Die Planeten unseres Sonnensystems

Vertreter: Merkur – Venus – Erde – Mars – (Kleinplaneten) – Jupiter – Saturn – Uranus – Neptun – ?

Geozentrisches Weltbild (Ptolemäus) – Heliozentrisches Weltbild (Kopernikus).

Bezeichnung: „Sonnensystem“ – „Planetensystem“

Differenzierung: untere – obere; innere – äußere; erdähnlich – jupiterähnlich.

Differenzierung: Sonne – Planet – Mond

Keplersche Gesetze:

1. Gesetz von der Gestalt der Bahn

2. Gesetz der Flächen

3. Gesetz der Umlaufzeiten.

Alle Planeten bewegen sich in beinahe der gleichen Ebene um die Sonne und sind daher stets in der Nähe der Ekliptik zu finden – ein heller „Stern“, der nicht in das vertraute Bild eines Ekliptiksternbilds paßt, ist daher fast immer ein Planet.

Für die Bewegung von Mond und Planeten bieten die Tropen den idealen Standort, ziehen diese Himmelskörper doch stets nahe dem Zenit vorbei. In allen anderen Breitenzonen hängt die Sichtbarkeit der genannten Objekte dagegen von der Jahreszeit ab. Wenn im Sommer die Sonne hoch am Himmel steht, blicken wir nachtsüber auf den niedrigsten Teil der Ekliptik, stehen die Planeten entsprechend ungünstig. Im Winter sind die Verhältnisse genau umgekehrt. Beim hellen Mond fällt die wechselnde Höhe wegen seiner großen Helligkeit auch dem Laien auf, ebenso wie die stetige Wanderung nach Osten von Abend zu Abend. Wie schnell diese Bewegung aber wirklich ist (in jeder Stunde etwa um den scheinbaren Winkeldurchmesser nach Osten), wird erst im Fernrohr deutlich.

Ein Objekt, das der Sonne am Himmel gegenüber steht, befindet sich in Opposition zur Sonne und damit in bester Beobachtungsposition. Die inneren Planeten Merkur und Venus können nie in Opposition gelangen – sie sind am günstigsten um die Zeit der größten westlichen oder östlichen Elongation zu beobachten, wenn sie besonders weit von der Sonne entfernt stehen. Von der Erde aus betrachtet bewegen sich die Planeten normalerweise rechtläufig, das heißt, von West nach Ost vor den Sternen. Die Eigenbewegung der Erde führt aber dazu, daß die Planeten gelegentlich innehalten und dann ihre Bewegungsrichtung umkehren (rückläufig). Die Bewegungsumkehr erfolgt bei Merkur und Venus zu Zeiten der größten Elongationen, bei den übrigen Planeten jeweils vor und nach der Opposition. Dabei durchlaufen die Planeten entweder offene (s- oder z-förmige) oder geschlossene Schleifen; Ähnliches gilt natürlich für Kleinplaneten und Kometen.

Fast alle Planeten drehen sich im gleichen Sinne um ihre Achse wie die Erde (beim Blick von „oben“ entgegen dem Uhrzeigersinn). Nur Venus und Uranus bilden eine Ausnahme. Im gleichen Drehsinn bewegen sich die Planeten und die meisten übrigen Körper des Sonnensystems auch auf ihren Bahnen; lediglich bei den Kometen und einigen Planetenmonden beobachtet man auch eine rückläufige Bahnbewegung.

Da alle Objekte auf Ellipsenbahnen laufen, schwankt ihr Abstand zur Sonne. Der sonnennächste Punkt heißt Perihel, der sonnenfernste Punkt heißt Aphel. Ein Planetenscheibchen wird natürlich dann am größten erscheinen, wenn der Abstand zwischen Planet und Erde am geringsten ist. Dies ist vor allem beim Mars von Bedeutung, da er sehr verschieden nahe an die Erde herankommen kann. Die günstigsten Bedingungen liegen vor, wenn die Erde bei einer Marsopposition nahe dem Aphel steht, der Mars selbst hingegen nahe dem Perihel. Die ist nur im August oder September möglich, wenn der Planet im südlichen Abschnitt der Ekliptik steht und darüber hinaus sich noch südlich der Ekliptik aufhält. Er ist dann für Beobachter auf der Südhalbkugel ein eindrucksvolles Objekt.

Die Sichtbarkeitsdauer oder „Erscheinung“ eines Planeten ist natürlich nicht nur auf den Oppositions- oder Elongationszeitpunkt beschränkt, sondern erstreckt sich über einen längeren Zeitraum. Präzise Positionsangaben in Himmelskoordinaten werden in den sog. Ephemeriden-Tabellen zusammengefaßt.

Die Standardentfernung im Sonnensystem ist die Astronomische Einheit (AE), die mittlere Entfernung zwischen Sonne und Erde; sie entspricht 149 597 870 km. Das Licht braucht 8,3 Minuten, um diese Strecke zu überbrücken. Ein Lichtjahr umfaßt 63 240 AE.

Wie lange ein Planet für einen Umlauf um die Sonne benötigt, hängt von seiner Entfernung ab: sonnennahe Planeten laufen schneller, sonnenferne langsamer. Im strengen Sinn entspricht die Umlaufzeit eines jeden Planeten der Dauer seines Jahres, doch wird sie allgemein in irdischen Tagen und Jahren angegeben (88 Tage bis 250 Jahre); man nennt diese Umlaufzeiten auch siderische Perioden, weil sie relativ zu den weit entfernten Sternen gemessen werden.

Alle Mitglieder des Planetensystems leuchten lediglich im reflektierten Sonnenlicht.

Die Sichtbarkeit der unteren Planeten

Unter den unteren Planeten versteht man die beiden Planeten, die sich innerhalb der Erdbahn um die Sonne bewegen: Merkur und Venus. Von der Erde aus gesehen erreichen sie niemals einen so großen Winkelabstand von der Sonne, daß sie während der ganzen Nacht beobachtet werden können. Merkur entfernt sich maximal bis 27°, Venus bis 47° von der Sonne. Diese Planeten sind also stets nur kurze Zeit vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang sichtbar.

Stehen Merkur und Venus von der Erde aus gesehen hinter der Sonne, sind sie unsichtbar: Obere Konjunktion mit der Sonne. Ebenfalls unsichtbar sind sie bei ihrem Durchgang zwischen Sonne und Erde: Untere Konjunktion mit der Sonne. Ganz selten laufen die Planeten dabei über die Sonnenscheibe hinweg (Merkur- oder Venusvorübergang).

Abends ergibt sich eine Sichtbarkeit,wenn sie auf der linken, östlichen Seite der Sonne stehen. Den größten dabei erreichbaren Winkelabstand von der Sonne nennt man größte östliche Elongation von der Sonne. Entsprechend führt eine Stellung rechts oder westlich der Sonne zu einer Morgensichtbarkeit. Größter Winkelabstand von dem hellen Tagesgestirn ist hier die größte westliche Elongation von der Sonne. Venus kann in der größten Elongation bis zu 4 ½ Stunden vor der Sonne aufgehen oder nach ihr untergehen. Bei Merkur sind es nur bis zu 2 Stunden. Doch nicht alle Elongationen des Merkur führen zu einer Sichtbarkeit. Wichtig ist, daß der Planet deutlich nördlicher als die Sonne im Tierkreis steht. Allgemein gilt folgende Merkregel: Eine östliche Elongation ist nur zwischen etwa Mitte Jänner und Ende Mai günstig. In einer westlichen Elongation ist Merkur dagegen nur zwischen etwa Anfang August und Anfang Dezember zu beobachten.

Zwei größte westliche oder östliche Elongationen folgen bei Merkur im mittleren Abstand von 116 Tagen aufeinander, bei der Venus alle 584 Tage. Die Zeit zwischen zwei aufeinanderfolgenden gleichen Ereignissen wird synodische Periode genannt; sie weicht von der siderischen Umlaufzeit ab, da sich unsere Beobachtungsplattform, die Erde, ja auch um die Sonne bewegt.

Merkur und Venus umkreisen die Sonne innerhalb der Erdbahn; dabei zeigen sie im Fernrohr Phasen wie der Mond, angefangen von schmalen Sicheln nahe der unteren Konjunktion, wenn sie zwischen Erde und Sonne stehen, bis hin zu „Vollphasen“ während der oberen Konjunktion jenseits der Sonne. Aufgrund ihrer Nähe zur Sonne stehen sie vor Sonnenaufgang oder nach Sonnenuntergang nie sehr hoch über dem Horizont, und so werden diese Planeten vielfach auch am Taghimmel beobachtet, etwa zwei Stunden nach Sonnenaufgang beziehungsweise vor Sonnenuntergang, wenn die Seeing-Verhältnisse einigermaßen stabil sind. Bei der hellen Venus hat dies den zusätzlichen Vorteil, daß zarte Details besser hervortreten.

Merkur ist der sonnennächste Planet; sein mittlerer Abstand zur Sonne beträgt lediglich rund 70 Millionen km oder 0.64 AE (astronomische Einheiten). Merkur bewegt sich auf einer ziemlich elliptischen Bahn (zwischen 45.9 und 69.7 Millionen km) um die Sonne, und er benötigt dafür knapp 88 Tage.

Aufgrund seiner sonnennahen Bahn kann Merkur von der Erde aus gesehen nie sehr weit von der Sonne abrücken, so daß er zumeist vom Tageslicht überstrahlt wird. Nur bei den jeweils größten Winkelabständen (Elongationen) taucht der Planet für einige Tage am Abend- oder Morgenhimmel auf. Wegen der stark elliptischen Bahn fallen die größten Elongationswinkel sehr verschieden aus: Befindet Merkur sich gerade unweit des sonnenfernsten Bahnpunktes (Aphel), kann er bis zu 28° neben der Sonne stehen, während er im sonnennächsten Bahnpunkt (Perihel) nicht einmal 20° von ihr abrückt. Daneben entscheidet die Jahreszeit mit darüber, ob Merkur bei einer größten Elongation sichtbar wird oder nicht. Schließlich werden die Sichtbarkeitsbedingungen auch noch von der Neigung der Merkurbahn gegen die Ekliptik (die Ebene der Erdbahn) bestimmt. Leider ist die Merkurbahn so im Raum orientiert, daß die Beobachter auf der Nordhalbkugel stark benachteiligt werden.

Merkur verbirgt sich meist so sehr im Strahlenbereich der Sonne, daß er nur schwer zu beobachten ist. Der sonnennächste Planet kann Sirius an Helligkeit noch übertreffen (-1.7mag), steht aber nie weiter als 28 Grad von der Sonne entfernt und ist daher nicht leicht zu finden. Auf der Nordhalbkugel sind die Chancen bei einer östlichen Elongation im Frühjahr und bei einer westlichen Elongation im Herbst am größten: obwohl er dann nur rund 18 Grad neben der Sonne steht, kommt er vergleichsweise hoch hinaus, da die Ekliptik zu diesen Zeiten steil zum Horizont verläuft. Besser sind die Beobachtungsbedingungen auf der Südhalbkugel der Erde, wo die größtmöglichen Elongationen mit steiler Ekliptik zusammenfallen. Merkur hat einen Durchmesser von 4880 km. Die Masse beträgt gerade einmal 5.5 Prozent der Erdmasse. Dadurch ist auch die Anziehungskraft von Merkur nicht sehr groß, so daß atmosphärische Gase ziemlich rasch in den umgebenden Weltraum entweichen könnten. Er besitzt praktisch keine Atmosphäre. Auf seiner Tagseite steigen die Temperaturen bis auf über +350 °C. Nachts fällt die Temperaturauf -180°C. Bisher untersuchte nur eine einzige Sonde (Mariner 10) diesen Planeten, konnte aber nur ungefähr die Hälfte der Merkuroberfläche erfassen. Auf den ersten Blick zeigt Merkur eine große Ähnlichkeit mit dem Mond, von vielen Kratern zernarbt. Dabei handelt es sich wie beim Mond um Einschlagkrater, die größtenteils während der ersten 700 Millionen Jahre in der Geschichte unseres Sonnensystems beim Aufprall mehr oder minder großer Brocken zurückgeblieben sind. Die größten Krater kommen auf einen Durchmesser von mehreren hundert km. Die Merkurkrater erhielten Namen nach Künstlern.

Merkur hat eine der dunkelsten Oberflächen des Sonnensystems. Im Inneren muß Merkur der Erde ähneln, denn er hat für seinen geringen Durchmesser eine vergleichsweise große Masse. Das kann nur bedeuten, daß Merkur einen riesigen Eisenkern besitzen muß mit einem Durchmesser, der bei immerhin 75 Prozent des Merkurdurchmessers liegen dürfte.

Interessant ist die Dauer der Merkurrotation. Mittels Radar wurde die Rotationszeit des Merkur bestimmt. Merkur dreht sich in 59 irdischen Tagen einmal um seine Achse, in zwei Merkur„jahren“ also drei Rotationen vollendet. Während dieser Zeit läuft für einen gedachten Beobachter auf Merkur irgendein Stern einmal um den ganzen Himmel herum (Sterntag). Die Überlagerung von Eigendrehung und Umlaufbewegung führt schließlich dazu, daß ein Sonnentag auf Merkur aber 176 irdische Tage oder zwei Merkurumläufe um die Sonne (zwei Merkurjahre) dauert. Am Merkurhimmel erscheint die Sonne rund zweieinhalbmal so groß wie am irdischen Firmament.

Viel gibt es bei Merkur allerdings nicht zu beobachten. Seine Farbe erscheint meist blaßweiß, kann aber auch einen leichten Rot- oder Gelbstich aufweisen. Man sieht bei einem kleinen Teleskop allenfalls die Phasengestalt und auch mit einem größeren ist kaum eine Oberflächenstruktur zu erkennen. Man sollte ein leichtes Gelbfilter benutzen, das den Kontrast gegebenenfalls verstärken kann. Zur Zeit der größten Elongationen erreicht er einen Durchmesser von etwa 7´´. Da der Planet immer nur sehr tief über dem Horizont zu finden ist, erschweren die unvermeidliche Luftunruhe und der lange Weg des Lichtes durch die irdische Atmosphäre das Erkennen von Einzelheiten. Verlegt man sich dagegen auf ein Beobachten am Taghimmel, um die dann größere Höhe des Planeten über dem Horizont zu nutzen, reicht der Kontrast zumeist nicht aus. Der Reiz der Merkurbeobachtung liegt daher im wesentlichen darin, den Planeten überhaupt zu finden und allenfalls zu versuchen, seine Phasengestalt zu erkennen.

Weil Merkur sich noch innerhalb der Erdbahn um die Sonne bewegt, wandert er regelmäßig zwischen Erde und Sonne hindurch; aufgrund seiner Bahnneigung zieht er dabei meist ober- oder unterhalb der Sonne vorbei. In mehr oder minder regelmäßigen Abständen tritt eine solche untere Konjunktion aber gerade dann ein, wenn Merkur sich nahe einem der beiden Schnittpunkte seiner Bahn mit der Ekliptik (Bahnknoten) befindet, und dann kann er im Fernrohr als winziger schwarzer Punkt vor der Sonnenscheibe beobachtet werden; ein solcher Merkurdurchgang kann bis zu acht Stunden dauern.

Die Venus ist unser innerer Nachbarplanet. Anders als Merkur bewegt sie sich jedoch auf einer ziemlich kreisförmigen Bahn zwischen 107.5 und 108.9 Millionen km oder 0.72 AE Sonnenabstand und benötigt für einen Umlauf knapp 225 Tage. Während einer unteren Konjunktion, wenn Venus die Erde gleichsam auf der Innenbahn überholt, kann sie bis auf weniger als 40 Millionen km an unseren Planeten herankommen, näher als jedes andere „große“ Mitglied der Sonnenfamilie.

Wann immer Venus am Himmel steht, ist sie nach Sonne und Mond das hellste natürliche Objekt; ihre Helligkeit ist mitunter sogar groß genug, daß die Venus selbst am Taghimmel mit bloßem Auge, also ohne optische Hilfsmittel, erkannt werden kann.

Venus ist ein leichtes Beobachtungsobjekt, das aufgrund seiner großen Helligkeit (-4.3mag) nicht übersehen werden kann; sie wird auch als Abend- oder Morgen-„stern“ bezeichnet. Zwar ist auch die Venus in ihrer Bewegung am Himmel an die Position der Sonne „gefesselt“, doch kann sie aufgrund des größeren Sonnenabstandes viel weiter von ihr abrücken als Merkur: Sie entfernt sich bis zu 47 Grad von der Sonne und steht dann mehrere Wochen in guter Position. Dennoch fallen nicht alle größten Elongationen gleich günstig aus. Wie schon beim Merkur spielen zum einen die Jahreszeiten eine wichtige Rolle – eine größte östliche Elongation mit Abendsichtbarkeit im Frühjahr ist besser als im Herbst, eine größte westliche Elongation mit Morgensichtbarkeit im Herbst entsprechend günstiger als im Frühjahr. Von Bedeutung ist zum anderen aber auch die Bahnneigung der Venus relativ zur Ekliptik. Sie fällt zwar mit 3,5° nur etwa halb so groß aus wie bei Merkur, kann sich aber durch die andere Perspektive weitaus stärker auswirken: Weil die Venus viel näher an die Erde heranrückt als Merkur, kann ihr Abstand zur Ekliptik bis auf fast 9° anwachsen (gegenüber nicht einmal 4° bei Merkur); zu solchen Zeiten, die naturgemäß mit einer unteren Konjunktion zusammenfallen müssen (nur dann schrumpft der Abstand Venus-Erde auf ein Minimum), kann man den inneren Nachbarplaneten der Erde sowohl vor Sonnenaufgang als auch nach Sonnenuntergang finden – obwohl er eigentlich mit der Sonne am Taghimmel steht. Dabei ist die Venusbahn relativ zur Erdbahn so ausgerichtet, daß sich die beiden Faktoren für Beobachter auf der Nordhalbkugel gegenseitig verstärken: Wenn die Venus in den ersten Apriltagen in eine größte östliche Elongation gerät und dann am Abendhimmel strahlt, steht sie soweit nördlicher als die Sonne (rund 17°), daß sie erst mehr als 4,5 Stunden nach ihr untergeht.

Bei Beobachtungen am Taghimmel ist der Kontrast zum Hintergrund weniger ausgeprägt, so daß eventuell vorhandene Markierungen deutlicher hervortreten können; gegebenenfalls wird man dann noch einen Graufilter benötigen. Venus ist größer als Merkur und kommt näher an die Erde heran, so daß man die Phasengestalt dann sogar mit einem Fernglas erkennen kann.

Beobachtet man Venus mit einem Fernrohr, so entdeckt man auf ihr keine Einzelheiten. Venus besitzt eine vollkommen geschlossene Wolkendecke. Nur etwa ein Prozent des Sonnenlichtes dringt bis zur Venusoberfläche vor (dort ist es also ähnlich dämmrig wie bei uns an einem wolkenverhangenen Tag). Sie umrundet die Sonne innerhalb von 225 Tagen in einem Abstand von 108 Mill. km. Ihr Durchmesser beträgt 12 100 km, nur ein wenig kleiner als die Erde. Ein Sterntag dauert auf Venus 243 irdische Tage. Dabei erfolgt die Rotation von Ost nach West (im Uhrzeigersinn), nicht von West nach Ost (gegen den Uhrzeigersinn) wie bei fast allen Planeten. Ein Sonnentag dauert auf Venus allerdings nur etwas mehr als ein halbes „Venusjahr“, nämlich 117 Erdentage. Venus braucht also für eine Umdrehung länger als für einen Umlauf um die Sonne.

Venus wurde schon mehrmals von Sonden untersucht, die die Oberfläche mit Radar abtasteten. Die Venusatmosphäre ist so dicht, daß am Boden des Planeten ein Druck herrscht, der 90mal größer ist als auf der Erde. Die Sichelhörner erscheinen mitunter abgestumpft oder überlang, und auch der Terminator verläuft nicht immer völlig geradlinig. Die Temperatur beträgt +470°C, und zwar ziemlich unabhängig, ob wir uns auf der Tag- oder Nachtseite, am Äquator oder an den Polen befinden. Die Unterschiede sind fast belanglos. Dieser gewaltige Treibhauseffekt ist vor allem eine Folge des hohen Kohlendioxidanteils der Atmosphäre mit etwa 95%. Venus wäre damit als warnendes Beispiel für langfristige irdische Fehlentwicklungen anzusehen. Der Rest fällt auf Spuren von Stickstoff, Kohlenmonoxid, Wasserdampf, Schwefeldioxid, einige Edelgase u.a.

Die Venuswolken liegen zwischen etwa 45 und 75 km, teilweise bis 100 km hoch. In ihnen gibt es auch Schwefelsäuretröpfchen und sogar Schwefelsäureregen. Doch verdampfen diese Tröpfchen wegen der hohen Temperaturen bald wieder, ohne auf die Venusoberfläche zu fallen. Die hohen äquatorialen Wolken rotieren übrigens im Gegensatz zur festen Venuskugel bereits in etwa 4 Tagen. Das entspricht einer Windgeschwindigkeit von 100 m/sec (etwa 400 km/h).

Radarabtastungen zeigten Hochländer mit Gebirgen und Senken. Im ganzen ist Venus viel flacher als die Erde. Ungefähr 70% der ganzen Venusoberfläche sind riesige Ebenen, 10% entfallen auf die Hochländer und 20% auf die Senken.

Die Venuskruste besteht nur aus einer einzelnen Platte mit vielen Vulkanen, ausgedehnten Verwerfungen und Bruchzonen, sowie zahlreiche Meteoriten- und Einschlagkrater. Der innere Aufbau der Venus dürfte sich nicht wesentlich von dem unserer Erde unterscheiden.

Die Berge, Täler, Krater und anderen Einzelheiten auf Venus wurden nach berühmten Frauen benannt, zunächst aus der antiken Sage, dann aber auch aus Kunst, Wissenschaft und anderen Bereichen des Lebens. Ihren Nachruhm auf der Venus durften sie aber weder mit militärischen noch spezifisch nationalen Heldentaten erkämpft haben. Heilige aus Religionen der Gegenwart und Politikerinnen waren ebenfalls unerwünscht. Wer die Venus mit dem Fernrohr betrachtet, sieht von all dem leider gar nichts: Einzig die – im Bereich des sichtbaren Lichtes zumeist strukturlose – gleißend helle oberste Wolkenschicht prägt das Aussehen des „Abend-“ oder „Morgensterns“. Wegen des größeren Planetendurchmessers und des teilweise geringeren Erdabstandes läßt sich der Wechsel der Lichtphasen bei der Venus allerdings wesentlich besser verfolgen als bei Merkur. Auch die Venus zieht bei einer unteren Konjunktion hin und wieder genau zwischen Sonne und Erde hindurch und kann dann als ein kleiner, dunkler Fleck von immerhin 1´ Durchmesser vor der Sonnenscheibe beobachtet werden. Während aber im Schnitt rund ein Dutzend Merkurdurchgänge pro Jahrhundert eintreten, gibt es nur 16 Venusdurchgänge innerhalb von knapp tausend Jahren.

Obere Planeten sind alle Planeten, die außerhalb der Erdbahn um die Sonne laufen. Stehen sie etwa hinter der Sonne, in Konjunktion mit der Sonne, sind sie unsichtbar. Die beste Beobachtungsmöglichkeit ergibt sich, wenn die Erde zwischen dem Planeten und der Sonne hindurchläuft. Dann steht der Planet der Sonne am Himmel gegenüber und kann die ganze Nacht gesehen werden: Er geht abends bei Sonnenuntergang auf der gegenüberliegenden Seite, also im Osten auf, und morgens bei Sonnenaufgang etwa im Westen unter. Um Mitternacht erreicht er im Süden seinen Höchststand: Der Planet steht in Opposition zur Sonne.

In der Opposition kommt uns ein oberer Planet am nächsten. Bei den ferneren Planeten macht der Unterschied nicht viel aus. Bei Mars ist er aber gewaltig. Außerdem ist die Marsbahn stark exzentrisch. Fällt eine Marsopposition in eine Zeit, in der Mars in Sonnenferne(im Aphel) steht, sinkt der Abstand auf 101 Millionen km. Steht er in der Opposition in Sonnennähe (Perihel), schrumpft die Entfernung auf 56 Millionen km. Andererseits wächst der Abstand Mars-Erde in einer Konjunktion und bei einer Marsstellung im Aphel auf 400 Millionen km. Kurz vor und nach einer Opposition ist ein oberer Planet von der Erde aus gesehen rückläufig.

Mars ist der äußere Nachbarplanet der Erde. Er umrundet die Sonne auf einer für Planeten auffallend elliptischen Bahn in rund anderthalbfacher Erdentfernung (228 Millionen km oder 1.52 AE); dabei kann er sich der Sonne bis auf 1.38 AE oder 206.6 Millionen km nähern beziehungsweise bis auf 1.67 AE oder 249 Millionen km von ihr abrücken.

Mars ist mit 6790 km nur etwas mehr als halb so groß im Durchmesser wie unsere Erde. Trotzdem gilt er als der Planet, auf dem man von der Erde aus die meisten Oberflächeneinzelheiten mit dem Fernrohr sehen kann. So gibt es bereits seit über hundert Jahren regelrechte Marskarten, und viele Landschaften auf Mars tragen noch heute Namen, die aus dieser Zeit stammen.

Der Äquator des Mars ist mit 25½ Grad gegen die Bahnebene fast genau so stark geneigt wie der Erdäquator mit 23½ Grad. So sind die Mars-Jahreszeiten ähnlich ausgeprägt wie bei uns, dauern aber wegen der längeren Umlaufzeit fast doppelt so lang. Sie beträgt 687 Tage oder knapp 23 Erdmonaten. Die Temperaturen erreichen tagsüber am Äquator 15° bis 20°C, fallen aber nachts auf -70°C ab. Am tiefsten sinken die Temperaturen in der Polarnacht: Auf -130°C. Ein Sterntag dauert 24 Std. 37 Min., ein Sonnentag zwei Minuten länger.

Am Marsboden beträgt der atmosphärische Druck 0.6 bis 0.7% des irdischen Luftdrucks. Der Hauptbestandteil der Atmosphäre ist mit 95% Kohlendioxid. Der Rest entfällt auf Stickstoff, Argon, sowie Spuren von Sauerstoff, Wasserdampf, Kohlenmonoxid usw. Die Polkappen bestehen aus Wassereis und aus Kohledioxideis.

Mars fällt auch dem ungeübten Beobachter durch seine deutliche Rot- oder Orangefärbung auf; nur wenige Sterne zeigen einen vergleichbar kräftigen Farbton.

Der rote Planet ist ein sehr reizvolles Beobachtungsobjekt, das leider nie sehr lange in günstiger Position steht. Oppositionen folgen im mittleren Abstand von 26 Monaten aufeinander, doch fallen sie sehr unterschiedlich aus. Leider sind Erd- und Marsbahn so zueinander ausgerichtet, daß Mars während der besonders günstigen Perihel-Oppositionen immer südlich des Himmelsäquators steht; darüber hinaus befindet Mars sich dann gerade auch im südlichsten Teil seiner Bahn und bewegt sich entsprechend weit unterhalb der Ekliptik; im Winter nahe dem Mars-Aphel bleibt der scheinbare Durchmesser des Marsscheibchens auf 13“ beschränkt, während er bei Periheloppositionen im August oder September auf 26“ anwachsen kann. Dann steht Mars allerdings im südlichsten Abschnitt der Ekliptik, so daß die Bewohner auf der Südhalbkugel der Erde bevorzugt sind, während der Planet bei uns nicht sehr hoch über den Horizont steigt. Trotzdem lassen sich eine Fülle an Details erkennen.

Die rote Farbe des Mars ist eine Folge aus dem hohen Eisenoxidgehalt der Oberfläche. Mars dürfte der eisenerzreichste Planet im Sonnensystem sein, und selbst der Himmel wird von feinen Staubpartikeln in der Atmosphäre rot gefärbt.

Ein erheblicher Teil der Marsoberfläche ist von Sand- und Staubwüsten bedeckt. Sie zeigen sich als dunkle Gebiete vor einem allgemein hellen Untergrund. Durch die Rotation werden ständig neue Bereiche sichtbar, doch da der Tag auf dem Mars nur wenig länger dauert als auf der Erde, braucht man viel Geduld, wenn man aus den Beobachtungen eine komplette Marskarte zusammenstellen möchte. Etliche Formationen sind offenbar dauerhaft und können bei jeder Opposition wiedergefunden werden, andere verändern ihr Aussehen im Laufe der Jahre. Heute weiß man, daß starke Winde in der Marsatmosphäre zu weitreichenden Staubverlagerungen führen. Vor allem während der Periheloppositionen werden immer wieder globale Staubstürme beobachtet, die jegliche Oberflächendetails über Wochen einhüllen können. Interessant ist es dann, zu verfolgen, wie die Formationen langsam wieder sichtbar werden, wenn sich der Staub allmählich legt. Regionale Staubstürme treten häufiger auf und wurden früher als „gelbe Wolken“ beschrieben. Daneben gibt es aber auch weißliche Wolken aus Kohlendioxid- oder Wassereis-Kristallen. Die hellen Polkappen wachsen und schrumpfen im Rhythmus der Marsjahreszeiten, wobei die Südpolkappe vollständig verschwinden kann; mitunter bleiben isolierte Bereiche etwas länger erhalten; ehe auch sie sich auflösen, werden dunkle Einschnitte sichtbar. Die dunklen Randgebiete um die Polkappen können nicht bloße Kontrasteffekte sein, sondern hängen sicher auch mit Staubverlagerungen zusammen. Mars wurde bereits mehrmals von Sonden besucht. Ein Großteil der Marsoberfläche zeigt Einschlagkrater ähnlich dem Mond. Die Namen gehen meist auf Astronomen und Physiker zurück. Die hervorstechendste Oberflächenstruktur sind riesige Schildvulkane, die nicht mehr tätig sind. Auffallend sind auch Canyon-Systeme, daneben gibt es auch alte und gewundene Flußbetten. Tatsächlich muß Mars in einer früheren, wärmeren Klimaepoche flüssiges Wasser an seiner Oberfläche gehabt haben.

Die sog. „Marskanäle“ basieren auf einer optischen Täuschung.

Organisches Leben aus Sondenproben konnte nicht nachgewiesen werden. Das gilt auch für die anderen Planeten. Mars besitzt zwei kleine Monde – Deimos und Phobos. Es sind wahre Zwerge, die nur in größeren Fernrohren zu entdecken sind. Phobos ist eine riesige „Kartoffel“ von 28 x 23 x 20 km, Deimos eine von 16 x 12 x 10 km Größe. Phobos ist 9 270 km, Deimos 23 400 km von Mars entfernt. Die Umlaufzeiten betragen 7 Std. 39 Min. bzw. 30 Std. 21 Min.

Neben den neun großen Planeten von Merkur bis Pluto gibt es aber noch eine Vielzahl von Kleinplaneten (Asteroiden, Planetoiden). Der erste Kleinplanet wurde 1800/1801 von G.Piazzi entdeckt und Ceres genannt. Bis 1807 kamen Pallas, Juno und Vesta hinzu. Seither reißt die Entdeckungsflut nicht ab. Bisher sind mehr als 5000 Objekte dieser Art bekannt. Die Gesamtzahl dürfte in die Zehntausende gehen. Die meisten Kleinplaneten bewegen sich zwischen Mars und Jupiter um die Sonne. Doch überkreuzt eine ganze Anzahl von dieser eigentlichen Kleinplanetenzone aus die Marsbahn oder die Erdbahn nach innen. Einige kommen sogar noch näher an die Sonne als Merkur. Einige laufen auch auf der Jupiterbahn um die Sonne und sind von diesem Riesenplaneten 60° nach beiden Seiten hin entfernt (Trojaner). Die überwiegende Mehrheit hat aber einen Sonnenabstand zwischen etwa 320 und 500 Mill. km. Die Gesamtmasse aller Kleinplaneten zusammengenommen dürfte weniger als ein Tausendstel der Erdmasse betragen. Die meisten Kleinplaneten sind recht dunkle oder auch dunkelrote, kohlenstoffreiche Körper. Nicht soviele bestehen aus Silikaten mit etwas Eisen, nur wenige fast ausschließlich aus Metallen.

Die meisten dieser Objekte sind ziemlich klein; lediglich Ceres hat einen Durchmesser von rund 1000 km, gefolgt von Pallas (590 km) und Vesta (530 km). Die meisten sind aber nur wenige Kilometer groß. Entsprechend lichtschwach erscheinen sie am Firmament.

Viele Amateure sehen das Auffinden und Verfolgen von Kleinplaneten als eine reizvolle Herausforderung an. Es ist schon eine Leistung, wenn man ein solches Objekt anhand der Angaben im Jahrbuch am Himmel findet und über eine Zeitlang verfolgen kann. Die Identifizierung wird sicher einfacher, wenn man die angegebenen Positionen in eine Sternkarte einträgt; nach Möglichkeit sollte diese Karte auch Sterne enthalten, die lichtschwächer als der Kleinplanet sind.

Jupiter ist der größte Planet im Sonnensystem. Er umrundet die Sonne innerhalb von knapp zwölf Jahren jenseits einer größeren „Lücke“, die außerhalb der Marsbahn das Planetensystem in zwei deutlich voneinander getrennte Bereiche teilt. Im Mittel ist Jupiter mehr als fünfmal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde (etwa 5.2 AE), kann aber im sonnennahen Bahnteil bis auf 741 Millionen km oder 4.95 AE an die Sonne heranrücken und sich im sonnenfernen Teil bis auf rund 815 Millionen km oder 5.45 AE von ihr entfernen.

Jupiter ist nach Venus der zweithellste Planet; er fällt zum einen durch seine Helligkeit und sein blaßgelbes Licht auf, zum anderen durch das ruhige Leuchten, das ihn wie alle Planeten von den Fixsternen unterscheidet.

Jupiter ist als größter Planet bereits für kleinere Fernrohre das wohl interessanteste Beobachtungsobjekt. Er zählt (mit Saturn, Uranus und Neptun) zu den vier „Gas-Riesen“ und besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Die sichtbaren Formationen befinden sich in der obersten Schicht seiner tiefen Atmosphäre, die unter anderem auch Ammoniak und Methan enthält; es handelt sich sowohl um großräumige als auch um kleine Strukturen, die einer ständigen Veränderung unterworfen sind. Selbst mit kleinen Fernrohren erkennt man bereits dunkle Streifen und Polkappen, die von hellen Zonen unterbrochen werden. Auch sie verändern sich, treten deutlicher hervor oder verblassen oder spalten sich teilweise auf. Mit größeren Teleskopen kann man auch die Fülle der kleineren Details studieren.

In den hellen und dunklen Gebieten erkennt man unterschiedlich helle Flecken mit manchmal ovalen oder auch langgezogenen Umrissen. Sie werden auch durch die Rotation des Jupiter in raschem Wechsel über die Planetenscheibe hinweggeführt und können im Laufe der Zeit ihre Position relativ zur Umgebung verändern. Mitunter tauchen neue Details auf, die nach ein paar Tagen wieder verschwinden, doch der Große Rote Fleck wird schon seit Jahrhunderten beobachtet, wenngleich auch er sich zwischenzeitlich oft verändert; vor allem seine Farbe ist Schwankungen unterworfen. Sein Äquatordurchmesser beträgt 142 800 km, der Poldurchmesser beträgt 134 200 km. Trotz der leichten Bestandteile enthält er immer noch rund 2.5mal soviel Masse wie alle übrigen Planeten des Sonnensystems gemeinsam.

Jupiter umrundet die Sonne alle 11.9 Jahre in einer mittleren Entfernung von 778 Millionen km (5.2 AE). Jupiteroppositionen folgen im Abstand von rund 13 Monaten aufeinander und sind damit doppelt so zahlreich wie Marsoppositionen; der Planet steht dann jeweils für mehrere Wochen sehr günstig am Himmel. Von Vorteil ist auch, daß der Jupiter dabei etwa gleich groß erscheint. Während einer (mittleren) Opposition schrumpft der gegenseitige Abstand zwischen Jupiter und Erde auf etwa 630 Millionen km, steigen die Helligkeit auf -2.7 Größenklassen und der Winkeldurchmesser des Planetenscheibchens im Fernrohr auf immerhin rund 47´´. Bei einer Perihelopposition (im Sternbild Widder) kann Jupiter noch um 0.2 Größenklassen heller und 2´´ größer erscheinen, bei einer Aphelopposition (im Sternbild Jungfrau) erreicht er dagegen lediglich eine Helligkeit von -2.4 Größenklassen und einen scheinbaren Durchmesser von 44´´.

Jupiter dreht sich sehr rasch um seine Achse (deshalb ist er auch so abgeplattet): die Rotationsdauer liegt bei 9 Stunden 55 Minuten 30 Sekunden. Ein Punkt auf dem Jupiteräquator wird also mit einer Geschwindigkeit von fast 45 000 km/h herumgewirbelt. Würde sich die Erde so schnell drehen, dann wäre eine Rotation (und damit ein Tag) in weniger als einer Stunde vollendet! Starke Windströmungen führen in der oberen Atmosphäre jedoch zu etwas anderen Rotationszeiten, und so beobachtet man im Äquatorbereich (System I) eine Umdrehung in 9 Stunden 50 Minuten 30 Sekunden, in den übrigen Gebieten (System II) dagegen in 9 Stunden 55 Minuten 40 Sekunden.

Durch die kurze Rotationsdauer sieht man jeden Abend zur gleichen Zeit eine ganz andere Gegend auf dem Planeten. Auch der Große Rote Fleck ist von dieser allgemeinen Drift nicht ausgenommen; sowohl die Farbe als auch die Form und die Größe unterliegen einer ständigen Veränderung, die so weit gehen kann, daß diese normalerweise auffälligste Struktur zeitweise kaum zu erkennen ist. Er liegt bei etwa 22° südlicher Breite.

Die Jupiteratmosphäre besteht vor allem aus Wasserstoff, Helium, Methan, Ammoniak und Spuren anderer Stoffe. An der Wolkenobergrenze herrscht eine Temperatur von etwa -140°C. Nach innen hin nehmen Temperatur und Druck stark zu. Der innere Aufbau des Jupiter – und auch der anderen Riesenplaneten Saturn, Uranus und Neptun – weicht völlig von dem der sog. erdähnlichen Planeten Merkur, Venus und Mars ab. Jupiter besitzt nur einen vergleichsweise winzigen Kern aus Gesteinen und vielleicht auch Eisen. Ansonsten geht die Wasserstoffatmosphäre nach innen unter der Wirkung des gewaltigen Druckes in den flüssigen Zustand über. Die Jupitermasse beträgt 318 Erdmassen, das Volumen aber mehr als 1000 Erdkugeln. Der Motor für die vielen Vorgänge in der Jupiteratmosphäre ist die eigene, innere Energiequelle: Jupiter strahlt etwa doppelt so viel Wärme ab, als er von der Sonne empfängt; dabei handelt es sich offenbar um Restwärme aus der Entstehungszeit des Planeten. Jupiter besitzt unter allen Planeten des Sonnensystems das stärkste Magnetfeld und Strahlengürtel.

Jupitermonde

Die vier großen Jupitermonde Io, Europa, Ganymed und Kallisto sind schon von Galilei im Jänner 1610 mit seinem kleinen Fernrohr beobachtet worden – sie werden daher manchmal auch die Galileischen Monde genannt. Man kann sie bereits mit dem Fernglas erkennen und man sieht sie in ständig anderen Positionen relativ zu Jupiter, und nur selten sind alle vier gleichzeitig unsichtbar.

Für Galilei war diese Beobachtung ein wichtiges Beweisstück für die Richtigkeit der Kopernikanischen Theorie, nach der nicht die Erde, sondern die Sonne im Mittelpunkt unseres Systems stehen soll: Es drehte sich offenbar doch nicht alles um die Erde, wie von den Gegnern der Kopernikanischen Lehre behauptet wurde. Galilei bezeichnete Jupiter und seine Monde daher als Modell des Sonnensystems.

Rein theoretisch wären die vier galileischen Monde sogar mit bloßem Auge zu erkennen, da sie der 5. Größenklasse angehören; leider werden sie jedoch vom nahen Jupiter überstrahlt, so daß man den Abstand mit einem Fernglas gleichsam künstlich vergrößern muß.

Ihre Abstände von Jupiter betragen 422 000, 671 000, 1 070 000 und 1 883 000 km, ihre Umlaufzeiten 1.8 Tg., 3.6 Tg., 7.2 Tg. und 16.7 Tg., ihre Durchmesser 3632 km, 3126 km, 5276 km und 4820 km. Ihre Oberflächen sind recht verschieden. Diese Monde haben nach außen hin einen Eismantel und eine Kruste aus Eis. Alle übrigen Jupitermonde sind mit Amateurfernrohren nicht zu beobachten.

Kleine Fernrohre reichen aus, um die zahlreichen Ereignisse zu verfolgen, die uns die Jupitermonde bieten, wenn sie hinter dem Planeten verschwinden oder vor ihm herziehen: Verfinsterungen, Bedeckungen, Schattendurchgang, Vorübergänge usw. Ihre Schatten werden sichtbar, und auch die Monde selbst kann man beim Vorübergang erkennen. Darüber kommt es alle sechs Jahre, wenn die Äquatorebene des Jupiter mit der Ekliptikebene zusammenfällt, zu gegenseitigen Bedeckungen und Verfinsterungen der Jupitermonde untereinander. Zwar sind Einzelheiten auf den Monden nicht zu erkennen, doch unterscheiden sie sich deutlich voneinander und sind daher leicht zu identifizieren, vor allem wenn sie vor der Jupiterscheibe herziehen.

Saturn ist nach Jupiter der zweitgrößte Planet im Sonnensystem. Er bewegt sich in annähernd doppeltem Jupiterabstand (9.54 AE) um die Sonne und benötigt für einen Umlauf fast 30 Jahre; dabei rückt er bis auf 1.35 Milliarden km (9.0 AE) an die Sonne heran und kann sich bis auf 1.51 Milliarden km (10.07 AE) von ihr entfernen. Bis ins späte 18. Jahrhundert galt Saturn als der Planet am Rande des Sonnensystems.

Saturn fällt durch sein ruhiges, gelbliches Licht auf. Während einer (mittleren) Opposition schrumpft der gegenseitige Abstand zwischen Saturn und Erde auf etwa 1.28 Milliarden km, steigt der Winkeldurchmesser des Planetenscheibchens im Fernrohr auf immerhin knapp 20´´. Die Helligkeit des Planeten hängt aber weniger von der wechselnden Oppositionsdistanz ab als vielmehr von der Achsneigung des Saturn relativ zur Erde: Blicken wir nämlich nahezu seitlich auf die Äquatorebene des Planeten, bleibt sein Helligkeit bei etwa 0,5 Größenklassen „stehen“; sieben Jahre später dagegen, wenn Saturn um 90° weitergezogen ist, erscheint er um fast eine Größenklasse heller, und selbst dann, wenn er einen halben Umlauf später durch den sonnenfernsten Bahnpunkt zieht, erreicht er noch die -0. Größenklasse.

Saturn ist der klassische Ringplanet. Mit seinem Ringsystem bietet Saturn einen ähnlich faszinierenden Anblick im Fernrohr wie Jupiter, wenngleich auf der Planetenscheibe weit weniger Einzelheiten zu erkennen sind – allenfalls die Bänderstruktur tritt hin und wieder andeutungsweise hervor. Dies ist vor allem auf eine Dunstschicht in der hohen Atmosphäre zurückzuführen, die darunterliegende Details verdeckt. Die Saturnringe werfen rund eineinhalbmal soviel Licht zurück wie der Planet selbst. Auffallend ist aber die Abplattung des Saturn: Sie ist unter allen Planeten am stärksten. Der innere Aufbau ähnelt dem des Jupiter. In vieler Hinsicht ist er ein kleiner Bruder des Jupiter: der Durchmesser am Äquator beträgt 120 000 km, der Poldurchmesser beträgt 108 000 km.

Auch die Rotationszeit der Atmosphäre ist recht unterschiedlich. Am Äquator 10 Std. 14 Min., an den Polen über eine halbe Stunde länger. Auch über ein Magnetfeld verfügt Saturn.

Er umrundet die Sonne alle 29.5 Jahre in einer mittleren Entfernung von 1.43 Mrd. km (9.5 AE). Saturnoppositionen wiederholen sich nach rund 378 Tagen; dabei bietet das Ringsystem jedesmal einen anderen Anblick. Zweimal während eines Saturnjahres (also im Abstand von jeweils rund 15 Jahren) wandert die Erde durch die Ebene des Ringsystems hindurch, und dann können die Saturnringe vorübergehend unsichtbar werden, da ihre mittlere Dicke etwa 100 Meter betragen dürfte. Im gleichen Maßstab müßte eine Schallplatte rund 5 km groß sein. Danach blicken wir mehr auf die eine Hemisphäre des Planeten, während die andere zunehmend von den Ringen verdeckt wird, bis die Maximalneigung von rund 28 Grad erreicht ist. Anschließend kehrt sich das Spiel um, kreuzt die Erde abermals die Ringebene, und wir blicken mehr auf die andere Hemisphäre.

Die Saturnringe

Eigentlich setzt sich der Ring aus mehreren Ringen zusammen. Die Hauptstrukturen des Saturn-Ringsystems sind leicht auszumachen: der äußere A-Ring, der hellere B-Ring weiter innen, und zwischen beiden die dunkle Cassini-Teilung; sie hat eine Breite, die fast exakt dem Durchmesser unseres Mondes entspricht. Den transparenten C-Ring ganz innen sieht man nur in größeren Teleskopen. Das Ringsystem, wie es von der Erde aus gesehen werden kann, hat einen Durchmesser von 278 000 km. Die Strecke zwischen Innen- und Außenrand des „klassischen“ Ringsystems mißt mehr als 46 000 km. Meist fällt der Schatten des Planeten auf die Ringe, und nahe der Kantenstellung können die Ringe sogar dunkel erscheinen (wenn Sonne und Erde auf verschiedenen Seiten der Ringebene stehen). Je nach Position des Saturn zur Erde sehen wir einmal mehr auf die Nordseite und dann wieder auf die Südseite des Ringes.

Der Ring mit einer Dicke von maximal ein paar hundert Metern besteht aus unzähligen kleinen Brocken, meist aus Eis. Raumsonden zeigten, daß das Ringsystem Tausende weiterer Teilungen aufweist. Die Teilungen sind eigentlich nur vorgetäuscht: es sind nur Bereiche in denen die Ringe weniger dicht aufeinanderfolgen.

Die wechselnden Ansichten der Saturnringe erklären auch das zuvor beschriebene, reichlich absonderliche Helligkeitsverhalten von Saturn. Die Saturnachse ist um rund 27° gegen die Bahnebene geneigt.

Saturnmonde

Auch Saturn hat eine große Mondfamilie. Einige sind auch mit Amateurfernrohren sichtbar. Sie bestehen in ihrem Inneren vor allem aus Eis mit Beimengungen von Gesteinen. Außerdem gibt es im Ringsystem noch einige winzige „Möndchen“. Das hellste Objekt ist Titan, mit achter Größenklasse; er besitzt eine eigene Atmosphäre aus Stickstoff und Methan. Sein Durchmesser beträgt 5150 km. Wenn die Erde durch die Ringebene hindurchwandert, erscheinen die Monde wie Perlen auf einer Schnur – in großen Teleskopen kann man dann ähnliche Erscheinungen wie im Zusammenhang mit den Jupitermonden verfolgen.

Weitere Monde sind: Rhea, Iapetus, Tethys und Dione.

Alle bisher besprochenen Planeten (ausgenommen die Kleinplaneten) sind bereits seit der Antike bekannt.

Leider bieten die äußeren Planeten dem Beobachter keinen lohnenswerten Anblick, doch kann es bereits reizvoll sein, sie überhaupt aufzufinden und zu verfolgen. Uranus und Neptun erreichen bei der Opposition immerhin 5.6 bzw. 7.7 Größenklassen, und können daher selbst mit kleineren Teleskopen leicht aufgefunden werden, sofern man brauchbare Sternkarten und Ephemeriden besitzt. Sie wandern vor den Sternen gemächlich nach Osten: Uranus pro Jahr rund 20 Minuten in Rektaszension, Neptun etwa die Hälfte.

Wilhelm Herschel entdeckte 1781 den ersten teleskopischen Planeten, der später Uranus getauft wurde.

Er ist etwa doppelt so weit von der Sonne entfernt wie Saturn (19.18 AE) und benötigt für einen Umlauf rund 84 Jahre; dabei rückt er bis auf 2.73 Milliarden km oder 18.28 AE an die Sonne heran und kann sich bis auf 3 Milliarden km oder 20.08 AE von ihr entfernen.

Uranus ist aufgrund seiner großen Sonnenentfernung bereits so lichtschwach, daß man ihn ohne optische Hilfsmittel kaum noch finden kann – deshalb blieb er auch lange Zeit hindurch unentdeckt. Zwar bringt Uranus es in Sonnennähe auf eine Helligkeit von etwa 5.3 Größenklassen, doch bewegt er sich so langsam, daß seine Planetennatur kaum auffällt.

Zum Auffinden genügt aber auf jeden Fall ein Fernglas. Uranus unterscheidet sich deutlich von einem Stern – in mittleren Teleskopen kann man ihn sogar als Scheibchen erkennen, das eine bläuliche oder grünliche Farbe zeigt. Der scheinbare Winkeldurchmesser beträgt rund 3.5´´.

Auch seine fünf größten Monde sind Amateurfernrohren nicht zugänglich. Außerdem besitzt Uranus ein Ringsystem: Es besteht aus mehreren sehr schmalen Einzelringen, die von der Erde aus nicht direkt sichtbar sind. Dieses Ringsystem wurde per Zufall bei einer Sternbedeckung von Uranus von der Erde aus entdeckt. Uranus selbst hat einen Aufbau, der wiederum den anderen Riesenplaneten Jupiter und Saturn ähnelt. Auch auf Sondenaufnahmen zeigt er wenig Einzelheiten. Auffällige Wolkenstrukturen fehlen. Uranus dreht sich in 17¼ Std. um seine Achse. Außerdem ist seine Achse um 98° gegen die Senkrechte geneigt, liegt also fast genau in der Bahnebene; damit rotiert Uranus rückläufig. So bleibt ein Rotationspol jeweils für 42 Jahre der Sonnenstrahlung ausgesetzt, der andere ebensolange in Dunkelheit. Sein Äquatordurchmesser beträgt 52 000 km. Uranus umrundet die Sonne alle 84 Jahre in einer Entfernung von 2.9 Mrd. km (19.2 AE).

Neptun wurde 1846 von J.G.Galle auf der Grundlage von Bahnbestimmungen, die U.J.Leverrier aus Störungen in der Uranusbahn ableitete, entdeckt. Mit seinem Schwerefeld beeinflußt er die Bewegung von Uranus, und verriet so den Astronomen seine Existenz. Er umkreist die Sonne in 165 Jahren in einer Entfernung von 4.5 Mrd km (30 AE). Auf seiner ziemlich kreisförmigen Bahn nähert er sich der Sonne bis auf 4.46 Milliarden km oder 29.79 AE und rückt bis auf 4.54 Milliarden km oder 30.33 AE von ihr ab. Mit einem Durchmesser von 48 000 km gilt er als kleinerer Zwillingsbruder von Uranus. Aufgrund seiner großen Entfernung zu Sonne und Erde ist Neptun so lichtschwach, daß er nur mit einem Fernrohr gefunden und beobachtet werden kann: Seine mittlere Oppositionshelligkeit liegt bei etwa 7.8 Größenklassen. Sein scheinbarer Durchmesser beträgt lediglich rund 2.5´´. Sonden entdeckten auf ihm bemerkenswerte Wolkenstrukturen. Weiters entdeckte man auch ein Ringsystem. Sein Durchmesser beträgt etwa 50 000 km. Die Rotationszeit beträgt knapp über 16 Std. Seine Achsneigung beträgt rund 29°. Im übrigen reiht sich Neptun in das Muster der Riesenplaneten ein. Zwei Monde – Triton und Nereide – konnten schon von der Erde aus gefunden werden. Mit Amateurfernrohren kann man bei Neptun keine Einzelheiten mehr erkennen. Bei ihm sollte man – wie auch bei Uranus – auf langfristige Helligkeitsschwankungen achten.

Pluto gehört zwar nicht mehr zum Planetensystem wird hier aber trotzdem beschrieben.

Pluto wurde 1930 von C.W.Tombaugh entdeckt. Er ist mit 2200 km der kleinste der 9 großen Planeten, und ein Außenseiter. Manche sehen ihn gar nicht als echtes Mitglied der Planetenfamilie. Er ist im Mittel rund 39.4 AE von der Sonne entfernt, umrundet die aber auf einer stark elliptischen Bahn, die bis auf 4.42 Milliarden km oder 29.6 AE an die Sonne heranführt und damit teilweise noch innerhalb der Neptunbahn verläuft, sie andererseits bis auf 7.37 Milliarden km oder 49.3 AE hinausreicht. Für einen Umlauf benötigt Pluto fast 250 Jahre.

Für die meisten Amateurfernrohre liegt Pluto außerhalb der Reichweite; er zeigt etwa 14 Größenklassen. Auf seiner stark exzentrischen Bahnellipse läuft er zeitweise innerhalb der Neptunbahn. Aufgrund der geringen Intensität wird Pluto leicht mit einem gewöhnlichen Fixstern verwechselt, und so gelingt eine eindeutige Identifizierung oft nur anhand von Aufnahmen, die im Abstand mehrerer Tage gewonnen wurden.

Auch der einzige Mond Charon ist zu schwach für Amateurfernrohre. Er weist eine sog. doppelt gebundene Rotation auf. Aufgrund der großen Bahnneigung bewegt Pluto sich weit abseits der Ekliptik. Einige Astronomen neigen dazu, Pluto gar nicht mehr zu den „großen“ Planeten zu zählen. Sie sehen in ihm eher ein besonders großes Mitglied des Kuiper-Gürtels, der jenseits der Neptunbahn beginnt und eine Vielzahl kleinerer Plutos („Plutinos“) enthält.