Gasriesen Eisriesen (beide sind Riesenplaneten). † Gemessen relativ zur Erde. ‡ Die Masse der Erde beträgt etwa 5,972 × 1024 Kilogramm, ihr Äquatorradius beträgt etwa 6.378 Kilometer.

Exoplaneten

Entdeckungen von Exoplaneten pro Jahr ab Juni 2022 (von NASA Exoplanet Archive) ⓘ

Ein Exoplanet (extrasolarer Planet) ist ein Planet außerhalb des Sonnensystems. Mit Stand vom 1. Juli 2022 gibt es 5.108 bestätigte Exoplaneten in 3.779 Planetensystemen, wobei 826 Systeme mehr als einen Planeten haben. Die Größe der bekannten Exoplaneten reicht von Gasriesen, die etwa doppelt so groß sind wie Jupiter, bis hin zu Planeten von der Größe des Mondes. Die Analyse von Gravitations-Microlensing-Daten deutet darauf hin, dass auf jeden Stern in der Milchstraße durchschnittlich mindestens 1,6 gebundene Planeten kommen. ⓘ

Anfang 1992 gaben die Radioastronomen Aleksander Wolszczan und Dale Frail die Entdeckung von zwei Planeten bekannt, die den Pulsar PSR 1257+12 umkreisen. Diese Entdeckung wurde bestätigt und gilt allgemein als der erste definitive Nachweis von Exoplaneten. Die Forscher vermuten, dass sie sich aus einem Überbleibsel der Supernova gebildet haben, die den Pulsar hervorgebracht hat. ⓘ

Die erste bestätigte Entdeckung eines extrasolaren Planeten, der einen gewöhnlichen Hauptreihenstern umkreist, erfolgte am 6. Oktober 1995, als Michel Mayor und Didier Queloz von der Universität Genf die Entdeckung eines Exoplaneten um 51 Pegasi bekannt gaben. Von da an bis zur Kepler-Mission waren die meisten bekannten extrasolaren Planeten Gasriesen mit der Masse des Jupiter oder größer, da sie leichter zu entdecken waren. Der Katalog der Kepler-Kandidaten besteht hauptsächlich aus Planeten von der Größe des Neptun und kleiner, bis hin zu Planeten, die kleiner als Merkur sind. ⓘ

Im Jahr 2011 meldete das Team des Kepler-Weltraumteleskops die Entdeckung der ersten erdgroßen extrasolaren Planeten, die einen sonnenähnlichen Stern umkreisen: Kepler-20e und Kepler-20f. Seitdem wurden mehr als 100 Planeten identifiziert, die ungefähr die gleiche Größe wie die Erde haben, von denen 20 in der bewohnbaren Zone ihres Sterns kreisen. Man geht davon aus, dass einer von fünf sonnenähnlichen Sternen einen erdgroßen Planeten in seiner bewohnbaren Zone hat, was bedeutet, dass der nächstgelegene innerhalb von 12 Lichtjahren Entfernung von der Erde zu erwarten wäre. Die Häufigkeit des Auftretens solcher terrestrischen Planeten ist eine der Variablen in der Drake-Gleichung, die die Anzahl intelligenter, kommunizierender Zivilisationen in der Milchstraße schätzt. ⓘ

Es gibt Planetentypen, die es im Sonnensystem nicht gibt: Supererden und Mini-Neptune, die wie die Erde aus Gestein oder wie der Neptun aus einem Gemisch aus flüchtigen Bestandteilen und Gas bestehen können - die Grenze zwischen beiden wird derzeit bei etwa der doppelten Masse der Erde vermutet. Es wurden Exoplaneten gefunden, die ihrem Mutterstern viel näher sind als irgendein Planet des Sonnensystems der Sonne. Merkur, der sonnennächste Planet in 0,4 AE, benötigt 88 Tage für eine Umlaufbahn, aber ultrakurzperiodische Planeten können in weniger als einem Tag umlaufen. Im Kepler-11-System gibt es fünf Planeten mit kürzeren Umlaufzeiten als Merkur, die alle viel massereicher sind als Merkur. Es gibt heiße Jupiter, die sehr nahe an ihrem Stern kreisen und verdampfen können, um zu chthonischen Planeten zu werden, also zu den übrig gebliebenen Kernen. Es gibt auch Exoplaneten, die viel weiter von ihrem Stern entfernt sind. Neptun ist 30 AE von der Sonne entfernt und braucht 165 Jahre für eine Umkreisung, aber es gibt auch Exoplaneten, die Tausende von AE von ihrem Stern entfernt sind und mehr als eine Million Jahre für eine Umkreisung brauchen, z. B. COCONUTS-2b. ⓘ

Eigenschaften

Obwohl jeder Planet einzigartige physikalische Eigenschaften aufweist, gibt es doch eine Reihe von Gemeinsamkeiten zwischen ihnen. Einige dieser Merkmale, wie z. B. Ringe oder natürliche Satelliten, wurden bisher nur bei Planeten des Sonnensystems beobachtet, während andere häufig bei extrasolaren Planeten zu finden sind. ⓘ

Dynamische Merkmale

Umlaufbahn

Die Umlaufbahn des Planeten Neptun im Vergleich zu der des Pluto. Man beachte die Streckung der Plutobahn im Verhältnis zur Neptunbahn (Exzentrizität) sowie den großen Winkel zur Ekliptik (Inklination). ⓘ

Im Sonnensystem umkreisen alle Planeten die Sonne in der gleichen Richtung wie die Sonne rotiert (gegen den Uhrzeigersinn, von über dem Nordpol der Sonne aus gesehen). Mindestens ein extrasolarer Planet, WASP-17b, umkreist die Sonne in entgegengesetzter Richtung zur Rotation seines Sterns. Die Dauer eines Umlaufs eines Planeten wird als siderische Periode oder Jahr bezeichnet. Je weiter ein Planet von seinem Stern entfernt ist, desto länger ist nicht nur die Strecke, die er zurücklegen muss, sondern desto langsamer ist auch seine Geschwindigkeit, da er weniger von der Schwerkraft seines Sterns beeinflusst wird. Keine Planetenbahn ist vollkommen kreisförmig, und daher variiert die Entfernung jedes Planeten im Laufe seines Jahres. Die geringste Annäherung an seinen Stern wird als Periastron (Perihel im Sonnensystem) bezeichnet, während der größte Abstand zum Stern als Apastron (Aphel) bezeichnet wird. Wenn sich ein Planet dem Periastron nähert, nimmt seine Geschwindigkeit zu, da er potenzielle Gravitationsenergie gegen kinetische Energie eintauscht, so wie ein fallendes Objekt auf der Erde beim Fallen beschleunigt wird; wenn der Planet das Apastron erreicht, nimmt seine Geschwindigkeit ab, so wie ein auf der Erde nach oben geschleudertes Objekt langsamer wird, wenn es den Scheitelpunkt seiner Flugbahn erreicht. ⓘ

Die Umlaufbahn eines jeden Planeten wird durch eine Reihe von Elementen beschrieben:

• Die Exzentrizität einer Umlaufbahn beschreibt, wie langgestreckt die Bahn eines Planeten ist. Planeten mit geringer Exzentrizität haben eher kreisförmige Bahnen, während Planeten mit hoher Exzentrizität eher elliptische Bahnen haben. Die Planeten im Sonnensystem haben sehr niedrige Exzentrizitäten und damit nahezu kreisförmige Bahnen. Kometen und Kuiper-Gürtel-Objekte (sowie einige extrasolare Planeten) haben sehr hohe Exzentrizitäten und damit äußerst elliptische Bahnen.
• Die Semi-Major-Achse ist der Abstand zwischen einem Planeten und dem Mittelpunkt des längsten Durchmessers seiner elliptischen Bahn. Dieser Abstand ist nicht identisch mit dem Apastron, denn bei keiner Planetenbahn befindet sich der Stern genau in der Mitte.
• Die Inklination eines Planeten gibt an, wie weit seine Umlaufbahn über oder unter einer festgelegten Bezugsebene liegt. Im Sonnensystem ist die Bezugsebene die Ebene der Erdbahn, die so genannte Ekliptik. Bei extrasolaren Planeten ist die Ebene, die als Himmelsebene oder Himmelsebene bezeichnet wird, die Ebene, die senkrecht zur Sichtlinie des Beobachters von der Erde aus verläuft. Die acht Planeten des Sonnensystems liegen alle sehr nahe an der Ekliptik; Kometen und Kuipergürtelobjekte wie Pluto befinden sich in weitaus extremeren Winkeln zu ihr. Die Punkte, an denen ein Planet seine Bezugsebene über- und unterschreitet, werden als aufsteigender und absteigender Knoten bezeichnet. Der Längengrad des aufsteigenden Knotens ist der Winkel zwischen dem Längengrad 0 der Bezugsebene und dem aufsteigenden Knoten des Planeten. Das Argument der Periapsis (oder Perihel im Sonnensystem) ist der Winkel zwischen dem aufsteigenden Knoten eines Planeten und seiner größten Annäherung an seinen Stern. ⓘ

Axiale Neigung

Die axiale Neigung der Erde beträgt etwa 23,4°. Sie schwankt zwischen 22,1° und 24,5° in einem Zyklus von 41.000 Jahren und nimmt derzeit ab. ⓘ

Die Planeten haben unterschiedliche Grade der axialen Neigung; sie drehen sich in einem Winkel zur Äquatorebene ihrer Sterne. Dies führt dazu, dass die Lichtmenge, die von jeder Hemisphäre empfangen wird, im Laufe des Jahres variiert; wenn die nördliche Hemisphäre von ihrem Stern weg zeigt, zeigt die südliche Hemisphäre zu ihm hin und umgekehrt. Auf jedem Planeten gibt es also Jahreszeiten, d. h. Veränderungen des Klimas im Laufe des Jahres. Der Zeitpunkt, an dem sich jede Hemisphäre am weitesten von ihrem Stern entfernt oder ihm am nächsten ist, wird als Sonnenwende bezeichnet. Jeder Planet hat zwei davon im Laufe seiner Umlaufbahn: Auf der einen Hemisphäre ist die Sommersonnenwende, wenn der Tag am längsten ist, auf der anderen die Wintersonnenwende, wenn der Tag am kürzesten ist. Die unterschiedliche Licht- und Wärmemenge, die jede Hemisphäre empfängt, führt zu jährlich wechselnden Wetterverhältnissen auf beiden Hälften des Planeten. Jupiters Achsenneigung ist sehr gering, so dass die jahreszeitlichen Schwankungen minimal sind; Uranus hingegen hat eine so extreme Achsenneigung, dass er praktisch auf der Seite liegt, was bedeutet, dass seine Hemisphären um die Sonnenwenden herum entweder ständig im Sonnenlicht oder in der Dunkelheit liegen. Bei den extrasolaren Planeten ist die axiale Neigung nicht sicher bekannt, obwohl man davon ausgeht, dass die meisten heißen Jupiter aufgrund ihrer Nähe zu ihren Sternen keine oder nur eine sehr geringe axiale Neigung aufweisen. ⓘ

Drehung

Die Planeten drehen sich um unsichtbare Achsen durch ihre Zentren. Die Rotationsperiode eines Planeten wird als Sterntag bezeichnet. Die meisten Planeten im Sonnensystem drehen sich in der gleichen Richtung wie die Sonne, d. h. gegen den Uhrzeigersinn, wenn man sie vom Nordpol der Sonne aus betrachtet. Die Ausnahmen sind Venus und Uranus, die sich im Uhrzeigersinn drehen, obwohl es aufgrund der extremen Achsneigung des Uranus unterschiedliche Auffassungen darüber gibt, welcher seiner Pole "Norden" ist und ob er sich daher im oder gegen den Uhrzeigersinn dreht. Unabhängig davon, welche Konvention verwendet wird, hat Uranus eine rückläufige Rotation relativ zu seiner Umlaufbahn. ⓘ

Vergleich der Rotationsperiode (10 000-fach beschleunigt, negative Werte bedeuten Rückläufigkeit), der Abflachung und der axialen Neigung der Planeten und des Mondes (SVG-Animation) ⓘ

Die Rotation eines Planeten kann durch verschiedene Faktoren während seiner Entstehung ausgelöst werden. Ein Nettodrehimpuls kann durch die einzelnen Drehimpulsbeiträge der akkretierten Objekte hervorgerufen werden. Die Akkretion von Gas durch die Riesenplaneten trägt zum Drehimpuls bei. Schließlich kann während der letzten Phase der Planetenbildung ein stochastischer Prozess der protoplanetaren Akkretion die Spinachse des Planeten zufällig verändern. Die Tageslänge der Planeten ist sehr unterschiedlich: Die Venus braucht 243 Tage für eine Umdrehung, die Riesenplaneten nur wenige Stunden. Die Rotationsperioden der extrasolaren Planeten sind nicht bekannt, aber bei den heißen Jupitern bedeutet ihre Nähe zu ihren Sternen, dass sie tidal locked sind (d. h. ihre Bahnen sind mit ihren Rotationen synchronisiert). Das bedeutet, dass sie ihren Sternen immer ein Gesicht zeigen, wobei auf einer Seite ewiger Tag und auf der anderen ewige Nacht herrscht. ⓘ

Orbitales Clearing

Das entscheidende dynamische Merkmal eines Planeten ist nach der IAU-Definition, dass er seine Nachbarschaft geräumt hat. Ein Planet, der seine Umgebung geräumt hat, hat genug Masse angehäuft, um alle Planetesimale in seiner Umlaufbahn aufzusammeln oder wegzufegen. In der Tat umkreist er seinen Stern isoliert, im Gegensatz zu einer Vielzahl von Objekten ähnlicher Größe, die seine Umlaufbahn teilen. Dieses Merkmal wurde im August 2006 in die offizielle Definition eines Planeten der IAU aufgenommen. Dieses Kriterium schließt Planeten wie Pluto, Eris und Ceres vom Status eines vollwertigen Planeten aus und macht sie stattdessen zu Zwergplaneten. Obwohl dieses Kriterium bisher nur für das Sonnensystem gilt, wurden einige junge extrasolare Systeme gefunden, bei denen es Hinweise darauf gibt, dass in ihren zirkumstellaren Scheiben ein Orbitalclearing stattfindet. ⓘ

Physikalische Merkmale

Größe und Form

Die Schwerkraft bewirkt, dass Planeten in eine annähernd kugelförmige Form gezogen werden, so dass die Größe eines Planeten grob durch einen durchschnittlichen Radius ausgedrückt werden kann (z. B. Erdradius oder Jupiterradius). Die Planeten sind jedoch nicht vollkommen kugelförmig; die Rotation der Erde beispielsweise bewirkt, dass sie an den Polen leicht abgeflacht ist und am Äquator eine Ausbuchtung aufweist. Eine bessere Annäherung an die Form der Erde ist daher ein abgeflachtes Sphäroid, dessen Äquatordurchmesser 43 Kilometer größer ist als der Durchmesser von Pol zu Pol. Im Allgemeinen kann die Form eines Planeten durch die Angabe der polaren und äquatorialen Radien eines Sphäroids oder durch die Angabe eines Referenzellipsoids beschrieben werden. Anhand dieser Angaben können die Abflachung, die Oberfläche und das Volumen des Planeten berechnet werden; die normale Schwerkraft kann bei Kenntnis von Größe, Form, Rotationsgeschwindigkeit und Masse berechnet werden. ⓘ

Masse

Das entscheidende physikalische Merkmal eines Planeten ist, dass er so massiv ist, dass die Schwerkraft über die elektromagnetischen Kräfte, die seine physikalische Struktur binden, dominiert, was zu einem Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts führt. Dies bedeutet, dass alle Planeten kugelförmig oder sphäroidisch sind. Bis zu einer bestimmten Masse kann ein Objekt unregelmäßig geformt sein, aber jenseits dieses Punktes, der je nach chemischer Zusammensetzung des Objekts variiert, beginnt die Schwerkraft, ein Objekt in Richtung seines eigenen Massenschwerpunkts zu ziehen, bis das Objekt in eine Kugel kollabiert. ⓘ

Die Masse ist das Hauptmerkmal, durch das sich Planeten von Sternen unterscheiden lassen. Die untere Grenze der Masse eines Sterns wird auf das 75-fache der Masse des Jupiters (M_J), liegt die obere planetarische Massengrenze für das Planetendasein bei nur etwa 13 M_J für Objekte mit sonnenähnlicher Isotopenhäufigkeit, jenseits derer Bedingungen erreicht werden, die für die Kernfusion geeignet sind. Außer der Sonne gibt es im Sonnensystem keine Objekte mit einer solchen Masse, aber es gibt Exoplaneten dieser Größe. Die 13 M_J ist nicht allgemein anerkannt, und die Enzyklopädie der extrasolaren Planeten enthält Objekte bis zu 60 M_J, und der Exoplanet Data Explorer bis zu 24 M_J. ⓘ

Der kleinste bekannte Exoplanet mit einer genau bekannten Masse ist PSR B1257+12A, einer der ersten entdeckten extrasolaren Planeten, der 1992 in einer Umlaufbahn um einen Pulsar entdeckt wurde. Seine Masse ist etwa halb so groß wie die des Planeten Merkur. Noch kleiner ist WD 1145+017 b, der einen Weißen Zwerg umkreist; seine Masse entspricht in etwa der des Zwergplaneten Haumea, und er wird üblicherweise als Kleinplanet bezeichnet. Der kleinste bekannte Planet, der einen anderen Hauptreihenstern als die Sonne umkreist, ist Kepler-37b mit einer Masse (und einem Radius), der wahrscheinlich etwas größer als der des Mondes ist. ⓘ

Im Unterschied zu Exoplaneten, die von ihren Fixsternen erwärmt werden können, ist auf Planemos eine Kosmochemie – das heißt eine chemische Evolution komplizierter, organischer Verbindungen – kaum möglich. ⓘ

Innere Differenzierung

Illustration des Inneren des Jupiters mit einem felsigen Kern, der von einer tiefen Schicht aus metallischem Wasserstoff überlagert wird ⓘ

Jeder Planet begann seine Existenz in einem völlig flüssigen Zustand; bei der frühen Entstehung sanken die dichteren, schwereren Materialien ins Zentrum und ließen die leichteren Materialien nahe der Oberfläche zurück. Jeder Planet hat daher ein differenziertes Inneres, das aus einem dichten Planetenkern besteht, der von einem Mantel umgeben ist, der entweder ein Fluid ist oder war. Die terrestrischen Planeten sind von einer harten Kruste umgeben, aber bei den Riesenplaneten geht der Mantel einfach in die oberen Wolkenschichten über. Die terrestrischen Planeten haben Kerne aus Elementen wie Eisen und Nickel und Mantelschichten aus Silikaten. Bei Jupiter und Saturn geht man davon aus, dass sie Kerne aus Gestein und Metall haben, die von Mänteln aus metallischem Wasserstoff umgeben sind. Uranus und Neptun, die kleiner sind, haben felsige Kerne, die von Mänteln aus Wasser, Ammoniak, Methan und anderen Eissorten umgeben sind. Durch die Flüssigkeitsbewegung in den Kernen dieser Planeten entsteht ein Geodynamo, der ein Magnetfeld erzeugt. ⓘ

Atmosphäre

Die Atmosphäre der Erde ⓘ

Alle Planeten des Sonnensystems mit Ausnahme von Merkur haben eine dichte Atmosphäre, weil ihre Schwerkraft stark genug ist, um Gase in der Nähe der Oberfläche zu halten. Die größeren Riesenplaneten sind massiv genug, um große Mengen der leichten Gase Wasserstoff und Helium zu speichern, während die kleineren Planeten diese Gase in den Weltraum verlieren. Die Zusammensetzung der Erdatmosphäre unterscheidet sich von der anderer Planeten, weil die verschiedenen Lebensprozesse auf dem Planeten freien molekularen Sauerstoff eingebracht haben. ⓘ

Planetenatmosphären werden durch die wechselnde Sonneneinstrahlung oder die interne Energie beeinflusst, was zur Bildung dynamischer Wettersysteme wie Hurrikans (auf der Erde), planetenweiten Staubstürmen (auf dem Mars), einem Antizyklon auf dem Jupiter, der größer als die Erde ist (der so genannte Große Rote Fleck), und Löchern in der Atmosphäre (auf dem Neptun) führt. Zu den auf Exoplaneten entdeckten Wettermustern gehören eine heiße Region auf HD 189733 b, die doppelt so groß ist wie der Große Rote Fleck, sowie Wolken auf dem heißen Jupiter Kepler-7b, der Supererde Gliese 1214 b und anderen. ⓘ

Es hat sich gezeigt, dass heiße Jupiter aufgrund ihrer extremen Nähe zu ihren Wirtssternen ihre Atmosphären durch die stellare Strahlung ins All verlieren, ähnlich wie die Schweife von Kometen. Diese Planeten weisen möglicherweise große Temperaturunterschiede zwischen ihrer Tag- und Nachtseite auf, die Überschallwinde erzeugen, obwohl mehrere Faktoren eine Rolle spielen und die Details der atmosphärischen Dynamik, die den Tag-Nacht-Temperaturunterschied beeinflussen, komplex sind. ⓘ

Magnetosphäre

Die Magnetosphäre der Erde (Diagramm) ⓘ

Ein wichtiges Merkmal der Planeten ist das ihnen innewohnende magnetische Moment, das wiederum zur Entstehung von Magnetosphären führt. Das Vorhandensein eines Magnetfeldes zeigt an, dass der Planet noch geologisch lebendig ist. Mit anderen Worten: Magnetisierte Planeten haben in ihrem Inneren Ströme aus elektrisch leitendem Material, die ihre Magnetfelder erzeugen. Diese Felder verändern die Wechselwirkung zwischen dem Planeten und dem Sonnenwind erheblich. Ein magnetisierter Planet bildet um sich herum einen Hohlraum im Sonnenwind, die Magnetosphäre, in die der Wind nicht eindringen kann. Die Magnetosphäre kann viel größer sein als der Planet selbst. Im Gegensatz dazu haben nicht magnetisierte Planeten nur kleine Magnetosphären, die durch die Wechselwirkung der Ionosphäre mit dem Sonnenwind entstehen und den Planeten nicht wirksam schützen können. ⓘ

Von den acht Planeten des Sonnensystems haben nur Venus und Mars kein solches Magnetfeld. Von den magnetisierten Planeten ist das Magnetfeld des Merkurs das schwächste und kann den Sonnenwind kaum ablenken. Der Jupitermond Ganymed hat ein Magnetfeld, das um ein Vielfaches stärker ist, und das Magnetfeld des Jupiters ist das stärkste im Sonnensystem (es ist sogar so stark, dass es ein ernsthaftes Gesundheitsrisiko für künftige Besatzungen auf allen seinen Monden bis auf Kallisto darstellt). Die Magnetfelder der anderen Riesenplaneten, gemessen an ihrer Oberfläche, sind in etwa so stark wie das der Erde, aber ihre magnetischen Momente sind deutlich größer. Die Magnetfelder von Uranus und Neptun sind relativ zu den Rotationsachsen der Planeten stark geneigt und vom Zentrum der Planeten entfernt. ⓘ

Im Jahr 2004 entdeckte ein Team von Astronomen auf Hawaii bei der Beobachtung des Sterns HD 179949 einen hellen Fleck auf seiner Oberfläche, der offenbar von der Magnetosphäre eines heißen Jupiters in der Umlaufbahn verursacht wurde. ⓘ

Sekundäre Merkmale

Die Ringe des Saturn ⓘ

Mehrere Planeten oder Zwergplaneten im Sonnensystem (z. B. Neptun und Pluto) haben Umlaufperioden, die in Resonanz zueinander oder zu kleineren Körpern stehen. Dies ist bei Satellitensystemen üblich (z. B. die Resonanz zwischen Io, Europa und Ganymed um Jupiter oder zwischen Enceladus und Dione um Saturn). Alle außer Merkur und Venus haben natürliche Satelliten, die oft als "Monde" bezeichnet werden. Die Erde hat einen, der Mars hat zwei, und die Riesenplaneten haben zahlreiche Monde in komplexen Planetensystemen. Viele Monde der Riesenplaneten weisen ähnliche Merkmale auf wie die der terrestrischen Planeten und Zwergplaneten, und einige wurden als mögliche Wohnorte von Leben untersucht (insbesondere Europa). ⓘ

Die vier Riesenplaneten werden von Planetenringen umkreist, die unterschiedlich groß und komplex sind. Die Ringe bestehen in erster Linie aus Staub oder Partikeln, können aber auch winzige "Mondsplitter" beherbergen, deren Schwerkraft ihre Struktur formt und aufrechterhält. Obwohl der Ursprung der Planetenringe nicht genau bekannt ist, geht man davon aus, dass sie das Ergebnis natürlicher Satelliten sind, die unter die Roche-Grenze ihres Mutterplaneten fielen und durch die Gezeitenkräfte auseinander gerissen wurden. ⓘ

Bei extrasolaren Planeten wurden bisher keine sekundären Merkmale beobachtet. Der subbraune Zwerg Cha 110913-773444, der als Schurkenplanet beschrieben wurde, wird vermutlich von einer winzigen protoplanetaren Scheibe umkreist, und für den subbraunen Zwerg OTS 44 wurde gezeigt, dass er von einer erheblichen protoplanetaren Scheibe von mindestens 10 Erdmassen umgeben ist. ⓘ

Geschichte des Begriffs

Wortherkunft

Das Wort Planet geht zurück auf griechisch πλανήτης planētēs „Wanderer“ bzw. „umherschweifend“ zu πλανᾶν planān, das auf Deutsch „in die Irre führen, vom rechten Wege abführen“ bedeutet und sich im Altgriechischen auf eine Herde bezog, die sich über die Weide ausbreitet. Daher wurden Planeten früher auch eingedeutscht als Wandelsterne bezeichnet, im Sinne von „umherschweifende“ bzw. „wandernde“ Lichtgestalten am Himmel. Dabei wurde der Unterschied zwischen Planeten und anderen Himmelskörpern aufgrund des Fehlens der himmelsmechanischen Grundlagen bis in die frühe Neuzeit nicht korrekt erkannt; so konnten daneben auch durchaus Sonne und Mond wie Kometen und anderes zu den Wandelgestirnen gezählt werden. ⓘ

Diskussion der IAU-Definition

Formale Kritik

Gegen die in Prag beschlossene Planetendefinition regt sich Kritik von Astronomen. Eine Expertenkommission hatte im Vorfeld der Konferenz eine Definition erarbeitet, die eine Erhöhung der Planetenanzahl auf 12 vorsah. Dies führte zu hitzigen Diskussionen und zu der schließlichen Kompromissdefinition. Hauptkritikpunkte an der verabschiedeten Definition sind:

• Die Abstimmung sei erst am letzten Tag der Konferenz erfolgt, als von 2500 angereisten Astronomen der IAU nur noch 424 Delegierte anwesend gewesen seien.
• Die Definition sei „schlampig“ erarbeitet, da nach ihr auch Erde, Mars, Jupiter und Neptun ihren Planetenstatus verlieren müssten, denn diese Körper erfüllten nicht den Punkt 3 der Definition, der Pluto den Planetenstatus gekostet habe. Im Sonnenorbit der Erde befänden sich rund 10.000 Asteroiden, in dem des Jupiters sogar um die 100.000. ⓘ

Eine Gruppe von Astronomen hat deswegen eine Petition verfasst, in der sie die Aufhebung dieser Definition und eine neue Abstimmung fordern. Bis zu ihrer Schließung am 31. August 2006 fand dieser Antrag 305 Unterschriften. ⓘ

Verbessertes Kriterium

Zu Gunsten der beschlossenen Definition kann die von Steven Soter eingeführte planetarische Diskriminante genannt werden. Sie gibt das Verhältnis der Masse eines Körpers zu der Masse der sonstigen Objekte in seiner Umlaufbahn an, sofern es sich dabei um keine Monde oder resonant umlaufende Himmelskörper handelt. Aufgrund einer planetarischen Diskriminante von 1.700.000 beherrscht die Erde ihre Umlaufbahn mehr als jeder andere Planet des Sonnensystems. Ebenfalls sehr dominant sind Venus und Jupiter. Von den acht Planeten besitzt Mars die kleinste planetarische Diskriminante. Mit 5.100 ist sie aber immer noch deutlich größer als die größte Diskriminante eines Zwergplaneten. Bei Ceres beträgt der Wert 0,33 und bei Pluto gar nur 0,077. ⓘ

Planeten in der Astrologie

Da sich Astrologie ganz herkömmlich auf Ereignisse in Bezug auf die Oberfläche der Erde bezieht, hat sie sich nie vom geozentrischen Weltbild gelöst und betrachtet Sonne und Mond weiterhin als Planeten, die Erde jedoch weiterhin nicht. Den Pluto hat sie als Planeten miteinbezogen, zumal er gut in das bestehende System passt. Manche Astrologen berücksichtigen auch Ceres und andere der kleineren Objekte des Sonnensystems. ⓘ

Entstehung von Planeten

Pierre Laplace

Das erste wissenschaftliche Modell der Planetenentstehung wurde im Jahre 1796 von Pierre-Simon Laplace formuliert. Laplace ging von einem langsam rotierenden Gasball aus, der unter der Eigengravitation kollabiert. Wegen der Erhaltung des Drehimpulses kollabiert dieser Gasball zu einem linsenartigen Gebilde. Er nahm an, dass nach dem Kollaps die Materie in Ringen um das Zentralobjekt angeordnet sei und dass jeder Planet aus einem der Materieringe entstand. ⓘ

James Jeans

James Jeans publizierte im Jahre 1917 ein alternatives Modell. Er nahm an, dass der präsolare Nebel während des Kollapses in die Nähe eines massiven Sterns kam. Die Gas- und Staubwolke wurde dabei durch die Gezeitenkräfte zerrissen und fragmentiert. Aus den Fragmenten seien dann später die Planeten entstanden. ⓘ

Bemerkungen

• Durch das Beobachten von Clustern von jungen Sternen weiß man, dass die Gasscheibe um die neu entstandenen Sterne nach etwa 6 bis 10 Millionen Jahren verschwindet. Daher müssen alle Prozesse, die zur Entstehung von Gasgiganten führen, innerhalb dieser 6 bis 10 Millionen Jahre ablaufen.
• Da in der Nähe des Zentralgestirns weniger Masse in der protoplanetaren Scheibe liegt, haben die inneren Planeten keine Möglichkeit, genügend groß zu werden, um zu Gasgiganten anzuwachsen.
• In vielen extrasolaren Planetensystemen beobachtet man, dass es massive Planeten relativ nahe beim Zentralgestirn gibt. Die Erklärung dafür liefert die Migration dieser Gasgiganten. Durch die Interaktion mit dem umliegenden Gas und den Planetesimalen verliert der Planet an Drehimpuls und wandert in Richtung des Zentralgestirns. Noch ungeklärt ist, welcher Prozess dazu führt, dass die Migration aufhört.
• Das Modell erklärt relativ gut den chemischen Gradienten, der im Sonnensystem beobachtet wird. ⓘ

Gravitations-Instabilitäten-Modell

Das Gravitations-Instabilitäten-Modell geht davon aus, dass die protoplanetare Scheibe genügend massiv ist, so dass ihre Selbstgravitation nicht vernachlässigt werden darf. Wird das sogenannte Toomre-Kriterium erfüllt, beginnt die protoplanetare Scheibe, gravitativ instabil zu werden. Dies führt zunächst einmal dazu, dass sich Spiralarme ausbilden und sich das Gas lokal stark verdichtet. Im Extremfall werden die Gasklumpen durch die Selbstgravitation dominiert und fallen zu Gasgiganten zusammen. ⓘ

Bemerkungen

• Nach dem Gravitations-Instabilitäten-Modell wäre es theoretisch möglich, dass es Gasgiganten gibt, die keinen festen Kern besitzen. In der Tat ist es so, dass bis heute noch nicht schlüssig gezeigt werden konnte, ob der Jupiter einen festen Kern besitzt oder nicht.
• Das Gravitations-Instabilitäten-Modell besitzt gegenüber dem Kernakkretionsmodell den Vorteil, dass ein Gasgigant relativ rasch entsteht. Zudem erklärt es ohne Weiteres, wieso einzelne Exoplaneten dermaßen exzentrische Bahnen aufweisen.
• Der Hauptkritikpunkt am Gravitations-Instabilitäten-Modell ist, dass es eine schwere, wenig turbulente protoplanetare Scheibe voraussetzt.
• Es erklärt nicht, wieso es auch terrestrische Planeten gibt. ⓘ

Häufigkeit

Nach dem derzeitigen Wissensstand scheinen Planemos recht häufig zu sein. Beobachtungen der Forschungsgruppen MOA und OGLE mithilfe des Mikrolinseneffektes zeigten, dass es in der Milchstraße wahrscheinlich 1,8-mal so viele Planemos wie Sterne gibt. ⓘ

Entstehung

Derzeit werden zwei Theorien über die Entstehung von Planemos diskutiert:

• Planemos könnten ehemalige Planeten von Sternen sein, die durch Instabilitäten des Systems aus diesem herauskatapultiert wurden.
• Planemos könnten zusammen mit anderen Objekten in einer gemeinsamen Gaswolke entstanden sein, ähnlich Sternen. Durch gravitative Wechselwirkungen mit schwereren Objekten in der Wolke wären sie dann hinausgeschleudert worden. ⓘ

Charakteristische Formeln

• Mittlere Materiedichte: ${\bar {\rho }}={\frac {3m}{4\pi R^{3}}}$, wobei $m$ = Planetenmasse, $R$ = Planetenradius;

${\Big (}{\bar {\rho }}\geq 3\,\mathrm {\frac {g}{cm^{3}}}$ gesteinig, ${\bar {\rho }}\leq 2\,\mathrm {\frac {g}{cm^{3}}}$ gasartig ${\Big )}$

• Kreisbahngeschwindigkeit v_k um den Planeten herum: $v_{k}={\sqrt {\frac {Gm}{R}}}$, wobei G = Gravitationskonstante, $R$ = Abstand zwischen Satellit und Planet, m wie oben
• Fluchtgeschwindigkeit v_e: $v_{e}={\sqrt {2}}\cdot v_{k}={\sqrt {\frac {2Gm}{R}}}$, wobei G, m, R wie oben ⓘ

Sonstiges

Die erste weiche Landung auf einem anderen Planeten gelang der Menschheit am 15. Dezember 1970 auf dem erdähnlichen Planeten Venus mit der sowjetischen Sonde Venera 7. Mit Venera 3 und Venera 4 gelangen zuvor erste harte und fast-weiche Planetenlandungen am 1. März 1966 und am 18. Oktober 1967, wobei Venera 4 über die gesamte Betriebszeit von 96 Minuten aus der Venusatmosphäre erfolgreich Daten übertrug. ⓘ

Kulturelle Rezeption

Der englische Komponist Gustav Holst, selbst Hobby-Astronom, schrieb die symphonische Suite Die Planeten. Sie gehört zu den bekanntesten Programmmusiken. Die einzelnen Titel orientieren sich an astrologischen Planetensymbolen, beispielsweise Mars, der Mittler des Krieges oder Neptun, der Mystische. ⓘ

Der Hauptsaal des Schlosses Eggenberg in Graz wird Planetensaal genannt, im Park gibt es auch einen Planetengarten. ⓘ

Den Namen Planetenstraße tragen Straßen in Berlin-Neukölln, Düsseldorf und Moers. ⓘ

Das Wappen der österreichischen Gemeinde Gössendorf südlich von Graz trägt im Wappen 6 Sterne, entsprechend der Anzahl der zu Zeiten des Astronomen Johannes Kepler, der damals im Ort wohnte, bekannt waren. ⓘ

Weitergehende Begriffsverwendungen

Ein Planetarium ist ein Gebäude, in dem Bewegungen und Ereignisse des Nachthimmels mithilfe von Projektionen simuliert werden. ⓘ

In Planetengetrieben kreisen häufig drei kleine Zahnräder rotierend um ein kleines inneres und zugleich in einem innenverzahnten äußeren Zahnrad. ⓘ

Ein Planetenweg ist ein Wanderweg zur Veranschaulichung der verhältnismäßigen Abstände zwischen der Sonne und den Umlaufbahnen der einzelnen Planeten. ⓘ

Literatur

• Jan Osterkamp: Der nächste neue Transpluto will in den exklusiven Sonnensystem-Planetenklub. (Nicht mehr online verfügbar.) Die Zeit (Online), 1. August 2005, archiviert vom Original am 28. Februar 2007; abgerufen am 17. Oktober 2013.
• Peter Janle: Das Bild des Planetensystems im Wandel der Zeit. Teil 1. Vom Altertum bis zur Mitte des 19. Jahrhunderts. In: Sterne und Weltraum. 45, 2006, 1, S. 34–44. ISSN 0039-1263
• Peter Janle: Das Bild des Planetensystems im Wandel der Zeit. Teil 2. Vom 19. Jahrhundert bis heute. In: Sterne und Weltraum. 45, 2006, 4, S. 22–33. ISSN 0039-1263
• Gibor Basri, Michael E. Brown: Planetesimals To Brown Dwarfs: What is a Planet? In: Annual Review of Earth and Planetary Sciences. Band 34, Nr. 1, 2006, ISSN 1545-4495, S. 193–216, doi:10.1146/annurev.earth.34.031405.125058, arxiv:astro-ph/0608417. 
• Thorsten Dambeck: Planeten, geformt aus Gas und Staub, in GEO kompakt Nr. 6, März 2006, S. 28–34, ISSN 1614-6913
• Katharina Lodders, Bruce Fegley: The planetary scientist’s companion. Oxford Univ. Press, New York, NY 1998, ISBN 0-19-511694-1
• W.T. Sullivan, J.A. Baross: Planets and life – the emerging science of astrobiology.Cambridge Univ. Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-53102-3
• Rudolf Dvorak: Extrasolar planets – formation, detection and dynamics. WILEY-VCH, Weinheim 2008, ISBN 978-3-527-40671-5
• Claudio Vita-Finzi: Planetary geology – an introduction.Terra, Harpenden 2005, ISBN 1-903544-20-3
• Günter D. Roth: Planeten beobachten. Spektrum, Akad. Verl., Berlin 2002, ISBN 3-8274-1337-0 ⓘ

Videos

• Gibt es extrasolare Planeten? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 17. Jan. 1999.
• Sind die Planetenbahnen stabil? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 26. Mär. 2000.
• Gibt es einen 10. Planeten? aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri (ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 21. Jan. 2001. ⓘ