Jupiter ist im Sonnensystem der grösste und mächtigste Himmelskörper nach der Sonne.
Schon bei zehnfacher Vergrösserung sind die abgeplattete Planetenscheibe und die vier grössten Monde erkennbar.

Allgemeines

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.

Sichtbarkeiten

Mars fällt auch dem ungeübten Beobachter durch seine deutliche Rot- oder Orangefärbung auf; nur wenige Sterne zeigen einen vergleichbar kräftigen Farbton.
Weil Mars die Sonne ausserhalb der Erdbahn umrundet und dafür fast zwei irdische Jahre benötigt, kann die Erde ihn mehr oder minder regelmässig etwa alle 25,5 Monate „auf der Innenbahn“ überholen. Während dieses Manövers gerät Mars in Opposition („Gegenüberstellung“) zur Sonne und ist dann vorübergehend die ganze Nacht hindurch zu beobachten. Da dann auch der gegenseitige Abstand zwischen Mars und Erde auf ein Minimum schrumpft, erscheint Mars ausserdem sehr hell und zeigt im Fernrohr die meisten Details. Entsprechend konzentriert sich das Interesse der Sternfreunde beim Mars auf die Wochen um den eigentlichen Oppositionstermin.
Darauf allerdings müssen die Beobachter lange warten. Nach einer Konjunktion mit der Sonne braucht Mars viele Monate, ehe er auch nur vor Mitternacht aufgeht; während dieser Zeit „gewinnt“ er täglich kaum mehr als 0,5″ an Winkelabstand zur Sonne, und seine Helligkeit steigt nur ganz allmählich an, bis sie schliesslich sogar in den Bereich der negativen Grössenklassen vordringt. Erst etwa anderthalb Monate vor der Opposition kehrt sich die Bewegungsrichtung von Mars um, beginnt die so genannte Oppositionsschleife: Mars wird „rückläufig“. Natürlich wird diese Bewegungsumkehr nur vorgetäuscht, weil die schnellere Erde an dem weiter aussen wandernden Mars vorbeizieht.
In den folgenden Wochen nimmt die Helligkeit des Planeten dann noch einmal deutlich zu. Aufgrund der elliptischen Marsbahn können die einzelnen Oppositionen allerdings recht unterschiedlich ausfallen. Wandert Mars während dieser Phase gerade durch den sonnenfernsten Teil seiner Bahn, sinkt der gegenseitige Abstand nicht unter 100 Millionen km, bleibt die Helligkeit bei -1,1 Grössenklassen stehen, und der scheinbare Durchmesser beträgt dann kaum 14″; man spricht dann von einer Aphelopposition. Befindet Mars sich dagegen im sonnennahen Bahnteil, kann er bis auf rund 55 Millionen km an die Erde herankommen; bei einer solchen Perihelopposition steigt die Helligkeit bis zur 3. Grössenklasse, und der rote Planet präsentiert sich im Fernrohr als Scheibchen mit einem Durchmesser von 25″.
Auch nach der Opposition setzt Mars seine rückläufige, westwärts gerichtete Bewegung vor den Hintergrundsternen fort; weil die Erde nun aber auf der Innenbahn gleichsam davonzieht, nehmen Helligkeit und Grösse des Planetenscheibchens allmählich wieder ab. Etwa sechs Wochen nach der Opposition wird Mars erneut stationär, um anschliessend wieder rechtläufig (im gewohnten, ostwärts gerichteten Sinne) weiterzuziehen. Danach bleibt er noch für etliche Monate am Abendhimmel sichtbar, wird aber zunehmend von der Sonne „eingeholt“, so dass er immer früher untergeht und schliesslich in der Abenddämmerung verschwindet. Da die Oppositionstermine im Mittel alle 780 Tage (rund 25,5 Monate) aufeinander folgen, verlagert sich die Oppositionsschleife jeweils um knapp 50″ oder „anderthalb Sternbilder“ weiter nach Osten, findet also nur jedes siebte bis achte Mal im gleichen Sternbild statt. 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. Beides zusammen führt dazu, dass Mars ausgerechnet dann bei uns nicht sehr hoch über den Horizont steigt. Ende August 2003, wenn er das nächste Mal bis auf rund 55 Millionen km an die Erde herankommt, findet man ihn im Sternbild Wassermann bei einer Deklination von -15″. Für einen Beobachter auf 50″ nördlicher Breite erreicht er zu dieser Zeit selbst im Meridian lediglich eine Höhe von 25″ über dem Horizont – nicht mehr als die Sonne Anfang November.

Oppositionsschleifen des Jupiter’s (NASA)

Aufgrund seiner Umlaufzeit von knapp zwölf Jahren zieht Jupiter auf seinem Weg entlang der Ekliptik etwa jedes Jahr ein Sternbild weiter nach Osten. Da die einzelnen Tierkreissternbilder aber verschieden lange Abschnitte auf der Ekliptik besetzen, kann dies nur als grober Anhaltswert gelten; darüber hinaus trägt die regelmässig erfolgende Umkehr im Zuge der allfälligen Oppositionsschleifen das ihre zu immer wieder neuen Ausnahmen von dieser Näherung bei.
Diese Oppositionsschleifen folgen in einem zeitlichen Abstand von rund 13 Monaten aufeinander. Weil Jupiter weiter von der Sonne entfernt ist, fallen sie deutlich kleiner aus als beim Mars: Jupiter wandert während einer Oppositionsschleife kaum mehr als 100 rückläufig, während Mars unter „günstigen“ Umständen fast doppelt so weit nach Westen zurücklaufen kann.
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°.

Forschungssonde „JUNO“

Die 2011 gestartete Sonde der US-Raumfahrtbehörde Nasa war im vergangenen Jahr bei dem Riesenplaneten eingetroffen. Jetzt umkreist sie Jupiter und nähert sich dabei seiner Wolkendecke bis auf rund 3400 Kilometer. Das verschafft Juni bislang unerreichte Einblicke in die dichte Atmosphäre des Gasriesen.
Juno lieferte auch unerwartete Hinweise auf große Mengen Ammoniak, die aus der Tiefe der Jupiteratmosphäre heraufquellen und riesige Wettersysteme bilden, wie Forscher um Scott Bolton vom US-amerikanischen Southwest Research Institute im texanischen San Antonio berichten.
Überraschenderweise ist zudem das Magnetfeld des Gasriesen nahe dem Planeten viel stärker als erwartet. Mit 7,77 Gauß erreicht es rund die zehnfache Stärke des Erdmagnetfelds, wie die Juno-Messungen zeigen.
Innerhalb der sogenannten Magnetosphäre des Jupiters, also im Einflussbereich seines Magnetfelds, beobachtete die Raumsonde Schauer schneller kosmischer Elektronen. Sie sind vermutlich die Ursache der enormen Polarlichter, die Juno im ultravioletten und Infrarot-Licht aufgezeichnet hat.

Der Grosse Rote Fleck

Seit dem 19. Jahrhundert wird auf Jupiter ein auffälliges Merkmal beobachtet, der Grosse Rote Fleck (GRF, englisch: GRS). Es handelt sich dabei um einen grossen Wirbelsturm, der sich mit der Zeit gegenüber den umliegenden Wolken und Wolkenbändern verschiebt. Es gab Jahre, da konnte der Fleck nur schwer erkannt werden und es gab schon Anzeichen, dass das Gebilde sogar ganz verschwinden könnte, teilweise hatte seine rote Farbe auch einiges ihrer Sättigung verloren. In den meisten Jahren kann der Grosse Rote Fleck aber in Amateurteleskopen gesehen werden.
Für eine Beobachtung ist es sehr hilfreich, die Transitzeiten des Flecks zu kennen, also den Zeitpunkt, an dem der Fleck gerade in unsere Richtung zeigt und deshalb günstig auf der Jupiterscheibe liegt. Jeweils etwa eine halbe Stunde vor und nach diesem Zeitpunkt sollte der Fleck erkannt werden können. Die Position des Flecks ist nicht stationär bezüglich des Rotationssystems II von Jupiter, sondern verschiebt sich im Laufe von Monaten irregulär.

„Great Red Spot“ (NASA)

Der „Grosse Rote Fleck“ ist etwa 26.000 x 13.000 Kilometer gross, viel grösser also als die Erde.
Seine Wolken ragen rund 8 Kilometer über die Umgebung hinaus. Vermutlich sind sie etwa 20 bis 40 Kilometer dick und bestehen grösstenteils aus Ammoniak und Eis.
Wir wissen nicht, warum sie rötlich erscheinen – vielleicht ist Phosphor im Spiel. Innerhalb des Grossen Roten Flecks wirbeln die Wolken in sechs Tagen einmal herum.
Die „Junosonde“ soll mehr Informationen von Jupiter sammeln, damit wir mehr von der Enstehung unseres Sonnensystems erfahren können.
Spektakuläre Aufnahmen des „Great Red Spot“. Aufgenommen von der Raumsonde „Juno“ 2017.

Jupiter in Zahlen

Ein Modell-Sonnensystem

Als der italienische Naturforscher Galileo Galilei im Januar 1610 sein bescheidenes, selbstgebautes Fernrohr auf den Himmel richtete und den Planeten Jupiter betrachtete, bemerkte er neben dem hellen Planetenflecken noch drei kleinere Lichtpunkte, die wie Perlen auf eine Schnur gereiht erschienen – zwei östlich von Jupiter, einen westlich. Tags darauf sah er sie alle drei westlich, und am 10. und 11. Januar konnte er jeweils nur noch zwei wiederfinden.
Galilei deutete seine Beobachtungen richtig als Hinweise darauf, dass Jupiter von Monden umrundet wird; dass er zunächst nur drei fand, während wir heute von vier grossen Jupitermonden wissen, hängt mit dem mangelnden Auflösungsvermögen seines Teleskops zusammen: Gleich am ersten Abend waren eigentlich alle vier „galileischen“ Monde (von innen nach aussen heissen sie heute Io, Europa, Ganymed und Kallisto) zu sehen, doch standen zwei von ihnen (Io und Europa) so dicht beisammen, dass sie Galilei allenfalls als länglicher Lichtfleck erscheinen mussten.
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 sollte: 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.
Mit Hilfe des dritten Keplerschen Gesetzes zur Planetenbewegung („Die Quadrate der Umlaufzeiten verhalten sich wie die Kuben [die dritten Potenzen] ihrer Bahnhalbachsen“) konnte man schon bald ableiten, dass Jupiter etwa fünfmal so weit von der Sonne entfernt ist wie die Erde und selbst im günstigsten Fall noch fast elfmal so weit von uns entfernt blieb wie der Mars. Wenn er im Fernrohr dann trotzdem fast doppelt so gross erschien wie der rote Planet, musste er in Wirklichkeit mindestens 20mal so gross sein wie jener – ein wirklicher Riese also, der den Namen des Götterfürsten zu Recht trug.

Jupiter und Io

Die Umlaufbewegung der Monde erlaubte auch eine Abschätzung der Jupitermasse. Sie liegt bei 318 Erdmassen und ist damit auf den ersten Blick überraschend klein, passen doch immerhin mehr als tausend Erdkugeln in das Volumen des Riesenplaneten hinein. Jupiter muss daher wesentlich leichtere Bestandteile enthalten als die Erde – seine mittlere Dichte liegt bei 1,33 t/m3 (gegenüber 5,52 t/m3 bei der Erde). Tatsächlich besteht er – ähnlich wie die Sonne – hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, den beiden häufigsten Elementen im Kosmos; allenfalls im Zentrum ist ein vielleicht 30 000 km grosser Gesteinskern denkbar. Jupiter wird daher zumeist als Gasplanet oder Gasriese bezeichnet.
Heute kennen wir den Jupiterdurchmesser dank der Messungen von Raumsonden recht genau, wiewohl seine Festlegung nicht ganz leicht ist, denn als Gasplanet besitzt Jupiter keine feste Oberfläche. Legt man den mittleren Luftdruck am Erdboden als „Grenze“ fest, dann ergibt sich ein Jupiterdurchmesser 142 984 km. Der allerdings gilt nur am Äquator, denn der Poldurchmesser ist mit 133 708 km deutlich kleiner. Diese vergleichsweise starke Abplattung ergibt sich teilweise aus dem weitgehend gasförmigen Zustand des Planeten, vor allem aber auch aus der extrem raschen Rotation: Jupiter dreht sich in weniger als zehn Stunden um seine Achse. 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!
Bisher sind 63 Monde entdeckt worden. Nachfolgend sind die wichtigsten und grössten Jupitermonde dargestellt und kurz erläutert. 

Quelle: (NASA)

Io

Auf diesem Mond gibt es eine rege vulkanische Tätigkeit. Die Schwefelablagerungen der Vulkaneruptionen geben dem Mond seine auffällige gelbliche Farbe. Seine beiden grossen Vulkane heissen Pele und Loki. Der Durchmesser von Io beträgt 3’643 km.

Quelle: (NASA)

Europa

Anders als Io weist Europa eine dünne Eisdecke auf. Die Oberfläche von Europa ist sehr glatt. Es ist möglich, dass sich unterhalb der Eisoberfläche eine bis zu 50 km tiefe Schicht von Wasser befindet. Neben der Erde wäre Europa sann der einzige Ort im Sonnensystem, an dem flüssiges Wasser in grösserer Menge existiert. Monddurchmesser: 3’121 km.

Quelle: (NASA)

Callisto

Callisto ist der von den meisten Kratern übersäte Mond im Sonnensystem. Die von der Schwerkraft des Jupiter angezogenen Meteoriten haben diesen Mond am schlimmsten getroffen. Sein Durchmesser beträgt 4’820 km.

Quelle: (NASA)

Ganymed

Ganymed ist nicht nur der grösste Mond des Jupiter, sondern des gesamten Sonnensystems. Er ist somit grösser als der Planet Merkur. Seine geringe Dichte weist jedoch darauf hin, dass er zu einem grossen Anteil aus Wassereis besteht. Die Raumsonden Voyager 1 und 2 sowie Galileo sandten hochauflösende Bilder zur Erde. Durchmesser: 5’262 km.
Die extrem rasche Rotation führt zu starken Strömungen innerhalb der Jupiteratmosphäre, die in einem ausgeprägten, grossräumigen Wolkenmuster sichtbar werden. Diese äquatorparallelen Bänder und Zonen lassen sich bereits mit einem kleinen Amateurfernrohr beobachten und in ihrer langfristigen Entwicklung verfolgen. Nahaufnahmen von Raumsonden haben mittlerweile gezeigt, dass es sich dabei um Hoch- und Tiefdruckgebiete in der Jupiteratmosphäre handelt, die aufgrund der extremen Rotation zu planetenumspannenden Gürteln „verzerrt“ werden. Im Bereich der hellen Zonen steigt warme Luft aus tieferen Atmosphäreschichten auf und kühlt dabei ab, so dass Ammoniak auskondensieren und Wolken bilden kann; die strömen dann zu den dunklen Bändern, wo die dichtere Luft wieder nach unten absinkt und der Temperaturanstieg zu Farbreaktionen des ebenfalls vorhandenen Schwefels und kohlenstoffhaltiger Molekülverbindungen führt.
Bis 1891 waren nur die vier bereits von Galilei entdeckten Jupitermonde bekannt, doch dann stieg die Zahl innerhalb von 60 Jahren auf zwölf, und 1974 wurde noch ein 13. Trabant gefunden; bis auf einen (Amalthea) bewegten sich alle noch jenseits der galileischen Monde um den Planeten. Auf den Bildern der Voyager-Sonden, die 1979 am Jupiter vorbeizogen, entdeckten die Wissenschaftler dann noch drei weitere Jupitermonde, die ihre Bahnen ganz nahe um den Planeten ziehen, zwei von ihnen sogar noch innerhalb der ebenfalls von den Voyager-Sonden entdeckten Jupiterringe; sie alle sind aber so lichtschwach (und teilweise so nah am Jupiter), dass sie selbst in grösseren Amateurfernrohren unsichtbar bleiben.
Wer Jupiter im Fernrohr beobachtet, wird auf dem Planeten selbst die Bänder und Zonen erkennen und im Laufe von Tagen, Monaten oder auch Jahren Veränderungen bemerken: Da entstehen „Brücken“ zwischen den Bändern oder Einbuchtungen am Rand, da tauchen mitunter helle Flecken auf und drängen ein schmales Band ab oder decken es vorübergehend ganz zu.
Aber schon im Verlaufe einer Beobachtungsnacht erweist Jupiter sich als abwechslungsreiches Objekt, vor allem, wenn er im nördlichsten Teil der Ekliptik steht und dann über mehr als eine Rotationsdaür kontinuierlich beobachtet werden kann; mit etwas Uebung kann man innerhalb von nur einer Nacht die Rotationsperiode des Jupiter bestimmen. Genau genommen muss man zwischen zwei Rotationsperioden unterscheiden, denn im Äquatorbereich (System I) täuschen ostwärts gerichtete Windströmungen eine kürzere Rotationsdaür vor: Hier ziehen erkennbare Formationen im Mittel nach 9h50m30s wieder durch den Zentralmeridian, weiter nördlich und südlich (System II) dagegen erst nach 9h55m40s.
Mit Sicherheit wird man im Verlaufe einer Beobachtungsnacht aber auch irgendein „Jupitermond-Ereignis“ verfolgen können, sei es, dass einer der vier grossen Jupitermonde in den Schatten des Planeten eintaucht oder aus ihm hervortritt (Jupitermondfinsternis), hinter dem Planeten verschwindet oder auf der anderen Seite wieder auftaucht (Bedeckung), sei es, dass der Schatten eines Mondes über den Jupiter hinwegstreift (Schattendurchgang) oder der Mond selbst vor Jupiter herzieht (Jupitermond-durchgang). Etwa alle sechs Jahre, wenn wir auf die Kante der Jupitermondbahnen blicken, kommt es über mehrere Monate hinweg auch zu gegenseitigen Bedeckungen oder Verfinsterungen, die dann ganz besonders reizvoll zu beobachten sind.
Wer nur die Bewegung der Jupitermonde verfolgen will, kommt mit einem Fernglas als Beobachtungsinstrument aus. Rein theoretisch wären die vier galileischen Monde sogar mit blossem Auge zu erkennen, da sie der 5. Grössenklasse angehören, Ganymed sogar der 4.; leider werden sie jedoch vom nahen Jupiter überstrahlt, so dass man den Abstand mit einem Fernglas gleichsam künstlich vergrössern muss.
Menü