Irregulärer Satellit

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Irreguläre Monde Saturns, inklusive Titan in Rot

Irreguläre Satelliten, auch irreguläre Monde genannt, sind Monde, welche, im Vergleich zu regulären Satelliten, Bahnen mit vergleichsweise großen Entfernung zum Planeten sowie großem Inklinationen und Exzentrizitäten haben. Man kennt heute über 100 irreguläre Monde im Sonnensystem.[1]

Entdeckungen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Vor dem Jahr 1997, in dem die irregulären Uranusmonde Caliban und Sycorax entdeckt wurden, waren inklusive Triton nur elf irreguläre Monde bekannt. Um die Jahrtausendwende begann durch die höhere Lichtempfindlichkeit der aufkommenden großflächigen CCD-Sensoren eine rasante Serie an Entdeckungen.[2]

Definition[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Monde der Planeten des Sonnensystems weisen in ihren Bahneigenschaften eine natürliche Aufteilung in reguläre und irreguläre Monde auf. Reguläre Monde umkreisen ihren Planeten auf engen, nahezu kreisförmigen Bahnen (Exzentrizitäten von etwa 0,01) mit niedrigen Inklinationen von wenigen Grad. Sie umlaufen ihren Planeten grundsätzlich prograd, also in derselben Richtung in welcher der Planet die Sonne umkreist.[2] Irreguläre Monde hingegen kreisen auf wesentlich weiteren Bahnen mit großen Exzentrizitäten (0,1 bis 0,7) und scheinbar zufällig verteilten Inklinationen von bis zu 180°.[2] Um die Entfernungen der Bahnen von ihrem Planeten planetenübergreifend vergleichen zu können, gibt man die Entfernungen in Vielfachen des Hill-Radius rH an. Der Hill-Radius ist die Entfernung bis zu welcher die Gravitationskraft des Planeten über die der Sonne dominiert. Während man reguläre Satelliten auf Bahnen mit großen Halbachsen unter 0,05 rH findet, haben irreguläre Satelliten Entfernungen von bis zu etwa 0,5 rH, was etwa der maximal möglichen Entfernung entspricht, die ein Mond haben kann.[3]

Eine alternative, quantitativere Abgrenzung definierte beispielsweise Burns 1986 über die Präzession der Bahnen. Ein Mond ist danach dann ein irregulärer Mond, wenn die Präzession des Mondorbits überwiegend durch die Sonne und nicht mehr von dem Planeten verursacht wird.[4]

Durch die starke Dichotomie der Mondorbitale unterscheiden sich die unterschiedlichen Definitionen in der Klassifikation der bekannten Monde üblicherweise nicht. Einzige Ausnahme ist hier Neptuns Mond Triton, welcher eine Sonderrolle einnimmt (siehe unten).

Eigenschaften[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Bahnen der irregulären Monde. Oben: Inklinationen in Abhängigkeit von der großen Halbachse. Unten: Exzentrizitäten in Abhängigkeit von der großen Halbachse

Irreguläre Monde wurden um alle vier Riesenplaneten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun gefunden.

Betrachtet man die Bahneigenschaften der irregulären Monde wie in der nebenstehenden Abbildung, so sieht man einige Eigenschaften der irregulären Monde: Die Exzentrizitäten, Inklinationen und auf rH normierten Entfernungen sind fast über den gesamten Bereich möglicher Werte breit gestreut. Es gibt jedoch Gruppen von irregulären Monden, welche äußerst ähnliche Bahnen haben. Man vermutet, dass diese durch Kollisionen von zwei irregulären Monden entstanden sind.[2] Prograde irreguläre Monde gibt es nur bis zu einer Entfernung von etwa 0,35 % rH, während retrograde Monde auch weiter außen gefunden werden.[2] Dies kann damit erklärt werden, dass das Stabilitätslimit für Bahnen retrograder Monde – also die Distanz bis zu welcher ein Mond überhaupt theoretisch eine stabile Umlaufbahn besitzen kann – für prograde Monde bei 0,53 rH und bei retrograden Monden bei 0,69 rH liegt.[3] Die auf die Hillsphäre normierten Entfernungen nehmen von Planet zu Planet mit steigender Sonnenentfernung ab.[2] Der Grund dafür ist noch unbekannt, eine mögliche Erklärung könnten Kollisionen von irregulären Planeten sein. Während ausnahmslos alle regulären Planeten prograde Bahnen haben, haben bei allen Planeten die meisten irregulären Monde retrograde Bahnen. Das Verhältnis von retrograden zu prograden Satelliten beträgt etwa 4,5:1.[2] Da die meisten Entstehungsmodelle von irregulären Planeten (siehe unten) eine symmetrische Verteilung auf pro- und retrograde Bahnen vorhersagen, geht man davon aus, dass einige besonders große Monde auf retrograden Bahnen mehrere Monde auf prograden Orbits zerstörten, oder die Asymmetrie durch die höhere Stabilität von Monden auf irregulären Bahnen verursacht wird.[2][5]

Die optischen Farben der irregulären Monde reichen von neutral bis rötlich.[2] Die Farbfeinverteilung der Monde der unterschiedlichen Planeten unterscheidet sich nicht, was dafür spricht, dass die Monde nicht um den Planeten entstanden sind, sondern einen gemeinsamen Ursprung haben.[2] Die Farben von Monden, deren Bahnen, wie oben beschrieben, eine Gruppe bilden, sind untereinander sehr ähnlich, was die Vermutung unterstützt, diese Gruppen von Monden seien durch Kollisionen entstanden.[2]

Die Größen der meisten irregulären Monde konnte bisher nur ungenau bestimmt werden. Die Radien der bisher bekannten irregulären Monde betragen zwischen wenigen Kilometern und etwa 106 Kilometer (Phoebe), wobei es möglich ist, dass noch kleinere Monde unter Umständen nur noch nicht gefunden wurden. Ebenfalls auf die Verzerrung durch die Beobachtungsmöglichkeiten zurückzuführen ist, dass man von den näheren Planeten mehr und kleinere irreguläre Monde kennt. Die Anzahl der Monde deren Durchmesser kleiner oder gleich einem bestimmten Durchmesser ist (englisch size-frequency distribution, kurz SFD), kann, wie bei den meisten Objekten im Sonnensystem, durch zwei Potenzfunktionen beschrieben werden. Dabei beträgt der Exponent für kleine Monde etwa 3,5 und für Objekte mit Radien größer als 10 Kilometer etwa 2.

Triton

Triton[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hauptartikel: Triton (Mond)

Der Neptunmond Triton spielt eine Sonderrolle. Er wird oft zu den regulären Monden gezählt, da er eine für reguläre Monden übliche enge Umlaufbahn (0,003 rH) mit geringer Exzentrizität (0,00002) und einen für irreguläre Monde ungewöhnlich großen Radius (2706 ± 2 km) hat. Allerdings umläuft er Neptun auf einer retrograden Bahn (Inklination von 156,8°), und muss deshalb ebenfalls eingefangen worden sein.

Entstehungsmodelle[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Während sich reguläre Satelliten nach dem heutigen Wissenstand durch Akkretion aus der planetaren Gasscheibe gebildet haben, ist die Herkunft von irregulären Monden noch ungeklärt. Sie müssen auf irgendeine Art von dem Planeten aus einem heliozentrischen Orbit eingefangen sein worden. Eine Entstehung aus der planetaren Gasscheibe durch Akkretion wie bei den regulären Monden ist aus mehreren Gründen nicht möglich: Sie sind von den regulären Monden räumlich zu stark getrennt um aus derselben Gasscheibe entstanden zu sein, per Akkretion können keine derartig großen Exzentrizitäten entstehen und vor allem können aus einer Gasscheibe keine retrograd umlaufenden Monde entstehen.[5]

Das System Sonne-Planet-einzufangender Körper reicht jedoch nicht aus, da das System zeitreversibel ist und somit jeder Weg des Körpers von der heliozentrischen Bahn zu einer Planetenumlaufbahn auch wieder ein möglicher Weg zurück ist.[5]

Gas drag[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Als eine mögliche Erklärung um die zeitliche Reversibilität zu brechen, wurde vorgeschlagen, dass der Körper Energie durch Reibung an den Planeten umgebendes Gas verliert. Dieses Modell kann zwar einige der irregulären Monde von Jupiter erklären, nicht jedoch alle, da einige weiter entfernt sind als die Gasscheibe gereicht hat. Auch auf die irregulären Monde von Neptun und Uranus lässt sich dieses Modell vermutlich nicht anwenden, da deren Gasscheiben sich vermutlich nicht für diese Modell eignen.[6][5] Migrationsmodelle wie das Nizza-Modell führen zu einem weiteren großen Problem für derartige Gas-Drag-Modelle. Kommt den so entstandenen irregulären Monden ein großes Planetesimal oder ein Planet zu nahe, werden sie äußerst effizient wieder aus dem System des Planeten gefegt.[5] Wurde dies früher als Argument gegen Modelle, in welchen sich Planeten nahe kommen, genannt, so wird spätestens seit den Erfolgen des Nizza-Modells dies meist als Argument gegen die Gas-Drag-Modelle gewertet.

Ein weiteres Problem der Gas-Drag-Modelle sind die Farben der irregulären Monde. Würden die Monde aus der lokalen Umgebung der Planeten stammen, müssten alle Monde eines Planeten eine ähnliche Farbe haben und die Farben der Monde müssten vom Sonnenabstand des Planeten abhängen.

Nizza-Modell[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Hauptartikel: Nizza-Modell

Das Nizza-Modell geht davon aus, dass kurz nach der Auflösung der protoplanetaren Gasscheibe aus welcher die Riesenplaneten entstanden sind, ausgelöst durch Wechselwirkung der Planeten mit einer damals das Sonnensystem umgebenden massiven Scheibe von Planetesimalen, eine Resonanz zwischen den Bahnen von Jupiter und Saturn auftritt. Durch diese Resonanz destabilisiert sich das System kurzzeitig, bevor es sich nach etwa hundert Millionen Jahren wieder stabilisiert. In dieser chaotischen Phase kommen sich Planeten immer wieder nahe und zeitgleich fliegen zahlreiche Planetesimale durch das Sonnensystem.

Im Rahmen des Nizza-Modells erklärten Nesvorný und Kollegen den Einfang von irregulären Monden über Drei-Körper-Reaktionen: Zwei Planeten kommen sich so nahe, dass sie gegenseitig in den Hillradius des anderen eindringen, einige der ebenfalls durch den Hillradius der Planeten fliegenden Planetesimale werden dadurch auf weit entfernten Bahnen um einen der Planeten eingefangen und kreisen nun als irreguläre Monde um den Planeten.

In den Simulationen von Nesvorný und Kollegen erzeugt das Nizza-Modell deutlich zu viele irreguläre Planeten und auch die Größenverteilung (SFD) passt nicht sehr gut mit den Beobachtungen überein. Die Erklärung dafür liegt darin, dass es durch die chaotischen Bahnen der irregulären Mode zu zahlreichen Kollisionen kam in welchen viele Monde zerstört wurden. Simulationen die dies berücksichtigen können die irregulären Monde aller vier Riesenplaneten erfolgreich erklären.[7]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Irreguläre Satelliten – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Philip D. Nicholson, Matija Cuk, Scott S. Sheppard, David Nesvorny, Torrence V. Johnson: Irregular satellites of the giant planets. In: M. Antonietta Barucci (Hrsg.): The Solar System Beyond Neptune. 1, 2008, S. 411–424.
  2. a b c d e f g h i j k David Jewitt, Nader Haghighipour: Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 45, Nr. 1, 2007, S. 261–295, doi:10.1146/annurev.astro.44.051905.092459.
  3. a b Douglas P. Hamilton, Alexander V. Krivov: Dynamics of Distant Moons of Asteroids. In: Icarus. 128, Nr. 1, 1997, S. 241–249, doi:10.1006/icar.1997.5738.
  4. Joseph A. Burns: The evolution of satellite orbits. In: Satellites. Vol. 1, 1986.
  5. a b c d e David Nesvorný, David Vokrouhlický, Alessandro Morbidelli: Capture of Irregular Satellites during Planetary Encounters. In: The Astronomical Journal. 133, Nr. 5, 2007, S. 1962–1976, doi:10.1086/512850.
  6. J. Pollack: Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas. In: Icarus. 124, 1996, S. 62–85. ISSN 0019-1035
  7. William F. Bottke, David Nesvorný, David Vokrouhlický, Alessandro Morbidelli: The Irregular Satellites: The Most Collisionally Evolved Populations in the Solar System. In: The Astronomical Journal. 139, Nr. 3, 2010, S. 994–1014, doi:10.1088/0004-6256/139/3/994.