Uranus – Atmosphäre

Die durchschnittliche Dichte von Uranus beträgt 1,27 Gramm pro Kubikzentimeter, sie liegt also etwas höher als die von Wasser, was charakteristisch für Gasplaneten ist. Er besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium, jedoch mit anderen Anteilen als es bei Jupiter oder Saturn der Fall ist. Sein Wasserstoffgehalt ist mit circa 82,5 Prozent geringer, während sein Heliumgehalt von etwa 15,2 Prozent größer als bei den beiden Gasriesen ist. Das dritthäufigste Gas ist Methan mit einem Anteil von 2,3 Prozent. Außerdem finden sich in der oberen Atmosphäre geringe Spuren von Deuterium, Ammoniakverbindungen und Wassereis. In tieferen Schichten kommen zusätzlich verschiedene Kohlenwasserstoffe – wie zum Beispiel Ethan oder Ethin – vor.

Hauptbestandteile der oberen Uranusatmosphäre
(in Volumenprozent)
Wasserstoff 82,5 ± 3,3 %
Helium 15,2 ± 3,3 %
Methan 2,3 %
Deuterium
Ammoniakverbindungen
Wassereis
Edelgase
sonstige Elemente
geringe Spuren
Uranus in natürlichen Farben und Falschfarben (Courtesy of NASA / JPL)
Uranus in natürlichen Farben und Falschfarben (Courtesy of NASA / JPL)

Oben: Einen großen Teil unseres Wissens über Uranus verdanken wir der Raumsonde Voyager 2. Sie flog im Januar 1986 an ihm vorbei und übermittelte dabei eine Vielzahl von Bildern und Daten zur Erde. Die beiden Aufnahmen wurden aus 9,1 Millionen Kilometern Entfernung gemacht – einige Tage vor der größten Annäherung an den Planeten. Das linke Bild zeigt Uranus, wie das menschliche Auge ihn sehen würde. Er ist noch detailärmer als Saturn und erscheint in blassen, blau-grünlichen Farbtönen, meist ohne nennenswerte Strukturen.

Schuld daran ist eine dünne Methanschicht in der oberen Atmosphäre: Das Sonnenlicht durchdringt die Methanschicht und trifft auf die darunter liegenden sichtbaren Wolkenschichten, von wo es reflektiert wird. Bei der erneuten Durchquerung der Methanschicht absorbiert das Gas die rötlichen Wellenlängen. Blaue und grüne Wellenlängen können fast ungehindert passieren und lassen den Betrachter das obige Erscheinungsbild wahrnehmen. Das rechte Bild ist eine Falschfarbenaufnahme des Planeten, die Voyager 2 aus demselben Blickwinkel gemacht hat. Nachdem zusätzlich der Kontrast stark erhöht wurde, fällt eine dunkle Polarregion auf. In den niedrigeren Breiten schließen sich mehrere Wolkenbänder an, welche gut voneinander unterscheidbar sind.

Wie alle Gasplaneten besitzt auch Uranus keine feste Oberfläche. Als Oberfläche wird die Höhe definiert, in der ein Druck von einem Bar herrscht. Die Atmosphäre von Uranus wird grob in drei Schichten unterteilt. Als unterste Schicht weist seine Troposphäre aufgrund ihrer hohen Dichte den größten Teil der Atmosphären-Masse auf. Sie liegt zwischen -300 und 50 Kilometern Höhe, die Höhe von Null Kilometern entspricht der Oberfläche. An ihrer Oberkante beträgt der Druck nur noch etwa 0,1 Bar, während er zur Unterkante hin auf ungefähr 100 Bar ansteigt. Infrarotmessungen zufolge kann die Temperatur dort bis auf knapp 50 Grad Celsius ansteigen.

Dadurch steigen große Mengen Gas in die oberen Troposphärenschichten, wo es auskondensiert und dichte Wolkenbänder bildet. Die Temperatur fällt mit zunehmender Höhe ab. In der "Oberflächenschicht" (Druck = 1 Bar) ist sie schon auf -197 Grad Celsius gefallen, an der Obergrenze der Troposphäre ist sie mit -220 Grad Celsius noch kälter. Die auftretenden Winde sind enorm stark: Sie wehen mit bis zu 700 Kilometern pro Stunde. Ihre Kraft wird von der dichten Atmosphäre noch verstärkt.

Wolkenbewegungen auf Uranus (Courtesy of NASA / JPL)
Wolkenbewegungen auf Uranus (Courtesy of NASA / JPL)

Links: Die Bildserie zeigt, wie die Wolkenformationen den Planeten mit einer Geschwindigkeit von circa 350 Kilometern pro Stunde umkreisen. Die Donut-artigen Strukturen auf den Bildern sehen zwar aus wie große Sturmsysteme in der Atmosphäre des Planeten, aber es sind Bildfehler – Artefakte, die auf Staub an der Kamera zurückzuführen sind.

Wolkenformation auf Uranus (Courtesy of NASA / JPL)
Wolkenformation auf Uranus (Courtesy of NASA / JPL)

Links: Dieses Falschfarbenbild stammt ebenfalls von Voyager 2. Es wurde im Januar 1986 aus 12,9 Millionen Kilometern Entfernung im Rahmen einer ganzen Serie von Aufnahmen gemacht, mit denen man atmosphärische Bewegungen dokumentieren wollte. Auf dem stark bearbeiteten Foto erkennt man oben rechts – nahe der Tag-Nacht-Grenze – eine Wolke, die als heller Streifen erscheint. Das Bild besteht eigentlich aus drei Einzelbildern, die etwas zeitversetzt im Violett-, Blau-, und Orangefilter aufgenommen wurden. Durch die geringe Asynchronität treten einige Details der Wolke besser hervor. In natürlichen Farben wäre sie kaum zu erkennen. Die unterschiedlichen Farben deuten darauf hin, dass die Atmosphäre smog-artige Substanzen enthält, deren Molekülverteilung sich mit der Höhe ändert.

Südlicher Collar (Courtesy of NASA / ESA / M. Showalter (SETI Institute))
Südlicher Collar (Courtesy of NASA / ESA / M. Showalter (SETI Institute))

Von der allgemeinen Strukturlosigkeit des Planeten heben sich das Südpolargebiet und der so genannte Südliche Collar ein wenig ab. Bei dem Südlichen Collar handelt es sich um ein dichtes, helles Wolkenband, das sich etwa zwischen 45 und 50 Grad südlicher Breite befindet. Es besteht vermutlich aus Methanwolken, die aus einem noch nicht vollständig verstandenen Grund wesentlich dichter sind als in den anderen Gebieten. Auf der Nordhalbkugel konnte kein vergleichbares Wolkenband nachgewiesen werden. Allerdings dreht Uranus der Sonne in den nächsten Jahren mehr und mehr seinen Nordpol zu. Möglicherweise wird das zur Ausbildung eines ähnlichen Wolkenbandes führen. Mit dem Hubble-Teleskop konnte jetzt schon eine erhöhte Aktivität in der nördlichen Hemispähre registriert werden, was die Bildung von Wolkenformationen und Sturmsystemen betrifft.

Über der Troposphäre liegt die Stratosphäre, in welcher es zu einem deutlichen Temperaturanstieg kommt. Die Höchsttemperatur kann an der Obergrenze der Stratosphäre in 4.000 Kilometern Höhe bis zu 580 Grad Celsius betragen. Analog zur Erdstratosphäre beschreibt die Temperatur aber lediglich die Geschwindigkeit, mit der sich die Moleküle bewegen. Wegen des sehr geringen Drucks zwischen 0,1 Bar und 0,1 Millibar würde man die gemessenen Temperaturen trotzdem als kalt empfinden. Der Grund für den Temperaturanstieg liegt in der Absorption von infraroter und ultravioletter Sonnenstrahlung durch die Kohlenwasserstoffmoleküle, vornehmlich Methan. Andere vorkommende Kohlenwasserstoffe wie Ethan und Acetylen bilden dichte Dunstschleier im Grenzbereich zwischen Troposphäre und Stratosphäre, sowie in der relativ kalten unteren Stratosphäre. Somit tragen sie mit zum strukturlosen Erscheinungsbild des Gasplaneten bei.

Die oberste Atmosphärenschicht ist die Thermosphäre. Wie ihr Name vermuten lässt, handelt es sich um eine Schicht mit hohen Temperaturen, die in der Tat im Temperaturbereich der oberen Stratosphäre liegen – zwischen 525 und 580 Grad Celsius. Der Grund für die ungewöhnlich hohen Temperaturen ist allerdings noch unbekannt. Die Absorption von energiereicher Sonnenstrahlung kann wegen der wesentlich geringeren Moleküldichte nicht allein dafür verantwortlich sein. Die Thermospähre verdünnt sich mit zunehmender Höhe und geht in die Korona über, in der vermehrt atomarer Wasserstoff vorkommt. Die Korona erstreckt sich bis in eine Entfernung von 50.000 Kilometer von Uranus, was bei keinem der anderen Gasplaneten beobachtet werden kann.