k3planeten - D

Sonnensystem
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Sonne (Werner Schmutz)
8 Planeten
Monde, Satelliten
Zwergplaneten: kugelförmig aber Bahn nicht von
anderen Objekten freigeräumt (Ceres, Pluto, Eris,
Makemake…)
– Asteroiden (Ceres, Juno, Vesta, NEOs, )
– TNOs (Transneptunische Objekte,Pluto,…)
• Kometen,
• Meteoriten
• Meteore (Sternschnuppen)
Planeten im Sonnensystem
2 Typen: terrestrische Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars)
hohe Dichte: 4 – 5 g/cm3,
kein He,H-Gas
Gasplaneten (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun)
niedrige Dichte: 0.7 – 1.8 g/cm3,
H, He häufigste Elemente
Warum hat der Mond keine Atmosphäre?
Der Mond
• Mondphasen
 synodischer Monat 29.5 Tage
 siderischer Monat 27.3 Tage
• Mondbahn:
<R> ≈ 380 000 km, v = 1.0 km/s
• Bahnebene:
~ 5o geneigt zur Ekliptik
• Rotation:
P=27.3 Tage, Achse senkrecht zur Bahnebene
gebundene Rotation
• Schwerpunkt Erde-Mond System: aE/aM=MM/ME = 1/83
Gezeiteneffekte
• Deformation der Erdkugel
Drehimpulstransfer: Erdrotation  Mondbahn
• Erdtag wird länger: 0.0016 s/Jahrhundert
• Distanz Erde – Mond vergrössert sich: 4 cm/Jahr
• Monat wird länger: 0.0035 s/Jahr
Endzustand: gebundene Rotation der Erde
• Lunisolarpräzession
ΔK = GMm/l12 – GMm/l22
Mond
Sonne
Mondoberfläche
• dunkle Tiefebenen (Mare)
• hellere Hochländer (Terrae)
• Krater
Krater:
• vertiefte Mulden
• erhöhter, ringförmiger Rand
• zentraler Kraterberg
• max. Höhenunterschiede
bis 10 km
• Kraterhäufigkeit ist ein Mass
für das Alter der Oberfläche
Wasser auf dem Mars?
Polkappen (Wassereis, Trockeneis CO2)
Canyon-artige Kanäle
(Hinweis auf
fliessendes Wasser)
Marsatmosphäre
vielfältige,
geologische
Strukturen
Bedingungen für Leben I
• feste Oberfläche  terrestrischer Körper
• günstige Temperatur Wasser vorhanden
oder mittlere Temperatur ca. 20o C
Temperatur wird bestimmt durch
Sonnen-Einstrahlung und Wärmestrahlung des Planeten
 TPlanet ~ Lstar/d1/2
definiert die bewohnbare Zone im Planetensystem
0.3
0o
1.0
3.0
10.
-250o
30.
Pluto
Neptun
Uranus
Saturn/Titan
Jupiter/Europa
Bewohnbare Zone
Venus
500o
Mars
Erde/Mond
250o
Merkur
Bewohnbare Zone im Sonnensystem
Temperatur
AE
Distanz
Bedingungen für Leben II
• eine Atmosphäre (?)
d.h. gravitativ gebundene Gasteilchen
Masse des Objekts darf nicht zu klein sein
• gleichbleibende Bedingungen
Kreisbahn,
- evtl. stabile Rotationsachse (Mond)
- stabile Temperatur (Meer, Atmosphäre)
konstante Sternstrahlung
• gute “chemische Voraussetzungen”
Wasser
- woher kommt das Wasser der Erde?
Eigenschaften der terrestrischen Planeten
(inklusive Europa und Titan)
Distanz [AE] Masse
Bahnperiode [Erdmassen]
Temp.
[oC]
Zusammensetzung der
Atmosphaere
Merkur
0.39 AE
0.24 J
0.06 ME
Venus
0.72 AE
0.61 J
1 AE
1J
0.82 ME
470 oC CO2 (95%)
1 ME
15 oC
1.5 AE
1.88 J
5.2 AE
11.9 J
0.11 ME
9.6 AE
29.6 J
0.02 ME
Erde
Mars
Europa
Titan
keine
N2(78%)O2(21%)
Wasser!
0.008 ME
- 60 oC CO2 (95%)
keine
Eis; Wasser darunter?
-200 oC N2, CH4, …
Io, Europa, Ganymed
Eros
Phobos/M (D=20 km)
Mimas/S (D=400 km)
Miranda/U
Miranda/ U (D=470 km)
Vesta (Dawn 17.7.2011)
Galileo-Beobachtung: Ida (59 x 25 x 19 km) und Dactyl (1.5 km)
TNOs
Die physikalische Beschaffenheit der Planeten
• Sonne = 99.9% der Masse des Sonnensystems
Elementhäufigkeiten: H: 70%, He: 28%, Rest: 2% (O,C,Ne,Fe,N,Si,Mg)
• Planeten = 98% des Drehimpulses
• Sonne: H: 70%, He: 28%, Rest: 2% (O,C,Ne,Fe,N,Si,Mg)
• Jupiter und Saturn: H + He: 75-90%
• Uranus und Neptun: H + He: 10-20%
• Rest: besteht aus Elementen die sich leicht in Staubteilchen binden lassen
• Körper nahe der Sonne: Mg-, Ca-, Mg-, Fe-, -SiOx, (Silikaten), Fe
• Körper weiter weg von der Sonne: + H2O, CO2, etc.
Häufigkeitsverhältnisse der schweren Elemente gleich wie Sonne
(es fehlen aber H, He, N, Ne …)
Mittlere Dichte in [g/cm3]
Gasplaneten:
0.7-1.6  Gas mit schwerem Kern
Merkur, Venus, Erde: 5.2-5.6  grosser Eisenkern
Mond, Mars:
3.3-3.4  kleiner Eisenkern
Pluto, Jupitermonde: ca. 2
 Silikate, viel Eis
Kometen
Zusammensetzung:
Schnee und Eis: H2O, CO2, CO, HCN, …
Silikat- und Eisenstaub
 Schmutziger Schnellball
Komet West
Komet Hale-Bopp
schmaler gerader Ionenschweif + breiter Staubschweif
Aufbau der Kometen
Komet Wild (grosse Sonnendistanz)
Komet Shoemaker-Levi
Kometenschweif
• Entwicklung von Koma und Schweif:
• bei ca. 3 AE verdampfen von CO2
• bei ca. 1.5 AE vedampft H2O
• Gas und Staub
• ca. 10% der Oberfläche sind aktiv
• Ionen werden vom geladenen Sonnenwind mitgerissen (gerade)
• Staubteilchen verursachen Streuung des Sonnenlichts
(Beschleunigung durch Strahlungsdruck)
Meteorströme
Meteore (Sternschnuppen): Staubteilchen
z.B. von Kometen verloren: Komet Biela
• 1772 endeckt (P = 7 Jahre)
• 1846 zwei Teile,
• 1852 zum letzten mal gesichtet, nachher verschollen
• 1872,1885, extreme Meteorstürme
• danach wurden Straubteilchen abgelenkt
• Meteorströme: Perseiden (ca. 10. Aug), Leoniden (ca. 17. Nov)
Chondrit-Meteorit
Eisenmeteorit
Zeugen aus dem frühen
Sonnensystem
Das Alter der Erde
Alterbestimmung ergibt:
Primitive (ursprüngliche) Meteoriten:
die meisten Meteoriten:
Mondgestein
ältestes Gestein auf der Erde
4.56 ± 0.02 Mia. Jahre
4.4 – 4.56
3.1 – 4.4
< 4.1
Aufbau der Erde
Planetenentstehung
Trapez-Sternhaufen im Orion-Nebel (Alter: ~ 1 Mio Jahre)
Protoplanetare Scheibe in Orion
Entstehung des Sonnensystems
• Aus einer rotierenden Scheibe  Bahnbewegung der
Planeten (Richtung, Exzentrizität)
• Staub sammelt sich in der Mittelebene der Scheibe an
und es bilden sich immer grössere Körper
• Ausserhalb der Schneelinie (3AE) können sich auch
eishaltige Körper bilden  Dichte der Körper
• Ein Protoplanet mit genügend Masse und tiefer
Temperatur kann eine Gashülle einfangen  Position
der Gasplaneten
• Dominante Körper sammeln kleine Körper in ihrem GBereich ein und werden zu Planeten
Entstehung des
Mondes
Einschlag eines grossen
Körpers in die Proto-Erde
• Fragmente sammeln sich in
der Nähe der Erde zum Mond
 Mond hat niedriger
Eisengehalt, weil
hauptsächlich Mantelmaterial
weggesprengt wurde
Extra-solare Planeten
Entdeckung von Planeten
mit indirekten Methoden
Bewegung des
Sterns wegen
Planeten
- Radialgeschwindigkeit
mp sin i, orbit
- Astrometrische Bahn
mp, orbit
Suche nach extra-solaren Planeten
Messung der Radialgeschwindigkeitvariationen
von Sternen  Nachweis von ~ 500 Planeten
http://www.astronomie.info
Dopplereffekt (radiale Geschwindigkeit) verschiebt Wellenlänge des Signals
Mayor und Queloz (Obs. Genf) weisen 1995
ersten extra-solaren Planeten nach
Messung einer Verschiebung
Planet 51 Peg b
• Masse ca. 0.5 Jupitermassen
• Bahnperiode nur 4.2 Tage
• Distanz zum Stern 51 Peg nur 10 Sonnenradien
• Oberflächentemperatur ca. 1200oC
 völlig unerwartete Eigenschaften für einen Planeten
Bahnparameter für die Planeten
1% der Sterne haben
Gasriesen in engen Bahnen
Exzentrizität ist oft hoch
es gibt viel mehr Neptunartige Planeten
Indirekte Methode: Planetentransits
periodischen Transits (ca.100 Planeten + 1000 Kandidaten)
~0.01% -1% Effekt in der Lichtkurve
Radiusbestimmung + Masse (RV)  mittlere Dichte
Venus-Transit 2004
(6.6.2012)
Transit-Suche mit
Weitwinkel-Kameras
HAT P-13 b, Bahnperiode 2.9 Tage
MJ
Transits:
Neue Gruppe
von Planeten
10
1.0
0.1
0.01
0.00
1
0.1
1.0
10
100 AU
d
Revolution in diesem Jahr:
Kepler-Satellit untersucht ca. 150000 Sterne
findet in 3 Monaten ca. 1200 Planeten-Kandidaten
HAT-P-7 b Transit beobachtet mit dem Kepler-Satellit
Sonne mit Jupiter
Darstellung der Kepler Sterne mit Transits
Kepler findet:
• Planeten sind sehr häufig (es gibt mehr Planeten als Sterne!)
• jeder 3. Stern hat eine Planeten > als 2 Erdradien
• Systeme mit vielen Planeten sind häufig (wo es Platz hat, sind Planeten)
 es gibt viele Planeten in der bewohnbaren Zone
• heisse Gasriesen sind einsam – sie haben Planetensystem ge(zer)stört
Kepler 11 zeigt Transits von 6 Planeten
Suche nach extra-solaren Planeten
direkte Abbildung (~5 Planeten)
simulation of speckle pattern
On the left: you can see a sequence of 40 different speckle patterns.
On the right: the sum of these patterns that a CCD can reveal after an exposure of 2 seconds
(if 0.05 s is a lifetime for a speckle pattern). Notice that a great number of speckle patterns
(a long exposure) create a figure on the CCD very similar to a seeing disk.
Adaptive Optik
1.
Wellenfrontsensor
misst Störung der
Wellenfront durch
Erdatmosphäre
2. Computer berechnet
Korrektur
3. Deformierbarer
Spiegel korrigiert
Wellenfrontfehler
Example: Sun – Jupiter system at 5 pc
log I
108
1´´
log I
log I
107
104
X-AO
tiny planetary signal in bumpy
and variable PSF halo
Differential
Imaging
Residual pattern due:
- to wavelength dependence
of speckles
- non-common optical paths
- detector flat-fielding errors
From Racine et al. 1999
Expected polarization
• for Rayleigh scattering by
molecules or haze particles
 strong phase dependence
expected:
inclination = 0o
p=constant & high
pos. angle rotates
inclination = 70o
p=high for large
separation
• scattering by clouds
produces only little
polarization
Polarization of
Jupiter
in blue light
p~19% integrated
Phase angle = 82
(inclination ~ 30)
in red light
p>40% at poles
p<5% at equator
p~11% integrated
Solar system planets surface properties
p(90)
rocky
Mercury 5-10%
Mars
5-10%
f(90)
low
low
cloudy (little Rayleigh scatt.)
Venus <5% (–) high
Saturn <5%
high
cloudy and Rayleigh scatt.
Jupiter 5-20% high
Earth
5-20% high
strong Rayleigh scattering
Uranus >15% med.
Neptune >15% med.
Titan
50% med.
polarization p(90) vs. reflectivity f(90)
R-band
a VLT instrument on
the Nasmyth platform
Opto-mechanical implementation
Opto-mechanical implementation
2
3
1
4
6
5
Extreme AO system (~1.3 kHz)
1. pupil shift corrector
2. ( pupil derotator )
3. fast tip-tilt mirror
4. 41 x 41 deformable mirror
5. visual WFS (Shack-Hartmann)
6. diff. wave front-sensor
Coronagraphy
A. IR-coronagraph (ALC, 4QPM, etc)
B. visual coronagraph (LC, 4QPM)
Focal plane instruments
• IRDIS differential imager
• Integral field spectrograph
• Zurich Imaging Polarimeter
Opto-mechanical implementation
6
A
3
B
1
2
European Extremely Large Telescope (diameter about 42 m)
Microlensing
separation
mass ratio
planetary
system lens
mass ratio:
250
Mp ≈ 1.5 MJ,
a ≈ 3 AU
Microlensing event by a planet with 5.5 ME
at 2.6 AU from a star with 0.2 Msun