Eine Reise zu den Planeten des Sonnensystems

Werbung
Studium Fundamentale 2013
Dipl.-Phys. Mathias Scholz
Eine Reise zu den Planeten des Sonnensystems
Unser Sonnensystem – eine Gasblase zwischen den benachbarten Sternen
Das Sonnensystem wird durch die Sonne definiert – es ist die „Gasblase“ im
interstellaren Medium, wo das solare Plasma dominiert
Heliopause
• Entfernung ca. 2.5 Lj
• Ausdehnung variabel
(Sonnenaktivität)
Die Sonne ist eine
Gaskugel ohne definierte
Oberfläche (die Photosphäre ist nur die dünne
Schicht, wo das solare
Plasma für sichtbares
Licht durchsichtig wird)
 Gas in stetiger
Expansion begriffen
SONNENWIND
Die Oortsche Kometenwolke
1011  1012
300 – 100000 AU Entfernung
1011 bis 1012 kometenartige
Objekte
Entfernungsmaß im Sonnensystem
1 AU = 149.6 Millionen km
1 AU = 8.3 Lichtminuten
Planeten und Satellitensysteme, Ringe
Typ
Planet
Monde
Ringsystem
Planet
Merkur
0
-
Planet
Venus
0
-
Planet
Erde
1 (2)
-
Planet
Mars
2
-
Riesenplanet
Jupiter
63
x
Riesenplanet
Saturn
61
x
Großplanet
Uranus
27
x
Großplanet
Neptun
13
x
Zwergplanet
Pluto
3
-
Zwergplanet
Eris
1
-
Kuiperoid
2003 EL61
2
-
Planetoiden
Mit einem …
38
-
Mit zwei …
1
-
Merkur
Steckbrief
Parameter
Wert
Große Halbachse
57.91 Mill. km
Perihelabstand
46.00 Mill. km
Aphelabstand
69.82 Mill. km
Max. Bahngeschwindigkeit
58.98 km/s
Numerische Exzentrizität
0.2056
Bahnneigung
7°
Umlaufszeit
88d
Radius
2439.7 km
Masse
3.3 ∙ 1023 kg
Mittlere Dichte
5427 kg/m³
Rotationsdauer
58.6 Tage
Oberflächentemperatur
-170 .. 430 °C
Sonnenscheibe erscheint ca. 3x größer
Helligkeit ca. 11x größer
Bahn sehr störanfällig (Stichwort
„Deterministisches Chaos“)
• Exzentrizität: 0.1 .. 0.9
• Bahnneigung: 0° .. 10°
Merkur kann sich der Venus bedrohlich
nähern!
Spin-Bahn-Kopplung
Zwei Umläufe um die Sonne entsprechen
genau drei „Merkurtagen“
4880 km
3470 km
Oberfläche ähnelt teilweise der
Mondoberfläche
Signifikante Unterschiede:
•
Kraterdichte zeigt, daß die Oberfläche sehr
alt sein muß (zwischen 3.8 und 4.2 Milliarden
Jahre)
•
Keine ausgedehnten Mare, nur lokale
„Plains“
•
Klippenartige Strukturen und Steilhänge, die
man vom Mond her nicht kennt („scarps“)
•
Größere Merkurkrater sind deutlich flacher
als vergleichsweise Mondkrater. Auch die
Sekundärkraterzonen sind weniger
ausgeprägt.
•
Das Albedo des Merkurs (0.1) ist geringer als
der des Mondes (0.3) – basaltisches (d.h.
pyroxenreiches) Oberflächenmaterial (keine
aluminiumreichen Anorthosite wie die
Mondhochländer)
Venus
Steckbrief
• Venus ist das weitaus hellste
sternartige Objekt am Himmel – sie
erreicht ihre Größte Helligkeit (-4
Größenklassen) ~ 35 Tage vor bzw.
nach der unteren Konjunktion
Parameter
Wert
Große Halbachse
109.2 Mill. km
Perihelabstand
107.5 Mill. km
Aphelabstand
108.9 Mill. km
Max. Bahngeschwindigkeit
36.8 km/s
Numerische Exzentrizität
0.0068
Bahnneigung
3.4°
Umlaufszeit
224.7 d
• Scheinbarer Winkeldurchmesser:
zwischen 10“ und 1 Bogenminute
Radius
6051 km
Masse
4.8 ∙ 1024 kg
• Als innerer Planet zeigt Venus einen
ausgeprägten Phasenwechsel
Mittlere Dichte
5204 kg/m³
Rotationsdauer
-243 Tage
Oberflächentemperatur
735 K (462° C)
• Die Entfernung zur Erde variiert
zwischen 41 Millionen und 257
Millionen Kilometer
Da die Venus von einer dichten
Atmosphäre umgeben ist, sind von
der Erde aus im Fernrohr keine
Oberflächendetails zu sehen
Entdeckung der Venusatmosphäre
Vor-Ort-Erkundung der Oberfläche durch Radar aus der Umlaufbahn
• Erste Versuche: Venus 9 und 10 (1975)
Oberfläche wurde von den Satelliten aus mit Radarwellen bestrahlt und die
reflektierte Strahlung von irdischen Radioteleskopen aufgefangen
• Erste komplette Kartierung: Pioneer Venus (1978, 1992 verglüht) Surface Radar Mapper
Auflösung ca. 20 km/Pixel
• Detailkartierung bei hoher Auflösung (ca. 30%): Venus 15 und 16 (1984) SAR
• Komplettkartierung mit hoher Auflösung:
Magellan (1990 – 1994)
Auflösung ca. 100 m pro Pixel - Synthetic Aperture Radar
Vergleich Seitensichtradar
und Luftbildaufnahme
Synthetic Aperture Radar
Verwendung von MikrowellenStrahlung – durchdringt verlustlos Wolken
Antenne wird mit der Bahn mitgeführt - virtuelle hohe Apertur
 Bildmäßig werden
Objektrauhigkeiten erfaßt
Spielt auf der Erde für die geologische Fernerkundung und für militärische
Zwecke eine große Rolle
Beispiele für eine SAR - Aufnahme
Stadt Nördlingen
Die Oberfläche der Venus ist durchgängig vulkanisch geprägt
Hypsografische Kurve der Erde besitzt zwei Plattformen:
- die kontinentale Plattform
- die Tiefseeplattform
 Zeichen für andauernde Plattentektonik
Die hypsografische Kurve der Venus besitzt nur eine Plattform, d.h. auf der Venus gibt es keine
Anzeichen für Plattentektonik
Coronae Idem-Kuva
Impaktkraterstatistik
Insgesamt hat man auf den Radarkarten von Magellan 914 Impaktkrater nachgewiesen.
Sie sind überraschenderweise quasi über den gesamten Planeten gleichverteilt:
 als die Impakte einsetzten, muß die Oberfläche quasi frei von Impakten gewesen sein
 aus der Anzahl der Krater pro Flächeneinheit läßt sich im Vergleich zum Mond (und
entsprechender Korrekturen aufgrund der Venusatmosphäre) schließen, daß die
Impakte vor rund 600 – 800 Millionen Jahre (+/- 100 Ma) eingesetzt haben müssen
 da nur weniger als 10% der Krater vulkanische / tektonische Beeinflussungen zeigen,
kann der Planet nur die ersten 100 Ma nach Einsetzen der Impakte vulkanisch aktiv
gewesen sein.
Alle diese Beobachtungen deuten darauf hin …
a) Daß die Venus vor 600 bis 800 Millionen Jahre eine gewisse Zeit (ca. 100 Ma)
hochgradig vulkanisch aktiv gewesen sein muß. Dabei ist quasi die gesamte
zuvor vorhandene Kruste umgebildet worden. Lediglich die Tesserae oder Teile
davon haben überlebt.
b) Nach den 100 Millionen Jahren hoher Aktivität muß der Vulkanismus stark
zurückgegangen, vielleicht sogar erloschen sein. Alle Impakte, die danach entstanden, sind „frisch“ und zeigen keine Veränderungen.
c) Bei den oberflächenverändernden Vulkanismus handelt es sich in erster Linie
um Vulkanismus, der durch aufsteigende Mantelplume hervorgerufen wurden
(z.T. irdischen Supervulkanen vergleichbar)
d) Mit hoher Wahrscheinlichkeit hat sich bei diesen Ereignissen auch die Venusatmosphäre stark verändert und durch die Entgasung an Mächtigkeit zugenommen.
 globales Resurfacing ...
Venus 14 (1982)
Ergebnisse der Oberflächenerkundung durch Lander
• Die Oberflächentemperaturen liegen bei ca. 475 °C
• Der Oberflächendruck liegt bei etwa 90 bar (~ 10 Mpa)
• Der Himmel auf der Venus erscheint aufgrund der Rayleigh-Streuung gelblichgrün, die
Oberfläche mehr orange (und zwar ziemlich eintönig)
• An der Oberfläche tritt anomale Refraktion auf, wodurch der Eindruck entsteht, man
befindet sich in einer Senke
• Der Untergrund besteht nach der chemischen Analyse aus Basalten, die sich aber
etwas von irdischen Basalten unterscheiden (sogenannte tholeiitische Basalte)
• Die Windgeschwindigkeiten und die Absetzgeschwindigkeiten von aufgewirbelten
Staub sind aufgrund der hohen Dichte der unteren Venusatmosphäre sehr gering
(Größenordnung 1 .. 2 m/s).
• Die plattenartige Struktur deutet auf Lavaströme hin, die nur langsam abgekühlt sind.
Chemische Zusammensetzung der Venusatmosphäre
Die Zusammensetzung der Venusatmosphäre wird entweder direkt mit Hilfe
von Massenspektrometern (Eintauchsonden) oder spektroskopisch (z.B. VIRTISSpektrometer auf Venus-Express) bestimmt.
Venus besitzt eine praktisch fast reine
Kohlendioxidatmosphäre. Ihre Masse beträgt
etwa das 90-fache der Masse der Erdatmosphäre.
(90% unterhalb von 28 km)
Die Venusatmosphäre enthält nur noch praktisch vernachlässigbare Mengen an
Wasserdampf - War das schon immer so?
Venus-Express hat Instrumente an Bord, mit dem diese geringen Wasserdampfmengen gemessen werden können. Dabei ist es möglich. „normales“ Wasser
von „schwerem“ Wasser (Deuteriumoxid) zu unterscheiden.
Erste Ergebnisse: Das Deuterium – Wasserstoffverhältnis ist ca. 120 mal größer
als auf der Erde
Die ebenfalls gemessenen Sauerstoffisotopenverhältnisse weisen
darauf hin, daß die in der Venusatmosphäre vorhandenen Sauerstoffatome bei der Dissoziation von Wassermolekülen entstanden sind
 Schlußfolgerung (nach quantitativen Rechnungen):
Venus muß in fernster Vergangenheit einmal ähnlich viel Wasser besessen haben
wie die Erde heute. Wo ist das ganze Wasser hin?
Globale Strömungsverhältnisse in der Venusatmosphäre
Beobachtungen:
Die Venusatmosphäre ist mit der Venusoberfläche fest rheologisch verbunden
(sie klebt praktisch daran). An der Oberfläche nur sehr geringe, äquatorwärts
gerichtete Winde (~ 1 .. 2 km/h)
90% der atmosphärischen Masse unterhalb von 28 km Höhe
Die zonale Windgeschwindigkeit nimmt vom Boden bis zur Obergrenze zu:
- Oberfläche:
- Untergrenze Wolkenschicht (47 km Höhe)
- Obergrenze Wolkenschicht ( 70 km Höhe)
1 .. 2 km /h  gleichmäßige Zunahme
300 km /h
350 km /h  Superrotation
Die meridionale Windgeschwindigkeit ist dagegen sehr gering (Hadley-Zirkulation)
Es existiert über beide Pole ein „Polarwirbel“ (polar vortex) - Venus Express
In der Atmosphäre existieren (wahrscheinlich) drei Hadley-Zellen übereinander, deren
untere und mittlere bis in mittlere Breiten und deren oberste bis zum Pol reicht.
Steckbrief
Parameter
Wert
Große Halbachse
149.6 Mill. km
Perihelabstand
0,983 AU
Aphelabstand
1.017 AU
Mittl. Bahngeschwindigkeit
29.78 km/s
Numerische Exzentrizität
0.0167
Bahnneigung
0°
Umlaufszeit
365.25 d
Radius
6371 km
Masse
5.97 ∙ 1024 kg
Mittlere Dichte
5514.8 kg/m³
Rotationsdauer
0.9972 Tage
Oberflächentemperatur
288 K (15°C)
Plattentektonik
Lage der Kontinente und Ozeane
verändern sich in einer Zeitskala
von einigen 100 Millionen Jahren
Hydrosphäre
Sauerstoffreiche Atmosphäre
Trägt seit mind. 3.5 Milliarden Jahren
Leben...
Verteilung gegenwärtig aktiver Vulkane
Vulkane bevölkern überwiegend die Plattengrenzen parallel zu Tiefseegräben (80%),
aber nur selten ozeanische Rücken (Ausnahme Island, 15%)
Verteilung der Großplatten auf der Erde
Entwicklung der Kontinente seit Beginn des Jura
Rifting und Subduktion
Der Wilson-Zyklus
Unter Wilson-Zyklus versteht man das Geschehen der Plattentektonik,
bei dem es zu Graben-/ Meeres-/ und Gebirgsbildung kommen kann. Der
kanadische Geowissenschaftler J.T. Wilson hat dies 1970 beschrieben.
Demnach wiederholt sich das Geschehen, es entsteht ein Zyklus.
Der Wilson-Zyklus erklärt die Entstehung und das Vergehen von Ozeanen
sowie das Entstehen von Gebirgen an bestimmten aktiven Plattenrändern.
Solange im Erdmantel Konvektionsströmungen anhalten, wird dieser Zyklus
weitergehen. Die Zeitskala beträgt dabei ca. 300 Millionen Jahre.
 Wenn kontinuierlich Meeresboden neu gebildet wird, muß im gleichen
Maße Meeresboden wieder verschwinden (subduziert werden)
 Plattentektonik: konstruktive (divergente) und destruktive (konvergente)
Plattenränder
Annahme: Kontinentale Kruste kann nicht subduziert werden
Ozeanische Kruste wird innerhalb von ca. 200 Millionen Jahren
vollständig im Erdmantel entsorgt
Steckbrief
Parameter
Wert
Große Halbachse
227.9 Mill. km
Perihelabstand
1.381 AU
Aphelabstand
1.666 AU
Mittl. Bahngeschwindigkeit
24.07 km/s
Numerische Exzentrizität
0.09
Bahnneigung
1.85°
Umlaufszeit
686.9 d
Ausgetrockneter Planet
Rote Färbung durch Eisen(III)oxid
War einmal vulkanisch sehr aktiv
(zwei große Vulkanprovinzen)
Radius
3386 km
Masse
6.42 ∙ 1023 kg
Besaß einmal eine Hydrosphäre
Mittlere Dichte
3933 kg/m³
Fast reine CO2-Atmosphäre
Rotationsdauer
1.025 Tage
Oberflächentemperatur
186-293 K
Der durch Raumsonden am besten
untersuchte Planet neben der Erde...
Tharsis-Region
Der Berg der Superlative
Nix Olympica – Olympus Mons
Höhe:
Ausdehnung:
Gipfelcaldera:
26.4 km (vom Fuß gemessen)
600 km
90 km
Eigenschaften von Schildvulkanen
Entstehen über „hot spots“ durch Ausfließen
extrem dünnflüssiger Laven
Ausflußgeschwindigkeit kann dabei 60 km/h
übersteigen – deshalb sehr flacher
Böschungswinkel (<10°)
Der Vulkan baut sich aus Lavaschichten
auf, die bei zeitlich aufeinanderfolgenden
Aktivitätsperioden ausbilden
Nach Entleerung der Magmakammer (z.B.
bei einer seitlichen Spalteneruption) kann
der zentrale Teil absinken oder Einbrechen
und eine Caldera ausbilden
- Calderen
- Lavakanäle
- tektonische Brüche
Mauna Loa, Vogelsberg)
Aus Impaktkraterstatistiken konnten 5 Epochen verstärkten
Vulkanismus abgeleitet werden
3.5 Milliarden Jahren
Beginn der Tharsis-Aufwölbung / Hellas + Argyre Impakt
1.5 Milliarden Jahren
Höhepunkt des Tharsis´+ Elysium-Vulkanismus
Bildung des Vallis Marineris, Deckenbasalte
400 – 800 Millionen Jahren
Spaltenvulkanismus in der Elysium-Region
200 Millionen Jahren
Lokaler Vulkanismus in der Tharsis Region (Olympus Mons)
100 Millionen Jahre
Letzte Ausflüsse Olympus Mons
Während der Phasen mit vulkanischer Aktivität flossen nicht nur große Mengen an Lava
über die Marsoberfläche: Die durch den Vulkanismus entstehende Wärme im Inneren des
Planeten sorgte auch für gewaltige Eruptionen von Wasser, die große Gebiete auf dem
Mars plötzlich überfluten konnten.
Der langandauernde Marsvulkanismus ist nicht einfach zu erklären, da Mars recht klein
ist, keine bewegliche Platten besitzt und einen großen Teil seines Wärmeinhalts bereits
verloren haben dürfte.
Vulkanismus auf dem Mars entwickelte sich über
stationäre Mantelplumes
„Plumes“ sind vom Kern her aufsteigende dünne Magmasäulen, die in Krustennähe
unter Druckentlastung geraten, sich „plumartig“ horizontal ausdehnen, durch ihre
Auftriebskraft die Kruste anheben und dabei krustennahe Lavareservoirs ausbilden.
 viele Beispiele auf der Erde (Hawaii, Yellowstone, Toba, Kanaren, Eifel …)
 wenige (aber eindrucksvolle) Beispiele auf dem Mars (Tharsis, Elysium, Syrtis Major)
Grabenbrüche
Valles Marineris
4000 km lang, 700 km breit, 7 km tief
Blick in Richtung Tharsis-Aufwölbung ( rechts Tharsis Tholus) – Noctis Labyrintus
Wasser als landschaftsformendes Element auf dem Mars
Fließstrukturen im
Bereich des Ares Vallis
In der Frühgeschichte des Mars (vor 3.5 Milliarden Jahren) muß der Planet
flüssiges Wasser und später teilweise Vergletscherungen besessen haben.
Das impliziert:
• Die Atmosphäre mußte dichter und anders zusammengesetzt sein als heute
• Die Temperatur- und Druckverhältnisse müssen über einige 100 Millionen Jahre
flüssiges Wasser auf der Planetenoberfläche erlaubt haben
• Im Bereich des Borealis –Beckens könnte es sogar einen flachen Ozean gegeben
haben
• Bei späterer Abkühlung gab es mehrere Vereisungsperioden, wo Gletscher bei der
Oberflächengestaltung eine Rolle gespielt haben
• Ab Mitte des Hesperian (vor ca. 3 Milliarden Jahren) gibt es nur noch lokal Hinweise
auf katastrophenartige Überflutungen im Randbereich der Vulkanprovinzen
Dao und Niger Vallis im Randbereich der Vulkanprovinz Hesperia Planum
Wo kam das viele Wasser her und wo ist es heute?
 Entwicklung von Planetenatmosphären
 Entgasung von Mantelgesteinen (insbesondere Basalte, ca. 3 % Wasser)
 Eintrag durch Kometen
Rezentes Eis im Permafrostboden des Mars – Entdeckung von Mars Odyssey
Nordpolarkappe
Steckbrief
Parameter
Wert
Große Halbachse
778.6 Mill. km
Perihelabstand
4.95 AU
Aphelabstand
5.46 AU
Mittl. Bahngeschwindigkeit
13.1 km/s
Numerische Exzentrizität
0.049
Bahnneigung
1.30°
Umlaufszeit
4332 d
Radius
71492-66854 km
Masse
1899 ∙ 1024 kg
Mittlere Dichte
1326 kg/m³
Rotationsdauer
9.925 Stunden
Oberflächentemperatur
~165 K
Riesenplanet / Gasplanet
Wasserstoff-Helium-Kugel
Methoden, um etwas über den inneren Aufbau
von Riesenplaneten zu erfahren
Grundlegende Beobachtungsgrößen:
Größe / Volumen / Masse
 mittlere Dichte
Rotationsparameter
Abplattung
Gravitationsfeldparameter
Energiebilanz
Chemische Zusammensetzung der Atmosphäre
Magnetfeld
Sonstige Daten:
Elementehäufigkeit im Sonnensystem (=Photosphäre)
 Informationen über den inneren Aufbau Jupiters sind nur indirekt zu gewinnen
Eine Reise zum Mittelpunkt des Jupiters
Die Reise beginnt an der „Oberfläche“
des Planeten, die laut Definition bei
Gasplaneten bei dem Abstand vom
Mittelpunkt beginnt, wo der Gasdruck
genau 1 bar beträgt. Sie beginnt knapp
oberhalb der tiefsten sichtbaren
Wolkenschicht bei einem Radius von
~70000 km. Darüber erstreckt sich
eine ca. 1000 km mächtige Wolkenund Dunstschicht.
Bereits 1000 km tiefer geht der gasförmige molekulare Wasserstoff
stufenlos in flüssigen (molekularen)
Wasserstoff über, wobei Temperatur
und Druck kontinuierlich ansteigt
 10000 km Tiefe ~Wasserdichte
Bei einem Gasdruck von ~ 200 GPa
(was einer Tiefe ~ 18000 km entspricht)
beginnt der Wasserstoff langsam zu
dissoziieren und wird zu einem
Halbleiter um dann in einer Tiefe von
~22000-27000 km in einer Übergangszone unbekannter Dicke in den
flüssigen metallischen Zustand überzugehen.
 ein großer Teil des Volumens des
Planeten Jupiter besteht aus
metallischem Wasserstoff
Jupiterkern
Man vermutet (und alle theoretischen Erwartungen sprechen dafür), daß
Jupiter einen silikatisch-metallischen festen Kern von ungefähr 6 Erdmassen
besitzt. Die Temperatur dieses „felsischen“ Kerns liegt bei 15000 bis 21000 K
(mehr als 3x so groß wie Sonnenoberfläche)
Dieser Kern ist wahrscheinlich von einer Schale aus flüssigen Helium umgeben,
welches im Jupiter ausgeregnet ist. Auch werden darin signifikante Anteile von
Ammoniak und Methan („Eis“) vermutet. Auch dieses Helium soll metallische
Eigenschaften aufweisen.
Kernparameter:
Masse ~ 6 Erdmassen
Kernradius ~ 12000 km
Dichte ~ 9000 kg / m³
Temperatur ~ 22000 K
Druck ~ 500 GPa
Steckbrief
Parameter
Wert
Große Halbachse
1433.5 Mill. km
Riesenplanet / Gasplanet
Wasserstoff-Helium-Kugel
Perihelabstand
9.02 AU
Ausgeprägtes Ringsystem
Aphelabstand
10.05 AU
Mittl. Bahngeschwindigkeit
9.69 km/s
Strahlt mehr Energie ab als
er von der Sonne erhält
Numerische Exzentrizität
0.0565
Bahnneigung
2.48°
Umlaufszeit
10759 d
Radius
60268-54364 km
Masse
568 ∙ 1024 kg
Mittlere Dichte
687 kg/m³
Rotationsdauer
10.656 Stunden
Oberflächentemperatur
~81 K
Innerer Aufbau
Aufbau ähnlich Jupiter, aber
andere Mächtigkeitsverhältnisse:
Metallische Schicht beginnt erst
bei 0.47 Saturnradien (Jupiter
0.77 Jupiterradien)
Silikatischer Kern ~ 16 Erdmassen
Masseanteil 25% (Jupiter 4%)
Temperatur ~ 12000 K
Strahlungsexzeß 2.3 x
Die Verarmung der Saturnatmosphäre an Helium ist das Resultat des „Ausregnens“
dieses Edelgases -> interne Energiequelle
Die Hauptringe werden durch Großbuchstaben bezeichnet,
die ursprünglich Albedounterschiede (A, B und C) und später
die Entdeckungsreihenfolge widerspiegelten.
Die Hauptringe von Innen nach Außen
D-Ring
- befindet sich ungefähr in der Hälfte der Lücke zwischen der Wolkenschicht
Saturns und der Innenkante des C-Rings (6630 km über den Wolken)
- optische Tiefe ~ 10^-6 (d.h. nur der Millionste Teil der Ringfläche wird von
den Ringteilchen abgedeckt)
- 1981 von Voyager 1 entdeckt
- die Trennung vom C-Ring ist die 1200 km breite Guerin-Teilung
Feinstrukturen im
innersten D-Ring
C-Ring (Flor- oder Krepp-Ring)
- entdeckt 1850
- Innenkante Guerin gap
- Außenkante Maxwell gap
- Innenkante 13700 km,
Außenkante 31500 km
von der Wolkenobergrenze
entfernt
- optische Dicke 0.05 … 0.12
B-Ring
- hellster Teil des Ringsystems, erscheint sandfarben, optische Dicke ~0.4 bis ~1.8
- Innenkante 31700 km, Außenkante (Cassini gap) 59600 km von der Wolkendecke entfernt
- besteht aus einer kaum zählbaren Anzahl von Ringlets, die alle exakt kreisförmig sind
- endet an der 4600 km breiten Cassini-Trennung (enthält selbst mehrere Ringlets)
- Außengrenze nicht scharf, sondern ändert Abstand zu Saturn um bis zu 200 km in
- Resonanz zum Mond Mimas (2:1 Resonanz – Exzentrizität der Mimas-Bahn)
Cassini gap
A-Ring
- beginnt außerhalb der Cassini-Trennung und setzt sich bis zu einem Abstand von
76500 km fort (dabei wird er leicht heller)
- der äußere Teil wird durch die Encke-Teilung (Breite 325 km) und die Keeler-Teilung
(Breite 42 km) in weitere Einzelringe geteilt
- der Außenring ist völlig scharf begrenzt
- Dicke des Rings übersteigt kaum 15 Meter
Keeler gap
Encke gap
F-Ring
- entdeckt von Pioneer 11
- sehr schmal (ca. 100 km)
- 79900 km von der Wolkenobergrenze
3400 km vom A-Ring entfernt
- sehr strukturreich (z.B. Verwindungen)
- besteht aus 5 einzelnen Bändern
- wird von den Monden Prometheus
und Pandora begleitet
G-Ring
Phoebe-Ring
Steckbrief
Parameter
Wert
Große Halbachse
2872 Mill. km
Perihelabstand
18.3 AU
Aphelabstand
20.0 AU
Mittl. Bahngeschwindigkeit
6.81 km/s
Numerische Exzentrizität
0.046
Bahnneigung
0.77°
Umlaufszeit
30685 d
Radius
25559-24973 km
Masse
86.8 ∙ 1024 kg
Mittlere Dichte
1270 kg/m³
Rotationsdauer
-17.24 Stunden
Oberflächentemperatur
~58 K
Großplanet / Gasplanet
Wasserstoff-Helium-Kugel mit
Methan in der Atmosphäre
Ringsystem
Größe Erde: 1 Größe Uranus: ~ 4
Innerer Aufbau:
Uranus und Neptun bilden eine eigene Familie von Gasplaneten, weil
a) in ihrem Innern der Druck nicht ausreicht, um Wasserstoff in den
metallischen Zustand zu überführen
b) weil der Kohlenstoff in der Atmosphäre und in der Schale um den festen
Kern hauptsächlich in Methan gebunden ist
c) weil es um den Kern eine heiße und extrem dichte Flüssigkeitsschicht
aus volatilen Stoffen (Ammoniak, Wasser, Methan … -> „Eis“) gibt
 engl. „Icy Planets“ - Eisplaneten
Uranus besitzt ein Magnetfeld, welches 50x stärker als das Erdmagnetfeld ist
Atmosphäre von Uranus
Zusammensetzung:
83% Molekularer Wasserstoff
15% Helium
2-4% Methan
Neon, Ethan, Ethin (Azetylen) und Wasser
Methan führt zu einer starken Absorption
von orangenen und roten Bereich des Sonnenspektrums (541 nm, 619 nm)
 bläulichgrüne Farbe
 kaum Strukturen wegen Rayleigh-Streuung
Voyager 2 – Vorbeiflug 1986
Epsilon-Ring
Lambda-Ring
Delta-Ring
Gamma-Ring
Eta-Ring
Beta-Ring
Alpha-Ring
4
5
6
1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ.
Steckbrief
Parameter
Wert
Große Halbachse
4495 Mill. km
Perihelabstand
29,7 AU
Aphelabstand
30.3 AU
Mittl. Bahngeschwindigkeit
5.4 km/s
Numerische Exzentrizität
0.011
Bahnneigung
1.78°
Umlaufszeit
60189 d
Radius
24764 - 24341 km
Masse
102 ∙ 1024 kg
Mittlere Dichte
1638 kg/m³
Rotationsdauer
16.11 Stunden
Oberflächentemperatur
~46.6 K
Großplanet / Gasplanet
Wasserstoff-Helium-Kugel mit
Methan in der Atmosphäre
Ringsystem
Innerer Aufbau von Neptun
Atmosphäre
Chemische Zusammensetzung der Neptunatmosphäre
Weiße Methanwolken über dem
„Großen Dunklen Fleck“ (GDS)
Vertiefendes Material sowie die PP-Präsentation finden Sie auf meinen
NATURWUNDER-Blog
http://wincontact32naturwunder.blogspot.de/
Wer weiterhin Interesse an Astronomie hat, in der Zittauer Volkssternwarte findet jeden
Mittwoch, 19 Uhr, eine Vortragsveranstaltung statt.
Öffentliche Beobachtung am Spiegelteleskop der Zittauer Volkssternwarte
jeden Donnerstag bei geeignetem Wetter (Sommerpause beachten).
Herunterladen