Eine Reise zu den Planeten des Sonnensystems
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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).
