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Planeten: Organisiertes Windchaos

In der Jupiter-Atmosphäre toben gigantische Stürme hoher Geschwindigkeit, die als bandförmige Strukturen in seiner Atmosphäre sichtbar werden. Diese Bänder werden seit mehr als hundert Jahren beobachtet, unklar blieb jedoch, wie genau dieses komplizierte System aus entgegen gerichteten Strömungen genau entsteht. Jetzt ist es gelungen, alle wichtigen Eigenschaften dieser tobenden Gasströmungen in einem neuartigen dreidimensionalen Computermodell zu beschreiben.
Jupiter
Jupiter, der größte Planet unseres Sonnensystems, bietet einen faszinierenden Anblick: Mehrere farbige Wolkenbänder scheinen den Planeten wie Gürtel zu umfassen. Diese Bänder sind Ausdruck eines Systems aus extrem starken und stabilen ostwärts und westwärts wehenden Jet-Winden. Ein Vergleich von Messungen der Voyager-Mission aus dem Jahr 1979 mit neuen Messungen der Cassini-Sonde zeigt, dass sich dies über die Jahre kaum verändert hat. Die Winde wechseln ihre Richtung im Einklang mit den Wolkenbändern: Sie wehen ostwärts auf der dem Äquator zugewandten Seite der dunklen Bänder, und westwärts auf der dem Pol zugewandten Seite. Am stärksten ist der ostwärts gerichtete Jet am Äquator, der Geschwindigkeiten von 170 Metern pro Sekunde erreicht. Vergleicht man die Jets untereinander, so stellt man fest, dass die um den Äquator gruppierten Winde generell deutlich stärker und ausgeprägter sind als jene in höheren Breiten.

Bisherige Modelle zur Dynamik in der Jupiteratmosphäre lassen sich in zwei Gruppen unterteilen: in tiefe und flache Modelle. Anhänger der flachen Modelle versuchen, Erfahrungen aus der Erd-Meteorologie auf die Jupiteratmosphäre zu übertragen. Da die Erdatmosphäre im Vergleich zum Erddurchmesser sehr dünn ist, kann sie durch eine ebene Schicht angenähert werden. In diesen Modellen wird die Breitenabhängigkeit nur stark vereinfacht berücksichtigt, was die Computersimulationen enorm beschleunigt. Entsprechende Simulationen für Jupiter zeigen, dass sich in der Tat mehrere Jets ausbilden, doch die Modelle versagen an anderer Stelle: Danach weht der Jet am Äquator in die falsche Richtung, zudem sind alle Jets ähnlich, und es fehlt die Unterscheidung in die beiden Klassen.

Friedrich Busse, ehemals an der Universität Bayreuth, formulierte in den 1970er Jahren das erste Modell einer tiefen Atmosphärendynamik. Er wies darauf hin, dass sich Erd- und Jupiteratmosphäre in einem wichtigen Punkt unterscheiden: Auf der Erde wird die Atmosphäre durch die feste Oberfläche begrenzt. Jupiter hingegen ist ein Gasplanet. Warum also sollten die Winde auf eine dünne Schicht begrenzt bleiben?

Die Jupiter-Atmosphäre besteht zum Hauptteil aus einem Wasserstoff-Helium-Gemisch. Darin nimmt der Druck mit wachsender Tiefe zu, und da Jupiter so riesig ist, werden gigantische Drücke erreicht. Irgendwann werden die Wasserstoffmoleküle so stark zusammen gepresst, dass sich ein metallischer, elektrisch leitfähiger Zustand bildet. Ähnlich wie in einer Wirbelstrombremse verhindert Jupiters starkes Magnetfeld schnelle Bewegungen in den elektrisch leitfähigen tieferen Regionen, sodass die Jetströme auf die äußeren zehn Prozent des Planetenradius begrenzt bleiben.

Simulation der Jupiter-Atmosphäre | Das Bild zeigt farbcodierte Windgeschwindigkeiten in der Computersimulation (rot = ostwärts, blau = westwärts) und demonstriert, dass die Winde die gesamte äußere Gashülle durchziehen. Weiter innen werden die Winde durch das Magnetfeld abgebremst.
Auf der Idee von Friedrich Busse aufbauend simuliert das neue Computermodell nun die Dynamik in dieser immerhin noch 7000 Kilometer mächtigen Schicht. Dazu wurde ein von Johannes Wicht am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau entwickeltes Programm verwendet, das konvektionsgetriebene Flüssigkeitsbewegungen in einer rotierenden Kugelschale simuliert. Die Ergebnisse dieser Simulationen zeigen eindrucksvoll, wie und warum sich Jupiters Windsystem ausbildet.

Während die Sonnenwärme das Wettergeschehen in der Erdatmosphäre antreibt, spielt bei Jupiter die im Inneren des Planeten gespeicherte Wärme eine größere Rolle. Diese mächtige Energiequelle treibt zunächst einmal kleinräumige turbulente Konvektionsbewegungen an. Die Dynamik von Flüssigkeiten in rotierenden Systemen (Planeten) weist jedoch einige Eigenheiten auf. So werden etwa Strömungen bevorzugt, die sich nicht entlang der Rotationsachse ändern. Die Konvektionsbewegungen wollen sich deshalb – ähnlich wie Tornados auf der Erde – in zylinderförmigen Säulen organisieren. Dem steht jedoch die Kugelgestalt des Planeten entgegen.

Kleinere turbulente Wirbel spüren die Planetenkrümmung kaum. Es gibt jedoch eine Wirbelgröße, bei welcher der Einfluss der Krümmung ebenso wichtig wird wie die antreibende Konvektion. Diese theoretisch hergeleitete Größe wird als Rhines-Länge bezeichnet, benannt nach Peter B. Rhines, Professor an der University of Washington in Seattle. Bei Wirbeln, deren Durchmesser die Rhines-Länge erreicht, bewirkt die Planetenkrümmung, dass sich die konvektive Bewegungsenergie in Form jener beobachteten Jets organisiert wird. Die Rhines-Länge bestimmt somit die Breite und also auch die Anzahl der Bänder.

Warum aber gibt es die zwei unterschiedlichen Jet-Klassen? Auch hier geben die neuen Computermodelle Auskunft und bestätigen das ebenfalls vorgestellte theoretische Gesetz. Um den Äquator herum durchziehen die Windsysteme den ganzen Planeten, sie erstrecken sich über Nord- und Südhalbkugel. Das ändert sich für Breitengrade, bei denen die Winde mit der elektrisch leitfähigen Gasschicht in Berührung kommen. Dort spüren sie neben der äußeren Planetenkrümmung auch die stärkere Krümmung dieser inneren Begrenzung. Berücksichtigt man dies in der Rhines-Länge, so stimmen Theorie, Simulation, und Beobachtungen überein: Diese Jets sind schmaler und gehören zu einer anderen Klasse als jene um den Äquator.

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