Kapitel_10 - ETH E-Collection

10. Atmosphären der
Planeten unseres
Sonnensystems
und von Exoplaneten
69
405
10 – 0
10.1 Atmosphären der Planeten
unseres Sonnensystems:
Allgemeine Betrachtungen
69
405
406
Atmosphäre: Definition und Schichten
Die Atmosphäre ist die gasförmige Hülle um grössere Himmelskörper, insbesondere
um Sterne und Planeten. Sie besteht meistens aus einem Gemisch verschiedener
Gase, die vom Schwerefeld des Himmelkörpers festgehalten werden. Die
Atmosphäre ist an der Oberfläche am dichtesten (s. pp 25, 30) und geht in grosser
Höhe fliessend in den interplanetaren Raum über. Man unterscheidet zwischen den
Atmosphären:
• von erdähnlichen (inneren) Planeten
• von Gasriesen (äussere Planeten)
• von extrasolaren Planeten (Exoplaneten)
• von Monden
• von Sternen.
Im wesentlichen kann man mit zunehmender Höhe zwischen folgenden Schichten
der Atmosphären unterscheiden (s. Kapitel 2):
a) Troposphäre (innerste Schicht)
b) Stratosphäre
c) Mesosphäre
d) Thermosphäre
e) Exosphäre (äusserste Schicht)
Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder, und nicht jede Schicht ist bei
allen Atmosphären nachweisbar.
69
405
407
10 – 1
Atmosphären von erdähnlichen Planeten
• Der Merkur hat keine Atmosphäre im herkömmlichen Sinn, sondern nur eine Exosphäre,
die mit der Exosphäre der Erde vergleichbar ist. Die hohen Anteile von Wasserstoff und
Helium stammen wahrscheinlich vom Sonnenwind.
• Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus CO2, ist aber ansonsten der
Atmosphäre der Erde am ähnlichsten.
• Die Erdatmosphäre besteht aus einem Stickstoff / Sauerstoff- Gemisch (s. Kapitel 2).
Sie ist in der Lage, schwere Elemente wie Argon (Ar) in der Atmosphäre zu halten;
leichte Elemente wie Wasserstoff (H2) und Helium (He) verlor sie jedoch im Laufe
ihrer Entwicklung.
• Der Mars hat ebenso wie die Venus eine CO2- Atmosphäre. Der grösste Teil der Atmosphäre des Mars wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind (pp 353 – 356)
regelrecht abgetragen und in den Weltraum mitgerissen.
Das Innere
Sonnensystem
Merkur
Venus
Erde
69
405
408
Mars
Atmosphären der Monde
•
Der Erdmond hat keine Atmosphäre im eigentlichen Sinn, sondern nur eine
Exosphäre. Diese besteht zu etwa gleichen Teilen aus Helium, Neon,
Wasserstoff und Argon. Diese Exosphäre hat ihren Ursprung in
eingefangenen Teilchen des Sonnenwindes.
•
Der Saturnmond Titan hat eine dichte Atmosphäre, die zum grössten Teil
aus Stickstoff besteht.
•
Die Jupitermonde Europa und Ganymed besitzen eine dünne Sauerstoff-Atmosphäre, die sie durch ihre Gravitation halten können, jedoch
nicht biologischer Herkunft sind.
•
Der Jupitermond Kallisto hat eine dünne Kohlenstoffdioxid-Atmosphäre.
•
Der Jupitermond Io besitzt eine dünne Schwefeldioxid-Atmosphäre.
•
Der Neptonmond Triton besitzt eine dünne Stickstoff-Methan-Atmosphäre.
•
Der Saturnmond Rhea besitzt eine dünne Atmosphäre aus Kohlenstoff.
•
Die andern Satelliten des Sonnensystems sowie der Erdmond haben wie
der Planet Merkur nur eine Exosphäre.
69
405
409
10 – 2
Atmosphären des Äusseren Sonnensystems: Gasriesen
•
Die Atmosphärenzusammensetzung der Gasriesen (äussere Planeten) wie
Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun basieren ähnlich der Sterne im
Wesentlich aus Wasserstoff und Helium.
Ihr Kern ist jedoch kalt und wie bei den Sternen fehlt der Strahlungsdruck.
•
Jupiter und Saturn bestehen dabei im Inneren aus flüssigem Wasserstoff
mit einem Kern aus metallischem Wasserstoff.
•
Uranus und Neptun hingegen haben einen eisigen Mantel und Kern aus
Wasser bzw. Eis, Ammoniak, Methan und Gestein.
Saturn
Jupiter
Uranus
Neptun
Das Aeusseres Sonnensystem
69
405
410
Die Sonne: Struktur und Atmosphäre
In der «Atmosphäre» der äusseren Hülle der Sonne unterscheidet man drei
unterschiedliche Schichten, nämlich die «Photosphäre», die «Chromosphäre» und die
«Korona». Die Atmosphäre wird nach aussen hin immer dünner, bis sie fliessend in den
interplanetaren Raum übergeht.
•
Die Photosphäre, auch «Lichtsphäre» genannt – ist die für unser blosses Auge sichtbare
Sonnenoberfläche. Sie besteht aus ca. 70% H2 und 28% He. Dicke: ca. 200 km;
Temperatur ca. 6’000 0C.
•
Über der Photosphäre liegt die Chromosphäre; Dicke ≈ 10’000 km; Temperatur bis
10’000 0C.
•
Äusserste Schicht: «Korona»; Temperaturen bis 2 Millionen Grad !! (s. Ref. R.10.1.3 e).
Die Korona geht nach mehreren Millionen Kilometern in den interplanetaren Raum über.
Tornados an der Sonnenoberfläche
69
405
411
10 – 3
Aufbau der Sonne
Das Sonnensystem: Entfernungen, Massen
und Umlaufzeiten der Planeten
69
405
412
Eigenschaften der Planeten
Durch- mittlere Aggre- Dichte TagesPlanet messer Geschw. gatzu- (g/cm3) Dauer
(Tage)
(km)
(km/h) stand
Min.
Max.
Neigung
Magnet
Temp. Temp. der Rotafeld
(0C)
(0C) tionsachse (x Erdfeld)
(Aequator)
(deg)
Merkur
4’879 172’332
Venus 12’103
126’072
f
5.427
58.65
- 173
427
f
5.243
243.02
+ 437
497
~
0
177.36
~ 0.01
~0
Erde
12’734
107’208
f
5.515
1.00
- 89
58
23.45
1.0
Mars
6’772
86’868
f
3.933
1.026
- 133
27
25.19
~ 0.03
Jupiter 138’346
47’052
g / fl/ f
1.326
0.413
- 108
- 108
3.13
~ 20
Saturn 114’632
34’884
g / fl/ f
0.687
0.449
- 139
- 139
26.73
~ 0.7
Uranus
50’532
24’516
g / fl/ f
1.270
0.718
- 197
- 197
97.77
~ 0.8
Neptun
49’105
19’548
g / fl/ f
1.638
0.665
- 201
- 201
28.32
~ 0.46
g: gasförmig / fl: flüssig / f: fest
Erdmagnetfeld: ca. 60 mT an Polen,
ca. 30 mT am Aequator (1T = 1 Tesla = 104 Gauss)
(Die angegebenen relativen Felder der
384
69 Planeten sind sehr approximativ)
413
10 – 4
Geschwindigkeiten und Abstände der Planeten von der Sonne
Die Graphik zeigt die Geschwindigkeiten der um die Sonne kreisenden Planeten. Die Werte sind
138’000
Durchschnittswerte, denn die Planeten bewegen sich nicht mit kon103’500
stanten Geschwindigkeiten, sondern
werden auf ihren elliptischen Bahnen
69’000
in Sonnennähe etwas schneller und
in Sonnenferne etwas langsamer. Die
34’500
fundamentalen Gesetzmässigkeiten
für die Umlaufbahnen der Planeten
0
Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun um die Sonne stammen von J. Kepler
(s. Referenz R.10.1.2 b)).
Abstand der Planeten zur Sonne in Mio km
Geschwindigkeit (km/h)
Geschwindigkeit der Planeten auf ihrer Umlaufbahn
172’500
Abstand der Planeten zur Sonne in Millionen km
5
Zusammen mit der untenstehenden
Figur ersieht man, dass die Planeten
desto langsamer unterwegs sind, je
weiter weg von der Sonne sich ihre
Bahn befindet, Merkur als innerster
Planet ist mit der gigantische Geschwindigkeit von 172’000 km/h der
schnellste, Neptun als äusserster
Planet ist mit knapp 20’000 km/h viel
langsamer. [Der Planet Neptun ist
aber immer noch 100 mal schneller
als ein Auto, das mit 200 km/h fährt !].
4498
4
2871
3
2
1427
1
778
58
0
108
150
228
69
Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus
405
414 Neptun
414
Gase der Atmosphären unserer Planeten
Anteil
Bestandteil
1
42.00 %
Sauerstoff
Anteil
Bestandteil
2
29.00 %
Natrium
Anteil
Bestandteil 3
Venus
96.50 %
Kohlendioxid
3.50 %
Stickstoff
0.02 %
Schwefeldioxid
Erde
78.08 %
Stickstoff
20.95 %
Sauerstoff
0.93 %
Argon
0.04 %
Kohlendioxid
Mars
95.32 %
Kohlendioxid
2.70 %
Stickstoff
1.60 %
Argon
0.13 %
Sauerstoff
Jupiter
89.80 %
Wasserstoff
10.20 %
Helium
0.30 %
Methan
0.03 %
Ammoniak
Saturn
96.30 %
Wasserstoff
3.25 %
Helium
0.45 %
Methan
0.03 %
Ammoniak
Uranus
82.50 %
Wasserstoff
15.20 %
Helium
2.30 %
Methan
Neptun
80.00 %
Wasserstoff
18.00 %
Helium
1.00 %
Methan
Merkur
69
405
415
10 – 5
22.00 %
Wasserstoff
Anteil
Bestandteil 4
6.00 %
Helium
Numerische Exzentrizität der Planetenbahnen um unsere Sonne
Die numerische Exzentrizität e der Bahnellipse eines Planeten mit den Halbachsen a
und b ist definiert durch e = (1/a) * (a2 - b2)½ ; wenn a = b  Kreis  e = 0
e
0.21
0.20
0.19
0.18
0.17
0.16
0.15
0.14
0.13
0.12
0.11
0.10
0.09
0.08
0.07
0.06
0.05
0.04
0.03
0.02
0.01
0.00
0.206
Mars
0.093
Merkur
Jupiter
Saturn
Uranus
0.056
0.048
Venus
0.046
Neptun
Erde
0.017
0.009
0.007
69
405
416
10 – 6
10.2 Spezifische Eigenschaften
und Atmosphären der Planeten
unseres Sonnensystems
69
405
417
10.2.1 Der Planet Merkur
Götterbote - deshalb auch Gott der
Händler, Reisenden und Dichter,
Sohn des Zeus
69
405
418
10 – 7
Allgemeine Eigenschaften
Der Merkur ist mit einem Durchmesser von knapp 4880 km der kleinste und mit einer
durchschnittlichen Sonnentfernung von 58 Millionen km der sonnennächste und somit auch der
schnellste Planet in unserem Sonnensystem. Er hat mit einer maximalen Tagestemperatur von rund
+ 430 0C und einer Nachttemperatur von - 170 0C die grössten Temperaturschwankungen aller
Planeten (s. p 413 und Bild unten). Aufgrund seiner Grösse und chemischen Zusammensetzung
zählt er zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Wegen seiner Sonnennähe ist er von der Erde
aus schwer zu beobachten. Aequatoial-Durchmesser: 4’878 km; Masse: 3.3 x1023 kg; mittlere Dichte:
5.420 g/cm3; Fallbeschleunigung: 3.70 m/s2; Rotationsperiode: 87.96 d (0.241 y); Atmosphärendruck
an Oberfläche: ~ 0 bar: Exzentrizität: 0.206.
bis
430 oC
bis
- 170 oC
Merkur in natürlichen Farben
419
Wegen der
schwierigen Erreichbarkeit auf der
sonnennahen Umlaufbahn und der damit verbundenen Gefahr durch den intensiven Sonnenwind
haben bislang erst zwei Raumsonden, Mariner 10
(1970) und Messenger (2008), den Planeten besucht
und studiert.
Die mondähnliche, von Kratern durchsetzte Oberfläche aus rauem, porösem, dunklem Gestein reflektiert das Sonnenlicht nur schwach. Die mittlere
sphärische Albedo beträgt 0.06, d.h. die Oberfläche
streut im Durchschnitt 6% des von der Sonne
praktisch parallel eintreffenden Lichtes zurück.
Die Dichte des Merkur ist nur wenig geringer als die
der Erde. Es wird vermutet, dass etwa 70% in einem
Eisenkern stecken müssen, der etwa 75% des
Radius einnimmt; aussen: etwa 30% Silikate.
Wegen der hohen Temperatur in Sonnenrichtung
und der geringen Masse kann der Merkur keine
Atmosphäre halten (s.p. 421).
Elliptische Bahn (massstabsgetreu) des Merkurs um die Sonne
Der Merkur beschreibt eine
elliptische Bahn um die
Sonne, die in einem der
Brennpunkte der Ellipse mit
den Halbachsen a und b und
der Exzentrizität e ist. e ist die
numerische Exzentrizität.
b
a
a = 57.908 x 106 km
b = 56.671 x 106 km
e = (a2 – b2)1/2 = 11.9 x 106 km
e = e/a = 0.205624
a
a
e <
kleinste Entfernung von der
Sonne = a – e = 46.00 x 106 km
Sonne
grösste Entfernung von der
Sonne= a + e = 69.81 x 106 km
Umlaufzeit um Sonne
(siderische Periode):
0.241 Erd-Jahre = 87.969 Tage
Merkur
mittlere Geschwindigkeit:
172’332 km/h
69
405
420
10 – 8
Die Merkur-Atmosphäre - 1
Bisher war es ein Rätsel: Wie kann dieser massenarme, innerste und dadurch
sehr heisse Planet dauerhaft eine Atmosphäre, wenn auch eine extrem dünne,
halten? Merkurs Oberflächentemperatur beträgt auf der Tagesseite über 400oC
(s. p. 419). Durch die starke Sonnenlichteinstrahlung würden die Bestandteile der
Merkuratmosphäre in relativ kurzer Zeit durch Photoevaporation, d.h. durch
Ionisierung und Beschleunigung der Teilchen auf Fluchtgeschwindigkeit ins All
entweichen. Da Merkur seine rudimentäre Atmosphäre aber offenbar über lange
Zeiträume aufrechterhalten kann, muss es einen konstanten Nachschub an
Teilchen geben: mehr dazu auf p. 422.
Es muss allerdings festgehalten werden, dass es im Fall von Merkur stark
übertrieben ist, von einer eigentlichen Atmosphäre zu sprechen. Der
atmosphärische Druck an der Oberfläche beträgt nur ein Billiardstel des Drucks
von 1 bar an der Erdoberfläche (pMerkur = 10-15 bar = 10-10 Pa). Unter irdischen
Bedingungen würde man von einem Hochvakuum sprechen.
Die Abwesenheit einer Atmosphäre trägt auch zu den extremen Temperaturschwankungen dieses Planeten bei. Auf andern Planeten wirkt die Atmosphäre
als Schutzmantel, der dazu beiträgt, die Wärme zu verteilen. Auf dem Merkur
dagegen trägt die extrem dünne Atmosphäre nicht dazu bei, die eintreffenden
Sonnenstrahlen und damit die Temperatur zu stabilisieren. Da die Distanz vom
Merkur zur Sonne so klein ist, ist die Tagesseite des Planeten der Sonne
schutzlos ausgeliefert, während die von der Sonne abgeschirmte Nachtseite der
Kälte voll exponiert ist. Die Abwesenheit einer Atmosphäre des Merkurs bedeutet
aber nicht, dass er der heisseste Planet ist. Diese Ehre kommt vielmehr dem
Planeten Venus wegen seiner galoppierenden
69 globalen Erwärmung zu.
405
421
Die Merkur - Atmosphäre 2
Der kleine Atmosphären-Druck des Merkurs hängt u.a. damit zusammen, dass das
Magnetfeld lückenhaft ist. Durch diese Lücken können Partikel des Sonnenwindes
durchtreten und die Oberfläche des Merkur erreichen und so die Atmosphäre
auffrischen. Zudem entsteht durch Ausgasen aus der Oberfläche des Planeten ein
weiterer Beitrag zur Atmosphäre.
Trotzdem besitzt der Planet Merkur keine Atmosphäre im herkömmlichen Sinn, denn
der Gasdruck ist kleiner als ein labortechnisches erreichbares Vakuum, ähnlich wie
die Atmosphäre des Mondes. Die «atmosphärischen» Bestandteile Wasserstoff H2
(22% Volumenanteil) und Helium (6%) stammen sehr wahrscheinlich aus dem
Sonnenwind, wohingegen Sauerstoff O2 (42%), Natrium (29%) und Kalium (0.5%)
vermutlich aus dem Material der Oberfläche freigesetzt wurden.
Hauptbestandteile der Merkuratmosphäre
Natrium: 29 %
Sauerstoff:
42 %
Kalium und andere: 1 %
Wasserstoff:
22 %
Helium: 6 %
69
405
422
10 – 9
Mit Kratern bedeckte Oberfläche
10.2.2
Der Planet Venus
Göttin der Liebe und der Schönheit
69
405
423
Der Planet Venus: Allgemeines und Orbit
Die Venus ist mit einer durchschnittlichen Sonnentfernung von 108 Millionen km der zweitinnerste und mit einem Durchmesser von ca. 12’100 km der drittkleinste Planet des
Sonnensystems. Sie zählt zu den vier erdähnlichen Planeten, die auch terrestrische oder
Gesteinsplaneten genannt werden.
Venus ist der Planet, der auf seiner Umlaufbahn der Erde mit einem minimalen Abstand von 38
Millionen km am nächsten kommt. Sie hat fast die gleiche Grösse wie die Erde (Bild rechts),
unterscheidet sich aber in Bezug auf die Geologie und vor allem hinsichtlich ihrer Atmosphäre.
Nach dem Mond ist sie das hellste natürliche Objekt am Dämmerungs- oder natürlichen
Sternhimmel. Sie wird deshalb auch Morgenstern oder Abendstern genannt.
Eigenschaften des Orbits:
Grosse Halbachse a = 108.209 x 106 km; numerische Exzentrizität: e = e/a = 0.00679;
 Exzentrizität e = e a = 0.7347 x 106 km; kleine Halbachse: b = 108.206 x 106 km;
 Die Umlaufbahn um die Sonne ist in sehr guter Näherung ein Kreis.
Umlaufzeit um Sonne = 224.701 Tage; mittlere Bahngeschwindigkeit = 35.02 km/s.
Venus in natürlichen Farben
69
424 405
Vergleich von Venus (links) mit Erde
10 – 10
Venus: Weitere Daten und Eigenschaften – Vergleich mit Erde
Daten der Planeten:
•
mittlerer Radius: RVenus = 6051.8 km = 0,949 Erdradien;
•
mittlerer Erdradius RErde = 6371 km;
•
•
mittlere Masse: MVenus = 4.869 x 1024 kg;
mittlere Masse der Erde: MErde = 5.973 x 1024 kg
•
mittlere Dichte der Erde: rErde = 5.515 g/cm3;
•
• Oberfläche: Fvenus = 4.60 x 108 km2;
•
•
mittlere Dichte: rVenus = 5.243 g/cm3;
Oberfläche der Erde: FErde = 5.1995 x 108 km2;
•
•
Fallbeschleunigung: 8.87 m/s2 ;
Fallbeschleunigung der Erde: 9.81 m/s2;
69
405
425
Die Schichten der Venus - Atmosphäre
Die Atmosphäre der Venus ist viel dichter und heisser als jene der Erde. Die Temperatur an der
Oberfläche ist 467 0C, während dort der Druck 93 bar beträgt ! Die Venus-Atmosphäre enthält
undurchsichtige Wolken aus Schwefelsäure (H2SO4), welche Beobachtungen der Oberfläche von
der Erde aus als auch mit Raumschiffen unmöglich machen. Informationen über die Topographie
konnten ausschliesslich mit Radarbildtechnik gewonnen werden. Die blaue Kurve im Bild unten
stellt die Temperatur T als Funktion der Höhe h (Altitude) dar.
Temperatur und Druck als Funktion der Höhe
426
Die wichtigsten atmosphärischen Gase sind
Kohlenstoffdioxid (CO2) und Stickstoff (N2).
Für weitere Spurengase siehe p. 427.
Die Atmosphäre befindet sich in einem Zustand
von heftigen Zirkulationen und Super-Rotationen.
Wie die Erdatmosphäre (s. pp 7 und 9, Kapitel 1)
kann auch die Venus-Atmosphäre in mehrere
Schichten unterteilt werden. Die Troposphäre
beginnt auf der Oberfläche des Planeten und
erstreckt sich je nach Definition wischen 65 km und
100 km Höhe. In der Nahe der Oberfläche sind die
Winde schwach, aber am oberen Ende der
Troposphäre erreichen die Temperaturen und
Drucke Werte wie auf der Erde und die Wolken
erreichen Geschwindigkeiten bis 100 m/s! Der
Druck des CO2 an der Oberfläche ist so hoch, dass
es sich nicht mehr um ein Gas sondern vielmehr
um eine superkritische Flüssigkeit handelt.
Die Troposphäre der Venus enthält 99% der Masse
der Atmosphäre; 90% der Atmosphäre befindet
sich in einer Schicht von 28 km über der
Oberfläche.
69
405
10 – 11
Die Zusammensetzung der Venus - Atmosphäre
Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffdioxid, CO2 (96.5%) und zudem
einer wesentlich geringeren Menge von Stickstoff, N2 (3.5%) (s. Figur links). Daneben gibt es eine
Reihe von Spurengasen, nämlich Schwefeldioxid (H2SO4: 150 ppm), Argon (Ar: 70 ppm), Wasser (H2O:
20 pp), Kohlenstoffmonoxid (CO: 17 ppm); Helium (He: 12 ppm), und Neon (Ne: 7 ppm) (s. Figur
rechts).
Wegen der grossen Gesamtmasse der Atmosphäre befindet sich in ihr etwa fünfmal so viel Stickstoff
wie in der Erdatmosphäre. Die Venusatmosphäre hat rund 90-mal so viel Masse wie die Lufthülle der
Erde und bewirkt am mittleren Bodenniveau einen Druck von 93 bar. Dies entspricht dem Druck in gut
910 m Meerestiefe auf der Erde. Die Dichte der Atmosphäre ist an der Oberfläche etwa 50-mal so
gross wie auf der Erde.
Die Atmosphäre der Venus ist von aussen völlig undurchsichtig. Dies liegt an einer stets geschlossenen Wolkendecke. Diese findet sich mit ihrer Unterseite in einer Höhe von etwa 50 km und ist rund
20 km dick. Ihr Hauptbestandteil besteht zu etwa 75 Massenprozent Tröpfchen aus Schwefelsäure.
Daneben gibt es auch chlor- und phosphorhaltige Aerosole.
Zusammensetzung der Venus-Atmosphäre
69
405
427
10 - 12
10.2.3 Der Planet Erde
Göttin der Erde - personifizierte Erde
in der griechischen Mythologie
69
405
428
Eigenschaften des Orbits
Die Erde - Allgemeines
Die Erde ist der dichteste, fünft-grösste
und der Sonne drittnächste Planet des
Sonnensystems. Ihr Alter ist etwa 4.6
Milliarden Jahre. Sie ist die Heimat aller
bekannten Lebewesen. Nach der vorherrschenden chemischen Beschaffenheit
der Erde wird der Begriff der erdartigen
(terrestrischen) oder auch erdähnlichen
Planeten definiert, nämlich des Merkur, der
Venus und des Mars.
•
•
•
Grosse Halbachse:
149.6 Mio. km
Numerische Exzentrizität e :
0.0167
Orbitalgeschwindigkeit:
29.78 km/s
Physikalische Eigenschaften
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Aequatordurchmesser:
12’756 km
Polarduchmesser:
12’713 km
Masse:
5.972 x 1024 kg
Mittlere Dichte:
5.515 g/cm3
Fallbeschleunigung:
9.80665 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit
11.186 km/s
Rotationsperiode
23 h 56 min 4.1 s
Neigung der Erdrotationsachse: 23.440
Geometrischer Albedo
0.367
Eigenschaften der Atmosphäre
•
•
•
•
Druck (bezogen auf Nullniveau) 1.014 bar
Temperaturminimum:
- 89 0C
Temperaturmittelwert:
15 0C
Temperaturmaximum:
58 0C
Zusammensetzung der Luft
Die Erde, aufgenommen von Apollo 17
am 7. Dezember 1972
• Stickstoff N2: 28.08%; Sauerstoff O2: 20.95%;
• Argon Ar: 0.93%; CO2: 0.038%;
• Neon Ne: 0.002%
69
429 405
10 – 13
10.2.4 Der Planet Mars
Gott des Krieges
69
405
430
Mars: Allgemeine Daten und Eigenschaften
Der Mars ist, von der Sonne aus
gesehen, der vierte Planet in
unserem Sonnensystem und der
äussere Nachbar der Erde (s. p.
408). Er zählt zu den erdähnlichen
(terrestrischen Planeten).
Eigenschaften des Orbits
•
•
•
Grosse Halbachse:
Exzentrizität:
mittlere Orbitalgeschw.
228 Mio. km
0.0935
24.13 km/s
Physikalische Eigenschaften:
•
•
•
•
mittlerer Durchmesser:
Masse:
mittlere Dichte:
Fallbeschleunigung:
6’772 km
6.419 x 1023 kg
3.933 g/cm3
3.69 m/s2
Eigenschaften der Atmosphäre:
•
•
•
•
Druck:
minimale Temperatur:
mittlere Temperatur:
maximale Temperatur:
6 x 10-3 bar
- 133 0C
- 550C
+ 27 0C
Gase der Atmosphäre:
Mars in natürlichen Farben; die Daten
für das Bild wurden 1999 mit dem Mars
Global Surveyer aufgenommen.
•
•
•
•
•
•
Kohlenstoffdioxid (CO2):
Stickstoff (N2):
Argon (Ar)
Sauerstoff (O2):
Kohlenstoffmonoxid (CO):
Wasser (H2O):
69
405
431
10 – 14
93.32 %
2.7 %
1.6 %
0.13 %
0.08 %
0.02 %
Vergleich: Erde – Mars
Eigenschaft
Durchmesser (km)
Masse (kg)
Atmosphären-Druck
an Oberfläche (bar)
Erde
12’742
5.972 x 1024
1.013
Mars
6’772
0.639 x 1024
0.006
Oberflächen der Süd- und Nordhalbkugel des Mars
Die rote Färbung verdankt der Planet dem Eisenoxid-Staub,
der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat.
Die beiden Hemisphären des Mars sind stark verschieden:
•
•
Die Südhalbkugel stellt ein riesiges Hochland dar, das
durchschnittlich 2 – 3 km über dem globalen Nullniveau
steht und ausgedehnte Schildvulkane aufweist. Die vielen
Einschlagkrater belegen sein hohes Alter von ca. 4 Milliarden Jahren.
Dem steht die Nordhalbkugel mit der Tiefebene gegenüber.
Diese liegt 3 – 5 km unter dem Nullniveau und hat ihre ursprüngliche Struktur durch noch ungeklärte geologische
Prozesse verloren (ev. durch eine Kollision?)
69
405
432
Temperatur und Druck der Atmosphäre in Abhängigkeit der Höhe
Die Atmosphäre des Mars besteht – wie jene
der Venus – hauptsächlich aus CO2 (pp 426,
427, 434).
Die Mars-Atmosphäre ist sehr dünn, etwa 100
mal weniger dicht als jene der Erde. Man
beobachtet keine Wolken aus Wasserdampf
sondern nur wenige aus Wasser-Eis.
Wolken, welche in ca. 50 km Höhe beobachtet
werden, bestehen hauptsächlich aus CO2- Eisund Staub.
Sowohl die Temperatur als auch der Druck an
der Mars-Oberfläche sind tief. An der unmittelbaren Oberfläche ist die Temperatur ca.
250 K (– 23 0C) und in Höhen zwischen ca. 80
und 120 km beträgt sie ca. 123 K (- 150 0C).
T(h)
Temperatur und Druck der Mars-Atmosphäre
in Abhängigkeit der Höhe. Die Einheit für den
Druck ist in atm.
Der atmosphärische Druck auf der Oberfläche
des Mars ist im Schnitt nur 6.36 hPa = 6.36
mbar. Im Vergleich zu durchschnittlich 1013
hPa = 1.013 bar = 1 atm sind dies nur 0.63%
des mittleren Druckes auf Meereshöhe und
entspricht dem Luftdruck der Erdatmosphäre
in 35 km Höhe. Die Atmosphäre des Mars
wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom
Sonnenwind abgetragen und in den Weltraum
mitgerissen.
69
405
433
10 – 15
Chemische Zusammensetzung der Mars-Atmosphäre
Chemische Zusammensetzung der Mars-Atmosphäre
69
405
434
10 – 16
10.2.5 Der Planet Jupiter
König der Götter, Herrscher über den Olymp
69
405
435
Jupiter: Allgemeine Daten und Eigenschaften
Eigenschaften des Orbits
Jupiter ist mit einem Aequatordurchmesser von
rund 143’000 km der grösste Planet des
Sonnensystems. Er ist mit einer durchschnittlichen Entfernung von 778 Millionen km
von der Sonne aus gesehen der fünfte Planet.
Aufgrund seiner chemischen Zusammensetzung
zählt er zu den Gasplaneten («Gasriesen») und
hat keine sichtbare feste Oberfläche.
•
•
•
•
Grosse Halbachse
Exzentrizität:
mittlere Orbitalgeschw.
Orbital-Periode
778.5 Mio km
0.0484
13.07 km/s
11.86 Jahre
Physikalische Eigenschaften
•
•
•
•
Die Gasriesen werden nach ihm auch als jupiterähnliche (jovianische = Jupiterähnliche) Planeten bezeichnet, die im Sonnensystem die Gruppe
der vier äusseren Planeten bilden.
Aequatordurchmesser:
Poldurchmesser:
Masse:
Mittlere Dichte:
142’984 km
133’708 km
1.899 x 1027 kg
1.326 g/cm3
Hauptbestandteile:
(Substanzen der oberen Schichten)
Erde
•
•
•
•
Wasserstoff:
Helium:
Methan (CH4):
Ammomiak (NH3)
•
•
•
•
Fallbeschleunigung:
Rotationsperiode:
Albedo:
Temperatur:
89.8 %
10.2 %
0.3 %
0.026 %
Weitere Eigenschaften:
Jupiter
24.79 m/s2
9 h 55 Min 30 s
0.52
105 K (- 108 0C)
Ringe des Jupiters:
Vergleich von Jupiter mit der Erde
69
405
436
10 – 17
s. Ref. R.10.1.5.1
Die Atmosphäre des Jupiters - 1
Der Jupiter hat die grösste planetarische Atmosphäre im Sonnensystem; ihre
Höhe ist ca. 5’000 km. Da der Jupiter keine feste Oberfläche besitzt, wird die Basis
der Atmosphäre an jenem Punkt festgelegt, wo der Atmosphärendruck 10 bar
beträgt, also das zehnfache des Atmosphärendrucks an der Erdoberfläche.
dunkle
Streifen
helle
Sreifen
Grosser Roter
Fleck
Schatten des
Mondes Europa
Ein zusammengesetztes Bild des Jupiters
mit Hilfe der Raumsonde Cassini
Der dunkle Punkt links ist der Schatten des Mondes Europa. Der Grosse Rote
Fleck etwas unten rechts ist ein permanent andauernder Sturm. Jupiter besitzt
riesige Wolkenstrukturen, die in breiten hellen und dunklen Bänder parallel zum
Aequator verlaufen. Die hellen Regionen sind Gebiete, in denen Gas aus dem
Inneren des Planeten aufsteigt; die dunklen Streifen markieren absinkende
Materie.
69
405
437
Die Atmosphäre des Jupiters - 2
50
Stratosphäre
0.01
0
Dunst-Schicht
0.1
Troposphäre
NH3 - Eis
1
- 50
Wolken
(NH3)SH - Eis
2
H2O - Eis
- 100
10
Gasförmiges H2,
He, NH3, H2O
- 150
0
100
200
300
400
Temperatur (K)
Chemische Zusammensetzung des Jupiters
69
405
438
10 – 18
Die Schichten der JupiterAtmosphäre
500
Druck (bar)
Die Atmosphäre von Jupiter besteht aus 89.8%
molekularem Wasserstoff (H2) und aus 10.2%
Helium (He). Daneben existieren noch einige
andere Verbindungen: Kristallite (crystals) und
Wolken (clouds) aus Ammoniak (NH3), Tröpfchen
(droplets), Kristallite und Wolken aus Wasser
(H2O), sowie Kristallite und Wolken aus
Ammonium Hydrosulfid (NH4SH) (s. Figur rechts).
100
Höhe (km)
Die Atmosphäre von Jupiter ist so dicht und kalt,
dass sie nicht gasförmig sondern flüssig ist. Im
Bereich, in welchem wir atmosphärisches Verhalten beobachten, ist der Druck 5 bis 10 mal
grösser als der Druck der Atmosphäre an der
Erdoberfläche (1 bar).
10.2.6 Der Planet Saturn
Einer der Titanen - Gott des Ackerbaus
69
405
439
Der Planet Saturn - Allgemeines
Der Saturn ist der sechste Planet des Sonnensystems (s. p. 412) und mit einem Aequatordurchmesser von 120’500 km (9.5-facher Erddurchmesser) nach Jupiter zugleich der zweitgrösste.
Mit 95 Erdmassen hat er jedoch nur 30% der
Masse des Jupiters.
Die untersuchten oberen Schichten bestehen zu
etwa 96% aus Wasserstoff. Von allen Planeten
des Sonnensystems besitzt er die kleinste mittlere Dichte von etwa 0.69 g/cm3.
Von den anderen Planeten hebt sich der Saturn
durch seine ausgeprägten Ringe ab, die zu
grossen Teilen aus Wassereis und Gesteinsbrocken bestehen.
Eigenschaften des Orbit
•
•
•
Grosse Halbachse:
Exzentrizirät:
Mittlere Orbitalgeschw.
•
•
•
•
Aequatordurchnesser:
Poldurchmesser:
Masse:
mittlere Dichte:
1’433.5 Mio. km
0.05648
9.69 km/s
Physikalische Eigenschaften
120’536 km
108’728 km
5.685 x 1026 kg
0.687 g/cm3
Hauptbestandteile
(Stoffanteil der oberen Schichten)
•
•
•
•
Wasserstoff (H2):
Helium (He):
Methan (CH4):
Ammoniak (NH3):
96.30 %
3.25 %
0.45 %
0.026 %
Weitere Eigenschaften
•
•
•
•
•
Farbverstärktes Bild des Saturn
Fallbeschleunigung:
10.44 m/s2
Neigung der Rotationsachse: 26.730
Rotationsperiode:
10 h 47 min
Geometrischer Albedo:
0.47
Oberflächen- Temperatur:
- 139 0C
69
405
440
10 – 19
Aufbau und chemischen Zusammensetzung des Saturns
Aufbau:
Der Saturn ist ein Gasplanet mit einem
felsigen Kern aus Silikaten, gefolgt von
einer flüssigen metallischen Wasserstoffschicht und einer anschliessenden Schicht
aus molekularem Wasserstoff.
Die «Atmosphäre» hat eine Schichtstruktur
aus Schichten von Wasserstoff, Helium,
Methan (CH4) und Ammoniak (NH3).
Der Aufbau des Saturns im Inneren
Chemische Zusammensetzung:
Nach der gegenwärtigen Kenntnis besteht
der Saturn im Wesentlichen aus einer einzigen grossen «Atmosphäre». Diese hat
folgende Zusammensetzung:
Chemische Zusammensetzung des Saturn
(Elementary Composition of Saturn)
Die Atmosphäre von Saturn
69
405
441
•
•
•
•
•
•
Wasserstoff (H2):
96.3 %
Helium (He):
3.25 %
Methan (CH4):
0.45 %
Ammoniak (NH3):
0.0125 %
Wasserstoff - Deuterid (HD)
0.011 %
Ethan (C2H6):
0.0007 %
Die Atmosphäre von Saturn ist ähnlich
zusammengesetzt wie jene von Jupiter (s. p.
438) nur ist seine durchschnittliche atmosphärische Temperatur wegen des grösseren
Abstandes von der Sonne etwas tiefer und
seine totale Dicke (~ 200 km) ist grösser als
jene von Jupiter (~ 80 km).
Die Troposphäre enthält drei verschiedene
Wolkenschichten, welche durch 3 Paare von
horizontalen und vertikalen gestrichelten
Linien angegeben sind: Die mittleren h(T)Werte sind: bei ca. (-270 km; 260 K (-130C)) existiert Wasser-Eis (H2O), bei ca. (-190 atm; 210 K
(-63 0C)) findet man Ammoniumhydrosulfid-Eis
(NH3)SH, und bei ca. (-115 atm, 150 K (-123 0C))
ist Ammonium-Eis, (NH3) vorhanden
h(T)
Über den Wolken liegt eine Dunstschicht
(Haze). Darüber folgt die Sratosphäre.
Vertikale Struktur der Saturn – Oberfläche.
Die blaue Kurve h(T) stellt die Höhe h
als Funktion der Temperatur T dar.
69
405
442
10 – 20
Die Wolkenstruktur von Saturn
Saturn : Südpolsturm und hexagonaler Jet-Stream am Nordpol
Die Raumsonde Cassini hat auf dem Saturn etwas entdeckt, was
man bisher auf keinem anderen Planeten gesehen hat: einen
Hurrikan-ähnlichen Sturm am Südpol des Ringplaneten mit einem
deutlich ausgeprägten Auge, das von sich auftürmenden Wolken
umgeben ist.. Das Sturmsystem hat einen Durchmesser von 8’000
km, also von zwei Dritteln des Erd-Durchmessers.
Saturn’s Südpolsturm
Der Sturm dreht sich im Uhrzeigersinn mit 550 km pro Stunde um
den Südpol des Saturns. Cassini entdeckte auch den Schatten von
aufgetürmten Wolken, die das Auge des Sturms umrunden.
Im Gegensatz zu den sich bewegenden Hurrikans der Erde, die
über den Ozeanen entstehen, bewegt sich der entdeckte
Wirbelsturm nicht vom Saturnpol weg.
Die Nordpolregion des Saturn zeigt einen der seltsamsten
Phänomenen, die man bisher beim Ringplaneten entdeckt hat –
ein stabiles hexagonales Wolkenmuster.
Wie dieses Muster genau entsteht ist noch unklar. Aber kürzlich
durchgeführte Experimente im Labor könnten helfen, dieses
Rätsel zu lösen.
Entdeckt wurde das Sechseck am Saturn Nordpol schon von
Voyager und die Raumsonde Cassini hat es dann 2006 bestätigt:
Dort dreht sich tatsächlich ein Hexagon mit einer Seitenlänge
von 13’800 km alle 10 h 40 Sekunden im Kreis.
Wissenschafter von der Universität Oxford haben im Labor Experimente durchgeführt, mit welchen sie die Erscheinung simuSaturn’s sechseckiger Jet-Stream, lieren konnten (s. Ref. R.10.1.6.5).
69
«the Hexagon» am Nordpol
443405
Die Ringe des Saturn
Die Ringe des Saturn bilden zusammen ein Ringsystem, das den Planeten Saturn umgibt. Sie
sind das auffälligste Merkmal des Planeten und bereits durch ein Fernrohr mit 40-facher Vergrösserung zu erkennen. Die Ringe bestehen im Wesentlichen aus Wasser-Eis, aber auch aus
Gesteinsbrocken, die den Saturn umkreisen. Die Partikelgrösse variiert zwischen der von Staubkörnern und mehreren Metern. Das Ringsystem hat viele grössere und kleinere Lücken und ist
bei einem maximalen Durchmesser von fast einer Million Kilometern in weiten Bereichen nur
wenige 100 Meter dick (laut NASA zwischen etwa 200 und 3’000 Metern), und damit relativ
betrachtet, extrem dünn.
Heute ist bekannt, dass es mehr als
100’000 einzelne Ringe mit unterschiedlicher Zusammensetzung und
Farbtönen gibt, welche durch scharf
umrissene Lücken voneinander abgegrenzt sind. Der innerste beginnt
bereits etwa 7’000 km über der Oberfläche des Saturns mit dem Radius von
ca. 60’000 km und hat einen Durchmesser von ca. 134’000 km; der
äusserste Ring liegt ca. 420’000 km
über der Oberfläche und hat einen
Durchmesser von 960’000 km.
Die vielen Ringe des Saturns
(Farbverstärkte Aufnahme von NASA)
69
405
444
10 – 21
Betreffend des Mechanismus der Entstehung der Ringe besteht immer noch
kein
Konsens.
Einige
Merkmale
sprechen für einen relativ neuzeitlichen
Ursprung; andererseits lassen theoretische Modelle vermuten, dass
die
Ringe schon früh nach der Entstehung
des Sonnensystems entstanden sind.
10.2.7 Der Planet Uranus
Urgott des Himmels - Vater des Kronos
gezeugt mit seiner Mutter Gaia,
der Urmutter
69
445
405
Der Planet Uranus – Allgemeines
Der Uranus ist von der Sonne aus mit einer durchschnittlichen Sonnentfernung von 2.9 Milliarden
km der 7. Planet im Sonnensystem. Er wurde 1781
von Wilhelm Herschel entdeckt.
Der Durchmesser dieses Gasplaneten ist mit über
51’000 km etwa vier mal so gross wie der Durchmesser der Erde (s. Bild unten) und das Volumen
ist etwa 65-mal so gross wie das der Erde.
Physikalisch ist Uranus mit dem Neptun vergleichbar und nimmt mit ihm mit rund 14 Erdmassen in
der Massenfolge im Sonnensystem unter den Planeten den 4. Platz ein. Hinsichtlich dem Durchmesser liegt er knapp vor Neptun auf Rang drei –
nach Jupiter und Saturn. Aufgrund von Eisvorkommen im Inneren werden Uranus und Neptun
auch Eisriesen genannt.
Eigenschaften des Orbits
•
•
•
Grosse Halbachse:
2’872.4 Mio. km
Exzentrizität:
0.0472
Mittlere Orbitalgeschw.
6.81 km/s
Physikalische Eigenschaften
•
•
•
•
Aequatordurchmesser: 51’118 km
Poldurchmesser:
49’946 km
Masse:
8.683 x 1025 kg
Mittlere Dichte:
1.27 g/cm3
Hauptbestandteile
•
•
•
Wasserstoff:
Helium:
Methan (CH4):
82.5 %
15.2 %
2.3 %
Weitere Eigenschaften
•
•
•
•
•
Uranus – Vergleich mit Erde
69
405
446
10 - 22
Fallbeschleunigung:
8.86 m/s2
Neigung der Rotationsachse:
97.770 (!)
Rotationsperiode:
17 h 14 min 24 s
Geometrischer Albedo:
0.51
Oberflächentemperatur
bei 1 bar:
- 197 0C
Aufbau und chemische Zusammensetzung
Aufbau
Im «Standard Modell» der Uranus-Struktur wird
zwischen drei Schichten unterschieden: 1) Ein
felsiger Kern (Silikate/Eisen-Nickel) im Zentrum,
2) ein Eis-förmiger Mantel in der Mitte, 3) Eine
äussere gasförmiger Hülle aus Wasserstoff und
Helium.
• Kern: relativ klein mit 0.55 Erdmassen und
einem Radius von weniger als 20% UranusRadius. Dichte ca. 9 g/cm3 und einem Druck
von ca. 8 Mio. bar oder 800 GPa) und einer
Temperatur von ca. 5’000 K.
• Mantel: Bulk-Masse mit ca. 13.4 Erdmassen
• Innere und äussere Atmosphäre
Aufbau des Uranus im Inneren
Chemische Zusammensetzung
Nach der gegenwärtigen Kenntnis besteht
der Uranus im Wesentlichen aus einer einzigen grossen «Atmosphäre». Diese hat
folgende Zusammensetzung:
•
•
•
•
Chemische Zusammensetzung des Uranus
Wasserstoff (H2):
Helium He):
Methan (CH4):
Wasserstoff-Deuterium (HD):
82.5 %
15.2 %
2.3 %
0.00148 %
69
405
447
Rotationsachse und Umlaufbahn – extreme Jahreszeiten
Mit Ausnahme des Uranus stehen die Rotationsachsen der Planeten nahezu senkrecht zu ihren
Umlaufebenen um die Sonne (s. Tabelle, p. 413). Das ist nicht der Fall beim Planeten Uranus,
bei dem die Rotationsachse R sehr schief, sogar leicht überkippt liegt (s. untenstehende Figur
und Anhang 10-A-2-5): Die Rotationsachse bildet hier einen Winkel von ca. 980 mit der
Vertikalen V zur Ebene seiner Umlaufbahn. Sie bildet also mit der Bahnebene (durch schräg
gestrichelte blaue Linien markiert) eine Winkel von 80. Uranus «rollt» deshalb sozusagen um die
Sonne.
In der Lage A des Uranus liegt der grösste Teil der Südhalbkugel S im Sonnenlicht, während die
Nordhalbkugel N im Schatten ist. In der Lage C dagegen, ist es gerade umgekehrt: der grösste
Teil der Südhalbkugel liegt im Schatten, während die Nordhalbkugel von der Sonne bestrahlt
wird. Die Umlaufsdauer von A  B  C  D  A beträgt 84 Erd-Jahre und die Rotationsperiode
um die Achse N – S wurde von der Raumsonde Voyager 2 bestimmt: sie beträgt 17.2 Stunden.
In den Zwischenpositionen B und D liegen relativ «normale» Tag- und Nacht Verhältnisse mit
einer Tag–Nacht–Tag Zeit von 17.2 Stunden vor.
V
980
B
N
80
S
N
S
N
Sonne
C
S
R
A
N
S
D
Zur Umlaufbahn, Richtung der Rotationsachse und Tag – Nachtzeiten des Planeten Uranus.
[Die Umlaufbahn ist mit der kleinen Exzentrizität von e = 0.0472 nahezu ein Kreis. Die obige
langgezogene Ellipse entsteht durch eine Drehung dieses Kreises um die Achse A-C in eine
nahezu zur Zeichenebene senkrechte Lage].
69
405
448
10 – 23
Der Planet Uranus – Atmosphäre - 1
Im Strukturmodell wird Uranus als flüssiger Planet mit einer gasförmigen oberen
Schicht oder Atmosphäre betrachtet, die nicht klar nach unten begrenzt ist. Da sich
der Druck mit zunehmender Tiefe über den kritischen Punkt erhöht, geht die
Gashülle ohne Phasenübergang vom gasförmigen in den flüssigen Zustand über.
Als Oberfläche wird derjenige Bereich definiert, bei dem der Druck 1 bar beträgt.
Das Sonnenlicht wird von den oberen Wolkenschichten teilweise reflektiert. Diese
Wolkenschichten befinden sich unter einer Schicht aus Methangas (CH4). Wenn
das Licht diese CH4-Schicht durchquert, wird der rötliche Teil des Lichtes durch
das CH4–Gas stark absorbiert, während der blaue Anteil gestreut und reflektiert
wird. Dadurch erscheint Uranus in blaugrüner Farbe.
Uranus in natürlichen Farben;
Aufnahme durch Voyager 2, 1986
449
Uranus mit südlichem dichten hellen Wolkenband
69
Courtesy
of NASA / ESA / M. Showalter (SET)
405
Der Planet Uranus – Atmosphäre - 2
Die Atmosphäre des Uranus kann in drei Schichten unterteilt werden. Die Troposphäre befindet
sich in Höhen zwischen – 300 und 50 km und Drücken von 100 bis 0.1 bar (der Nullpunkt der
Höhenskala, d.h. die «Oberfläche», wird beim Druck 1 bar festgelegt). Die Stratosphäre befindet
sich in Höhen zwischen 50 und 4’000 km und die Drücke betragen 0.1 bis 10-10 bar. Die
Thermosphäre / Korona erstreckt sich von 4’000 km bis zu 50’000 km über der Oberfläche.
Die Troposphäre
Die Troposphäre ist der unterste und dichteste Teil der Atmosphäre. Mit steigender Höhe fällt
ihre Temperatur ab. Am untersten Teil der Troposphäre, das etwa 300 km unter dem Ein-barNiveau liegt, beträgt die Temperatur etwa 320 K (ca. 470C). Bis zum oberen Bereich der
Troposphäre in 50 km Höhe fällt die Temperatur auf etwa 53 K (- 2200C). Die Troposphäre enthält
fast die ganze Masse der Atmosphäre und ist auch für den Grossteil der planetarischen Wärmestrahlung (Strahlung im fernen Infrarot) verantwortlich.
Die Wolken bestehen anscheinend aus Partikeln gefrorenen Methans (CH4), das als heisses Gas
aus tiefen Lagen aufgestiegen und in den äusseren Schichten kondensiert ist. Es wird vermutet,
dass Wasser die unteren Wolken bildet, während die oberen Wolken eher aus Methan bestehen.
Die Windgeschwindigkeiten betragen bis zu 200 m/s, beziehungsweise rund 700 km/h (!). Die
Temperatur beträgt bei 1 bar etwa 76 K (- 197 0C), bei 0.1 bar 53 K (- 220 0C).
Die Stratosphäre
In der Stratosphäre, der mittleren Schicht der Uranatmosphäre, erhöht sich im Allgemeinen die
Temperatur mit zunehmender Höhe. An der oberen Grenze bei 50 km (bei der Tropopause) sind
es noch 53 K, während die Temperatur in 4’000 km Höhe (an der Grenze zur Thermosphäre)
schon 800 bis 850 K (527 – 577 0C) beträgt. Ursache für die Erhitzung der Stratosphäre ist die
Absorption von solarer UV- und IR-Strahlung durch Methan und andere Kohlenwasserstoffe, die
sich in diesem Teil der Atmosphäre als Ergebnis der Methanphotolyse bilden. Der
Wärmetransport von der heissen Thermosphäre könnte ebenfalls dazu beitragen.
69
405
450
10 – 24
Der Planet Uranus – Atmosphäre – 3 und Ringsysteme
Thermosphäre und Korona
Ringe und Monde des Uranus
Die äusserste Schicht der Uranus-Atmosphäre
ist die Thermosphäre und Korona. Sie weist
eine einheitliche Temperatur von 800 bis 850
K (527 – 577 0C) auf. Dies ist viel höher als die
420 K (1570C) in der Thermosphäre des
Saturn. Die Wärmequellen hierfür sind nicht
bekannt. Weder solares ultraviolettes Licht
noch Polarlichtaktivitäten können genug Licht
zur Verfügung stellen. Verringerte Wärmeabstrahlung aufgrund des Mangels an Kohlenwasserstoffen in der oberen Stratosphäre
könnte zur Aufrechterhaltung der hohen Temperaturen beitragen. Zusätzlich zu molekularem Wasserstoff enthalten Thermosphäre und
Korona einen grossen Anteil an freien
Wasserstoffatomen. Deren geringe molekulare
Masse könnte zusammen mit den hohen
Temperaturen erklären, warum sich die
Korona so weit (bis zu 50’000 km oder zwei
Uranradien vom Planeten weg) ausdehnt.
Uranus ist wie alle Gasplaneten im Sonnensystem von einer Menge sehr kleiner Körper
und Teilchen umgeben, die den Planeten in
Richtung seiner Rotation umrunden und mit
ihren verschiedenen dicht belegten Umlaufbahnen ein System konzentrischer Ringe bilden.
Diese befinden sich zumeist in der Aequatorebene des Planeten.
Diese erweiterte Korona ist ein einzigartiges
Merkmal von Uranus. Die Korona bremst die
kleinen Partikel ab, die Uranus umkreisen. Als
Folge dessen sind die Ringe des Uranus sehr
staubarm.
69 Die Ringe und inneren Monde von Uranus
451405
10 – 25
10.2.8 Der Planet Neptun
Gott der fliessenden Gewässer
und Meere
69
405
452
Der Planet Neptun – Allgemeines
Neptun ist von der Sonne gezählt mit einer Entfernung von durchschnittlich 4.5 Milliarden km der
achte und äusserste Planet im Sonnensystem,
Mit einem Durchmesser von fast 50’000 km, knapp
dem vierfachen Durchmesser der Erde, und dem
57.74-fachen Erdvolumen ist er nach Uranus der
viertgrösste Planet des Sonnensystems.
Zusammen mit Uranus bildet Neptun die Untergruppe
der «Eisriesen». Neptun dominiert durch seine
Grösse die Aussenzone des Planetensystems. Von
Neptun sind derzeit 14 Monde bekannt, Der mit
Abstand grösste unter ihnen ist Triton mit 27’000 km
Durchmesser.
Eigenschaften des Orbits
•
•
•
•
Grosse Halbachse:
4’495 Mio. km
Exzentrizität:
0.0113
Siderische Umlaufzeit: 164.79 Jahre
Mittlere Orbitalgeschw.
5.43 km/s
•
•
•
•
Aequatirdurchmesser:
49’528 km
Poldurchmesser:
48’682 km
Masse:
1.0243 x 1026 kg
Mittlere Dichte:
1.638 g/cm3
Physikalische Eigenschaften
Hauptbestandteile
•
•
•
•
•
•
Wasserstoff (H2):
80.0%
Helium (He):
19.0%
Methan (CH4):
1.5%
Wasserstoff-Deuteride (HD): ~ 0.019%
Ethan (C2H6):
~ 0.00015%
Verschiedene Eise (NH3, H2O, CH4, …)
•
•
•
•
•
Fallgeschwindigkeit:
11.15 m/s2
Neigung der Rotationsachse 28.32o
Rotationsperiode:
15 h 57 min 59 s
Geometrischer Albedo:
0.41
Temperatur:
- 201 0C
Weitere Eigenschaften
Neptun – Vergleich mit Erde
69
405
453
10 – 26
Aufbau und chemische Zusammensetzung
a) Aufbau
Wie in der Struktur von Uranus wird zwischen drei
Schichten unterschieden: 1) ein felsiger Kern von
etwa 1 bis 1.5 Erdmassen aus Gestein im Zentrum, 2)
ein Mantel von 10 bis 15 Erdmassen aus einer Mischung von Fels, Wasser, Ammoniak und Methan, und 3)
einer oberen Schicht) von ca. 1 bis 2 Erdmassen aus
H2O, He und CH4.
•
•
•
•
Aufbau des Neptuns im Inneren
Kern: Der Druck ist einige Mio. bar, etwa doppelt
so gross wie jener im Zentrum der Erde;
Die Temperatur im Zentrum ist bis 7’000 0C.
Mantel: Flüssigkeit mit hoher elektr. Leitfähigkeit
Innere und äussere gasförmige Atmosphäre
b) Chemische Zusammensetzung
Abgesehen vom Kern besteht der Neptun im Wesentlichen aus einer einzigen grossen «Atmosphäre».
Diese hat folgende Zusammensetzung:
• Wasserstoff (H2):
80.0 %
• Helium (He):
19.0 %
• Methan (CH4):
1.5 %
• Wasserstoff-Deuterium (HD):
0.0142 %
• Benzol (C6H6):
0.00015 %
[Die Temperatur bei 1 bar ist ca 72 K (ca. – 200 0C)
und bei 0.1 bar 55 K (ca. - 218 0C].
Chemische Zusammensetzung des Neptuns
69
405
454
Der Planet Neptun – Atmosphäre - 1
Wie die Atmosphäre von Uranus kann die
Atmosphäre von Neptun in drei Schichten unterteilt werden:
Unmittelbar über der Oberfläche liegt die Troposphäre, in welcher mit zunehmender Höhe die Temperatur abnimmt.
In der nächsten Schicht, der Stratosphäre, nimmt
die Temperatur mit steigender Höhe zu. Dies wird
mit der Bewegung im Kern des Planeten in
Verbindung gebracht. Die innere hohe Temperatur
des Planeten erwärmt den Planeten mehr als die
schwache Sonnenstrahlung der weit entfernten
Sonne.
Die nächste Schicht ist die Thermosphäre (in der
Figur nicht mehr dargestellt), in welcher der
Atmosphärendruck stark abnimmt.
Die äusserste Schicht ist die Exosphäre.
Die minimale Temperatur liegt bei ca. – 225 0C
(ca. 48 K).
Temperatur T in Abhängigkeit der Höhe h.
T(h) sind für Jupiter, Saturn, Uranus und
Neptun dargestellt. Man betrachte insbesondere T(h) von Neptun.
Im Vergleich zu Uranus mit einer Rotationsachse
von 980 (s. p. 448) hat Neptun ein normales
Rotationsverhalten, da seine Rotationsachse nur
28.730 beträgt (s. p. 453).
69
405
455
10 - 27
Der Planet Neptun – Atmosphäre - 2
Die Atmosphäre von Neptun ist ähnlich wie jene der anderen Gasplaneten des Sonnensystems: Sie
besteht hauptsächlich aus Wasserstoff (H2) und Helium (He); zusätzlich beobachtet man aber noch
Spuren von Methan (CH4), Wasser (H2O) und Ammoniak (NH3). Aber im Gegensatz zu den anderen
Planeten des Sonnensystems besitzt die Neptun - Atmosphäre einen grösseren Anteil von Eis:
Methan- Eis, Wasser-Eis, Ammoniak-Eis und andere Eise.
Die obersten Wolkenschichten erscheinen dort, wo der Druck genügend klein ist, dass Methan
auskondensieren kann. Astronomen haben diese hoch gelegenen Wolken fotografiert; diese bilden
Schatten auf den darunterliegenden Wolken (s. Bild links).
In den höchsten Höhen, in welchen die Atmosphäre des Neptuns in den Raum übergeht, besteht sie
aus ca. 80% Wasserstoff und 19% Helium. Wie schon erwähnt, enthält die Atmosphäre auch noch
Spuren von Methan. Das Licht, das wir von Neptun beobachten ist das von der Sonne reflektierte
Licht. Vom gesamtem Spektrum des Sonnenlichtes absorbiert der Spurenanteil von Methan das
rote Licht des Spektrums (s. Falschfarbenaufnahme des roten Saumes im Bild rechts), während das
blaue Licht zurückgestreut und reflektiert wird .
Kontrast-verstärktes Farbbild von Neptun
von 14.8 Mio. km (NASA)
69
405
456
10 – 28
Dunst und Lichtabsorption durch Methan
(roter Saum) in der Neptunatmosphäre.
(Falschfarbenaufnahme – NASA)
10.3
Exoplaneten:
Historisches – Beobachtungsmethoden
und Beispiele
69
405
457
10.3.1 Beobachtung von Sternen
und Suche von Exoplaneten
69
405
458
10 – 29
L‘Univère populaire
L’ Univère populaire : Camille Flammarion , Holzschnitt , Paris 1888 (*)
(*) Eine Montage von C. Flammarion für sein Werk
“ L’ Astronomie populaire “ , erschienen 1880 .
459
jGiordano Bruno / Supernova von 1572
Giordano Bruno (1548 – 1600) prägte den Satz:
«Es gibt unzählige Sterne und unzählige Erden, die alle auf dieselbe Weise um ihre Sonnen rotieren wie die sieben Planeten
unseres Systems […]. Die unzähligen Welten im Universum sind
nicht schlechter und nicht weniger bewohnt als unsere Erde»
Giordano Bruno wurde von der Inquisition zum Tode verurteilt.
Auf dieses Urteil reagierte Bruno mit dem berühmt gewordenen
Satz: «Mit grösserer Furcht verkündet Ihr vielleicht das Urteil gegen
mich, als ich es entgegennehme». Am 17. Februar wurde er auf der
Campo di Fiori in Rom auf dem Scheiterhaufen verbrannt.
Supernova (SN) – Überrest der Sternexplosion von 1572
Anfangs November 1572 wurde im Sternbild der Cassiopeia
unserer Milchstrassen-Galaxie das helle Aufleuchten eines Sterns
beobachtet; der prominenteste Beobachter war der Astronom
Tyche Brahe. Dieses helle Aufleuchten entsteht durch eine riesige
Explosion am Ende der Lebensdauer eines Sterns. Die Leuchtkraft
des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu; er wird
für kurze Zeit so hell wie eine grosse Galaxie.
Das nebenstehende Bild zeigt den Supernova-Überrest der SN1572 wie er mit Hilfe seiner Röntgenemission mit dem Chandra Xray Observatory -Satellit beobachtet wurde.
Mit dieser Beobachtung war gezeigt, dass auch die Fixsterne nicht
unveränderlich sind, also eine endliche Lebemsdauer besitzen.
69
405
460
10 – 30
Astronomie im 17. und 18. Jahrhundert
Die Erfindung des Teleskops (1608): Die Astronomie wurde wohl durch keine Erfindung wie durch
jene des Teleskops revolutioniert. Im Jahre 1608 baute der Holländer Hans Lippenhey (1560 – 1619)
das erste Fernrohr, das eine drei- bis vierfache Vergrösserung erlaubte.
Galileo Galilei (1564 - 1648): Im Jahre 1609 richtete Galilei ein verbessertes Teleskop mit einer
neunfachen, später mit einer 30 fachen Vergrösserung gegen den Himmel. Dabei entdeckte er, dass
die Milchstrasse eine riesige Ansammlung von Sternen war. Von der Inquisition wurde er zu
lebenslänglichem Hausarrest verurteilt. Galileo erkannte, dass die Erde nicht der Mittelpunkt des
Universums war, sondern um die Sonne kreist. Von ihm stammt der Satz über die Erde: «Und sie
bewegt sich doch!».
Johannes Kepler (1571 – 1630): Durch sorgfältige Beobachtungen und Schlussfolgerungen stellte
Kepler die drei berühmten Keplerschen Gesetze der Planetenmechanik auf (s. Anhang 10-A-1-2). 1618
veröffentlichte er seine «Harmonice mundi» welche das dritte Keplersche Gesetz enthält. Dieses
Gesetz spielt in Verbindung mit der Newtonschen Gravitationskonstante auch heute noch bei der
Bestimmung der Parameter eines Exoplaneten eine fundamentale Rolle.
Isaac Newton (1643 – 1727): Er war zweifellos einer der grössten Wissenschaftler aller Zeiten. Seine
«Principia», in welcher er die drei Newtonschen Gesetze aufstellt, enthält unter anderem auch die
von ihm benannte Gravitationskonstante, mit deren Hilfe man die Schwerkraft oder auch die
Umlaufperiode eines Planeten berechnen kann.
Christian Huygens (1629 – 1695): Er beschäftigte sich mit dem Leben auf anderen Planeten und vertrat die Auffassung, dass die Grundvoraussetzung für Leben das Vorhandensein von flüssigem
Wasser auf der Oberfläche war.
Ausserdem postulierte er, dass auch Ausserirdische eine
menschenähnliche Gestalt haben. Seine interessanteste Theorie ist aber, dass sich das Leben einem
Planeten anpassen muss.
Friedrich Wilhelm Herschel (1738 – 1822) baute verschiedene Teleskope mit Durchmessern bis zu 122
cm. Mit diesen Teleskopen entdeckte er den Planeten Uranus, einige Monde und Nebel und erstellte
69
405
eine Milchstrassenstatistik.
461
Bedeutung der Parallaxe in der Astronomie
Parallaxe
Eine bedeutende Entdeckung machte der
Mathematiker und Astronom Friedrich
Wilhelm Bessel (1784–1846). Er entdeckte die Parallaxe, jene scheinbare
Winkelverschiebung von nahen Sternen
aufgrund der Bewegung der Erde um die
Sonne. Die Parallaxe p ist für die
Astronomie von zentraler Bedeutung,
weil man aus ihr mit grosser Genauigkeit
die Entfernung eines Sternes von der
Erde ableiten kann.
D
A
Sei R = AE = Astronomische Einheit
(Abstand Erde – Sonne) (AE = 149.6 Mio.
km), D = Abstand Sonne – Stern, und p
der Parallaxenwinkel; dann gilt:
D = R / tg(p) oder A = R / sin(p).
R
Parallaxe: scheinbare Winkelverschiebung
von nahen Sternen
Beispiel: Für den Stern Alpha Centauri C
(D ≈ 4.243 Lj = 40.14*1012 km) erhält man:
tg(p) = R/D ≈ 3.726 * 10-6
 p ≈ 2.135 * 10-4 Grad
= 0.768 Bogensekunden = 0.768 "
[1 Grad = 3’600 "]
69
405
462
10 – 31
Entdeckung von Exoplaneten mit Hilfe des Doppler-Effekts
Christian Doppler (1803 – 1853) berechnete die Veränderung der Frequenz von Wellen, abhängig davon,
ob sich die Quelle und Beobachter aufeinander zu- oder voneinander wegbewegen: Das Licht ist zum
rötlichen Ende des Spektrums hin verschoben, wenn sich das Objekt (hier ein Stern) von uns
wegbewegt, und zum blauen Ende, wenn es sich auf uns zubewegt.
Die Doppler-Technik ist eine gute Methode zur Entdeckung von Exoplaneten. Mit Hilfe des DopplerEffekts können die Bewegungen und Eigenschaften des Sterns und des Planeten analysiert werden.
Sowohl der Stern als auch der Planet drehen sich um einen ortsfesten gemeinsamen
Massenschwerpunkt. Eine genauere Beschreibung der untenstehenden Figuren ist im Anhang 10-A-3-1
und 10-A-3-2 zu finden.
Geschwindigkeit vx (m/h)
100
Periodic variation in the
staar’s orbit speed tells
us that it has an
unseen planet
50
The velocity of
change gives
us the star’s
speed, which tells
us the planet’s
mass
0
- 50
- 100
1
2
Zeit (Tagen)
3
4
5
6
The pattern repeats every 4
days, telling us the planet’s
orbital period
b) Die periodische Doppler Variation im Spektrum des Sterns
51 Pegasi zeigt die Existenz des Planeten 51 Pegasi b mit
einer Umlaufzeit von 4.2 Tagen. Er wurde als erster Planet
ausserhalb des Sonnensystems entdeckt, der um einen
sonnenähnlichen Stern kreist. Die Balken durch die Punkte
zeigen
69 die Messungenauigkeit an.
a) Aus der Doppler-Verschiebung ist es möglich, die
kleine Bewegung eines Sterns zu beobachten, der
durch einen um ihn kreisenden Planeten erzeugt
wird. [kleiner schwarzer Punkt: Schwerpunkt von
Stern (gelb) und Planet (grün)].
405
463
Transit – Methode zur Beobachtung von Exoplaneten
Transitmethode des Planeten WASP-3b
an seinem Zentralstern WASP-3
Stern
Bei den sog. Transitmethoden sucht
man nach Planeten, die sich – von der
Erde aus gesehen – zwischenzeitlich vor
ihr Zentralgestirn schieben. Dabei
verdeckt der Planet den Stern und die
Helligkeit des Sterns fällt während
dieser Zeit ab. Dieser kleine Helligkeitsabfall lässt sich beobachten. So
verursacht ein jupitergrosser Planet, der
um einen sonnenähnlichen Stern kreist,
einen Helligkeitsabfall von ca. 1 %.
Planet
2
1
3
5
4
Brightness (millimag)
-5
0
5
10
15
1
2
4
3
5
20
- 2.0
- 1.5
- 1.0
- 0.5
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
Time (hours)
Transitdurchgang am Stern WASP-3
69
405
464
10 – 32
Doch ein Transit allein reicht nicht, um
mit Sicherheit einen Planeten zu entdecken. Schliesslich können noch andere Phänomene bei einem Stern einen
Helligkeitsabfall verursachen, z,B. Sternflecken oder Sternpulsationen. Tatsächlich benötigt man drei periodisch auftretende Helligkeitsminima, bevor man mit
Sicherheit von einem Planeten sprechen
kann.
[Brightness: Helligkeit (des Lichtes):
Brightness in Einheiten von millima 0:
Helligkeit relativ zu Milli- Magnitude 0 =
10-3 Magnitude g. (10 millma g ≈ 1 % Helligkeitsabfall].
Orbitale Resonanz zweier um einen Stern kreisenden Planeten
Bei der Beobachtung des Planeten WASP-3b (p. 464) und der genaueren Analyse seiner Umlaufbahn
um den Stern WASP-3 durch ein Astronomenteam aus Deutschland, Bulgarien und Polen wurden
kleine Variationen von der erwarteten Umlaufzeit von WASP-3b festgestellt. Es konnte gezeigt werden,
dass diese sog. Transitzeit-Variationen durch einen weiteren Planeten im System verursacht wurde,
den sog. Planeten WASP-3c (s. Figur).
Durch Kombination von genauen Beobachtungen und Computersimulationen der Daten wurde die
Existenz des Planeten bestätigt. Sein Orbit liegt weiter aussen als der des Gasriesen WASP-3b und
befindet sich mit diesem in einer sog. 2:1 Resonanz. Das bedeutet, dass der Gasriese WASP-3b für
zwei Umläufe genau so lange braucht, wie der neu entdeckte Planet WASP-3c für einen. Sind T3b und
T3c die entsprechenden Umlaufzeiten, so gilt: T3c = 2 T3b ;T3b = 1.847 d  T3c = 3.694 d (1d = 1 day =
1Tag).
Die Umlaufbahn des Planeten 3b ist in sehr guter Näherung
kreisförmig. Wir nehmen an, dass dies auch für die Umlaufr3c
bahn des Planeten 3c gilt. Sind dann r3b und r3c die Radien der
Umlaufskreise, dann folgt aus dem 3. Keplerschen Gesetz:
(T3b/T3c)2 = (r3b/r3c)3 (s. p. 10-A-1-2), und mit T3c/T3b = 2 folgt:
r3c = (4)1/3 r3b = 1.587 r3b. Dies ist in guter Übereinstimmung
r3b
mit den Abmessungen der nebenstehenden Figur. Mit r3b =
4.792 106 km erhält man r3c = 7.526 106 km.
v3b
v3c
2 : 1 Orbitale Resonanz der Planeten
WASP-3b und WASP-3c um den
Stern WASP-3
Die Masse von WASP-3b ist M3b = 3.912 1027 kg und jene des
Planeten WASP-3c ist M3c ≈ 15 ME wobei ME = 5.972 1024 kg die
Masse der Erde ist (s. p. 429).  M3c ≈ 8.958 1025 kg, d.h.
M3b/M3c ≈ 43.7. Die Masse des Planeten 3c ist also etwa 44 mal
kleiner als jene des Planeten M3b oder M3c ≈ 0.023 M3b , (M3c ≈
2.3 % von M3b).
Für die Umlaufgeschwindigkeiten v3b = 2 r3b p/T3b und v3c =
2 r3c p/T3c folgt:
69 v3b = 188.6 km/s und v3c = 148.1 km/s.
405
465
10 – 33
10.3.2 Zur Entdeckung und Systematik
einiger ausgewählter Exoplaneten
69
405
466
Exoplaneten in der habitablen Zone
Erklärungen zur Figur: s. p. 468
69
405
467
10 – 34
Kommentare zu Exoplaneten in der habitablen Zone
In der Figur von p. 467 ist die habitable oder bewohnbare Zone einiger Sterne
gezeigt. In der habitablen Zone (blau markierte Fläche) kann flüssiges Wasser auf
der Oberfläche des Planeten existieren.
Die inneren Planeten unseres Sonnensystems sind in der Figur zu oberst dargestellt. Dabei liegen unsere Erde und der Mars in der habitablen Zone.
Der Stern Kepler-62 ist ca. 1200 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er ist deutlich
kälter als die Sonne und wird von mindestens fünf Planeten umkreist. Dabei liegen
die beiden Planeten Kepler-62e und Kepler-62f in der habitablen Zone.
Der Stern Kepler-69 ist ein sonnenähnlicher Stern, der 2700 Lichtjahre von der Erde
entfernt ist. Er wird von mindestens zwei Exoplaneten umkreist. Von der NASA
wurde im April 2013 ein neuer Planet entdeckt, der Planet Kepler-69c. Es wird
vermutet dass Kepler-69c möglicherweise ebenfalls ein habitabler Planet ist.
Der Stern Kepler-22 ist ein ca. 600 Lichtjahre von der Erde entfernter Stern. In seinem
Planetensystem befindet sich der Planet Kepler-22b. Er ist einer der kleinsten bisher
gefunden Planeten und es handelt sich sehr wahrscheinlich um einen Mini-Neptun
(pp 452, 453), also um einen Gasplaneten.
Die Bezeichnung «empirische habitable Zone» bedeutet, dass sich flüssiges Wasser
auf der Oberfläche des Planeten befindet und zudem wenn dieser Planet eine
genügende Wolkenschicht besitzt. Die Bezeichnung «konservative habitable Zone»
bedeutet, dass flüssiges Wasser an der Oberfläche existieren kann aber ohne
Wolkenschichten in der Atmosphäre.
69
405
468
Radius als Funktion der Masse für ausgewählte Exoplaneten
R (Earth Radius)
M in Einheiten der
Erdmasse ME :
ME = 5.972 x 1024 kg
R in Einheiten des
mittleren Erdradius RE:
RE = 6’371 km
Erläuterungen zur
Graphik: s. p. 471
1
M (Earth Mass)
69
405
469
10 – 35
Massen und Grössen von ausgewählten Planeten:
Erläuterungen zur Graphik der Figur von p. 469
Die auf der Figur eingezeichneten Kurven zeigen die Beziehungen zwischen Massen M und Radien R
[mittlere Dichten r = M /V, Volumen V = (4p/3) R3] für verschieden Arten von Planeten.

Die blaue Kurve zeigt die Bereiche, die vorwiegend aus Wasser (75 %) bestehen.

Die schwarze Kurve entspricht Planeten, die wie die Erde fast ausschliesslich aus Fels bestehen
(hier vertreten durch das Mineral Entstatit. Mg2(SiO3)2, aus der Gruppe der Pyroxene), welche den
Grossteil des Erdmantels ausmachen.

Die gemessenen Radien der Planeten Kepler 62e und Kepler 62f, zusammen mit der Abschätzung
ihrer Massen lokalisiert sie in Bereiche, welche durch die blauen Flächen dargestellt sind; in diesen
ist die Wahrscheinlichkeit sehr gross, dass es sich um erdähnliche Planeten handelt, d.h. um
Planeten mit einer festen Oberfläche, wenn möglich teilweise mit Wasser bedeckt.

Der Planet Kepler-11f ist ein Mini-Neptun (kleiner Gasplanet, pp 453, 454) mit einer relativ kleinen
Masse. Daraus wird ersichtlich, dass ein Planet mit einer kleinen Masse nicht notwendigerweise ein
fester erdähnlichen Planeten sein muss.

Der Stern Kepler-62 ist 1200 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er ist etwas kälter als die Sonne und
wird von mindestens fünf Exoplaneten umkreist.

Der Planet Kepler-62e umkreist sein Zentralgestirn Kepker-62 in 122.4 Tagen und sein Radius ist
1.61 mal grösser als der Erdradius. Sein Kern besteht wahrscheinlich aus Silikat und Eisen und wird
von einer erheblichen Menge Wasser bedeckt.

Der Radius des Planeten Kepler-62f ist 1.4 mal grösser als der Erdradius und umkreist seinen Stern
Kepler-62 in 267.3 Jahren. Er befindet sich in der habitablen Zone seines Sterns und ist vermutlich
komplett von Wassereis bedeckt.
69
405
470
10 – 36
10.3.3 Unsere Milchstrassen- Galaxie
471
Unsere Milchstrassen – Galaxie - 1
Unsere Milchstrasse
Durchmesser :
ca . 105 Lichtjahre (105 LJ)
(9.5 * 1017 km)
Dicke :
ca . 103 Lichtjahre
(9.5 * 1015 km)
Alter :
ca . 13.6 Milliarden Jahre
(13.6 * 109 Jahre)
Anzahl Sterne :
ca . 300 Milliarden
(300 * 109 Sterne)
Unser Sonnensystem
Das beobachtbare Universum enthält 100 – 400 Milliarden (100 - 400 * 109) Galaxien wie
unser Milchstrassensystem dieser Figur . 1 Lichtjahr (LJ) beträgt 9.46 * 1012 km ! Der älteste
bekannte Stern in unserer Milchstrasse ist etwa 13.2 Milliarden Jahre alt (13.2 * 109 Jahre) .
69
405
472
10 – 37
Die schichtförmige Milchstrassen – Galaxie - 2
Edwin Hubble studierte Galaxien und klassifizierte deren Typen: elliptische,
lentikulare und spirale Galaxien. Die spiralen Galaxien sind scheibenförmig
mit spiralen Armen (s. Figur von p. 472 des Milchstrassensystems).
(Eine elliptische Galaxie ist eine Galaxie mit einer annähernd elliptischen
Form und einem glatten, und nahezu gleichförmigen Helligkeitsprofil . Ihre
Formen sind je nach Galaxie nahezu kugelförmig bis stark abgeflacht.
Lentikulare Galaxien sind Galaxien, deren Formen und Eigenschaften zwischen einer elliptischen Galaxie und einer spiralen Galaxie liegen).
473
Zu unserer Milchstrassen – Galaxie: Tatsachen und Erklärungen
Die Milchstrasse, oder einfach Galaxie genannt, ist die Galaxie, in welcher unser Sonnensystem
beheimatet ist. Sie ist eine Balkenspiralgalaxie der sog. „Lokalen Gruppe von Galaxien“, zu
welcher auch die Andromeda Galaxie gehört. Unsere Galaxie ist eine von Milliarden von
Galaxien im beobachteten Universum.
Die stellare Scheibe der Milchstrasse (s . p. 472 und 473) besitzt einen Durchmesser von ca.
100‘000 Lichtjahren (Lj) (9.5 * 1017 km) und die mittlere Dicke wird auf ca . 1000 Lj (9.5 * 1015
km) geschätzt . Es wird geschätzt , dass sie aus 200 – 400 Milliarden Sternen besteht; die
genaue Zahl hängt von den sehr leichten Sternen ab, deren Anzahl sehr unsicher ist.
Die relative Grösse der Michstrasse kann wie folgt veranschaulicht werden: würde sie auf 10
m reduziert , dann wäre die Breite unseres Sonnensystems (inklusive der Oart, eine sphärische
Wolke von Kometen), nur ca . 0.1 mm! Dies entspricht einem Faktor von 100‘000 (!)
Mit Hilfe des geschätzten Alters des globalen Clusters (ca . 13.4 Milliarden Jahre = 13.4 x 109),
ist das Alter der ältesten Sterne der Milchstrasse ca . 13.6 Milliarden Jahre. Aufgrund der
neuesten wissenschaftlichen Erkenntnisse wird unsere Galaxie auf ein Alter zwischen 6.5 und
10.1 Milliarden Jahre geschätzt .
Die galaktische Scheibe, welche in ihrem Zentrum aufgeblasen ist, besitzt einen Durchmesser
zwischen 70‘000 und 100‘000 Lj. Die Distanz von unserer Sonne bis zum galaktischen Zentrum
wird heute auf 26‘000 1400 Lj geschätzt. Das Zentrum der Milchstrasse liegt im Sternbild
Schütze und ist hinter dunklen Gaswolken verborgen, sodass es im sichtbaren Licht nicht
direkt beobachtet werden kann.
Das galaktische Zentrum enthält ein kompaktes Objekt mit sehr grosser Masse, was durch die
Bewegung des Materials um dieses Zentrum geschlossen werden kann. Die intensive RadioQuelle Sagittarius A*, welche als Zentrum der Masse des Milchstrassen – Systems betrachtet
wird, wurde neuerdings als superschweres „Schwarzes Loch“ identifiziert. Es wird vermutet,
dass die meisten Galaxien in ihren Zentren ein „Schwarzes Loch“ besitzen.
69
405
474
10 – 38
Das Fermi – Hart Paradoxon
Enrico Fermi (1901 – 1954)
Michael H. Hart (1932 ---)
Das Fermi-Paradoxon ist ein Widerspruch, den der Physiker Enrico
Fermi 1950 formulierte. Das Paradoxon hinterfrägt die Wahrscheinlichkeit für ausserirdisches intelligentes Leben. Es versucht, eine
grundlegende Frage zu beantworten: «Sind wir Menschen die einzige
technisch fortgeschrittene Zivilisation im Universum?»
In unserer Galaxie gibt es etwa 100 Milliarden Sterne. Wenn auch nur
ein sehr kleiner Bruchteil davon Planeten besitzt, in welchen eine
technologische Zivilisation entwickelt wurde, dann müsste es eine
sehr grosse Anzahl solcher Zivilisationen geben. Wenn auch nur
einige dieser Zivilisationen Kulturen entwickeln, welche sich über
interstellare Distanzen mit einem kleinen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit c (0.01 c bis 0.1 c) verbreiten, dann könnten Planeten
nächster Sterne besiedelt werden und diese Besiedelung könnte sich
sukzessive in der ganzen Galaxie ausbreiten. Auf diese Weise würde
unsere ganze Galaxie innerhalb einiger Millionen Jahre besiedelt sein.
Da die Galaxie Milliarden von Jahre alt ist, hätte die Erde schon seit
langer Zeit besucht und kolonialisiert werden müssen.
Eine detaillierte wissenschaftliche Betrachtung des Problems begann
in den frühen 1970er Jahren mit Studien von Michael H, Hart (geb.
1932), weswegen auch der Ausdruck Fermi-Hart-Paradoxon verwendet wird. Seine Schlussfolgerung ist (auf Deutsch übersetzt) die
folgende:
«Wir beobachten, dass keine ausserirdische intelligente Lebewesen
auf der Erde existieren. Es wird vorgeschlagen, dass diese Tatsache
am besten durch die Hypothese erklärt werden kann, dass in unserer
Galaxie keine hochentwickelten Zivilisationen existieren. Es werden
Gründe für die Ablehnung aller alternativen Erklärungen der
Abwesenheit von Ausserirdischen gegeben».
69
405
475
Die Drake - Gleichung
Im Gegensatz zur Hypothese von M.H. Hart (p. 475), nach welcher in unserer Galaxie keine
hochentwickelten Zivilisationen existieren, versuchte Frank Drake im Jahr 1961 die Anzahl N von
Planeten mit technischen, intelligenten Zivilisationen in unserer Milchstrassen-Galaxie abzuschätzen.
Eine Variante der Gleichung für N lautet: N = N* • fp • ne • fl • fi • fc • fL . Dabei bedeutet:
- N* = Zahl der Sterne in der Milchstrasse;
- fp = Bruchteil der Sterne, welche «habitable» Planeten besitzen ;
(Existenz von flüssigem Wasser und lebensfreundlicher Atmosphäre)
- ne = Zahl der habitablen Planeten pro Stern;
- fl = Bruchteil der Planeten in ne, in welchen sich tatsächlich Leben entwickelt:
- fi = Bruchteil von fl, in welchem sich intelligentes Leben (Zivilisation) entwickelt;
- fc = Bruchteil von fi , welche kommunizieren.
- fL = Bruchteil der Planeten-Dauer, während welcher die kommunizierende Zivilisation lebt.
Die Drake-Gleichung zeigt, welche Faktoren zur Berechnung von N wichtig sind. Für die aktuelle
Berechnung von N ist sie aber nicht sehr nützlich. Die Gleichung nimmt an, dass alle Faktoren von
gleicher Wichtigkeit sind (z.B. keine Exponentialfunktionen, keine Potenzen, usw.). Ausserdem sind die
letzten 4 Faktoren, fl, fi, fc und fL, nur schwer abzuschätzen.
Im Folgenden geben wir ein Beispiele:
N* = 100 x 109; fp = 2% = 0.02; ne = 1; fl = 10% = 0.10; fi = 10% = 0.10;
fc = 10% = 0.10; fL = 50% = 0.50;  N = 1 x 106 in Milchstrassen-Galaxie
 Es handelt sich um eine extrem ungenaue Abschätzungen !
Frank Drake (2002)
Eine neue Gleichung zur Abschätzung von N für die 30’000 entdeckten
Exoplaneten wurde im Jahr 2013 von Sara Seager aufgestellt [s. Ref,
R.10.3.2.10 – f)]. Diese beruht auf den vielen neuen Erkenntnissen, welche in
der Zwischenzeit über die Atmosphären von Planeten gewonnen wurden (s.
69
pp 484, 485; 489).
405
476
10 – 39
Zeitliche Entwicklung der entdeckten Exoplaneten
Planetare Massen M (in Jupiter - Massen)
Mit dem Stand vom 22. Oktober 2015 sind etwa 1903 Exoplaneten bekannt
Jupiter
Neptun
Erde
MJupiter = 1.899 x 1027 kg
MErde / Mjupiter = 0.00314
MErde = 5.972 x 1024 kg
Entdeckungsjahr
69
405
477
Exoplaneten nähergelegener Sterne: Massen vs Bahnhalbachsen
J:
S:
U:
N:
Masse (in Erdmassen)
J
S
U N
VE
Radial Velocity
Transit
Me
Microlensing
Ma
Timing
x
Direct Imaging
Halbachse des Orbits (in AU)
69
405
478
10 – 40
Jupiter
Saturn
Uranus
Neptun
E: Erde
V: Venus
Ma: Mars
Me: Merkur
AU = Astronomische
Unit (Einheit)
1 AU = 149’597’870.7 km
= mittlere Distanz zwischen Erde und Sonne
Erdmasse MO
MO = 5.97219 • 1024 kg
Kommentare zu pp 477 und 478
p. 477: Zeitliche Entwicklung der entdeckten Exoplaneten:
Masse der bekannten Exoplaneten von 1995 – 2015 in Abhängigkeit ihres Entdeckungsjahres. Man beachte, dass das Massenspektrum vor allem in Richtung nach
unten hin, zu kleineren Massen hin zunimmt. Ausgenommen wurden hier um-strittene
Entdeckungen und Pulsare.
Die Figur enthält die Massen-Positionen der Erde, des Neptuns und des Jupiters
(Jupiter: Referenzplanet mit der normierten Masse 100 = 1).
p. 478: Exoplaneten nahegelegener Sterne: Massen vs Bahnhalbachsen
Mehr als 400 Planeten umkreisen nahegelegene sonnenartige Sterne. Zur aktuellen
Zahl der kürzlich entdeckten Exoplaneten beachte man auch p. 10-A-3-4). Bis zum 22.
Oktober 2015 wurden 1’903 Exoplaneten entdeckt.
Die Figur von p. 478 gehört zu Prof. Sara Seager’s bevorzugten Diagrammen. Es
stellt die Planeten-Massen gegen die Halbachsen ihrer Umlaufbahnen dar. Das
Diagramm (jeden Monat nachgeführt) zeigt, dass die Exoplaneten alle möglichen
Massen und Umlauf-Halbachsen besitzen können. Dies zeigt die zufällige Natur der
Bildung und Migration der Planeten. In der Figur sind auch die verschiedenen
Beobachtungstechniken angegeben, mit welchen die Planeten entdeckt wurden.
Bereiche des Diagramms, in welchen keine Planeten angegeben sind, konnten aus
technischen Gründen noch keine Exoplaneten beobachtet werden. Die roten
Buchstaben bezeichnen Planeten unseres Sonnensystems: Me: Merkur; Ma: Mars; V:
Venus; E: Erde (Erde: normierte Halbachse = 1, normierte Masse = 1); U: Uranus; Ne:
Neptun; S: Saturn; J: Jupiter.
69
405
479
Einige wichtige erdähnliche Exoplaneten
Wissenschaftler haben kürzlich zwei neue Planeten, Kepler-62e und Kepler-62f entdeckt, welche in
einem Abstand von 1’200 Lichtjahren (!) von der Erde entfernt um ihren Stern Kepler-62 kreisen. Die
Figur zeigt oben rechts auch die Planeten Erde und Mars. Die Planeten Kepler-62e und Kepler-62f
sind die kleinsten Exoplaneten, welche die Kepler-Mission entdeckt hat.
Die den Planeten beigefügten Zahlen (z.B. 0.82 für Kepler-62e) sind die sog. ESI-Werte (Earth
Similarity Index), welche ein Mass für die Ähnlichkeit der Planeten zur Erde angeben [ESI(Erde) = 1,
ESI(Kepler-62e) = 0.82]. Der Wert von ESI hängt vom Radius des Planeten, von seiner mittleren
Dichte, von seiner Fluchtgeschwindigkeit und von seiner Oberflächen-Temperatur ab.
69
405
480
10 – 41
Das Kepler-62 Planetensystem – Vergleich mit dem Sonnensystem
Ein internationales Wîssenschaftlerteam, zu dem auch Dr. Lisa Kaltenegger (Max-Planck Institut für
Astronomie - MPIA) gehört, hat im Mai 2013 die Entdeckung zweier potentiell erdähnlicher Planeten,
Kepler-62e und Kepler-62f mit dem NASA Weltraumteleskop Kepler bekanntgegeben, die sich in der
habitablen Zone des Sterns Kepler-62 befinden. [Der Stern Kepler-62 ist etwa 1200 Lichtjahre von der
Erde entfernt (!) und ist etwas kälter als die Sonne]. Ihren relativ kleinen Radien nach zu urteilen (Radius
von Kepler-62e ist 1.62 mal so gross wie der Erdradius und jener von Kepler-62f ist 1.41 mal so gross wie
der Erdradius), sollte es sich um Felsplaneten handeln. Damit wären dies die bisher besten Kandidaten
für lebensfreundliche Planeten. Die Untersuchungen von Dr. Kaltenegger zeigen, dass beide Planeten in
der habitablen Zone ihres Sterns liegen (flüssiges Wasser und erdähnliche Atmosphäre).
Die Abbildung zeigt einen Vergleich
des Planetensystems um den Stern
Kepler-62 mit unserem eigenen
Sonnensystem. Die Planetenumlaufbahnen (oben und unten) sind relativ
zu einander im richtigen Massstab;
das gleiche gilt für die Planetengrössen. Die habitablen Zonen sind
jeweils grün eingezeichnet. Die Planeten Kepler-62e und 62f gehören zu
den bislang besten Kandidaten für
lebensfreundliche Planeten: Planeten
mit festen Oberflächen, die sich in der
habitablen Zone befinden. [s. aber
auch Listen von Ref. R.10.3.2.13 e)
und f) für weitere habitable Planeten].
69
405
481
10 - 42
10.4 Atmosphären von Exoplaneten
69
405
482
Atmosphären von Exoplaneten - Allgemeines
Amerikanische Astronomen haben eine neue Methode zur Messung der Masse eines Exoplaneten entwickelt. Diese beruht auf der Untersuchung verschiedener Parameter der Atmosphäre des
Himmelskörpers. Die neue Technik könnte es ermöglichen, wichtige Einblicke in entfernte
erdähnliche Objekte zu gewinnen und sie könnte auch dazu beitragen, den Wissenschaftler
Entscheidungsgrundlagen zur Existenz von Leben zu verschaffen. Obwohl diese Methode bis
jetzt nur an grossen Jupiter-ähnlichen Gasplaneten getestet wurde, ist es nach Meinung der
Wissenschaftler möglich, mit Hilfe der viel leistungsfähigeren Generation von Teleskopen, welche
in Entwicklung begriffen sind (s. p. 488), auch kleine erdähnliche Exoplaneten zu untersuchen.
Bis Januar 2014 wurden während der letzten 10
Jahre mehr als 900 Planeten entdeckt, welche um
ihre Sterne kreisen; ausserdem wurden noch
weitere 2’300 Himmelskörper entdeckt, welche
wie Exoplaneten aussehen. Die meisten dieser
entdeckten Planeten sind ähnlich wie der
Gasplanet Jupiter (pp 435 – 438) weil es viel einfacher ist, diese gigantischen Planeten mit Hilfe
der bereits existierenden Teleskope (z.B. Hubble,
Herschel, Spitzer) zu beobachten. Trotzdem
wurden auch mehrere erdähnliche Gesteinsplaneten gefunden. Die Astronomen erwarten aber,
dass mit Hilfe der Teleskope der nächsten Generation (z.B. mit dem James Webb Weltraumteleskop, s. p. 488) noch viel mehr solche Planeten entdeckt werden.
[Die Atmosphäre unseres Jupiters ist der BeKünstlerische Darstellung des «hot Jupiter» Pla- reich, der direkten Beobachtungen zugänglich
neten HD 189733b bei seinem Transit zwischen ist; er liegt im Druckbereich von einigen 10 bar
der Erde und seinem Stern HD 189733. Man be- bis einigen hundertstel bar. Die «Oberfäche» wird
69 einem Gasdruck von 1 atm definiert.]
achte die Atmosphäre des Planeten. 483 bei
405
10 – 43
Atmosphären von Exoplaneten - Wackelbewegung der Sterne
Es wird erwartet, dass die chemische Zusammensetzung eines Exoplaneten wichtige Hinweise zur
Frage geben kann, ob ein Planet Leben aufrechterhalten kann. Informationen über die innere
Zusammensetzung eines Exoplaneten ergeben sich aus seiner Dichte r; diese folgt aus seiner
Masse M und seinem Volumen V = 4pr3: r = M/V. Die Masse M eines Exoplaneten kann normalerweise aus der Tatsache berechnet werden, dass beim Umlauf des Exoplaneten um seinen Stern,
sich dieser Stern um kleine Distanzen gegen die Erde und dann wieder von ihr weg bewegt. Diese
Wackelbewegung des Sterns, welche durch seine Rotation um den Schwerpunkt von Stern und
Planet entsteht, erzeugt einen Doppler-Effekt des Sternlichtes (Rot- und Blau-Verschiebung), s. p.
463 sowie Anhang 10-A-3-1 und 10-A-3-2). Vergleicht man dies mit einer unabhängigen Abschätzung
der Sternmasse, dann kann für die Masse des Planeten eine oberer Grenzwert abgeschätzt werden.
Die Methode ergibt gute Resultate für Jupiter-ähnliche Planeten, sowie
für erdähnliche Planeten, welche sehr nahe um helle Sterne kreisen.
Die Methode versagt aber für Felsplaneten in grossen Umlaufbahnen
um ihren Stern wie z.B. die Erde um unsere Sonne. Es sind aber
gerade diese letzteren Planeten, bei denen man Leben erwarten kann.
Sara Seager - MIT
Julien de Wit - MIT
Nun haben aber Sara Seager und Julien de Wit vom Massachusetts
Institute of Technology (MIT) eine neue Methode zur Messung der
Masse von Exoplaneten entwickelt, welche sich für Planeten eignen,
die periodisch vor ihrer Sonne vorbeiziehen. Diese sog. TransitMethode wurde auf pp 464 und 465 beschrieben. Wie dort dargelegt,
blockieren Transit-Planeten einen Teil des Sonnenlichtes, welche die
Erde erreicht. Durch Messung der dadurch erzeugten Abschwächung
des Stern-Lichtes kann sowohl die Umlaufperiode des Exoplaneten als
auch sein Durchmesser relativ zu seinem Stern bestimmt werden.
69
405
484
Absorption des Sternlichtes durch Atmosphäre von Exoplaneten - 1
Mit Hilfe der Transit-Messungen können aber noch wichtige zusätzliche Informationen gewonnen
werden: Wenn nämlich der Planet vor seinem Stern vorbeizieht, dann durchquert ein kleiner
Bruchteil des Sternlichtes die Atmosphäre des Exoplaneten bevor es die Erde erreicht Ein kleiner
Teil dieses Lichtes wird von der Atmosphäre des Exoplaneten absorbiert, ein weiterer wird gestreut.
Den Astronomen ist es gelungen, aus dem dadurch resultierenden Absorptionsspektrum wichtige
Informationen über die chemische Zusammensetzung, die Dichte und die Temperatur der Atmosphäre zu gewinnen.
In ihren neuesten wissenschaftlichen Forschungen haben De Wit und Seager ihre Untersuchung auf
den Atmosphärendruck ausgedehnt. Insbesondere haben sie sich für die Abhängigkeit des
Atmosphärendrucks von der Höhe über der Oberfläche des Exoplaneten interessiert. Ihre
Berechnungen ergaben, dass der Druckgradient (Abnahme des Atmosphärendrucks mit zunehmender Höhe), die Dichte und die Temperatur der Atmosphäre mit der Masse des Planeten durch
relativ einfache Gleichungen beschreibbar sind, Zusätzlich haben sie gezeigt, dass alle drei
obengenannten Grössen unabhängig vom Transit-Spektrum gemessen werden können, woraus man
die Masse erhält.
Seager und De Wit prüften ihre Methode, indem sie zur Berechnung der Masse einen neu entdeckten
Exoplaneten untersuchten, der ungefähr 63 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Es handelt sich um
den Exoplanet HD 189733b; dieser «heisse Jupiter» kreist in einer engen Bahn um seinen
Mutterstern HD 189733 mit einer Umlaufzeit von nur 2.2 Tagen. Da dieser Planet für die heute
existierenden Teleskope ein idealer Kandidat ist, konnte seine Masse genau ermittelt werden. Sie ist
mit einer Genauigkeit von ca. 5% etwa 1.16 mal so gross wie die Masse unseres Jupiters.
Leider können mit den existierenden Teleskopen wie z.B. Hubble, nur Gasriesen untersucht werden,
nicht aber die kleinen erdähnlichen Exoplaneten. Man geht aber davon aus, dass mit dem Nachfolger
des Hubble-Teleskops, nämlich mit dem gigantischen «James Webb Space Telsecope» (JWST), das
im Jahre 2018 in Betrieb genommen werden soll (s. p. 488) kleine erdähnliche Planeten beobachtet
werden können. Der Grund für diese Annahme liegt darin, dass das an Bord installierte Teleskop den
69
heutigen Teleskopen weit überlegen ist.
405
485
10 - 44
Absorption des Sternlichtes durch Atmosphäre von Exoplaneten - 2
Unter gewissen Bedingungen ist es heute möglich, die Atmosphären von Exoplaneten zu studieren.
Um Moleküle der Atmosphäre von Exoplaneten identifizieren zu können, ist es vorteilhaft, Planeten,
um einen grossen und hellen Stern zu beobachten, sodass man eine grosse Intensität von
Photonen analysieren kann. Zudem ist es vorteilhaft, einen möglichst grossen Planeten mit einer
möglichst wolkenfreien Atmosphäre zu studieren. Zudem ist es vorteilhaft, Planeten mit einer
kurzen Umlaufperiode zu beobachten, sodass man möglichst viele Transite-Beobachtung zur
Verfügung hat, was die Statistik verbessert. Die nachstehende Figur zeigt schematisch die
Atmosphäre des Planeten mit seinen Molekülen, welche vom Licht des Sterns durstrahlt werden.
Das Licht des Sterns wird von den Atomen und Molekülen der Atmosphäre zum Teil gestreut und
zum Teil absorbiert. Durch Beobachtung der Spektren des Lichtes vor Eintritt in die Atmosphäre
und nach Austritt aus der Atmosphäre erhält man nach Subtraktion das Absorptionsspektrum der
Atmosphäre.
Das WASP-Projekt (WASP = Wide-Angle_Search for Planets) ist gut für diese Untersuchungen
geeignet, da es darauf abgestimmt ist, grosse, Jupiter-ähnliche Planeten zu untersuchen, welche
nahe um ihre Sterne kreisen. NASA hat drei WASP-Planeten untersucht, WASP-12b, WASP-17b
und WASP-19b. Dabei wurde bei allen drei Planeten eine breite Absorptionsbande bei einer
Wellenlänge von 1.4 Mikrometern (mm) im Nahen Infra - Rot (NIR) gefunden, welche durch
Absorption von Wasser im gasförmigen Zustand der
69 Atmosphäre interpretiert wird.
405
486
Zwei junge Astronomen erforschen die Atmosphären von Exoplaneten
Lisa Kaltenegger - MPIA
Kevin Heng – Univ. Bern - ETHZ
Lisa Kaltenegger vom Heidelberger Max-Planck-Institut für
Astronomie (MPIA) studiert die Atmosphären von
Exoplaneten. Am Computer erforscht sie die spektralen
Fingerabdrücke in den Atmosphären extrasolarer
terrestrischer Planeten, die entscheidende Indizien für
potentielle Lebensspuren liefern. Ziel dieser Untersuchungen ist es, Hinweise auf Wasser (H2O), Sauerstoff
(O2) und andere Gase wie Kohlenstoffdioxid (CO2) und
Methan (CH4) zu finden. Denn die Kombination von O2 mit
einem reduzierenden Gas wie CH4 gilt als Nachweis für
biologische Aktivität auf einem Planeten.
Lisa Kaltenegger hat für ihre wichtigen Arbeiten den
Heinz Maier - Leibnitz - Preis gewonnen.
Die Arbeitsgruppe von Kevin Heng am «Center for Space
and Habitability (CSH)» der Universität Bern zielt nicht auf
die Entdeckung weiterer Exoplaneten ab, sondern beschäftigt sich mit den Exoplaneten, die über eine Atmosphäre
verfügen. Die Atmosphären von Exoplaneten sind aus drei
Gründen interessant:
• Exoplanetare Atmosphären können ein komlexes Klimasystem beherbergen  Aufschluss über chemische und
physikalische Zusammenhänge.
• Exoplanetare Atmosphären können schon heute aus der
Ferne beobachtet werden.
• Analyse der exoplanetaren Atmosphären können ggf.
Spuren von Leben zeigen.
Kevin Heng ist ein ETH Zwicky Prize
69
Fellow in Astrophysics
405
487
10 – 45
Planetenradien vs Umlaufszeiten
Vollständigkeit der Beobachtungen
Planeten-Radius (in Erd-Radien
20
10
5
4
3
2
1
0.5
5
10
20
30 40 50
100
200
400
Umlauf-Periode
(Tagen)
Umlaufperiode (Tage)
Transit-Experimente von 603 Exoplaneten, die ihre Sonnen-ähnlichen Sterne umkreisen. Die
Graphik enthält die mit dem Keppler-Teleskop gewonnenen Resultate der Planeten-Radien in
Abhängigkeit der Umlauf-Perioden. Die auf der rechten Seite der Graphik dargestellte Farbskala (0 –
100%) zeigt den Grad der Vollständigkeit der Beobachtungen. Man beachte, dass bei einer UmlaufPeriode von ca. 300 Tagen zwei erdähnliche Planeten entdeckt wurden, deren Radien etwa dem
doppelten Erdradius entsprechen.
69
405
488
Planeten mit biosignatur - Gasen: Astrobiologie – Sara Seager
In der Wissenschaft von Exoplaneten werden Biosignatur-Gase (Biomarker-Gase) als Gase definiert,
welche durch Leben produziert werden. [Das wichtigste Biosignatur-Gas der Erde ist Sauerstoff, O2,
welches durch Pflanzen, Algen und einige Bakteriengruppen produziert werden]. Solche Gase können
sich in der Atmosphäre des Planeten in genügend hohen Konzentration anreichern, sodass sie in
günstigen Fällen mit Hilfe weit entfernter Teleskope beobachtet werden können. Dabei geht man von
der Annahme aus, dass die Lebewesen durch chemische Vorgänge Energie aufnehmen und speichern,
und dass die für das Leben nötigen chemischen Prozesse gasförmige Produkte erzeugen.
Im Gegensatz zur Drake-Gleichung (p. 476), mit welcher versucht wird, die Zahl der Planeten mit
technischer, intelligenter Zivilisation in unserer Galaxie abzuschätzen, ist Sara Sieger vom MIT (pp 484,
485) bescheidener: Sie interessiert sich nicht für intelligentes Leben, sondern nur für die Existenz von
Leben allein. Die Sara Seager Gleichung lautet: N = N*• FQ • FHZ • FO • FL • FS, wobei
-
N
N*
FQ
FHZ
FO
FL
FS
=
=
=
=
=
=
=
Anzahl der Planeten mit beobachtbaren Zeichen von Leben
Zahl der beobachteten Sterne
Der Bruchteil der Sterne, welche «ruhig» sind (Sterne, die nicht in ihrer Helligkeit variieren)
Der Bruchteil der Sterne mit felsartigen Planeten in der «Habitablen Zone»
Der Bruchteil jener Planeten, welche beobachtet (Observed) werden können
Der Bruchteil der Planeten, welche Leben beherbergen
Der Bruchteil der Planeten, welche eine messbare Signatur in der Atmosphäre hinterlässt.
Beispiele:
a)
b)
c)
Sara Seager: N* = 30’000; FQ = (0.2); FHZ = 0.15; FO = 0.001; FL= 1 (optimistisch); FS = 0.5;
 N = 0.45; Seager gibt allerdings N ≈ 2 an; dieser letztere Wert folgt aber für FQ = 1  N = 2.25 ≈ 2
 Der Wert von FQ scheint sehr unsicher zu sein !
Mit dem «James Webb Space Telescope», das ca. im Jahre 2018 in Betrieb genommen wird, folgt:
 N* = 500’000; FQ= (0,2); FHZ = 0.15; FO = 0.001; FL = 1; FS = 0.5;  N ≈ 7.5
Milchstrasse: N* ≈ 100 x 109; FQ = (0,2); FHZ = 0.15; FO = 0.001; FL = 1; FS = 0.5:  N ≈ 1.5 x 106
69
405
489
10 – 46
Das James Webb Space Telescope – Vergleich mit Hubble-Telescope
Voraussichtliche
Inbetriebnahme:
ca. 2018
James Webb Space Telescope - Unterseite
James Webb Space Telescope - Oberseite
Der Durchmesser von JWST wird
6.4 Meter betragen  Empfangsfläche ca. 7 mal grösser als jene
des Hubble – Teleskops.
•
•
•
•
•
James Webb – Space Telescope (JWST)
69
405
490
10 - 47
Besteht aus 18 sechseckigen
Spiegel – Segmenten
Spiegel-Segmente werden erst
im All entfaltet
JWST ist ein Infrarot-Teleskop
Gewicht: 6.2 Tonnen
Kosten: ca. 8.7 Milliarden
US Dollar
10.5 Galaxien und Universum
Eine Abschätzung ergibt, dass im beobachtbaren Universum mehr als
1022 Sterne und etwa 1024 Planeten existieren!
69
405
491
Das beobachtbare Universum
Eine Abschätzung zeigt, dass im beobachtbaren (*) Universum etwa 7*1022 oder ≈ 1023
Sterne existieren. Wir interessieren uns nun für die mittlere Zahl von Planeten pro Stern.
Das ist eine schwierige Frage: Wissenschaftler sind sich nur einig, das im Mittel jeder
Stern mindestens einen Planeten besitzt. Im Folgenden nehmen wir an, dass pro Stern 1
bis 2 Planeten existieren und gelangen damit auf eine totale Zahl von Planeten zwischen
1023 und 2*1023 Planeten im beobachtbaren Universum.
(*) Anmerkung: Das beobachtbare Universum besteht
aus den Galaxien und anderer Materie, welche im
Prinzip zur Zeit von der Erde aus beobachtbar sind.
Dies deshalb, weil das Licht und andere Signale seit
der kosmologischen Expansion bis zum Auftreffen auf
der Erde eine von der Entfernung abhängige Zeit
braucht. Nimmt man an, dass das Universum isotrop
ist, dann ist die Distanz vom Beobachter bis zum
«Rand» des Universums in jeder Richtung etwa die
gleiche. In diesem Fall ist das beobachtbare Universum
eine Kugel oder ein sphärischer Ball, welcher in der
Figur durch den blauen Kreis dargestellt ist, in dessen
Zentrum
der Beobachter sitzt.
Der geschätzte
Durchmesse ist D = 8.8 * 1026 m = 28.5 Gpc = 93 Glj.
[1Gpc = 1 Gigaparsec = 3.0857 * 1025 m; 1 Glj = 1
Gigalichtjahr = 9.461 * 1024 m und 1 Gpc = 3.26 Glj.
Blauer Kreis = Kugelschnitt des
beobachtbaren Universums
Galaxien ausserhalb der blauen Kugel sind vom Beobachter zu weit entfernt als dass das von ihnen
seit dem Big Bang ausgestrahlte Licht genügend Zeit hatte um die Erde zu erreichen; dieser Teil des
Universums liegt also ausserhalb des beobachtbaren Universums.
69
405
492
10 - 48
Ursprung und Expansion des Universums
Die zur Zeit von der Wissenschaft mehrheitlich anerkannte Theorie, welche die Entstehung und
Entwicklung des Universums beschreibt, ist die Theorie vom heissen Urknall. Danach verhält sich das
Universum so, als sei es vor ca. 13.7 Milliarden Jahren aus einem extrem dichten und heissen
Anfangszustand hervorgegangen.
Die Expansion des Universums erfolgt nach dem von Edwin Hubble (s. pp 472, 473, 494-496)
gefundenen und nach ihm benannten Gesetz. Es besagt, dass sich die Galaxien von uns entfernen,
und zwar umso schneller, je weiter sie von uns entfernt sind. Beobachtet man z.B. eine Galaxie in
doppelter Entfernung, dann hat sie auch die doppelte Fluchtgeschwindigkeit v. v ist die
Geschwindigkeit, mit der sich (die meisten) Galaxien von uns wegbewegen. Inzwischen weiss man,
dass sich nicht die Galaxien bewegen sondern sich der Raum zwischen den Galaxien vergrössert.
Trotz dieser Erkenntnis spricht man weiterhin von der Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien. Dabei
handelt es sich um ein Problem im 4-dimensionalen Raum mit den 3 Ortskoordinaten x, y, z und der
Zeit t, das wegen der sehr grossen Expansionsgeschwindigkeiten mit Hilfe der Allgemeinen
Relativitätstheorie behandelt werden muss (Alexander Friedmann (1924) und George Lemaitre (1927)) .
Zur Vereinfachung diskutieren wir nachfolgend ein 3-dimensionales Problem mit den zwei Ortskoordinaten x, y, und der Zeitkoordinate t. Man betrachtet expandierende Kugeln mit dem Radius r(t), wobei
sich die Galaxien auf der Kugeloberfläche befinden. Die Lage einer Galaxie auf der Kugeloberfläche
wird durch 2 Koordinaten x und y bestimmt. Es handelt sich um das sog. Ballonmodell. In diesem
Modell sind die Galaxien 2-dimensional, die man sich als auf dem aufblasbaren Ballon angeheftete
Papierschnitzel vorstellen kann.
r(t)
Abflachung des Universums im Ballonmodell: Die
Ballonmodell des Universums
69 nimmt ab, der Radius r nimmt mit der Zeit zu.
405
493 Krümmung
Das Hubble-Gesetz: v = H0 d
H0 = H(t0) = aktueller Wert des Hubble Parameters H(t)
•
v = Fluchtgeschwindigkeit; d = Distanz zwischen Beobachter und Galaxie.
•
H0 = 74.3 km / (s • Mpc) ≈ 2.4 • 10 -18 s-1;
•
Durch die Entfernung der Galaxie G vom Beobachter B mit der Geschwindigkeit v beobachtet B
eine Rotverschiebung Dl = l - l0 des Lichtes. Für v << c gilt: z = Dl / l0 ≈ v / c ≈ (H0 / c) • d. Für
grössere Geschwindigkeiten v muss z relativistisch gerechnet werden (s. Anhang 10-A-5-1).
•
Es wird vermutet, dass das heutige Universum nahezu flach ist wie dies mit Hilfe des
Ballonmodells (s. p. 493, Figur rechts) dargestellt ist.
[1 Mpc = 1 Megaparsec = 3.08567758 • 1019 km];
Velocity of Expansion (km/s)
4 x 104
3 x 104
2 x 104
1 x 104
0
Edwin Hubble
Hubble-Gesetz: v(d) = H0 * d
0
0
494
100
69
405
10 - 49
200
300
400
Distance (Mpc)
500
600
700
Das expandierende Universum: Rosinenteig - Modell
Die Tatsache, dass sich alle Galaxien von uns wegbewegen heisst nicht, dass wir
das Zentrum des Universums sind. Vielmehr wird man von allen Galaxien aus
beobachten, dass sich die andern Galaxien in einem expandierenden Universum
wegbewegen. Ein sich ausdehnender Laib Rosinenbrot im Ofen ist ein gutes
Modell. Wenn sich der Hefeteig im Ofen ausdehnt, dann sieht man von jeder Rosine
wie sich die andern Rosinen wegbewegen. Die Rosinen selbst werden dabei nicht
grösser.
Rot- Verschiebung
H0 = 74.3 km / ( s • Mpc)
(1 Mpc = 1 Megaparsec ≈ 3.08568 • 1019 km)
Von der Sonne (oder von der Erde) aus
gesehen entfernen sich alle
beobachtbaren Galaxien.
Rosinenteig – Analogie:
Jede Rosine im aufgehenden Hefeteig
sieht, wie sich alle anderen Rosinen von
ihm wegbewegen.
69
405
495
Urknall und Expansion des Universums
Künstlerische Illustration der Entstehung
des Universums aus dem Urknall heraus.
Der «Urknall» bezeichnet keine Explosion in einem
bestehenden Raum, sondern die gemeinsame
Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer
ursprünglichen , sogenannten Singularität.
Mit dem Begriff des Urknall ist der Anfangspunkt der
Entstehung von Materie und Raumzeit gemeint. Ein
solcher Anfang ergibt sich, aus kosmologischen
Theorien, in denen die von Astronomen beobachtete
Expansion des Universums zurückgerechnet wird
bis zu einem Zeitpunkt, an dem alle Materie und
Strahlung in einem engen Raumgebiet konzentriert
war. Der eigentliche Urknall liegt noch davor und
bezeichnet den formalen Zeitpunkt, an dem die
Energiedichte unendlich wäre. Da die etablierten
physikalischen Theorien wie Quantenfeldtheorie und
Allgemeine Relativitätstheorie die Existenz von
Raum, Zeit und Materie voraussetzen, lässt sich der
eigentliche Urknall mit ihnen nicht beschreiben.
Vorhersagen der Urknall-Modelle: Die Urknall – Modelle mit den obigen Charakteristika sind die
anerkanntesten Modelle zur Erklärung des heutigen Zustandes des Universums. Der Grund dafür
ist, dass sie einige zentrale Vorhersagen machen, die sich gut mit dem beobachteten Zustand des
Universums decken. Die wichtigsten Vorhersagen sind die Expansion des Universums, die kosmische Hintergrundstrahlung und die Elementverteilung, insbesondere der Anteil an Helium an der
Gesamtmasse der Atome. Auch die wichtigsten Eigenschaften der Temperaturfluktuationen der
kosmischen Hintergrundstrahlung werden im Rahmen der Urknall – Modelle mittels kosmologischer Störungstheorie sehr erfolgreich erklärt.
69
405
496
10 – 50
Interstellare Gase: Eine extrem verdünnte «Atmosphäre» - 1
Etwa 99% des interstellaren Mediums ist im gasförmigen Zustand, wovon 90% aus Wasserstoff besteht. Dabei ist etwa die Hälfte dieses Gases an interstellare Gaswolken gebunden. Diese Gaswolken
haben je nach der Temperatur des Gases verschiedene Eigenschaften:
Pferdekopfnebel: Orion – Nebel
mit Staubteilchen und H2 im Kern
In den kältesten und dichtesten Gebieten des interstellaren
Mediums findet man Wolken, deren Kerne molekulare Gase
enthalten, hauptsächlich molekulares Wasserstoff-Gas (H2).
Molekulares H2 kann nur unter diesen Bedingungen
gefunden werden, da schon eine sehr kleine Energie genügt,
um die Moleküle aufzubrechen. Dies ist der Fall, wenn das
Licht von Sternen tief genug in die Wolke eindringen kann
und von den Molekülen absorbiert wird. Die Temperatur
dieser Molekülwolken beträgt deshalb nur etwa 10 K (- 263
0C). Zudem besitzen die Wolken eine hohe Konzentration
von Staubteilchen, welche das molekulare H2-Gas im Kern
der Wolke vor dissoziierenden Photonen schützt.
Ausserdem wurden C-H-Verbindungen entdeckt, z.B. CH3+Ionen, was nahelegt, dass es sich hier um eine Art kosmischer Erdölraffinerie handelt.
Wenn die Gaswolke für das Überleben der H2-Moleküke nicht genügend kalt oder dicht ist, dann
entsteht eine Wolke aus neutralen Wasserstoffatomen. Die Temperatur dieser Wolken ist ca. 100 K
(- 163 0C) und sie werden als HI- Wolken bezeichnet.
Gelegentlich findet man Gaswolken in der Nähe eines sehr heissen Sterns, welcher das Gas auf eine
Temperatur von bis zu 10’000 K aufheizt. Die Strahlung des Sterns ionisiert dann die H-Atome, d.h.
sie verlieren ihr Elektron. Beim Wiedereinfangen eines Elektrons wird rotes Licht mit einer
Wellenlänge von 656.3 nm emittiert (1 nm = 10-9 m). Die so entstehenden Gaswolken werden als
Emissions-Nebel bezeichnet; diese Gaswolken, welche aus ionisiertem Wasserstoff, H+, bestehen,
werden von den Astronomen als HII – Wolken bezeichnet.
69
497405
Gase des interstellaren Mediums - Tabelle
Anmerkung: Die enorm grossen Stosszeiten und freien Weglängen zeigen, dass die Temperaturen nicht
durch Stösse zwischen den Teilchen bedingt sind. Die Konzentration sind extrem klein sodass sich die
Teilchen ballistisch bewegen. Die z.T. extrem hohen Temperaturen werden vielmehr durch die
Wärmestrahlung der benachbarten Sterne erzeugt (s. Analogie der Thermosphäre, pp 49-53, Kapitel 2).
Eigenschaften
Wasserstoff
Temperaturen T(K)
Teilchen
pro cm3
«Stosszeiten» (s)
freie Weglängen (m)
Koronales Gas
H+
1’000’000
0.01
1011
1014
Diffuse Nebel
H+
10’000
100 – 1’000
107
109
Zwischen den
Nebeln
H
10’000
0.1
1011
1013
Diffuse Wolken
H, H2
50 - 100
10 - 100
109
1010
Dunkle Wolken
H2
10 - 50
103 - 107
104
105
Molekulare
Riesenwolken
H2
10
500
109
1010
Erdoberfläche
Luft
300
~ 1019
~ 10-8
~ 10-7
Medien
69
405
498
10 - 51
Intergalaktisches Gas: Eine extrem verdünnte «Atmosphäre» - 2
Als intergalaktisches Medium (IGM), auch intergalaktisches Gas, bezeichnet man Wasserstoff-Gas,
welches nicht an einzelne Galaxien gebunden ist, sondern im Raum zwischen ihnen existiert. Es
besteht hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff-Gas H+, dem sog. Plasma HII (p. 496);
neutraler Wasserstoff (H oder HI) macht nur etwa ein Millionstel des gesamten Mediums aus. Das
IGM sollte nicht mit dem interstellaren Medium (p. 496) verwechselt werden, welches sich
zwischen den Sternen von Galaxien befindet. Die Grenzen zwischen intergalaktischem und interstellarem Medium sind jedoch fliessend.
Schon lange vermuteten Kosmologen, dass die grossräumige Struktur des Universums einem
Spinnennetz gleicht: Gewaltige Filamente aus Wasserstoff-Gas durchziehen demnach die dunklen
Weiten des Weltalls. Sie bilden ein verzweigtes Netzwerk mit Knotenpunkten, wo sich die Materie
ansammelt und Galaxien wie unsere Milchstrasse bilden. Da das diffuse Gas der kosmischen Filamente jedoch kein Licht ausstrahlt, kannten Astrophysiker das intergalaktische Netz nur aus Computersimulationen.
Es ist einem Zufall zu verdanken, dass der Astronom
Sebastiano Castalupo von der University of California in
Santa Cruz und seine Kollegen nun erstmals einen Teil des
geheimnisvollen Netzes zu sehen bekamen. Sie beobachteten gerade am W.M. Keck Observatory in Hawaii den
Quasar UM287 in 10 Milliarden Lichtjahren Entfernung, als
ihnen etwas Ungewöhnliches auffiel: Auf den Aufnahmen
fanden sie ein gewaltiges Filament aus Wasserstoff, das sich
über eine Entfernung von fast zwei Millionen Lichtjahren in
den Intergalaktischen Raum erstreckt. Die enorme Strahlung
eines Quasars hatte das Gas zum Leuchten gebracht.
Im nebenstehenden Bild (Simulation) sind die Galaxien nur
winzige Punkte an den Knoten des Netzes !
Netzwerk-Verteilung der Materie im
grossräumigen Universum
69
405
499
Der kleine Prinz auf dem Asteroiden B 612
«Was wichtig ist, sieht man nicht…»
«Das ist wie mit der Blume.
Wenn du eine Blume liebst,
die auf einem Stern wohnt,
so ist es wunderschön,
bei Nacht den Himmel zu betrachten.
Alle Sterne sind voll Blumen.»
«Wenn du bei Nacht
den Himmel anschaust,
wird es dir sein, als lachten die Sterne,
weil ich auf einem von ihnen wohne,
weil ich auf einem von ihnen lache.»
Antoine de Saint-Exupéry
384
69
500
10 - 52
Anhang: Kapitel 10
384
69
10-A-0-0
10 - 53
Vincent van Gogh: «Sternennacht» (1889)
10-A-0-1
69
405
Johann Wolfgang Goethe
(1749 - 1832)
Faust: Prolog im Himmel
Raphael
Die Sonne tönt nach alter Weise
In Brudersphären Wettgesang,
Und ihre vorgeschriebne Reise
Vollendet sie mit Donnergang.
Ihr Anblick gibt den Engeln Stärke,
Wenn keiner sie ergründen mag;
Die unbegreiflich hohen Werke
Sind herrlich wie am ersten Tag.
271
69
10-A-1-1
10 - 54
Planetenbahnen: Kepler’s Gesetze (1571 – 1630)
y
a2
T2
b
a
S
Sonne
x
M1
a1
Sonne
M2
Ellipse mit Halbachsen a und b:
x2
a2
+
3. Gesetz:
y2
= 1
b2
1. Gesetz:
Die Bahn eines Planeten
P ist eine Ellipse mit der
Sonne S in einem der
Brennpunkte .
T1
2. Gesetz:
Eine von der Sonne zum
Planeten gezogener «Fahrstrahl» überstreicht in gleichen Zeiten gleich grosse
Flächen A:
A1 = A2 = A3 = A.
Sei Ms die Masse der Sonne, um
welche sich zwei Planeten 1 und 2
mit den Massen M1 und M2 bewegen
und es seien a1 und a2 die beiden
grossen Halbachsen. G sei die Gravitationskonstente. Es seien T1 und
T2 die beiden Umlaufzeiten der
Planeten 1 and 2. Die exakte Gleichung für T1 ist dann gegeben durch:
T12 = {4 p2 / [G (MS + M1)]} a13
S: Sonne - P: Planet
mit einer analogen Gleichung für T2.
Da M1 << Ms, M2 << Ms, folgt dann für
die beiden Planeten 1 and 2 sofort:
(T1 / T2)2 = (a1 / a2)3 .
384
69
10-A-1-2
Vereinfachung: Kreisförmige Planetenbahnen um die Sonne
Gemäss pp 416 und A-10-1-2 beschreiben die Planeten elliptische Bahnen mit der Exzentrizität e um die
Sonne. Aus p. 416 ist ersichtlich, dass die numerischen Exzentrizitäten e für die meisten Planeten sehr
klein sind weshalb wir hier die Planetenbahnen durch kreisförmige Bahnen mit dem Radien R.
approximieren. Sei Ms = Masse der Sonne, MP = Masse eines Planeten und v seine Bahngeschwindigkeit.
Dann ist die Zentrifugalkraft FZF welche auf irgendeinen Punkt des Planeten wirkt gegeben durch
FZF = MP v2 / R .
(1)
Im Gleichgewicht wird die Zentrifugalkraft FZF durch die Gravitationskraft FG kompensiert, wobei
FG = G (MP MS) / R2 ,
(2)
wobei G = 6.673 * 10-11 N m2 / kg2 die Gravitationskonstante ist. Im Gleichgewicht ist FG = FZF und man
erhält aus Glgn. (1) und (2:
v2 = G MS / R = (2 p R / T)2
(3)
wobei T die Umlaufzeit des Planeten um die Sonne ist. Substitution von (3) in (1) ergibt:
v
FZF = MP (4 p2 R) / T2
(4)
Aus FZF = FG folgt aus Glgn. (2) und (4):
A1
MS
T2 = (4 p2 / G MS) R3 .
(5)
A2
R
FG
A
FZK
MP << Ms
Gleichung (5) ist das dritte Kepler’sche Gesetz eines um die Sonne kreisenden Planeten (s. p. 10-A-1-2).
Der konstante Betrag von v führt zum zweiten Kepler’schen Gesetzes gleicher Flächen: A1 = A2 = A. Die
tangentiale Beschleunigung ist at = 0 und die radiale Beschleunigung ist ar = v2 / R (s. Ref. R-A-1-3).
[Für die Vektoren gilt: FG = FZP = Zentripetalkraft, wobei
384
69FZP = - FZF].
10 - 55
10-A-1-3
Vereinfachung: Kreisförmige Planetenbahnen um die Sonne - 2
The orbiting velocities v of the Planets around the
Beschleunigung als Funktion von R:
ar = (G MS) / R2
4.50E-02
4.00E-02
v = ((G MS)/R)1/2
ar (m / s2)
Geschwindigkeit in m/s
Sun are given by eq. (3) (s. left-hand picture below
ar = (G Ms) / R2
3.50E-02
3.00E-02
2.50E-02
2.00E-02
2.2 ∙ 10-4
1.50E-02
6.5 ∙ 10-5
1.6 ∙ 10-5
1.00E-02
6.6 ∙ 10-6
5.00E-03
Distanzen von der Sonne in Millionen km
0.00E+00
0.00E+00
2.00E+09
4.00E+09
6.00E+09
R (km)
Im Folgenden betrachten wir die Kräfte, welche bei den Orbitalen auf die Planeten um die Sonne wirken.
Da der Betrag von v konstant ist, sind die tangentialen Beschleunigungen at gleich Null. Dagegen wirkt
eine radiale Beschleunigungskraft ar ≠ 0. Diese letzter Beschleunigung folgt aus
Fcf = FG = Mp v2 / RP = G (MP MS) / Rp2 = MP ar

ar = (G MS) / RP2
(6)
Terrestrische Beispiele: Die «International Space Station» ist ein LEO («Low Earth Orbit» bei einer
Distanz R = RE + h, wobei RE = Erdradius, h = Höhe des Satteliten oberhalb der Erde). Die Beschleunigung
ist aE(R) = g(R) = (G ME) / R2). Es sei R1 = RE+h1 und R2 = RE + h2. Mit RE = 6’371 km, h1 = 100 km, h2 = 400
km, ME = 5.98*1024 kg erhält man: aE(R1) = g(R1) = 9.53 m/s2 und aE(R2) = g(R2) = 8.71 m/s2. Für h = 0 erhält
man aE(RE) = g = (G ME) / RE2 = 9.81 m / s2 = Gravitationsbeschleunigung auf Meereshöhe.
384
69
10-A-1-4
Viel Wasserdampf in der Atmosphäre der jungen Venus
Erde und Venus sind gewissermassen Zwillinge. Die Wissenschaft geht davon
aus, dass die beiden heute so verschiedenen Planeten - wie auch der Mars – vor
rund 4.5 Milliarden Jahren aus der gleichen Materie entstanden sind und folglich
die gleichen chemischen Bestandteile aufwiesen, so Prof. Dr. Peter Bochsler von
der Abteilung für Weltraumforschung und Planetologie der Universität Bern.
Dabei geht es um eine Hypothese, die auf der heute extrem trockenen Venus ein
früheres Wasservolumen voraussetzt. Jetzt stützen die Berner Astrophysiker mit
rund 40 Forschenden aus Europa und den USA diese Annahme. Daten, welche die
ESA Raumsonde «Venus Express» seit mehr als einem Jahr sammelt, lassen jetzt
«mit einiger Sicherheit vermuten, dass in der Venus-Atmosphäre einst tatsächlich
reichlich Wasserdampf vorhanden war», sagt Prof. Dr. Peter Wurz».
…Die Forscher konnten nachweisen, dass
der - neben einem kleinen Helium-Anteil –
registrierte Wasserstoff und Sauerstoff in
einem Verhältnis von 2 : 1 auftritt, im gleichen Verhältnis, wie sich auch Wasser
(H2O) zusammensetzt. «Ein Resultat, das
so nicht unbedingt erwartet wurde»
kommentieret Peter Wurz diese Daten. Mit
Hinweisen auf ein einstiges Wasservorkommen habe man schon gerechnet,
aber dass die Bestandteile der Moleküle im
originalen Verhältnis weggetragen wurde,
sei nicht voraussehbar gewesen.
Die Sonde «Venus Express» umkreist die
69
405
Venus und untersucht deren Atmosphäre
10-A-2-1
10 - 56
Der Erdmond
Der Mond ist der einzige natürliche Satellit der Erde. Seit der
Entdeckung von Trabanten bei anderen Planeten des Sonnensystems,
im übertragenen Sinn meist als Mond bezeichnet, wird er zur
Vermeidung von Verwechslungen auch als Erdmond bezeichnet.
Aufgrund seiner verhältnismässigen Nähe ist er der einzige fremde
Himmelskörper, der bisher vom Menschen betreten wurde.
Eigenschaften des Orbits:
grosse Halbachse: 384’400 km; Exzentrizität: 0.0549;
Umlaufzeit: 27.3217 Tage; mittlere Orbitalgeschwindigkeit: 1.023 km/s;
Physikalische Eigenschaften:
Der Mond von der Erde
aus fotographiert (2006)
Mittlerer Durchmesser: 3476 km; Masse: 7.349 x 1022 kg;
mittlere Dichte: 3.341 g/cm3; Fallbeschleunigung: 1.62 m/s2;
Die Atmosphäre des Mondes:
Der Mond hat keine Atmosphäre im eigentlichen Sinn, sondern nur
eine Exosphäre (eine dünne atmosphären-artige Hülle, die den Mond
umgibt). Sie besteht zu etwa gleichen Teilen aus Helium (He), Neon
(Ne), Wasserstoff (H2) sowie Argon (Ar). Die Exosphäre hat ihren
Ursprung in eingefangenen Teilchen des Sonnenwindes. Ein sehr
kleiner Teil entsteht auch durch Ausgasungen aus dem Mondinneren,
wobei insbesondere 40Ar, das durch Zerfall von 40K im Mondinneren
entsteht, von Bedeutung ist,
384
69
10-A-2-2
Zusammensetzung der Mond-Exosphäre
Bewohnbare Zone im Sonnensystem
Masse des Sterns relativ zur Sonne
Pluto
Bewohnbare Zone
Neptun
2
Uranus
Merkur
Saturn
Jupiter
1
Mars
Erde
Venus
0.5
0
12
0.1
1
10
40
Radius der Umlaufbahn relativ zur Erde
Das Sonnensytem befindet sich längs der zentralen Linie ; der blaue Bereich
zeigt die belebbare Zone als Funktion der Grösse der Sterne an .
Die Erde befindet sich in der belebbaren Zone des Sonnensystems; wäre sie etwa 5 %
oder etwa 8 Millionen Kilometer näher oder weiter von der Sonne entfernt , dann wären
die Bedingungen für die gleichzeitige Existenz der drei Formen von Wasser (flüssig ,
fest und gasförmig) nicht mehr erfüllt .
378 b
10-A-2-3
10 - 57
Der Jupitermond Europa
Europa ist mit einem Durchmesser von 3121 km der zweitinnerste und kleinste der vier grossen Monde von Jupiter.
Obwohl die Temperatur an der Oberfläche von Europa
maximal - 150 0C erreicht, vermutet man, dass sich unter einer
Kruste aus Wassereis ein bis zu 100 km tiefer Ozean aus
Wasser befinden könnte.
Der Jupiter-Mond Europa
Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops ergaben Hinweise
auf das Vorhandensein einer extrem dünnen Atmosphäre aus
Sauerstoff mit einem Druck von 10-11 bar. Es wird angenommen, dass der Sauerstoff durch die Einwirkung der
Sonnenstrahlung auf die Eiskruste entsteht, wobei das
Wassereis in Sauerstoff und Wasserstoff gespalten wird. Der
leichte Wasserstoff entweicht, der schwerere Sauerstoff wird
durch die Gravitation festgehalten.
Grössenvergleich zwischen dem Mond
Europa (unten links), Erdmond (oben
links) und Erde (massstabsgerecht)
69
405
10-A-2-4
Vergrösserte Sicht des «Conamara Chaos»
mit Eis-Schollen bis 10 km.
Zur schiefen Rotationsachse des Uranus
Auf Seite 448 wurde die schiefe Rotationsachse und seine Konsequenzen für die Jahreszeiten von
Uranus diskutiert. Der Uranus ist der einzige Planet des Sonnensystems, dessen Rotationsachse
einen Winkel von 980 gegen die Vertikale zur Bahnebene besitzt. Bei allen andern sieben Planeten
bilden die Rotationsachsen relativ kleine Winkel mit der Vertikalen zur Bahnebene, bei der Erde z.B.
ist dieser Winkel 23.440 (s. p. 429).
Was ist der Grund für die extreme Schiefe der Rotationsachse von Uranus? Zurzeit gibt es keine
eindeutige Antwort auf diese Frage. Es wurden aber zwei Hypothesen aufgestellt:
1)
Der Uranus wurde von einem ungewöhnlich grossen Planetoiden getroffen, der die
Rotationsachse von seiner ursprünglichen normalen Lage in die heutige schiefe Lage drehte.
Eine ähnliche Kollision ereignete sich wahrscheinlich in der Geschichte unserer Erde, aus der
dann der Mond entstand. Der Unterschied im Resultat war wahrscheinlich die verschiedene
Geometrie der beiden Zusammenstösse, bei der Erde ein frontaler Zusammenstoss, bei Uranus
dagegen nur ein streifender Zusammenstoss.
2)
Eine alternative Theorie erklärt die aussergewöhnliche Richtung der Rotationsachse von
Uranus als Resultat gravitativer Wechselwirkungen: Als das junge und viel kompaktere solare
System sich mit ihren Gasplaneten ausbreitete, ist es möglich, dass Saturn und Jupiter temporär in einer 2 : 1 orbitalen Resonanzbeziehung standen (*). Einige Modelle zeigen, dass eine solche Resonanz für die Drehung der Rotationsachse von Uranus verantwortlich war.
(*)
In der Himmelsmechanik entsteht eine orbitale Resonanz, wenn zwei um die Sonne
kreisende Planeten (in diesem Fall Jupiter und Saturn) eine periodische gravitative Kraft
aufeinander ausüben, wobei die beiden orbitalen Perioden im Verhältnis zweier kleinen
ganzen Zahlen, z.B. im Verhältnis 2 : 1, stehen.
384
69
10-A-2-5
10 – 58
Fluchtgeschwindigkeiten vFl von Planeten des Sonnensystems
Die Fluchtgeschwindigkeit vFl einer Masse m von einem
Planeten P (Masse MP , Radius RP) kann mit Hilfe der kinetischen Energie Ekin = (1/2 m v2 und der Bindungsenergie
Eg im Gravitationsfeld berechnet werden. Die Gravitationskraft ist gegeben durch Fg = GmM /r2, wobei G die
Gravitationskonstante (G = 6.674 x 10-11 m3 kg-1 s-2) und
r der Abstand zwischen m und MP ist. Die gravitative
Bindungsenergie ist durch das Integral von Fg gegeben:
r2
Eg =
∫ FG(r)) dr
Himmels körper
Merkur
4.3
Venus
10.2
Erde
11.2
r2
Mond
2.3
r1
Mars
5.0
Jupiter
59.6
= GmMP ∫ r-2 dr = - GmMP [(1/r2) – (1/r1)]
r1
vFl am Aequator in km/s
Wird die Masse m von der Oberfläche des Planeten mit
dem Radius RP und der Fluchtgeschwindigkeit vFl, abgeschossen, dann ist r1 = RP und r2 = ∞. Daraus folgt:
(1/2) m v2Fl = GmMP/RP und für die Fluchtgeschwindigkeit erhält man:
Saturn
35.5
Uranus
21.3
vFl = √ 2 G MP / RP .
Neptun
22.3
Man beachte, dass vFl unabhängig von der Masse m ist.
Pluto
1.1
Dle Tabelle enthält die Fluchtgeschindigkeiten (Mindestgeschwindigkeiten) der nebenstehenden Himmelskörper.
Sonne
617.3
Die Berechnung von vFL wurde ohne die bremsende
Wirkung einer eventuell vorhandenen Atmosphäre durch384
69
geführt.
10-A-2-6
Thermische- und Fluchtgeschwindigkeiten atmosphärischer Moleküle
Der quadratische Mittelwert (rms) der Geschwindigkeit , vrms, ist gegeben durch:
vrms = sqrt( 3 k T / m)
(1)
wobei k die Boltzmann- Konstante (k = 1.3806 10-23 kg m2 s-2 K-1), T die absolute Temperatur und m
die Masse des Atoms oder des Moleküls ist. Im Folgenden betrachten wir die Geschwindigkeiten
von Sauerstoff (O2)- und Stickstoff (N2)- Molekülen in der Atmosphäre und vergleichen diese
Geschwindigkeiten mit den Fluchtgeschwindigkeiten vFl, d.h. mit der Geschwindigkeit, welche zum
Verlassen der Atmosphäre nötig ist. Die Fluchtgeschwindigkeit ist unabhängig von der Masse der
Moleküle und ist gegeben durch (s. p. 10-A-2-6):
vFl = sqrt ( 2 G M / R)
(2)
m3
kg-1
s-2),
In Glg. (2), ist G die Gravitationskonstante (G = 6.674 10-11
M die Masse des Planeten
(der Erde) und R = RE + H ist die Distanz zwischen Molekül und Erdmittelpunkt (RE = 6371 km =
Radius der Erde, H = Höhe über der Erdoberfläche). Das Molekül der Masse m kann die
Erdatmosphäre verlassen, wenn vrms ≥ vFl ist. Wir betrachten zuerst vFl für verschiedene Höhen H
über der Erde. Für H = 0 (Erdoberfläche) findet man vFl = 11.19 km/s, für H = 100 km oder R = 6471
km (in der Thermosphäre, s. Kapitel 2, Abschnitt 10.2) folgt vFl = 11.1 km/s und für H = 600 km (in der
Exosphäre) mit R = 6971 km folgt vFl = 10.7 km/s. In diesem Höhenbereich ändern sich die
Fluchtgeschwindigkeiten also nur geringfügig.
Nun berechnen wir die rms- Werte vrms der Moleküle für T = 300 K und finden mit m(O2) = 5.356 10-26
kg, m(N2) = 4.65 10-26 kg und m(H2) = 3.35 10-27 kg:
vrms(O2) = 477 m/s
vrms(N2) = 510 m/s, vrms(CO2) = 407 m/s und
vrms(H2) = 1’908 m/s .
Man sieht also, dass vrms << vFl und aus diesem Grund ist die Wahrscheinlichkeit für die Flucht
eines Moleküls in den Weltraum sehr klein. Nun hat man es natürlich mit einer Boltzmann-Verteilung
der Geschwindigkeiten mit v > vrms zu tun, was die obigen Resultate aber kaum ändert. [Für H2 ist
die Fluchtwahrscheinlichkeit grösser als für die schwereren Moleküle, was einer der Gründe für die
sehr geringe Konzentration von H2 in der Erdatmosphäre ist.)].
384
69
10-A-2-7
10 – 59
Die Heliosphäre unseres Sonnensystems
Die Heliosphäre ist der weiträumige, interplanetare Bereich um die Sonne, in dem der Sonnenwind
(pp 353 – 358, Kapitel 8) mit seinen mitgeführten Magnetfeldern wirksam ist. In diesem Bereich des
Sonnensystems verdrängt der Teilchenstrom der Sonne die interstellare Materie bis hinaus zur
Heliopause (= theoretische Grenze wo der Solarwind durch das interstellare Medium begrenzt wird).
Für elektrisch neutrale Atome aus dem interstellaren Medium besteht die Möglichkeit, weit in die
Heliosphäre eindringen zu können. Neben den wenigen Partikeln, die das schaffen, stammt fast die
gesamte Teilchenmenge in der Heliosphäre von der Sonne.
Während die sonnennahen Regionen durch den Sonnenwind selbst und durch die heliosphärische
Stromschicht geprägt sind, zeigen sich ab einem Abstand von ca. 100 AE (1 AE ≈ 150 Millionen km)
wegen der Wechselwirkung mit dem interstellaren Gas andere Phänomene: Da sich die Sonnenwinde
mit mehreren hundert km/s von der Sonne wegbewegen, muss es Grenzen geben, bei denen der
Sonnenwind durch das interstellare MeHeliopause
dium abgebremst wird und sich mit
geringerer Geschwindigkeit in das interstellare Medium einfügt. Schliesslich erfolgt Abbremsung bis auf «SchallgeschHeliosphäre
windigkeit», vs, im interstellaren Medium
(vs ≈ 100 km/s). Die letzte Grenze, bei
welcher der Sonnenwind keine materiellen Wirkungen mehr zeigt, ist die
Heliopause bei 110 bis 150 AE.
Die Heliosphäre unseres Sonnensystems
Wegen der sehr grossen Entfernungen
erweist sich die Erforschung mit Sonden
als schwierig (für eine Entfernung von
100 AE ist die Reisezeit ca. 30 Jahre!).
Nur die beiden Sonden Voyager 1 und 2
haben in den Jahren 2004 und 2007 die
Heliosphäre erreicht, Voyager 1 bei 94 AE
69
405
und Voyager 2 bei 84 AE.
10-A-2-8
Doppler Technik zur Suche von Exoplaneten
Erläuterung zur Figur links auf p. 463:
Die Doppler-Technik ist eine gute Methode zur Entdeckung von Exoplaneten. Sie stützt sich auf
den Doppler-Effekt zur Analyse der Bewegung und der Eigenschaften des Sterns und des
Planeten. Der Stern und der Planet rotieren um das gemeinsame Massenzentrum. (s. pp 463
und 10-A-3-2).
In unserem Sonnensystem umkreisen alle Planeten und auch die Sonne ein gemeinsames
Massenzentrum. Da aber die Masse der Sonne so viel grösser ist als die Massen der Planeten,
liegt das Massenzentrum innerhalb der Sonne! Deshalb scheint die Sonne hin und her zu
wackeln, sodass das Spektrum des Sonnenlichtes ebenfalls entsprechend moduliert wird. Nun
interessieren wir uns nicht primär für unser Sonnensystem sondern für die spektrale
Verschiebung anderer Sterne um herauszufinden, ob diese Sterne ein oder mehrere Planeten
besitzen, die diese Sterne umkreisen. Wenn sich der Stern auf uns zubewegt, dann hat sein
ausgestrahltes Licht eine kürzere Wellenlänge, d.h. es entsteht eine Blauverschiebung des
Lichtes (s. Figur links von p. 463). Wenn sich der Stern aber von uns wegbewegt, dann hat das
Sonnenlicht eine grössere Wellenlänge, was eine Rotverschiebung erzeugt.
Der Doppler-Effekt wird sehr oft verwendet um extrasolare Planeten zu beobachten. Dabei
muss aber betont werden, dass er am besten für sehr massereiche Planeten geeignet ist,
welche zudem nahe um ihren Stern kreisen. Der Grund dafür liegt darin, dass der zentrale
Stern stärker hin und her wackelt, wenn er von einem massereichen und nahegelegenen
Planeten umkreist wird, sodass eine grössere und leichter beobachtbare spektrale
Verschiebung entsteht. Die mit Hilfe dieser Methode am meisten entdeckten Exoplaneten
haben tatsächlich eine sehr grosse Masse und rotieren extrem nahe um ihren Stern.
Eine Figur, welche die verschiedenen Phasen der Rotation von Planet und Zentralstern um
ihren gemeinsamen Schwerpunkt zeigt, ist auf der folgenden Seite 10-A-3-2 dargestellt.
384
69
10-A-3-1
10 - 60
Umkreisung von Stern S und Planet P um Massenmittelpunkt MP
Es sei MP (o) der Massenmittelpunkt eines
Sterns S mit der Masse M und m sei die
Masse des zugehörigen Planeten P wobei m
<< M. [In Wirklichkeit liegt MP exzentrisch
innerhalb des Sterns (p. 10-A-3-1); zur
Veranschaulichung haben wir MP ausserhalb von S gezeichnet].
P
y
Es seien R und r die Abstände zwischen S
und P, bzw. zwischen S und MP und der Abstand zwischen MZ und P sei D = R + r.
S
S
P
S
P Der Massenmittelpunkt ist gegeben durch
x
Z
S
MP
r/R = m/M
(1)
R = D-r
(2)
mit
 r = (m / M) R = (m / M) (D – r)
(3)
Nach Auflösung von (3) nach r folgt:
r = [m / (M + m)] D = [1 / (1 + M / m)] D
(4)
Da M /m >> 1 folgt näherungsweise:
r ≈ (m / M) D
P
Die Figur zeigt 4 Phasen der Rotation eines Planeten P
um seinen Zentralstern S. Die 4 Phasen sind mit 4 verschiedenen Farben gekennzeichnet. S und P kreisen um
ihren gemeinsamen Schwerpunkt O im Ursprung des
384
69
Koordinatensystems (x,y).
(5)
Wegen m << M ist r << R sodass R ≈ D, d.h.
dass die meisten Massenmittelpunkte MP
innerhalb des Sterns S liegen nur wenig von
dessen Zentrum Z entfern sind.
10-A-3-2
Exoplaneten: Planetare Massen vs Umlauf - Perioden
Planetare Masse (in Jupitermassen)
100
10
1
10-1
10-2
10-3
10-4
•
Masse des Jupiters:
MJupiter = 1.899 • 1027 kg
•
MErde/MJupiter = 3.14 • 10-3
10-5
10-2
10-1
100
101
10210
Blaue Kreuze: Planeten mit Abschätzungen von Massen und
Umlaufsperioden.
Rote Quadrate: neue Exoplaneten,
welche kürzlich in einem batch von
60 zugefügt wurden.
103
Umlaufsperiode (in Tagen)
384
69
10-A-3-3
10 - 61
104
105
106
Planeten: Verifikation durch Multiplizität – «Verification by Multiplicity»
Die Entdeckung von neuen Exoplaneten wurde mit Hilfe einer neuen Methode möglich, der sog.
«Verification by Multiplicity» oder Verifikation durch Multiplizität. Diese Technik beruht auf der folgenden Basis: Wäre ein Stern direkt von anderen Sternen umgeben, dann würde die starke Gravitation
die Umlaufbahnen dieser Sterne unstabil machen und in ein Chaos stürzen. Ein System bestehend
aus einem Stern, der von einer Anzahl Planeten umkreist wird, hat dagegen eine viel stabilere
Konfiguration da die gravitativen Kräfte viel kleiner sind.
Der Planetenwisenschafter von NASA, Jack Lissauer, formuliert diese Tatsache folgendermassen:
«Dieser physikalische Unterschied, nämlich die Tatsache, dass multiple Sternsysteme sich nicht wie
planetare Systeme verhalten, ist die Basis für die Bestätigung der «Verifikation durch Multiplizität».
10Histogramm von Exoplanten- Entdeckungen
384
69
Die in der Figur durch den
gelben Balken dargestellten
715 Exoplaneten, welche 305
Sterne umkreisen (NASA vom
26. 2. 2014) wurden mit Hilfe
des Kepler Space Telescope
beobachtet.
Diese Exoplaneten wurden
mit der «Verification by Multiplicity» – Methode gefunden.
95% der so entdeckten Exoplaneten sind kleiner als
unser Planet Merkur und 4
dieser Planeten sind kleiner
als 2.5 mal die Erde und
befinden sich in der «habitablen» Zone.
10-A-3-4
Neuer erdähnlicher Exoplanet Kepler 186f - Vergleich mit Erde
Im Abschnitt 3 (pp 467, 468; 476, 480, 481) und im Abschnitt 4 (pp 484, 489) wurden einige habitable
Exoplaneten vorgestellt und grobe Abschätzungen für die Anzahl der Planeten mit technischen,
intelligenten Zivilisationen (p. 476), bzw. mit beobachtbaren Zeichen von Leben (p. 489) diskutiert.
Abschätzungen ergeben, dass im sichtbaren Universum etwa 1024 Planeten existieren (eine 1 mit 24
Nullen!). Unter dieser riesigen Zahl von Planeten wäre es fast ein Wunder, wenn unsere Erde der
einzige Planet mit lebenden Geschöpfen wäre. Dabei ist aber zu beachten, dass alle grossen
Gasplaneten wegfallen, also nur relativ kleine Gesteinsplaneten mit flüssigem Wasser auf der
Oberfläche und einer lebensfreundlichen Atmosphäre in Frage kommen.
Ein vielversprechender Spitzenkandidat für einen erdähnlichen Planet wurde kürzlich von NASA
entdeckt. Es handelt sich um den Exoplaneten Kepler 186f. Er ist mehr als 500 Lichtjähre von der
Erde entfernt und sein Durchmesser ist nur 10% grösser als jener der Erde. Seine Masse und seine
Planet Erde und Planet Kepler 186f mit ihren Umlaufbahnen um die Sonne, bzw. um den Stern Kepler 186.
384
69
10-A-3-5
10 – 62
Zusammensetzung sind noch nicht
bekannt. Der Planet zieht seine
Bahn zwar mit einer Umlaufzeit
von nur 130 Tagen ebenfalls näher
um seinem Stern Kepler 186,
nämlich mit einer halben Entfernung Erde-Sonne. Dafür ist die
Temperatur seines Zentralgestirns
von etwa 3’500 0C aber auch tiefer
als jene der Sonne. Das plaziert
Kepler 186f in die habitable Zone
seines Sterns, woraus die Wahrscheinlickeit besteht, dass der
Planet eine erdähnliche Atmosphäre und flüssiges Wasser auf
der Oberfläche besitzt.
Das Hubble Weltraumteleskop
Betreiber:
NASA
Masse:
11’600 kg
Grösse:
13.1 m Länge
max. 4.3 m Durchmesser
Start:
24. April 1900
In Betrieb:
25 Jahre, 10 Monate
Startplatz:
Kennedy Space Center
Status:
in Betrieb
Das Hubble – Weltraumteleskop (englisch: Hubble Space Telescope), kurz HST, ist ein
Weltraumteleskop, das von der NASA und der ESA gemeinsam entwickelt wurde und nach dem
Astronomen Edwin Hubble (p. 494) benannt ist. Es arbeitet im Bereich des elektromagnetischen
Spektrums vom Infrarotbereich über das Sichtbare Licht bis in den Ultraviolettbereich.
Das HST wurde am 24. April 1990 mit der Space Shuttle STS-31 gestartet und am nächsten Tag
aus dem Frachtraum der Discovery ausgesetzt.
Das HST war das erste von vier Weltraumteleskopen, die von der NASA im Rahmen des «Great
Observatory Programms» geplant wurden. Die anderen Weltraumteleskope sind Compton
Gamma Ray Observatory, Chandra X – Ray Observatory und Spitzer – Weltraumteleskop.
69
10-A-4-1
405
Relativistische Rotverschiebung des Lichtes von Galaxien
Ist die Fluchtgeschwindigkeit v viel kleiner als die Lichtgeschwindigkeit c, dann erhält man für die
relative Dopplerverschiebung z = Dl / l = v / c (s. p. 493). Für sehr grosse Geschwindigkeiten v muss
die relativistische Zeitdilatation berücksichtigt werden. Die Geschwindigkeit v(z) ist dann gegeben
durch:
v(z) = H0 • d(z) =
mit
•c
oder
d(z) =
z = Dl / l = [(c + v) / (c – v)]
1069
384
10-A-5-1
10 - 63
½
-1
•
Referenzen: Kapitel 10
384
69
R-10-0
10.0 Atmosphären:
Allgemeines
R.10.0.0
p. 405: Atmosphären von Planeten und Exoplaneten (Haupt-Titel)
R.10.1.1
p. 406:
R.10.1.2
pp 407 – 410: a) http://de.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A4re_(Atmosphäre)
b) http://www.de.wikipedia.org/wiki/Gasplanet
c) http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere
10.1 Atmosphären der Planeten unseres Sonnensystems (Titel)
p. 407, 408: Definition und Schichten - Atmosphären der erdähnlichen Planeten
Bild des Inneren Sonnensystems: www.google.ch/science (Schrift retouchiert von P. Brüesch)
p. 409: Atmosphäre des Mondes
p. 410: Atmosphäre des Äusseren Sonnensystems: Gasriesen
Bild des äusseren Sonnensystems: www.google.ch/search (Schrift retouchiert von P, Brüesch)
R.10.1.3
p. 411: Struktur und Atmosphäre der Sonne
a)
b)
c)
d)
Sonne - http://de.wikipedia.org/wiki/Sonne
Aufbau und Aktivität der Sonne - http://www.helles-koepfchen.de/artikel/2895.html
Lexikon - http://www.redshift-live.com/de/kosmos-himmelsjahr/lexikon/Sonnenatmosph%C3%A4re.htm
Sonne – LEIFI Physik - http://www.leifiphysik.de/themenbereiche/sonne
Bild links: Space tornadoes power the atmosphere of the Sun
http://phys.org/news/2012-06-space-tornadoes -power-atmosphere-sun.html
Bild rechts: Querschnitt durch Sonne: aus: Die Sonne – Bilder
e) Korona (Sonne) - https://de.wilipedia.org/wiki/Korona_(Sonne)
Die Ursachen und Wirkmechanismen, die zu der extrem hohen Temperatur der Korona von bis zu
2 Millionen Grad führen, sind noch nicht abschliessend verstanden und stellen einen zentralen
Gegenstand der aktuellen Forschung der Sonnenphysik dar.
R.10.1.4.
p. 412: Das Sonnensystem: Entfernungen, Massen und Umlaufzeiten der Planeten
a) Planetenbahnen: www.google.search: Images //
b) Ekliptik - https://de.wikipedia.org/wiki/Ekliptik
c) «Gemeinsame Bahnebene der Planeten des Sonnensystems» - Die Ekliptik - John Cirillo
«Da unser Sonnensystem relativ flach ist, sind die Umlaufbahnen der Planeten der Ekliptik relativ nahe»
https://docs.kde.org/trunk5/de/kfeedu/kstars.ecliptic.html
d) Die Welt der Planeten - Google Books - Max Wilhelm Meyer - http://books.google.ch/books?isbn=3846072516
e) Ivan Stewart: Die letzten Rätsel der Mathematik – Rowohlt Taschenbuch Verlag (2. Auflage, November 2015)
Kapitel 8: Orbital Chaos–Das Drei-Körper Problem 69
(s. speziell pp 241 – 246 für Umlaufbahnen im Planetensystem)
R-10-1
10 – 64
R.10.1.5
p. 413: Planeten-Tabelle
a) Planeten-Tabelle - Astrokramkiste - http://www.astrokramkiste.de/planeten-tabelle
b) Planet Tables - http://www.astromynotes.com/tables/tablesb.htm
(In dieser Tabelle sind einige inkonsistente Werte der magn. Felder angegeben  korrigiert von P. Brüesch)
c) Observations of the Magnetic Fields Inside and Outside the Solar System: From Meteorites….
By Jacques P. Valeé - http://ned.ipac.caltech.esu/jlevel/5March03/Vallee_contents-html (Section 2.2)
R.10.1.6
p. 414: Geschwindigkeiten und Abstände der Planeten von der Sonne
a) Astrokramkiste - www,astrokramkiste.de/planeten-geschwindigkeit
Die Figuren wurden von P. Brüesch zwecks besserer Lesbarkeit retouchiert; der Text leicht ergänzt.
b) Keplersche Gesetze - http://de.wikipedia.org/wiki/Keplersche_Gesetze
c) Astronomische Daten - www.keplerstern.de/Berechnungen/Grundlagen_2A-pdf
Die Daten für die Halbachsen a und b der Ellipsen zeigen, dass die Exzentrizitäten relativ klein sind
Mit Ausnahme der Planeten Merkur und Mars sind auch die Geschwindigkeiten im Perihel und Aphel
nur sehr geringfügig voneinander verschieden.
R.10.1.7
p. 415: Wichtigste Gase der Atmosphären unserer Planeten
Zusammenstellung aus: www.astrokramkiste.de/planeten-tabelle
Zusammenstellung aus: www.astrokramkiste.de/planeten-tabelle
R.10.1.8
p. 416: Numerische Exzentrizitäten der Umlaufbahnen unserer Planeten
www.keplerstern.de/Berechnungen/Grundlagen_2A-pdf
(Histogramm t aus Zahlenwerten; erstellt von P. Brüesch)
10.2 Die Planeten unseres Sonnensystems: Eigenschaften und Atmosphären
R.10.2.0
p. 417: 10.2 Die Planeten unseres Sonnensystems: Eigenschaften und Atmosphären (Titel)
R.10.2.1.0
pp 418 – 422:: 10.2.1 Der Planet Merkur: Titel)
R.10.2.1.1
p. 419 : Merkur (Planet)
a) Merkur (Planet): http://www.wikipedia,org/wiki/Merkur_(Planet)
b) Mercury (planet): http://en.wikipedia.org/wikiMercury_planet)
384
69
R-10-2
R.10.2.1.2
p. 420: Elliptische Bahn des Merkur um die Sonne
a) Massstabsgetreue Figur von P. Brüesch aus Literaturdaten ersttellt (Halbachsen a und b, Exzentrizität e,
numerische Exzentrizität e, Entfernungen von der Sonne und mittlere Geschwindigkeit.
b) Merkur - http://www.ajoma.de/html/merkur,html
R.10.2.1.3
p. 421: Der Merkur . Atmosphäre - 1
a) Text aus: «Ein Rätsel der Merkur-Atmosphäre gelöst»
http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/04062009203212.shtml
b) Mercury’s Atmosphere - http://www,space.com/18644.mercury-atmosphere.html
R.10.2.1.4
p. 422: Der Merkur – Atmosphäre - 2
a) Figur: Zusammensetzung der «Atmosphäre»
Astrokramkiste – Atmosphäre Merkur - www.astrokramkiste.de/merkur-atmosphaere
b) Bild: Oberfläche von Merkur - www,astrokramkiste.de/merkur
c) Atmosphere of Mercury - http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Mercury
R.10.2.2.0
p. 423: 10.2.2 Der Planet Venus (Titel)
R,10.2.2.1
p. 424: Der Planet Venus – Allgemeines
Venus (Planet) - http://de.wikipedia.org/wiki/Venus_(Planet)
Bild links aus: www.google.search: Images
Bild rechts: Venus – Erde: Grössenvergleich - www.gppgle.ch/search - images
R.10.2.2.2
p. 425: Weitere Daten und Eigenschaften
a)
b)
R.10.2.2.3
Ref. R.10.2.1.1: Venus (Planet)
Venus – Wikipedia, the free encyclopedia - http://en.wikipedia.org/wiki/Venus
p. 426: Die Schichten der Venus Atmosphäre
a) Atmosphere of Venus - http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Venus
(Text von Englisch auf Deutsch übersetzt)
384
69
R-10-3
10 – 65
R.10.2.2.3
p. 426: (cont.) Die Schichten der Venus Atmosphäre
b) Venus …Earthh’s not really sister planet
http://cde.nwc.edu/SC12108/course_documents/solar_system/innerplanets/venus/venus.htm
(Figur: Temperatur – Höhe – Druck: p. 5 in diesem Artikel)
c) Venus (Planet) - http://de.wikipedia.org/Wiki/Venis_(Planet)
d) Atmosphere of Venus - Atmospheric Structure
http://lifeng.lamost.org/courses/astrotoday/CHAISSON/AT309/HTML/AT30905.HTM
R.10.2.2.4
p. 427: Die Zusammensetzung der Venus-Atmosphäre
Text: Ref. R.10.2.1.1 im Abschnitt von Atmosphäre
Bild: gefunden unter: www.google.ch/search unter «Composition of Venus atmosphere»
R.10.2.3.0
p. 428: 10.2.3. Der Planet Erde (Titel)
R.10.2.3.1
p. 429: Erde - http://de.wikipedia.org/wiki/Erde
R.10.2.4.0
p. 430: 10.2.4. The Planet Mars (Title)
R.10.2.4.1
pp 431 - 433: Der Mars
a) p. 431: Allgemeine Daten und Eigenschaften
b) p. 432: Erde versus Mars - Oberfläche des Mars
c) p. 433: Atmosphäre des Mars
http://de.wikipedia/wiki.org/wiki/Mars_(Planet) // http://en.wikipedia.org/wiki/Mars
R.10.2.4.2
p. 433: Die Atmosphäre des Planeten Mars
Atmosphere of Mars - http://www.daviddarling.info.encycopedia/M/Marsatmos.html
Text und Graphik mit Temperatur und Druck als Funktion der Höhe
R.10.2.4.3
p. 434: Die Atmosphäre des Planeten Mars
a) Atmosphere of Mars - http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_M
b) Mars: Figur zur Atmosphäre: Elemental Composition of Mars
http://burro.astr.cwru.edu/stu/advanced/mars.html
384
69
R-10-4
R.10.2.4.3
p. 434 (cont.): Die Atmosphäre des Planeten Mars
c) Mars (Planet) - http://de.wikipedia/wiki.org/wiki/Mars_(Planet)
d) Atmosphere of Mars and the Search for Life - Lecture 14: The Atmosphere on Mars
Prof. Robert L. Nowack - Tabelle der chemischen Zusammensetzung
http://web.ics.purdue.edu/~nowack/geos105/lect14-dir/lecture14.html
R.10.2.5.0
p. 435: 10.2.5 Der Planet Jupiter (Titel)
R.10.2.5.1
p. 436: Allgemeine Daten und Eigenschaften - Jupiter (Planet): http://de.wikipedia.org(wiki/Jupiter_(Planet)
R.10.2.5.2
p. 437: Die Atmosphäre des Jupiters – 1 -
R.10.2.5.3
p. 438: Die Atmosphäre des Jupiters - 2
Jupiter: http://en.wikipedia.org/wiki/Jupiter (in English)
a) http://burro.astr.cwru.esdu/stu/advanced/iupiter.html - (Bild links)
b) Atmospheres of Jupiter and Saturn – Vertical Structure (Bild rechts)
http://zebu.uoregon.edu(~/imamura/121/lecture-13/iupiter_atmosphere-htm
c) Jupiter: Giant of the Solar Planets
http://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr121/Notes/chapter11.html
(Bild rechts: Figur retouchiert; Figurentext übersetzt von P. Brüesch von Englisch auf Deutsch);
s. Bild auch unter «Layers of Jupiter’s Atmosphere»  Bilder
d) Welcome to Space - http://www.welcometospaceblocg.com/2012/01/jupiter.html
R.10.2.6.0
p. 439: 10.2.6 Der Planet Saturn (Titel)
R.10.2.6.1
p. 440: Der Planet Saturn – Allgemein
a) Saturn (Planet) - http://de,wikipedia.org/wiki/Saturn_(Planet)
b) Saturn - http://en.wikipedia.org/wiki/Saturn
R.10.2.6.2
p. 441: Aufbau und chemische Zusammensetzung
a) Aufbau von Saturn (Inside Saturn – EntchantedLearning.com)
Bild oben : Atmosphere and Planetary Composition
http://www,entschantedlearning.com/subjects/astronomy/planets/saturn/saturninside.shtml
b) Chemische Zusammensetzung - Saturn - http://burro.astr.cwru.edu/stz/advanced/saturn.htmj
384
R-10-5
10 – 66
R.10.2.6.3
p. 442: Die Atmosphäre von Saturn
a) Saturn’s Atmospheric Composition - Bild links und Text zur Atmosphäre von Saturn
http://www.castlerock.wednet.edu/HS/stello/Astronomy/TEXT/CHAISSON/BG307/HTML/BG3075.htm
Text übersetzt von Englisch auf Deutsch von P. Brüesch
b) Saturn’s Atmosphere - Bild rechts und Text
http://astronomy.nju.edu.cn/~lixd/GA/ATA/ATA12/HTML/AT41202.htm
Text übersetzt von Englisch auf Deutsch von P. Brüesch. Die vertikalen gestrichelten blauen Linien in der
Figur links wurden von P. Brüesch eingezeichnet. Sie zeigen die approximativen mittleren Temperaturen
der drei Wolkenschichten: Water ice (H2O), Ammonium hydrosulfide ice ((NH4)SH), und Ammonia ice (NH3).
R.10.2.6.4
p. 443: Südpol – Sturm (Bild oben)
a) Riesensturm am Saturn-Südpol - http://www.astronews.com/news/artikel/2006/110611-010.shtml
b) Spectacular storm rages on Saturn’s south pole
http://www.newscientist.com/article.com/article/dn10499-spectacular-storm-on-saturns-south-pole.html
R.10.2.6.5
p. 444: Die Ringe des Saturn
a)
b)
c)
d)
Ringe des Saturns - http://de.wikipedia.org/wiki/Ringe_des_Saturn
Rings of Saturn - http://en.wikipedia.org/wiki/Rings_of_Saturn
Eine Welt der Ringe und Monde - http://www.goerlitzer-sternfreunde.de/html/saturn.html
Saturn – Astronomy, Rings News, Mythology, Astrology – Crystalinks
http://www.crystalinks.com/saturn.html [Bild der Saturn-Ringe in References c) und d)]
R.10.2.7.0
p. 445: 10.2.7 Der Planet Uranus (Titel)
R.10.2.7.1
p. 446, 447: Allgemeines - Aufbau - Chemische Zusammensetzung
a) Uranus (Planet) - http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)
b) Uranus - http://en.wikipedia.org/wiki/Uranus
c) Uranus - http://burro.astr.cwru.edu/advanced/uranus.html
R.10.2.7.2
p. 448: Rotationsachsen und Umlaufbahn - Extreme Jahreszeiten
a) Der Planet Uranus - http://home.arcor.de/jensss/Uranus.html
b) URANUS - http://www.gutekunst-astro-bio.de/Uranus.html
384
69
R-10-6
R.10.2.7.2
(cont.)
c) Chapter 13.3 Uranus and Neptun in Bulk
http://lifeng.lamost.org/courses/astrotoday/CHAISSON/AT313/HTML/AT31303.HTM
d) Uranus – The Magician - http://www.physics.purfue.edu/astr2631/SStour/uranus.html
e) Uranus - TEACH Astronomy - Richtung der Rotationsachse von Uranus und Erklärungsmöglichkeiten
http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/Uranus
R.10.2.7.3
p. 449: Der Planet Uranus – Atmosphäre – 1
a) Uranus (Planet) - Text und Bild links: Die natürliche Farbe des Uranus
http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)
b) Bild rechts: Uranus mit südlichem hellen Wolkenband
Atmosphäre Uranus – Astropage.eu - http://www.astropage.eu/index.php?page_uranusatmosphere
R.10.2.7.4
p. 450: Der Planet Uranus – Atmosphäre - 2
a) Uranus (Planet) - Troposphäre und Stratosphäre - http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)
b) Uranus - http://en/wikipedia.org/wiki/Uranus
c) Atmosphäre Uranus – Astropage.eu - http://www.astropage.eu/index.php?page_uranusatmosphere
R.10.2.7.5
p. 451: Der Planet Uranus - Atmosphäre 3 und Ringsysteme
a) Thermosphäre und Korona (Text links) - Uranus (Planet)
http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)
b) Uranus - http://en/wikipedia.org/wiki/Uranus
R.10.2.8.0
p. 452: 10.2.8 Der Planet Neptun
R.10.2.8.1
p. 453: Der Planet Neptun - Allgemeines
a) Neptun (Planet) - http://de.wikipedia.org/wiki/Neptun_(Planet)
b) Neptune - http://en.wikipedia.org/wiki/Neptune
c) Bild: Grössenvergleich von Neptun und Erde - http://www.palkan.de/neptun.htm
R.10.2.8.2
p. 454: Aufbau und chemische Zusammensetzung - Text: References R.10.1.8.1 - a) und b)
a)
b)
Der Aufbau von Neptun - Bild oben: Innerer und äusserer Aufbau
http://www.hs.uni-hanburg.de/DE/Ins/Bib/neptun.html
Bild unten: «Neptunian Elemental Composition» - www.burro.astr.cwru.edu/stu/advanced/neptune.html
384
69
R-10-7
10 – 67
R.10.2.8.3
p. 455: Der Planet Neptun - Atmosphäre – 1
a) http://astronomyoneline.org/SolarSystem/NeptuneIntroduction.asp?Cate=SolarSystem&SubCate=
Neptune&SubCate2=NT01
AstronomyOnline.org: Figur der Temperatur als Funktion der Höhe: T(h)
b) Neptun’s Atmosphere: Composition, Climate & Weather
Text zu Figur von T(h) - www.space.com/18922-neptune-atmosphere.html
R.10.2.8.4
p. 456: Der Planet Neptun - Atmosphäre – 2
a) Planet der wilden Stürme : www.goerlitzer-sternfreunde.de/html/neptune.html (Bild rechts auf p. 456)
b) Text zu p. 456: http://www.universetoday.com/21584/atmosphere-of-neptune
c) Neptune – Voyager 2 - Bild links auf p. 456; contrast- enhanced image - April 1989 - nssdc.gsfc.nasa.gov/
10.3 Exoplaneten: Historisches und Beobachtungsmethoden
R.10.3.0
p. 458: Beobachtung von Sternen und die Suche nach Exoplaneten (Titel)
R.10.3.1
Exoplaneten - Sven Piper: Die Suche nach einer zweiten Erde
2. Auflage - Springer – Spektrum - 2011, 2014
R.10.3.2
Elefanten im All - Ben Moore: Unser Platz im Universum
(Aus dem Englischen von Friedrich Griese und Monika Niehaus)
Copyright @ 2012 by Klein & Aber AG Zürich – Berlin
R.10.3.3
Exoplanet Atmospheres: Physical Properties - Sara Seager - Princeton University Press – 2014
R.10.3.1.0
p. 459: L‘Univère populaire : A composition of Camille Flammarion
http://en.wikipedia.org/wiki/Camille_Flammarion
R.10:3.1.1
p.
a)
b)
c)
460: Giordano Bruno / Die Supernova von 1572
Giordano Bruno - http://de.wikipedia.org/wiki/Giordano_Bruno
Supernova - http://de./wikipedia.org/wi^ki/Supernova
Supernova (SN) von 1572 - Bild des Überrestes der Supernova (SN) 1572
http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1572
384
69
R-10-8
R.10.3.1.2
p. 461: Astronomie im 17. und 18. Jahrhunder t- aus: Referenz R.10.3.1: Kapitel 1; Geschichte der Planetensuche
R.10.3.1.3
p. 462: Bedeutung der Parallaxe in der Astronomie:
Bestimmung der Distanzen zwischen Sonne und Sternen
a) aus: Referenz R.10.3.1 - Kapitel 1 . Geschichte der Planetensuche
b) Der Sternhimmel ist dreidimensional - http://news.astronomie.info/sky/200606/thema.html
c) Bild und Text - http://www.avgoe.de/astr/Tei104/Entfernung.html
R.10.3.1.4
p. 463: Entdeckung von Exoplaneten mit Hilfe des Doppler . Effekts
Schrift von Bild rechts zwecks besserer Lesbarkeit retouchiert,
a) Referenz R.10.3.1
b) Die Suche nach extrasolaren Planeten - Die Radialgeschwindigkeitsmethode
http://www,corot.de/german/Exoplanet/Detektionsmethide.html
c) Extrasolar Planets - http://lasp.colorado.edu/education/outerplanets/exoplanets.php
d) Planet 51 Pegasi b - http://de.wikipedia/org/wiki/51_Pegasi:b
R.10.3.1.5
p. 464: Die Transit-Methode
a) Transit Method – Los Cumbres Observatory - http://lcogt.net/spacebook/transit-method
b) Aus den Herzen der Sterne zu fernen Welten
http://www.uni-koeln.de/~lcarone/german/Exoplanet/Transitmethode
c) New 15 Earth-mass planet discovered with the new Transit Timing Variation Method
with Telescopes in Jena/Germany and Rozhen/Bulgaris - http://www.astro.uni-jena.de/wasp-3/
d) Scheinbare Helligkeit - https://de.eikipedia.org/wiki/Scheinbare_Helligkeit
[Die scheinbare Helligkeit gibt an wie hell ein Himmelskörper – insbesondere ein Fixstern – von der
Erde aus erscheint; sie wird als Zahl angegeben und trägt den Zusatz «Magnitude», kurz «mag».
e) Magnitude (astronomy) - http://en.wikipedia/org/wiki/Magnitude_(astronomy)
[Magnitude is the logarithm measure of the brightness of an object, in astronomy, measured in a specific
wavelength or passband, usually in optical or near-infrared wavelength].
R.10.3.1.6
p. 465: Transit-Methode und Resonanz
a) Welt der Physik: Mini - Exoplanet mit neuer Methode entdeckt
www.weltderphysik.de/de/.../mini.exoplanet.mit.neuer-methode-entdeckt
384
69
R-10-9
10 – 68
R.10.3.1.6
(cont.)
b) New 15 Earth-mass planets discovered with the new Transit Time Variation method with telescopes
in Jena/Germany and Rozhen/Bulgaria - http://www,astro.uni.jena/wasp-3
mit Figur von Modell für WASP-3 – Planeten
Figur von P. Brüesch zur Veranschaulichung durch Einfügung von Radien und Geschwindigkeiten ergänzt.
c) WASP-3b - http://en.wikipedia.org/wiki/WASP-3b
d) The Extrasolar Planet WESP-3c - http://exoplanet.eu/catalog/wasp-3_c
e) WASP-3 - WASP-3 is a magnitude 10 yellow-white dwarf … - http://en,wikipedia,org/wiki/
f) Orbital resonance
In celestial mechanics, an orbital resonance occurs when two orbiting bodies exert a regular, periodic gravitational influence on each other, usually due to their orbital periods being related by a ratio of two small integers.
http://en,wikipedia,org/wiki/Orbizaö_resonance
R.10.3.2.0
p. 466: Entdeckung der ersten Exoplaneten (Titel)
R.10.3.2.1
p. 467: Exoplaneten in der habitablen Zone
a) Exoplaneten in der habitablen Zone fremder Sterne
http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/19042013200621/shtml
b) Kepler Team Finds System with Two Potentially Habitable Planets
by Nancy Atkunson on April 18, 2013
http://www.universetoday.com/101489/kepler-team-finds-system-with-two-poteentially -habitable-planets/
(Text mit Bild von habitabler Zone)
c) Stern Kepler-22 http://de.wikipedia.org/wiki/Kepler-22
d) Stern Kepler-62: http://de.wikipedia.org/wiki//Kepler-62
e) Stern Kepler-69: http://de.wikipedia.org/wiki/Kepler-69
R.10.3.2.2
p. 468: Kommentare zu Exoplaneten in der habitablen Zone
s. Referenzen R.10.3.2.1 a) und R.10.3.2.1.b)
R.10.3.2.3
p. 469: Exoplaneten: Radius als Funktion der Masse
Figur aus: http://www,mpia,de/Public/menu_q2,php?Altuelles/PR/2013/PR_2013:05/PR_2013_05_de.html
R.10.3.2.4
p. 470: Exoplaneten: Radius als Funktion der Masse -
Kommentare zu Seite 469
a) Kommentare zu Seite 469: s. Referenze von p. 469
b) Kepler Team Finds Systems with Two Potentially Habitable Planets
http://www.universetoday.com/101489/kepler-team-findsssystem-with-two-potentially-habitable-planets
384
69
R-10-10
R.10.3.2.4
(cont.)
c) Kepler-62 (Zentralgestirn) - http://de.wikipedia.org/wiki/Kepler-62
d) Kepler-62 (Central Star) - https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-62
e) Kepler-62e (Planet) - http://de.wikipedia.org/wiki/Kepker-62e
f) Kepler-62f (Planet) - http://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-62f
g) NASA’s Kepler Discovers Its Smallest «Habitable Zone’ Planets to Date
http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/news/kepler-62-kepler-69.hrml#.Ve6TPY98Yo
R.10.3.2.5
p. 471: Unsere Milchsrassen-Galaxie (Titel)
R.10.3.2.6
p. 472 : Unser Milchstrassensystem - http://home.arcor.de/hpj/IMG/galaxis2.jpg
Text im Bild retouchiert und Text rechts vom Bild zur Erklärung von P . Brüesch beigefügt
R.10.3.2.7
p. 473 : Das Milchstrassensystem - 1
http://home.arcor.de/hpj/Weltall/Milchstrasse.hrml
R.10.3.2.8
p. 474: Das Milchstrassensystem – 2
a) Milky Way - https://en.wikipedia.org/wiki/Milky_Way
b) 10 Facts Abbout the Milky Way
http://www.universetoday.com/22285/facts-about-the-milky-way/
R.10.3.2.9
p. 475: Das Fermi – Hart – Paradoxon
a) Fermi-Paradoxon: http://de.wikipedia.org/wiki/Fermi-Paradoxon
b) Fermi-Paradox: http://en.wikipedia.org/wiki/Fermi-paradox
c) An Explanation for the Absence of Extraterrestrials on Earth
Micharl H. Hart; Q. JI R. astr.Soc. (1975) 16, 128 – 1335
d) The Drake Equation versus the Fermi Paradox: Is Ther Intelligent Life out There? (April 2013)
http://www.noeticscience.co.uk/the-drale-eqiation-versus-the Fermi-paradox-is-there-intelligent-life-out-there/
e) The Fermi Paradox: An Approach Based on Perculation Theory
Geoffrey A. Landis - http://www.geoffreylandis.com/percolation.htp
NASA Lewis Research Center, 302-1; Cleveland, OH 44135.U.S.A
Published in Journal of the British Interplanetary Science, London, Volume 51, p. 163 - 166 (1998)
«I propose a model for the problem based on the assumption that long-term colonization of
the Galaxy proceeds via «percolation» process similar to the percolation problem which is well
studied in condensed-matter physics».
384
69
R-10-11
10 – 69
R.10.3.2.10
p. 476: Die Drake Gleichung und die Seager Gleichung
a) Drake-Gleichung - http://de.wikipedia.org/wiki/Drake-Gleichung
b) Drake equuation - http://en.wikipedia/org/wiki/Drake_equation
(Enthält 58 Literaturzitate und 9 «External links»
c) Ref. R.10.3.1: pp 152, 153
d) Ref. R.10.3.2: pp 220, 221
e) Intelligent Life in the Universe - http://www2.astro.psu.edu/users/dfox/A001/Notes/lec37.html
f) A New Equation Reveals Our Exact Odds of Finding Alien Life…
The Seager Equation - i09.com/what-a-brand-new-equation-eveal--[Ergebnisse beruhen auf den 30’000 entdeckten Sternen mit ihren Exoplaneten, die mit dem «Kepler»
Space Telescope» beobachtet wurden, also nicht auf den ca. 200 x 10 9 Sternen der Milchstrasse.
Seager studiert die Atmosphären von Exoplaneten. Suche von Exoplaneten mit Atmosphären, welche
Gase wie Sauerstoff, CO2 und Stickstoff enthalten; (s. auch pp 484, 485; 489].
R.10.3.2.11
pp 477: Zeitliche Entwicklung der entdeckten Exoplaneten
a)
b)
R.10-3.2.12
pp 478, 479: Massen vs Orbital-Halbachsen von Exoplaneten
a)
b)
c)
d)
R.10.3.2.13
p. 477: Planeten-Massen vs Entdeckungsjahr - Exoplanet - https://de.wikipedia.org/wiki/Exoplanet
Zusätzliche Angaben in Figur von P. Brüesch - (enthält einen Teil des Textes)
p. 479: Number of confirmed Exoplanets at 22/2015: 1’903 Exoplanets
NASA Exoplanet Archive - Exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/
p. 478: Sara Seager – Research - http://seagerexoplanets.mit.edu/research.html
Figur von p. 478: Achsenbeschriftung und Kommentare zu Figur von P. Brüesch
Exoplanet - http://en.wikipedia.org/wiki/Exoplanet - (p. 8 in diesem Beitrag: «Scatterplot showing masses
and orbital periods of exoplanets discovered up to 2010» (with colors indicating method of detection;
Zur besseren Lesbarkeit wurden die Bezeichnungen der Figur von P. Brüesch neu geschrieben).
Extrasolarer Planet - http://de.wilipedia.org/wiki/Extrasolarer_Planet
Exoplanet Statistics and Demographics Update
http://exoplanetsdigest.com/2014/07/25/exoplanet-statistics-and-demographics-update/
p. 480: Einige wichtige erdähnliche Exoplaneten
a) Popular Science - The Math: What Life on Kepler 62e Would Be Like ?
http://www.popsci.com/science/article/2013-04/what-life-kepler-62f-would-be-numbers-Kepler-62e
384
69
R-10-12
R.10.3.2.13
(cont.)
b) Earth Similarity Index - http://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-62e
c) Kepler 62e und 62f - Zwei erdähnliche Exoplaneten?
http://weötenwetter2013.wordpress.com/2013/04/21/kepler-62-e-und-fzwei-erdähnliche-exoplaneten
d) List of potential habitable exoplanets
http://en.wikipedia,org/wiki/List_of_potential_habitable_exoplanets
e) PHL – Planetary Habitability Laboratory - HEC: Data of Potential Habitable Worlds
http://phl.upr.edu/projects/habitable-exopkanets-catalog/data
R.10.3.2.14
p. 481: Das Kepler-62 Planetensystem – Vergleich mit Sonnensystem
a) MPIA Pressemitteilung – Wissenschaft 2013 – 05
http://www.mpia.de/Public/menu_q2.php?Aktuelles/PR/2013_05/PR_2013_05_de.html
b) System mit zwei vermutlich lebensfreundlichen Exoplaneten entdeckt – 16. April 2013
http://derstandard.at/1363708472171/System-mit-zwei-lebensfreundlichen-Exoplaneten-entdeckt
c) Kepler-62 and the Solar System - http://www.nasa.gov/content/kepler-62-and-the-solar-system/
d) Kepler – 62 - https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-62
e) Kepler-62e: Super-Earth and Possible Water World - http://www.space.com/24129-kepler-62e.html
f) Kepler-62f: A Possible Water World - http://www.space.com/24142-kepler-62f.html
10.4 Atmosphären von Exoplaneten
R.10.4.1
Europhysics News
The Magazin Of the European Physical Society
The Atmosphere of Extrasolar Planets
Vol. 45, No. 1 2014; pp 23 – 27
Thérèse Encrenaz – LESIA, Observatoire de Paris – F-92190 Medon, France – DOI: 10.1051/epn/2014103
R.10.4.2
Exoplanet Atmospheres: Physical Properties
Sara Seager: Princeton University Press – 2014
384
69
R-10-13
10 – 70
R.10.4.3
p. 482: Atmosphären von Exoplaneten (Titel)
R.10.4.4
pp 483 - 484: Atmosphären von Exoplaneten
a) Exoplaneten: Ein neuer Weg zur Planetenmasse: von Robert Gast (2013)
http://www.sterne-und-weltraum.de/news/ein-neuer-weg-zurplanetenmasse/1218609
(Beschreibung der Methode zur Erforschung der Atmosphären nach Julien de Wit und Sara Seager)
b) Atmospheric observations could reveal mass of Earth-like worlds (Januar 2014)
http://physicsworld.com/cws/article/news/2014/jan/08atmospheric-observations-could-reveal-mass-ofearth-like-worlds
(mit künstlerischer Darstellung des Planeten HD 189733b mit seiner Atmosphäre vor seinem Stern HD 189733)
c) MIT EAPS: New technique measures mass of exoplanets: News & Events
Jennifer Chu at MIT News: December 19, 2013 - http://eapsweb.mit.edu/news/2013/weight-word
(Beschreibung der wissenschaftlichen Arbeiten von Julien de Wit uind Sara Seager)
d) p. 483: Atmosphere of Jupiter - http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Jupiter
Definition der Atmosphären-Dicke und der Oberfläche des Gasplaneten
e) Extraterrestrial Atmospheres - http://en.wikipedia.org/wiki/Exrreaterrestrial_atmospheres
R.10.4.5
p. 485: Absorption des Sternlichtes durch Atmosphäre des Exoplaneten
a) Referenz R-10.4.2 b)
b) Der Planet HD 189733 b - http://de.wikipedia.org/wiki/HD_189733
c) The Planet HD 189733 b - http://en.wikipedia.org/wiki/HD_189733_b
R.10.4.6
p. 486: Absorption des Sternlichtes durch die Atmosphäre von Planeten
Water in the Atmosphere of extra-solar planets
http://coelsblog.wordpress.com/2014/01/08/water.in.the-atmosphere-of-solar-planets/
Figur: Absorption des Sternlichtes durch Atmosphäre des Exoplaneten
R.10.4.7
p. 487: Zwei junge Astronomen erforschen die Atmosphären für Exoplaneten
a) Heinz Mayer-Leibnitz-Preis für Lisa Kaltenegger
http://www.mpg.de/5811190/heinz_mayer-leibnitz-preis_lisa_Kaltenegger
b) Atmosphärern von Exoplaneten - Ein Interview mit Prof. Dr. Kevin Heng
www.exoclime-net/download/file/fid/67
384
69
R-10-14
R.10.4.8
p. 488: Planeten-Radien vs Umlaufzeiten - Earth-size exoplanets in habitable orbits are common
Die Figur erscheint in leicht modifizierter Form in: Physics Today - January 2014, pp 10–12 – B. Schwarzschild
Aktuelle Figur aus Internet unter Eingabe von: «Earth-size exoplanets in habitable orbits are commen»
unter Bilder; Skalenbeschriftungen von P. Brüesch auf Deutsch übersetzt und Ziffern vergrössert;
Publikation auch erschienen in: [PDF] www. geo.umass.edu/…/Exoplanets%20Schwar...
R.10.4.9
p. 489: Planeten mit Biosignatur-Gasen: Astrobiologie – Sara Sieger.
a) Astrobiology: Enter the Seager Equation
by Paul Gilster on September 11, 2013 - http://www.centauri-dreams.org/?p=28976
b) The Drake Equation Revisited: Interview with Planet Hunter Sara Seager
By Devin Powell, Astrobiology Magazine / September 04, 2013
http://www.space.com/22648-drake-equation-alien-life-seager.html
c) An Astrophysical View of Earth-Based Metabolic Biosignature Gases – Review Article
Sara Seager, Matthew Schrenk, and William Bains
ASTROBIOLOGY – Volume 12, Number 1, 2012 - dspace.mit.edu/openaccess-disseminate/1721…/7307…
d) Ref. R.10.3.1: Sven Piper – Exoplaneten; Kapitel 6: pp 73 – 79
e) Ref. R.10.3.3: Sara Sieger – Exoplanet Atmospheres;
Chapter Eleven . Atmospheric Biosignatures; pp 229 – 236
f) Sara Seager ist dem Leben im All auf der Spur
http://www.wiwo.de/technologie/sternstunde/forschung/sternstunde-sara-seager-ist-dem-lebenim-all-auf-der-spur/8471976.html
g) Extrasolare Planeten - Auf der Suche nach fremden Welten - Dominique M. Fluri, ETH Zürich: April 2012
www.physik.ethz.ch/~helm/.../DFluri_FV_Exoplaneten.pdf ; Abschnitt 4.2; Spektrale Signatur von Leben
h) An Equation to Estimate Probability of Identifying an Inhabitated World the Next Decade
Sara Seager, MIT – 2013 (PDF) - www.cfa.harvard.edu/events/.../Seager.pdf
R.10.4.10
p. 490: Das Hubble – Teleskop und das James Webb Weltraum - Teleskope
a) Hubble – Weltraumteleskop - https://de.wikipedia.org/wiki/Hubble-Weltraumteleskop
b) James Webb Space Telescope - aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
http://de.wikipedia.org/wiki/James:Webb_Space_Telescope
c) James Webb vs Hubble – Astrodicticum simplex
http://scienceblogs.de/astrodicticum-simplex/2010/06/16/james-webb-vs-hubble
d) James Webb Space Telescope - From Wikipedia, the free encyclopeia
http://en.wikipedia.org/wiki/James_Webb_Space_Telescope
384
69
R-10-15
10 – 71
10.5 Galaxien und Universum
R.10.5.0
p. 491: Galaxien und Universum (Titel)
R.10.5.1
p. 492: Das beobachtbare Universum
a) Observable Univese - https://en.wikipedia.org/wiki/Observable_universe
b) How many Stars are in the Universe ?
http://www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/how-many-stars-are-there/
c) How Many Planets Are There In The Universe ?
https://mathspace.co/learn/world-of-maths/algebra-and-units-and-modelling-18013/
how-many-planets-are-there-in-the-universe-771/
d) The Universe Beyond Our Reach - (Contains Figure reproduced in this page)
http://scienceblogs.com/startswithabang/2012/12/28//the-universe-beyond-our-rach/
e) How Many Stars Are There in The Universe ?
http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/How_many_stars_are_there_in_the_Universe
f) What is the average number of planets per star ?
https://www.quora.com/What-is-the-average-number-of-planets-per-star
R.10.5.2
p. 493: Kosmologie: Ursprung und Expansion des Universums
a) Urknall: http://de.wikipedia.org/wiki/Urknakk
b) Die Geburt des Universums - Kapitel 1: Expansion, Strahlungs- und Materiedichte
http://www.joergreasag.privat.t-online.de/mybk4htm/chap25.htm
c) Big Bang: http://en.wikipedia.org/wiki/Big_Bang
d) Edwin Hubble - http://en.wikipedia-org/wiki/Edwin_Hubble
e) Newton Model of Expanding Universe - http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbse/astro/expuni.html
f) Bild links: Schematic representation of the expanding Universe
http://astronomy.swinburne.edu.au/~gmackie/BigBang/universe.html
g) Bild rechts in:: The Flatness Problem – Inflation Flatness of the Universe – JPEF. Image
http://archieve.nasa.illinois.edu/Cyberia/Cosmos/Flatness/Probörm.html
h) Flatness problem - http://en.wikipedia.org/wiki/Flatness_problem
i) BIG BANG - Autor: Simon Singh:
Der Ursprung des Kosmos und die Erfindung der modernen Naturwissenschaft
Deutscher Taschenbuchverlag (2004)
384
69
R-10-16
R.10.5.3
p. 494: Das Hubble-Gesetz
a) Das Hubble-Gesetz und kosmologische Entfernungsbestimmung - Univ. Regensburg – Fakultät für Physik
Ausbildungsseminar zur Kosmologie – im Wintersemester 07 / 08 – Sebastian Putz
www.physik.uni-regensburg.de/.../KosmologischeEntfernungen.pdf
b) Hubble-Konstante - http://de.wikipedia.org/wiki/Hubble-Konstante
c) The Expanding Universe and Hubble’s Law http://www.physicsoftheuniverse.com/topics:bigbang_expanding_html
d) Rotverschiebung - http://de.wikipedia,org/wiki/Rotverschiebung
e) Bild von Edwin Hubble - s. Ref. R.10.5.2 – d)
f) Figure: Hubble-Law: Velocity of Expansion vs. Distance
http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/The-Hubble-Relation -(Figuren von P. Brüesch leicht retouchiert)
http://en.wikipedia.org/wiki/Flatness_ptoblrm
R.10.5.4
p. 495: Rosinenteigkuchen-Modell des expandierenden Raums und das Hubble-Gesetz
a) Rosinenkuchenmodell in: Das Universum - [PDF] www.lphys.uni-heidelbrtg.de/~
b) Wim de Boer, Karlsruhe – Kosmologie VL, 25.10.2012 - Einteilung der VL
www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/~debour/html/…/VL2_Hubble_sw.pdf
c) Expanding Universe - Hubble law and the expanding Universe
Bild und Text zu: A rising loaf of raisin bread
http://hyperphysics.phy-astr.gsu,edu/hbase/astro/hubble.html
(Der Text und die Figurenbeschriftung wurde von P. Brüesch von Englisch auf Deutsch übersetzt)
R.10.5.5
p. 496: Big Bang and Expansion of the Universe
a) Speed of Universe’s Expansion Measured Better Than Ever
http://www.space.com/17884-universe-expansion-speed-hubble-constant.html
b) Cosmic background radiation - https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_background_radiation
c) Hintergrundstrahlung - https://de.wikipedia.org/wiki/Hintergrundstrahlung
d) Hydrogen – Helium Abundance (on the Universe)
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/base/astrohydhel.html
e) Singularität (Astronomie)
https://de.wikipedia.org/wiki/Singularität%C3%A4t_(Astronomie)
384
69
R-10-17
10 – 72
R.10.5.6
p. 497: Interstellares Gas: Eine extrem verdünnte «Atmosphäre» - 1
a)
b)
c)
d)
e)
Interstellares Gas - http://www.uni-protokolle.de/Lexikon/Interstellares_Gas.html
Interstellare Materie - http://de.wikipeia.org/wiki/Interstellare_Materie
Molekülwolke - http://de.wilipedia.org/wiki/Molek%C3%BCIwolke
Kosmische Raffinerie - Forschung / Aktuelles / 2012 / Kosmische Raffinerie
Gigantische Chemiereaktionen: Molekulare Riesenwolken im interstellaren Raum - Molekül-Mix 3
[PDF] www.dnap.ethz.ch/publicrelations/publikationen/.../NM3.5Riesenw.pdf
http://www.mpg.de/6633008/Pferdekopfnebel - (Bild: Der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion)
von Barbara Brauchnann (2002): Departement Chemie und Angewandte Biowissenschaften - ETHZ
f) The Interstellar Medium: Gas - http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/ism_gas.html
g) Interstellar Gas Clouds - http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/I/interstellar+gas+cloud
R.10.5.7
p. 498: Gigantische Chemiereaktionen: Molekulare Riesenwolken im interstellaren Raum [PDF]
Brackmann, Barbara. Laboratorium für Physikalische Chemie – ETHZ Hönggerberg
www.chip.ethz.chpublicrelations/publikationen/.../NM3.5Riesenw.pdf
[Tabelle 1: « Das interstellare Medium aus (molekularen) Gasen und Staubpartikeln».
Konzentrationen und Temperaturen; Vergleich mit Daten der Atmosphäre an der Erdoberfläche]
(Tabelle mit Anmerkungen von P. Brüesch neu erstellt)
R.10.5.8
p. 499: Intergalaktisches Gas: Eine extrem verdünnte «Atmosphäre» - 2
a) Intergalaktisches Medium - http://de.wikipedia.org/wiki/Intergalaktisches_Medium
b) Ein Blick auf das intergalaktische Spinnennetz
Autor: Georg Neulinger; P.M. Magazin (P.M. Hefte) ; Mai 2014
http://www.pm-magazun.de/r/natur/ein-blick-auf-das-intergalaktische-Spinnennetz
c) Bild aus: Planck discovers filement of hot gas linking two galaxy clusters – November 20, 2012
http://phys.org/news/2012-11-planck-filament-hot-gas.html
d) Das neue Bild des interstellaren und intergalaktischen Mediums
Philipp Richter: Professor für Astrophysik, Universität Potsdam (Deutschland)
Ein Überblick über das Arbeitsgebiet der Astrophysik II
http://www,astro.physik.uni-potsdam.de/~www/research/astro_2_de.html
e) Galaxy filement - http://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_filement
384
69
R-10-18
R.10.5.8
(con.)
f)
g)
h)
R.10.5.9
Distant quasar illuminates a filament of the cosmic web
http://new.ucsc.edu/2014/01/cosmic-web-html
Space and Astrophysics – Research - http://www.tp4.ruhr-uni-bochum.de/forschung.php?lang=en
Outer space - http://en.wikipedia.org.wiki/Outer_space
p. 500: Der Kleine Prinz
Antoine de Saint-Exupéry
Mit Illustrationen des Autors - Ins Deutsch übertragen von Grete und Josef Leitgeb
Arche – Verlag - Printed in Germany 2013 - ISBN 978-3-7160-2501-7
(Ich bin der Ansicht, dass dieses phantastische Buch zur Weltliteratur gehört - Peter Brüesch)
R-10-19
10 – 73
Anhang: Kapitel 10
R-A-0-1
p. 10-A-0-1 : Vincent van Gogh «Sternennacht» (1889)
R-A-1-1
p. 10-A-1-1: Goethe – Die Sonne tönt nach alter Weise …. aus: Faust . «Prolog im Himmel»
http://www.babelmatrix.org/worls/de/Goethe_Johann_Wolfgang_von/FAUST.Prolog_im_Himmel/
en/4219-Faust_Prolohue_in_Heaven
R-A-1-2
p. 10-A-1-2: Keplersche Gesetze
a)
b)
c)
d)
e)
f)
g)
Johannes Kepler (1571 – 1630) - http://de.wikipedia.org/wiki/Johannes_Lepler
Kepler’sche Gesetze - http://de.wikipedia.org/wiki/Keplersche_Gesetze
Planetenbahnen und Himmelsmechanik - http://www.labrellnet/astronomie/_sites/planetenbahnen.aspx
Kepler’s law of planetary motion - https://en.wilipedia.org/wiki/Kepler%27s_laws-of_planetary_morion
Kepler’s Three Laws - https://en.wikipedia.org/.../Kepler’s_law_pf_planeta...
Kepler’s Laws - http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/kepler.html
Deriving Kepler’s Laws from the Inverse-Square Law - Micheal Fowler, Uva
http://galileo.phyx.vitginia.edu/classes/152mlfi.spring02/Leplers/laws.htm
R-A-1-3
p. 10-A-1-3: Näherung: Kreisförmige Planetenbahnen um die Sonne
Radiale Beschleunigung: http://physics.tutorvista.com/motion/radial-acceleration.html
Text und Figur von P. Brüesch
R-A-1-4
p. 10-A-1-4: Simplification: Circular Orbits of the Planets around the Sun – 2
a) BBC – KS3 Bitesize Science – Astronomy and space science, Page 3
Right-hand Figure:
b) Radial acceleration ar for Planets calculated from ar = (G MS) / R2; evaluated by P. Brüesch
c) Left-hand Figure: Radial acceleration of the Earth
Terrestrial examples for «Low Earth Orbits»: Calculations and Figure by P. Brüesch
d) Mathematics of Satellite Motion - The Physics Classroom - www.physicscsclassroom - u614C3.gif
R-A-2-1
p. 10-A-2-1: Viel Wasserdampf in der Atmosphäre der jungen Venus ?
Text und Bild von: «Auf der Venus gabs tatsächlich Wasser»
http://www.uniaktuell.ubibe.ch/conzent/umweltnatur/2007/venus/index_ger.html
384
69
R-10-A-1
R-A-2-2
p. 10-A-2-2: Der Erdmond
a) Mond - http://de.wikipedia.org/wiki/Mond
b) Is There an Atmosphere on the Moon?
https://www.nasa/gov/mission_pages/LADEE/news/unar-atmosphere.html#.Vd8rxpA994s
c) Earth’s Moon - http://jtgnew.sjrdesign.net/solsys_planetes_earth_moon.html
R-A.2-3
p. 10-A-2-3: Bewohner (habitable) Zone im Sonnensystem
Weisst du wieviel Planeten stehen? - Astrodicticum Simplex
Veröffentlicht von Florian Freistetter am 17. Juni, 2008
http://scjencebloggs.de/astrodicticum-simplex(2008/0617/weisst-du-wieviel-planeten-stehem/
R-A-2-4
p. 10-A-2-4: Der Jupiter Mond Europa
a) Europa (Mond) - http://de.wikipedia.org/wiki/Europa_(Mond)
b) Europa (moon) - http://en.wikipedia.org/wiki/Europa_(moon)
c) Europas Chaosregionen: Viel Wasser im Eis
http://www.pro-physik.de(details/news/1396501/Europas_Chaosregionen_Voel_Wesser_im_Eis.html
d) Europa Moon – Conamara Chaos
http://www.space-pictures.com/view/pictures-of-planets/planet-jupiter/europa-moon/europa-moon-conamara-chaos.php
R-A-2-5
p. 10-A-2-5: Zur schiefen Rotationsachse des Uranus
a) Uranus - TEACH Astronomy - http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/Uranus
b) Orbital resonance - http://en.wikipedia.org/wiki/Orbital_resonance
R-A-2-6
p. 10-A-2-6:
Fluchtgeschwindigkeit vFL einer Masse von den Planeten des Sonnensystems
a) Berechnung der Fluchtgeschwindigkeit
www.extycion.de/physic/files/exphys/ucb/blatt03/exph_ueb03.pdf
b) Kosmische Geschwindigkeiten - http://austria-forum.org/af/AustriaWiki/Kosmische_Geschwindigkeiten
c) Gravitational Energy - https://en.wikipedia.org/Gravitational_energy
d) Gravitational Potential Energy - http://physics.info/gravitation-energy/
e) Escape velocity - https://en.wikipedia.org/wiki/Escape_velocity
384
R-10-A-2
10 – 74
R-A.2-7
p. 10-A-2-7: Thermal Velocities and Escape Speeds of Atmospheric Molecules
a)
b)
c)
d)
e)
f)
R-A-2-7
Struktur der Atmosphäre - www.meteo.physik.uni-muenchen.de/lehre/.../Teil_T_WS2005-04.pdf
Maxwell – Boltzmann – Verteilung - https://de.wikipedia.org/wiki/Maxwell-Boltzmann-Verteilung
Atmospheric escape - https://en.wikipedia.otg/wiki/Atmospheric_escape
Escape velocity - http://en.wikipedia.org/wiki/Escape_velocity
Re: Is escape velocity dependent on mass captive object ?
http://www.madsci.org/archives/1998-03/888873174.Ph.rhtml
Atmospheric escape of gas molecules
http://physics.stckchange.com/question/34895/atmosphere-escape-of gas-molecules
p. 10-A-2-8: Die Heliosphäre unseres Sonnensystems
a) Heliosphäre - http://de.wilipedia.org/wiki/Heliospj%C3%A4re
b) Heliosphere - http://en.wilipedia.org/wiki/Heliosphere
c) Aufbruch zu den Sternen
Dr. Bernd Wöbke: Presse- und Oeffentlichkeitsarbeit – Max-Planck Institut für Sonnenforschung
idw – Informationsdienst Wissenschaft - https://idw-online.de/pages/de/news22982
R-A-3-1
p. 10-A-3-1: Doppler-Technik zur Suche nach Exoplaneten - s. Referenz R.10.3.1.4- c), p. 463
R-A-3-2
p. 10-A-3-2: Umkreisung von Stern und Planet um Schwerpunkt - Figur und Text von P. Brüesch aus Literaturdaten
R-A-3-3
p. 10-A-3-3: Planetare Masse vs Umlaufsperiode
«A Batch of More Than 60 New Planets and Development of the Mass-Period Diagram»
http://exoplanetsdigest.com/2012/10/07/a-batch-of-more-than-60-new-planets-and-development-of-the-mass---Figur von: «Planetare Masse vs Umlaufperiode» von Exoplaneten
R-A-3-4
p. 10-A-3-4: Entdeckung von neuen Planeten mit Hilfe der «Verification by Multiplicity»
a) Kepler: 715 neue Exoplaneten entdeckt - 27. Februar 2014 von Michael Kahn
www.scilogs.de/go-for-lainch/kepler-715-neue-exoplaneten-entdeckt
(Text von P. Brüesch von Englisch auf Deutsch übersetzt)
b) Exoplanets - http://en.wikipedia.org/wiki/Exoplanets
(Enthält das Histogramm der entdeckten Exoplaneten bis Februar 2014)
c) List of Exoplanets discovered using Kepler spacecraft
http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_exoplanets_discovered_using_the_Kepler_spacecraft
d) Discoveries of Exoplanets - http://en.wikipedia.org/wiki/Discoveries_of_exoplanets
384
R-10-A-3
R-A-3-4
(cont.)
e) Kepler’s Last Stand _ Verification by Multiplicity - http://lostintransits.wordpress.com/
f) Mega Discovery! 715 Alien Planets Confirmed Using A New Trick On Old Kepler Data
By Elisabeth Howell on February 26. 2014
http://www.universetoday.com/109764/mega-discovery-715-alien-planets-confirmed-using-a-new-trick-
R-A-3-5
p. 10-A-3-5: Neuer erdähnlicher Exoplanet entdeckt
a) Kepler - 186f - http://de.wikipedia.org/wiki/Kepler-186f
b) Neuer Spitzenkandidat unter den erdähnlichen Planeten - Zeit: 17. April 2014
http://www.zeit.de/wissen/2014-04/planeten-exoplaneten-kepler-astronomie-weltraum
c) Erdgrosser Planet in bewohnbarer Zone entdeckt - Frankfurter Allgemeine – Wissen – 17.04.2014
http://www.faz.net/aktuell/wissen/weltraum/ferne-welten-erdgrosser-pöanet-in-bewohnbarer-zoneaufgespuert-12900773
d) Astronomers discover Earth-like planet
The Sydney Morning Herald – Technology - Nicky Phillips – April 18, 2014
http://www.smh.com.au/technology/sci-tech/astronomers-discover-eartlike-planet.20140417-zqvyu.html
e) How Many Planets Are In The Universe ?
http://scienceblogs.comstartswithabang/2013/01/05-how-many-planets-are-on-the-universe/
(Abschätzung: im sichtbaren Universum gibt es ca. 1024 Planeten)
f) NASA’s Kepler Discovers First Earth-Size Planet in The «Habitable Zone» of Another Star
http://www.nasa.gov/ames/kepler/nasa-krplrt-discovers-first-earth-size-planet-in-the-habitable-zoneof-another-szar/ind
g) Kepler – 186f - http://en:wikipedia,org/wiki/Kepler-186f
[Mit Bild: «Comparision of the Kepler.186f system and the Solar system - 17 April 2014)]
R-A-4-1
p. 10-A-4-1: Das Hubble Teleskop
a) Hubble – Weltraumteleskop - https://de.wikipedia.org/wiki/Hubble_Weltraumteleskop
b) Hubble Space Telescope - https://en.wikipedia.org/wiki/Hubble_Space_Telescope
R-A-5-1
p. 10-A-5-1: Relativistische Rotverschiebung des Lichtes von Galaxien
a) Der Doppler-Effekt - Astrophysik – Weltall
Figur: relative Rotverschiebung z als Funktion von v/c - http://www.jgiesen.de/astro/stars/DopplerEffekt
b) Rotverschiebung - (mit relativistischer Herleitung) - http://de.wikipedia.org/wiki/Rotverschiebung
(mit relativistischer Herleitung) - http://de.wikipedia.org/wiki/Rotverschiebung
384
69
R-10-A-4
10 – 75