Merkur zum Beispiel befindet sich einer 3:2 Spin-Orbit-Resonanz mit der Sonne. Dass heißt, während 2 Umläufen um die Sonne dreht sich Merkur dreimal um seine eigene Achse. Ein Merkurjahr ist also immer 1,5 Merkurtage lang. Diese Animation zeigt, wie man sich das vorstellen kann:
So etwas passiert oft dann, wenn die Bahn des Planeten ein bisschen exzentrisch, also nicht exakt kreisförmig, ist und das trifft auf Merkur zu. Vielleicht aber auch auf extrasolare Planeten. Wie sieht es dann in diesem Fall mit der Photosynthese aus? Das haben Sarah Brown von der Universität Edinburgh und ihre Kollegen kürzlich untersucht (“Photosynthetic Potential of Planets in 3:2 Spin Orbit Resonances”). Auf einem hypothetischen Exoplaneten mit einer 3:2 Spin-Orbit-Resonanz gibt es also lange Tage, aber auch lange Nächte. Will man wissen, wie viel Licht auf den Planeten fällt, muss man wissen, wie hoch der Stern im Laufe der langen Tage am Himmel steht und wie sich das verändert. Von der Erde kennen wir das ja und lernen es schon in der Grundschule: Die Sonne geht im Osten auf, erreicht Mittags ihren höchsten Punkt am Himmel im Süden und geht abends im Westen wieder unter. Bei den resonanten Planeten dauert so ein Auf- und Untergang natürlich länger – und manchmal kommt der Stern nach dem Untergang sogar kurz wieder zurück bzw. verschwindet nach dem Aufgang gleich wieder. Das zeigt dieses Diagramm:
Links sehen wir das, was wir auch von der Erde kennen. Die x-Achse zeigt die Zeit bzw. wie oft der Planet den Stern umrundet hat. Die Skala läuft von 0 bis 2; das Diagramm zeigt also 2 Runden um den Stern und damit 3 ganze Planetentage. Die y-Achse zeigt, wo vom Planeten aus der Stern am Himmel zu sehen ist. Die Skala läuft von -90 bis +90 Grad. Bei -90 Grad geht der Stern auf, bei 0 Grad steht er am höchsten am Himmel und bei +90 Grad geht er unter. Links im Bild sehen wir das erwartete Verhalten: Der Stern geht auf, steigt am Himmel immer höher, sinkt wieder und geht schließlich unter. Die verschiedenfarbige Linien zeigen die Situation auf verschiedenen Breitengraden an: Gelb ist der Äquator; danach folgen Breiten von 67.5, 45, 22.5 und 0 Grad (also der Pol). Seltsam wird es dann aber im rechten Bild. Da sehen wir im Prinzip genau das gleiche was auch links zu sehen ist. Nur ist die Bahn des Planeten hier jetzt exzentrisch und nicht mehr kreisförmig wie im linken Bild.
Diese Bahnexzentrizität (e=0,3) hat konkrete Auswirkungen. Der Planet ist nun nicht mehr immer gleich weit vom Stern entfernt, sondern mal näher und mal weiter weg. Je näher der Planet dem Stern aber kommt, desto schneller bewegt er sich auch (2. Keplersche Gesetz). Und nun kann es vorkommen, dass zur Zeit der größten Annäherung die Drehung des Planeten um den Stern herum den Effekt der Drehung des Planeten um seine Achse aufhebt bzw. sogar rückgängig macht. Wenn sich der Planet weit genug um seine Achse gedreht hat, ist der Stern also – wie zu erwarten – hinter dem Horizont verschwunden. Aber weil sich zur Zeit der größten Annäherung der Planet so schnell um den Stern herum dreht, “überholt” diese Drehung quasi kurzfristig die Drehung des Planeten um seine Achse und der Stern taucht nochmal kurz über dem Horizont auf, bevor er endgültig verschwindet. Gleiches passiert umgekehrt beim Aufgang: Der Stern geht auf, geht kurz danach unter und dann nochmal auf. Das klingt komisch, findet aber beim Merkur tatsächlich statt. Würde man auf seiner Oberfläche stehen und die Sonne beobachten, dann würde man genau das sehen.
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