Vorlesung 2
Elementen der Himmelsmechanik.
Herkunft und Entstehung von Kometen, Meteoriten
und Asteroiden.
Protostern
T < 104 yr
Entstehung des Sonnensystems
1 M
Disk & Jet
~105 yr
Planetisimals,
Protoplaneten,
Staubdisks
~107 yr
Planetensystem
T > 108 yr
Vesta (1)
Vesta zeigt auch vulkanische Aktivität. Man fand Anzeichen für
Silikat-Vulkanismus. So besitzt Vesta eine sehr komplexe
Oberflächengeologie mit basaltischen Flüssen und basaltischen
Provinzen. Diese vulkanischen Erscheinungen prägten sich in Vestas
früher Entstehungsphase aus, als sich der silikatische Mantel und
der Eisenkern differenzierten.
Die Oortsche Wolke
ist, im Gegensatz zu den vorgenannten Strukturen, kein Band, sondern eine sphärische Anordnung
(Wolke), die sich in einer Distanz von etwa 30.000 AE bis 1 Lichtjahr um das Sonnensystem legt. Weder
Ausdehnung noch Masse sind heute bekannt. Gemäß gängiger Theorie ist sie die Quelle aller langperiodischen Kometen, die von dort in das Sonnensystem stürzen, möglicherweise ausgelöst durch
Bewegungen anderer Sterne. Vermutlich besteht sie aus Objekten, die bei der Bildung des
Sonnensystems weggeschleudert wurden, der Gravitation der Sonne aber nicht wirklich entkamen. Da
sich dort draußen seit Entstehung des Sonnensystems nur wenig verändert haben dürfte, sind die dort
vorhandenen Körper noch in ihrem Urzustand.
10.000 Tonnen pro Jahr
Woher kommt der Staub in unserem
Sonnensystem?
Aus obigen Überlegungen geht hervor, daß es sich
offenbar nicht um "alten" Staub aus der
Entstehungszeit unseres Sonnensystems handeln
kann. Viele kosmische Staubteilchen haben
nämlich fast dieselbe Zusammensetzungen, wie
die Photosphäre der Sonne und sogenannte
chondritische (C-1) Meteorite. Es wird
angenommen, das der solare Nebel, aus dem sich
unser Sonnensystem vor 4,5 Milliarden Jahren
bildete, eine "chondritische"
Gesamtzusammensetzung hatte. Im Laufe der Zeit
bildeten sich dann Planeten und andere Körper,
deren Zusammensetzungen sich aufgrund diverser
chemischer Prozesse (sogenannter
Fraktionierungen) teilweise erheblich von der
ursprünglichen Zusammensetzung unterscheiden.
Daß man heute aber trotzdem noch Material in
einigen Meteoriten und kosmischen Staubteilchen
findet, welches über diese chondritische
Zusammensetzung verfügt, ist ein Hinweis darauf,
daß es sich dabei um sehr "primitives", das heißt
unverändertes Material handelt.
Qdust vs heliozentrische Abstand

Q
drh 1
Morbit   Qdust (t)dt  2   Qdust(rh )( ) drh
dt
0
q
Qdust (kg/sec)
2s
Rh (AU)
Asteroiden sind felsige und metallische Objekte, die die Sonne umkreisen, aber für Planeten zu klein sind. Sie werden
manchmal als winzige Planten bezeichnet. Die Größen der Asteroiden reichen von Ceres mit ihrem Durchmesser von
mindestens 1000 km, bis zur Größe von Kieselsteinen. Sechzehn Asteroiden haben einen Durchmesser von 240 oder mehr
Kilometern. Man findet sie zwischen innerhalb der Erdumlaufbahn bis hinter Saturns Orbit. Die meisten befinden sich
nichtsdestotrotz in einem Hauptgürtel (im Deutschen meistens als Planetoidengürtel bezeichnet), der sich zwischen Mars und
Jupiter aufhält. Einige kreisen auf Bahnen, die die Erdbahn kreuzen, und manche haben in vergangenen Tagen die Erde auch
schon getroffen. Eins der besten erhaltenen Zeugnisse ist der Barringer Meteorkrater in der Nähe von Winslow, Arizona.
Laufbahn der Vesta
Jupiter
Verteilung der sonnennächsten Bahnpunkte (blaue Punkte)
der Planetoiden im Sonnensystem. Links das innere
Sonnensystem bis über die Marsbahn hinaus und mit der rot
eingezeichneten Bahn des Planetoiden Vesta, in der Mitte der
Asteroidengürtel mit der Jupiterbahn und links das ässere
Sonnensystem mit Pluto und den nahen Bereichen des
Kuiper-Gürtels
q
Q
a
q=a·(1-e)
Q=a·(1+e)
a,b Große und kleine Halbachse der Bahn
e =(a²-b²)/a Numerische Exzentrität der Bahnellipse (nicht zu verwechseln mit der linearen Exzentrität e‘, die den
Abstand eines Brennpunktes vom Mittelpunkt angibt)
W Länge des aufsteigenden Knotens der Bahn, auf der Ekliptik gegenüber einer Bezugsrichtung, z.B. in Bezug auf
den Frühlingspunkt
i
Neigungswinkel der Bahnebene (Inklination) zur Bezugsebene, der Ekliptik
v =W + w Länge des Perihels in der Bahn; gezählt auf der Ekliptik vom Frühlingspunkt bis zum aufsteigenden
Knoten der Bahn, dann in der Bahnebene selbst bis zum Perihel (durch die aus zwei Winkeln in verschiedenen
Ebenen zusammengesetzte Länge des Perihels ist die Lage der Ellipse in der Bahnebene festgelegt)*
T Perihelzeit, Durchgang des kosmischen Körpers durch das Perihel (mit dieser Zeit ist der Ort des
Himmelskörpers festgelegt)
*) w ist der Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten
Die 3 Bahnelemente W, i und v, die die Lage der Ellipse im Raum festlegen, ändern sich wegen der Präzision
und sind daher abhängig von der Wahl des Koordinatensystems. Die anderen 3 Bahnelemente sind unabhängig vom
Koordinatensystem.
The Tisserand parameter T is given by:
T = aJ/a + 2*cos(i)*sqrt((a/aJ)*(1 - e²)),
where aJ is the semimajor axis of Jupiter, a is the semimajor axis of an
asteroid, i is the asteroid's inclination, and e is the asteroid's eccentricity.
In general, most Jupiter-family (short period) comets have T < 3 and
~90% of numbered asteroids with a < 3.3 AU have T > 3.
Tisserand Gleichung
1/2a + [a (1e2)]½ cos i  KONSTANTE
das bedeutet, wenn die Laufbahnparameter a, e,
and i vor dem Treffen, und a', e', und i' nach
dem Treffen
1/2a + [a (1e2)]½ cos i
= 1/2a' + [a' (1e'2)]½ cos i'
Tisserand Gleichung
Beispiel:
Nahe Treffen von Jupiter & Komet
i/ Model
e=0
& ii/ Real
eJ=0.048
Bereiche im Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter, in denen sich fast keine Asteroiden bewegen.
Durch den Schwerkrafteinfluß des Jupiters sind diese Zonen "leergefegt"; gelangt ein Asteroid in eine
Kirkwood-Lücke, wird er so lange von Jupiter gestört bis er seine Bahn ändert. Sie wurden vom
amerikanischen Mathematiker Daniel Kirkwood entdeckt.
Sobald irgendein Asteroid genau 2x,
3x oder 4x so schnell wie der Jupiter
die Sonne umrundet, befindet er sich
in einer sogenannten resonanten
Bahn, d.h. bei seiner Bahn um die
Sonne gelangt er periodisch in den
Anziehungsbereich des Jupiter.
Jupiter
Erde
Der Kuiper Gürtel
Der niederländische Astronom Jan Oort hat 1950 behauptet, daß Kometen aus einer gewaltigen Schale von
Eiskörpern kommen, die über 50 mal weiter von der Sonne entfernt ist als die Erde. Ein Jahr später hat der
Astronom Gerard Kuiper darauf hingewiesen, daß einige kometenähnliche Trümmer, die bei der Entstehung
des Sonnensystems übriggeblieben sind, sich jenseits des Pluto versammelt hätten. Er glaubte, daß so eine
Ansammlung von Trümmern irgendwann entdeckt werden könnte. Für ihn bedeutete das, daß das
uranfängliche Sonnensystem einen (heimlichen, nicht sichbaren) Rand aus diesen Trümmern hat.
Dieser Aspekt wurde dadurch verstärkt, daß eine eigenständige Population von Kometen entdeckt wurde -die Jupiter-Familie --. Die Kometen dieser Familie sind auffallend anders als die Kometen, die von der weit
entfernten Oort-Wolke kommen. Die Kometen der Jupiter-Familie haben gewöhnlich eine Umlaufbahn um
die Sonne, die nahe derselben Ebene liegt wie die Umlaufbahn unserer Erde und für eine Sonnenumrundung
etwa 20 Jahre brauchen. Als Ergebnis heißt das, daß die Kometen der Jupiter-Familie in derselben Weise um
die Sonne kreisen wie die Planeten. Kuipers Hypothese bestätigte sich in den 1980er Jahren, als ComputerSimulationen des Sonnensystems unter anderem vorhersagten, daß eine Scheibe von Trümmern das
Sonnensystem umrundet. Die eisigen Objekte dieses Trümmerfeldes, die jenseits von Neptun, dem letzten
Gasgiganten, um das Sonnensystem rasen, könnten niemals verschmelzen, um einen Planeten zu bilden.
Der Kuiper-Gürtel blieb Theorie, bis im Jahre 1992 ein ca. 100 km großer Körper, genannt 1992QB1,
entdeckt wurde. Die Entfernung dieses Himmelskörpers war der Entfernung des vermuteten Trümmergürtels
gleich. Mehrere ähnlich große Objekte wurden dann schnell entdeckt, und so wurde der 1950 ausgerechnete
Gürtel real.
Albedo
Reflektionsvermögen eines Objekts; Verhältnis
des reflektierten zum eingestrahlten Licht.
Den Großteil unseres Verständnisses von den Asteroiden verdanken wir
den Untersuchungen des Weltraumschutts, der auf die Erdoberfläche
fällt. Asteroiden auf einem Kollisionskurs mit der Erde nennt man
Meteoroiden. Wenn so ein Meteoroid bei hoher Geschwindigkeit in
unsere Erdatmosphäre eintritt, dann bewirkt die Reibung des Brockens
aus dem Weltraum an der Luft das Verbrennen in einem hellen
Lichtstrahl, bekannt unter dem Namen Meteor. Sollte ein Meteor nicht
vollständig verbrennen, trifft der verbliebene Rest auf der Erde auf und
wird dann Meteorit genannt.
Von allen untersuchten Meteoriten bestanden 92,8 Prozent aus Silikaten
(Felsen), und 5,7 Prozent setzten sich aus Nickel und Eisen zusammen;
Wellelänge,
der
Rest aus einer Mischung aller drei Materialien. Felsige Meteoriten
µm am schwersten zu erkennen, weil sie den irdischen Felsen sehr
sind
ähnlich sehen.
Kometen
Es gibt vier Arten von Kometen, wobei es sich eher um die Differenzierung der
Umlaufzeiten handelt. Mit Umlaufzeit ist die einmalige Umrundung der Sonne
gemeint. Kometen, die eine Umlaufzeit von bis zu höchstens 20 Jahren haben,
nennt man kurzperiodisch. Mittelperiodisch werden diejenigen Kometen genannt,
die eine Umlaufzeit von 20- 60 Jahren haben und langperiodisch diejenigen,
welche über 60 Jahre (bis etwa 250 Jahre) für eine Umrundung brauchen. Nicht
zu berechnen sind die Kometen, deren Umlaufzeit über einige 100 Jahre
hinausgeht. Man nennt sie nicht periodisch, obwohl auch sie wahrscheinlich eine
in etwa gleiche Zeitperiode brauchen, um die Sonne zu umrunden.
Ein Komet wird meist als
verschwommenes Nebelfleckchen
entdeckt, das sich relativ schnell unter
den Sternen bewegt. Der scheinbare
Durchmesser dieser Erscheinung nimmt
schnell, ebenso die Helligkeit. Erst zum
Zeitpunkt ihrer größten Entwicklung
bildet sich bei den meisten Kometen der
charakteristische Schweif aus. Bei
Fernrohrbeobachtungen erkennt man
dann, daß im Zentrum des
Kometenkopfes, im Kern,
Ausströmungserscheinungen vor sich
gehen. Selten sind diese allseitig, sondern
sie bevorzugen vielmehr den der Sonne
zugekehrten Halbraum. Die
ausströmenden Substanzen biegen aber
bald wieder in einem Bogen in den
Schweif um. Dem Kometenkopf
vorgelagert kann man manchmal mehr
oder weniger ausgeprägte parabolisch
geformte Envellopen (Hüllkurven,
Einhüllende) beobachten. Der Schweif,
eine diffuse, fächerartig sich verbreitende
Ausströmung, der im allgemeinen von
der Sonne weggerichtet ist, kann bei den
einzelnen Erscheinungen ganz
unterschiedliche scheinbare Längen
haben.
Meist sind die Kometenschweife geradlinig von
der Sonne weggerichtet, aber auch gekrümmte
Schweife kommen vor, ja es können sogar
mehrere solcher Schweife mit verschiedenen
Richtungen und Krümmungen gleichzeitig
auftreten. Rasche zeitliche Entwicklungen kann
man am Kopf und Schweif eines Kometen
beobachten, etwa eruptionsartige Vorgänge im
Kopf und Verdichtungen im Schweif. Nach
einigen Tagen höchster Aktivität verkürzt sich
der Schweif wieder, der Kopf des Kometen
verliert an Helligkeit. Nach weiteren Wochen
ist der Kopf so lichtschwach geworden, daß er
nicht mehr beobachtet werden kann.
Plasma- und Staubschweif
Kometen sind kleine, zerbrechliche und unregelmäßig geformte Körper, die aus einer Mischung aus gebundenen Körnchen und
gefrorenen Gasen bestehen. Sie haben stark exzentrische Flugbahnen, die sie sehr nahe an die Sonne führen und weit in den Raum
schleudern, meist hinter die Bahn von Pluto. Die Strukturen von Kometen sind verschieden und sehr dynamisch, aber alle entwickeln eine
Wolke aus diffusem Material, genannt Koma, die gewöhnlich an Größe und Helligkeit zunimmt, sobald sie sich der Sonne nähern.
Normalerweise ist ein kleiner, heller Kern oder Nukleus (mit einem Durchmesser unter 10 km) inmitten der Koma sichtbar. Koma und
Kern zusammen bilden den Kopf eines Kometen. Wenn sich Kometen der Sonne nähern, entwickeln sie enorme Schweife aus
leuchtendem Material, die sich über Millionen von Kilometern vom Kopf weg sonnenabgewandt erstrecken. Sind sie weit von der Sonne
entfernt, sind ihre Kerne sehr kalt und ihre Materie ist fest an ihren Kern gefroren. In diesem Zustand werden Kometen manchmal als
„schmutzige Eisberge“ oder „matschige Schneebälle“ bezeichnet, weil mehr als die Hälfte ihres Materials aus Eis besteht. Nähert sich ein
Komet auf wenige AE der Sonne, erwärmt sich die Oberfläche des Kerns und flüchtige Gase verdampfen. Die verdampften Moleküle
kochen auf und tragen kleine feste Partikel mit sich, die die Koma des Kometen aus Gas und Staub bilden.
Ist ein Kern gefroren, kann er nur durch reflektiertes Sonnenlicht gesehen werden. Sobald sich eine Koma zu entwickeln beginnt,
reflektiert der Staub mehr Sonnenlicht und das Gas in der Koma absorbiert UV-Strahlung und beginnt zu floureszieren. Bei etwa 5 AE
ab der Sonne wird gewöhnlicherweise die Floureszenz stärker als der Widerschein des reflektierten Lichts. Sobald ein Komet UV-Licht
absorbiert, lassen chemische Prozesse Wasserstoff entweichen, der der Gravitation des Kometen widersteht und eine Wasserstoffhülle
bildet. Diese Hülle kann von der Erde aus nicht gesehen werden, weil ihr Licht von unserer Atmosphäre absorbiert wird, aber
Raumsonden können sie feststellen. Der Druck der Sonnenstrahlung und des Sonnenwindes beschleunigen Material mit verschiedenen
Geschwindigkeiten, abhängig von Größe und Masse des Materials, vom Kometenkopf weg. So werden relativ massige Staubschweife
langsam beschleunigt und neigen dazu, sich zu einer Kurve zu verbiegen. Der Ionenschweif ist weniger massig, und er wird so stark
beschleunigt, daß er sich fast geradlinig und der Sonne gegenüberliegend erstreckt. Die folgende Ansicht des Kometen West zeigt zwei
getrennte Schweife. Der dünne blaue Plasmaschweif besteht aus Gasen und der breite weiße Schweif besteht aus mikroskopischen
Staubpartikeln.
Aufgrund der hohen Temperatur der
Sonnenkorona können die in ihr
enthaltenen Teilchen eine so hohe
Geschwindigkeit erreichen, dass sie
dem Gravitationsfeld der Sonne
entfliehen. Das Gas, das auf diese Weise
aus der Sonne austritt, wird als
Sonnenwind bezeichnet.
Die UV- Strahlen der Sonne schlagen Elektronen aus einigen Atomen und Molekülen der Koma sowie des Lichtkerns und
erzeugen auf diese Weise Ionen. Vom "Sonnenwind", das sind elektrisch geladenen Partikel, die von der Sonne abgestrahlt
werden, werden die eben erwähnten Ionen vom Kometen weggetragen und durch UV- Strahlen der Sonne angeregt,
sichtbares Licht auszusenden. Der so entstandene Schweif wird Gasschweif oder auch einfach nur Typ 1 genannt und zeigt
als logische Konsequenz seiner Entstehung immer von der Sonne weg. Schweif-Typ 2 besteht aus sehr feinen Staubteilchen,
die meistens lediglich einen Durchmesser von 1/1000 Millimeter haben. Diese Staubteilchen werden vom sogenannten
Lichtdruck der Sonne, ähnlich wie die Ionen vom Sonnenwind, vom Kometenkopf weggetrieben. Da sie jedoch nicht so
schnell sind wie die Ionen, ist dieser Schweiftyp leicht gebogen, denn die Staubteilchen werden durch die Flugbahn
abgelenkt. Das Licht, welches dieser Schweiftyp aussendet, ist reflektiertes Sonnenlicht und unterscheidet sich hiermit
elementar vom Gasschweif, der selber leuchtet. Schweiftyp 3 unterscheidet sich lediglich vom Typ 2 in der Größe der
Staubteilchen und damit einhergehend mit der Krümmung des Schweifes. Schwerere Staubteilchen sind vom Lichtdruck
schwieriger zu beschleunigen, so daß dieser Schweif stärker gekrümmt ist.
Der Geschmack von Komet im Wasser!
Als im letzten Jahr Komet LINEAR auseinanderbrach, enthüllte dies, was viele Wissenschaftler
schon lange vermuteten: das Wasser der Erdozeane
kommt aus dem All - von Kometen!
Sowohl Kometen, als auch die Ozeane der Erde enthalten eine geringe Menge an sogenanntem
"schweren Wasser", das zu gleichen Teilen aus Wasserstoff, Sauerstoff und Deuterium aufgebaut
ist (D - Deuterium ist ein Isotop des Wasserstoffs, mit einem zusätzlichen Neutron im Atomkern).
Die chemische Formel für schweres Wasser ist HDO; normales Wasser ist H2O.
Es gibt nun immer stärkere Hinweise dafür, daß Kometen, die jenseits der Neptunbahn
entstanden sind, aus Eis bestehen, das relativ reich an schwerem Wasser ist - zu reich, um genau
zu sein! Dieses Wasser passt nicht zum Isotopenverhältnis des Wassers auf der Erde.
Komet LINEAR dagegen war offensichtlich in einem Bereich des Sonnensystems entstanden,
wo das Wasser dem der Erde wesentlich ähnlicher war.
Die Chemie sagt den Astronomen auf diese Weise, wo sich ein Komet gebildet hat: Bestimmte
Moleküle, wie Kohlenmonoxid (CO), Methan (CH4), Ethan (C2H6) und Azetylen (C2H2) sind
"flüchtige" Gase. Sie gefrieren nur bei extrem niedrigen Temperaturen. Kometen, die sich im
äußeren Sonnensystem (wo es sehr kalt ist) gebildet haben, würden diese gefrorenen Moleküle in
ihren Kernen beinhalten, Kometen, die sich näher an der Sonne gebildet haben (wo diese
Substanzen gasförmig bleiben) würden dagegen erheblich weniger davon in sich tragen.
Laufbahnparameter
Skizze der Kometenevolution
Planetismal Accretion
Size = 1 - 100 km?
Fresh Surface
No mantle, Small Particle Emission
Young Comet
Thin Mantle from cosmic rays, ISM UV field
Large particle emission
Mature Comet
Broken Thin Mantle (or none at all)
Rapid, violent emission; jets
Small particle emission
Elderly Comet
Thick surface mantle
Massive devolatilization
Low rate of mass emission w/ large particles
T < 10 Myrs
New KB, Oort Cloud comets
10 Myrs < T < 100 Myr
Average Comets in "Deep Freeze"
of KB, Oort Cloud
T ~ 0.1 Myr after infall
from KB, Oort cloud
Centaurs, Young SP comets, Young Halley family comets
All LP comets
T > 1 Myr after infall
Older SP comets
Older Halley family comets
Eis/WasserdampfVulkanismus: Komet Halley
Druckgasstrom
Unter der Oberfläche Komet
10% der Oberfläche
Halleys sublimiert mit
Hydrocarbonen
Vollschwarze verunreinigtes Wassereis. Das
Kruste
heisst, dass das Wassereis vom
festen Aggregatszustand
direkt in den gasförmigen
wechselt. So entstehen unter
der Oberfläche DampfReservoire. Wenn dann durch
Erwärmung der Mantel über
Poröses (90%) einem solchen Reservoir
inneren Kern
bricht, entleert sich das
Reservoir explosionsartig und
ein sogenannter Jet entsteht.
U = Umlaufzeit des Objektes um die Sonne
q = Perihel (sonnennächster Punkt der Bahn des Objektes)
Q = Aphel (sonnenfernster Punkt der Bahn des Objektes)
e = Exzentrizität (Verhältnis des Abstandes zwischen den Brennpunkten
der Ellipse zur Hauptachse)
i = Inklination (Neigung der Bahn des Objektes gegen die Ekliptik)
AE = Astronomische Einheit (mittlere Entfernung zwischen Erde und
Sonne entspricht 149.597.870 km)
Rotationszentrum =
Schwerpunkt des Systems
m1
s
r1
r2
m2
Laufbahn des Komete Halley
Die Periheldistanz des Kometen Hally beträgt 0.587 AE; die Exzentrität seiner Bahn ist e =
0.9673. Der letzte Periheldurchgang war 1986.4.
a) Welchen Alpheldistanz hat Hally?
b) Wann ist Halleys nächster Periheldurchgang zu erwarten?
Giotto Mission 1985
This color photograph of the comet Kohoutek was taken by
members of the lunar and planetary laboratory photographic team
from the University of Arizona. They photographed the comet from
the Catalina observatory with a 35mm camera on January 11, 1974.
These are NASA Hubble Space Telescope images of comet Hyakutake (designated C/1996 B2), taken at 8:30 P.M.. EST on Monday, March
25 when the comet passed at a distance of only 9.3 million miles from Earth.
The Hubble images provide an exceptionally clear view of the near-nucleus region of comet Hyakutake.
The images were taken through a red filter with the Wide Field Planetary Camera 2 (in WF mode). The sunward and tailward directions
are at approximately the 4 o'clock and 11 o'clock positions, respectively. Celestial North and East are at approximately the 5:30 and 2:30
positions, respectively.
Full-field View [Left]
This image is 2070 miles across (3340 km) and shows that most of the dust is being produced on the sunward-facing hemisphere of the
comet. Also at upper left are three small pieces which have broken off the comet and are forming there own tails.
Close-up of Nucleus [Bottom Right]
This expanded view of the near-nucleus region is only 470 miles (760 km) across. The nucleus is near the center of the frame, but the
brightest area is probably the tip of the strongest dust jet rather than the nucleus itself. Presumably, the nucleus surface lies just below
this bright jet. Further analysis may allow scientists to disentangle the nucleus from its atmosphere (coma), presently its difficult to
estimate the nucleus' size.
Close-up of Comet Fragments [Top Right]
This image shows pieces of the nucleus that apparently broke off and were first detected during ground-based observations on March 24.
A team of U.S. and German astrophysicists have made the first ever detection of X-rays coming from a comet.
The discovery of a strong radiation signal -- about 100 times brighter than even the most optimistic predictions -- was
made March 27, 1996, during observations of comet Hyakutake using Germany's orbiting ROSAT satellite.
"It was a thrilling moment when the X-rays from the comet appeared on our screen at the ROSAT ground station,"
said Dr. Konrad Dennerl of the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE), Garching, Germany.
Following the initial detection, the team reported repeated X-ray emissions from the comet over the next 24 hours.
The comet was near its closest approach to the Earth at a distance of less than 10 million miles when it was first
detected by ROSAT.
This is a CCD image of comet 1993a "Mueller", taken on October 6, 1993, using SBIG's ST-6 CCD-camera and a
288mm f/5.2 Schmidt-Cassegrain telescope.The exposure lasted from 19:11 U.T. to 19:21 U.T. The field of view is 19.6'
x 14.4'. The comet has a coma diameter of some- what more than 3' and a fan-shaped tail, up to 7' long, between P.A.
220o and P.A. 310o. The brightest star visible (PPM 7788) is of photographic magnitude 8.8. In this GIF-image, this
star and the head of the comet appear to be nearly of the same brightness. However, a close inspection of the original
CCD-image (which has a resolution of 16 bit per pixel rather than 8 bit for GIFs) shows that the star trail is satured at
a value of 65535, while the brightest pixel in the comet's head reaches a value of only 15608. According to our
measurements, the comet is of mag 10.5 in red light (where unfiltered, thick CCD's are most sensitive).Keep in mind
This photograph was taken
by amateur astronomer John
Loborde on March 9, 1976.
This picture shows two
distinct tails. The thin blue
plasma tail is made up of
gases and the broad white tail
is made up of microscopic
dust particles.
These NASA Hubble Space Telescope pictures of comet Hale-Bopp show a remarkable "pinwheel" pattern and a blob of free-flying debris
near the nucleus. The bright clump of light along the spiral (above the nucleus, which is near the center of the frame) may be a piece of
the comet's icy crust that was ejected into space by a combination of ice evaporation and the comet's rotation, and which then
disintegrated into a bright cloud of particles. Although the "blob" is about 3.5 times fainter than the brightest portion at the nucleus, the
lump appears brighter because it covers a larger area. The debris follows a spiral pattern outward because the solid nucleus is rotating
like a lawn sprinkler, completing a single rotation about once per week. Ground-based observations conducted over the past two months
have documented at least two separate episodes of jet and pinwheel formation and fading. By coincidence, the first Hubble images of
Hale-Bopp, taken on September 26, 1995, immediately followed one of these outbursts and allow researchers to examine it at
unprecedented detail. For the first time they see a clear separation between the nucleus and some of the debris being shed. By putting
together information from the Hubble images and those taken during the recent outburst using the 82 cm telescope of the Teide
Observatory (Tenerife, Canary Islands, Spain), astronomers find that the debris is moving away from the nucleus at a speed (projected on
the sky) of about 68 miles per hour (109 kilometers per hour). The Hubble observations will be used to determine if Hale-Bopp is really a
giant comet or rather a more moderate-sized object whose current activity is driven by outgassing from a very volatile ice which will
"burn out" over the next year. Comet Hale-Bopp was discovered on July 23, 1995 by amateur astronomers Alan Hale and Thomas Bopp.
Though this comet is still well outside the orbit of Jupiter (almost 600 million miles, or one billion kilometers from Earth) it looks
surprisingly bright, fueling predictions that it could become the brightest comet of the century in early 1997.
Die wissenschaftlich korrekte Bezeichnung eines
von Wilhelm Tempel und Horace Tuttle um die
Jahreswende 1865/66 entdeckten Kometen
(Tempel-Tuttle), der auf einer elliptischen Bahn in
etwa 33 Jahre um die Sonne läuft. Der meist
unauffällige und nur mit Teleskopen zu
beobachtende Himmelskörper ist als Verursacher
der LEONIDEN berühmt geworden.
This picture of asteroid 951 Gaspra is a mosaic of two images
taken by the Galileo spacecraft from a range of 5,300
kilometers (3,300 miles), some 10 minutes before closest
approach on October 29, 1991. The Sun is shining from the
right; phase angle is 50 degrees. The resolution, about 54
meters/pixel, is the highest for the Gaspra encounter and is
about three times better than that in the view released in
November 1991. Additional images of Gaspra remain stored on
Galileo's tape recorder, awaiting playback in November.
Gaspra is an irregular body with dimensions about 19 x 12 x 11
kilometers (12 x 7.5 x 7 miles). The portion illuminated in this
view is about 18 kilometers (11 miles) from lower left to upper
right. The north pole is located at upper left; Gaspra rotates
counterclockwise every 7 hours. The large concavity on the
lower right limb is about 6 kilometers (3.7 miles) across, the
prominent crater on the terminator, center left, about 1.5
kilometers (1 mile). A striking feature of Gaspra's surface is the
abundance of small craters. More than 600 craters, 100-500
meters (330-1650 feet) in diameter are visible here. The
number of such small craters compared to larger ones is much
greater for Gaspra than for previously studied bodies of
comparable size such as the satellites of Mars. Gaspra's very
irregular shape suggests that the asteroid was derived from a
larger body by nearly catastrophic collisions. Consistent with
such a history is the prominence of groove-like linear features,
believed to be related to fractures. These linear depressions,
100-300 meters wide and tens of meters deep, are in two
crossing groups with slightly different morphology, one group
wider and more pitted than the other. Grooves had previously
been seen only on Mars's moon Phobos, but were predicted for
asteroids as well. Gaspra also shows a variety of enigmatic
curved depressions and ridges in the terminator region at left.
Asteroiden sind felsige und metallische Objekte, die die Sonne umkreisen, aber für Planeten zu klein sind. Sie werden
manchmal als winzige Planten bezeichnet. Die Größen der Asteroiden reichen von Ceres mit ihrem Durchmesser von
mindestens 1000 km, bis zur Größe von Kieselsteinen. Sechzehn Asteroiden haben einen Durchmesser von 240 oder mehr
Kilometern. Man findet sie zwischen innerhalb der Erdumlaufbahn bis hinter Saturns Orbit. Die meisten befinden sich
nichtsdestotrotz in einem Hauptgürtel (im Deutschen meistens als Planetoidengürtel bezeichnet), der sich zwischen Mars und
Jupiter aufhält. Einige kreisen auf Bahnen, die die Erdbahn kreuzen, und manche haben in vergangenen Tagen die Erde auch
schon getroffen. Eins der besten erhaltenen Zeugnisse ist der Barringer Meteorkrater in der Nähe von Winslow, Arizona.
This is the first full picture showing both asteroid 243 Ida and its newly discovered moon to be transmitted to Earth from the National Aeronautics
and Space Administration's (NASA's) Galileo spacecraft--the first conclusive evidence that natural satellites of asteroids exist. Ida, the large
object, is about 56 kilometers (35 miles) long. Ida's natural satellite is the small object to the right. This portrait was taken by Galileo's chargecoupled device (CCD) camera on August 28, 1993, about 14 minutes before the Jupiter-bound spacecraft's closest approach to the asteroid, from a
range of 10,870 kilometers (6,755 miles). Ida is a heavily cratered, irregularly shaped asteroid in the main asteroid belt between Mars and Jupiter-the 243rd asteroid to be discovered since the first was found at the beginning of the 19th century. Ida is a member of a group of asteroids called
the Koronis family. The small satellite, which is about 1.5 kilometers (1 mile) across in this view, has yet to be given a name by astronomers. It
has been provisionally designated '1993 (243) 1' by the International Astronomical Union. ('1993' denotes the year the picture was taken, '243' the
asteroid number and '1' the fact that it is the first moon of Ida to be found.) Although appearing to be 'next' to Ida, the satellite is actually in the
foreground, slightly closer to the spacecraft than Ida is. Combining this image with data from Galileo's near-infrared mapping spectrometer, the
science team estimates that the satellite is about 100 kilometers (60 miles) away from the center of Ida. This image, which was taken through a
green filter, is one of a six-frame series using different color filters. The spatial resolution in this image is about 100 meters (330 feet) per pixel.
Asteroid 4769 Castalia is a near-Earth crossing asteroid that was discovered by Eleanor F. Helin
(Caltech) on August 9, 1989. Scientists used radio astronomy and computer modeling to generate
this image of Castalia. They obtained the data for the computer model in 1989 using the Arecibo
radar/radio telescope in Puerto Rico when the asteroid passed within 5.6 million kilometers (3.5
million miles) of the Earth.
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2. Elementen der Himmelsmechanik. Elementen von Laufbahn