Institutsbereich Geophysik, Astrophysik, und Meteorologie (IGAM)

Geophysik 01

Allgemeine Geophysik

Vorlesung im Wintersemester 2013/2014

Ulrich Foelsche

ulrich.foelsche@uni-graz.at

http://www.uni-graz.at/~foelsche/

Das Untersuchungsobjekt

Geophysik 02

Wie weit „reicht“ die Erde? Die Einfluss-Sphäre der Erde reicht bis zur Magnetopause.

Quelle: MPI Aeronomie

Allgemeine Geophysik

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(1) Entstehung der Erde

Planetenentstehung (1) – Adlernebel

Dunkelwolken aus Staub und Wasserstoffgas im Adlernebel M16 (~7 000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Schlange), umgeben von jungen, leuchtkräftigen Sternen (Quelle: HST).

Die sogenannten protostellaren Wolken am Oberrand der Gas- und Staubsäule (jede größer als unser Sonnensystem) sind Orte der Stern-entstehung – wie bei der Sonne vor ~4.6 Mrd. J.

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Planetenentstehung (2) – Orionnebel

Der Orionnebel M42, 1 500 Lichtjahre entfernt, enthält etwa 700 junge Sterne (IR Bild) und mindestens 150 protostellare Wolken. Einige verdampfen in der intensiven UV-Strahlung der

vier hellen Sterne, die das „Trapez“ bilden. Bsp. 5 zeigt die Seitenansicht einer Akkretionsscheibe. 1AU (Astronomical unit) ist dabei 149.6 Mio. km, die mittlere Entfernung Erde – Sonne. Quelle: HST

IR

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Das ganze Leben eines Sterns ist durch einen Kampf der Strahlung gegen die Gravitation geprägt. Bei der Sternentstehung wechseln Phasen, in denen das Gas unter seiner eigenen Schwerkraft kollabiert und die Dichte schnell steigt, mit Gleichgewichtsphasen, in denen die Temperatur und damit der innere Druck stark anwachsen und der Gravitation entgegenwirken (Ralf Launhardt, SdW 08/2013).

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Planetenentstehung (3) – Kollaps

Planetenentstehung (4) – Sternhaufen

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Offener Sternhaufen aus jungen Sternen: Die Plejaden (Bild: R. Gendler)

Planetenentstehung (5) – Sternhaufen

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Offener Sternhaufen in NGC 602 (Bildquelle: HST)

Planetenentstehung (6) – Kernfusion

Im Inneren der Sterne wird Energie durch Kernfusion freigesetzt. Im Fall der Sonne werden je 4 Wasser-stoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern verschmolzen („Wasserstoffbrennen“). Das Helium sammelt sich im Zentrum als „Schlacke“. Später werden im Zentrum auch Temperaturen erreicht, bei denen das „Heliumbrennen“ beginnt, dabei wird Kohlenstoff gebildet. In roten Überriesen laufen in konzentrischen Schalen gleichzeitig verschiedene Fusionsprozesse ab, bei denen alle Elemente bis zum Eisen entstehen.

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Planetenentstehung (7) – Sterbende Sterne

Planetarischer Nebel NGC6543 „Egg Nebula“ CRL2688 „Eskimo“ Nebel NGC6392

Planetarische Nebel (1)

Am Ende des Lebens eines Roten Riesen werden die äußeren Schichten des Sterns abgestoßen und umgeben den Sternenrest mit einer Schale aus Staub und Gas, die das interstellare Medium mit schweren Elementen anreichert. Die Hülle wird von dem Sternenrest durch UV-Strahlung zum Leuchten angeregt. In kleinen Fernrohren sehen diese Objekte wie kleine Planetenscheiben aus – daher der Name.

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Alle Bilder: HST

Planetenentstehung (8) – Sterbende Sterne

Überreste eines Supernova–Ausbruchs im Sternbild Schwan Krebsnebel M1 Supernova 1987A in der LMC

Supernovae

Als Supernova bezeichnet man den gigantischer Ausbruch eines massereichen Sterns nach dem Zusammenbruch (Kollaps) durch seine eigene Gravitationskraft. Während des Höhepunkts des Helligkeitsausbruchs kann eine Supernova die Leuchtkraft einer ganzen Galaxie übertreffen. Die äußeren Schichten werden abgestoßen, während der Rest zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Alle Elemente die schwerer als Eisen sind, wurden bei Supernova–Ausbrüchen erzeugt.

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Alle Bilder: HST

Die Sonne wird noch weitere ~5 Milliarden eine ruhiges „Hauptreihen-Leben“ führen, bevor es zum Schalenbrennen und damit zum Aufblähen zu einem Roten Riesen kommt. Die Erde wird aber schon wesentlich früher unbewohnbar. Durch die Temperatur-Zunahme im Kern nimmt auch die Leuchtkraft der Sonne zu – allerdings nur um etwa 0.7 % in 100 Millionen Jahren. Dadurch wird die Erde in etwa 500 Millionen Jahren für Menschen unbewohnbar sein (Ralf Launhardt, SdW 08/2013).

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Planetenentstehung (9) – Bewohnbarkeit

Planetenentstehung (10) – Akkretionsscheibe

Die Bildung von erdähnlichen Planeten war erst möglich, nachdem sterbende Sterne das interstellare Medium mit schweren Elementen angereichert hatten. Rotierende Gas- u. Staubwolken kon-trahieren zu Akkretionsscheiben. Nur in der Äquatorebene der Scheibe können Gravitations- und Fliehkraft einander die Waage halten. In der Akkretionsscheibe bilden sich Protoplaneten (Quelle: Nature).

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Planetenentstehung (11) – Planetesimale

Planetesimale in der Akkretionsscheibe (Bildquelle: GEO). Durch Kollision der Planetesimale entstehen Protoplaneten.

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Planetenentstehung (12) – Scheibenwelt

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Fomalhaut liegt, 25 Lj von der Erde entfernt, im Sternbild südlicher Fisch und ist einer der hellsten Sterne am Nachthimmel. Er wird von einer Staubscheibe umgeben, in der es einen auffälligen Ring gibt (Bildquelle: HST), dessen Zentrum nicht mit dem Zentralstern zusammenfällt – Ein deutlicher Hinweis auf einen Planeten – der dann auch nachgewiesen wurde.

Bildquelle: www.solarviews.com

Das Sonnensystem

NeptunUranus

Saturn

Jupiter

Gasplaneten, jeweils gleicher Maßstab

Terrestrische Planeten Mars

Mond

Erde

Venus

Merkur

MarsVenusErde

Ganymed Titan Merkur

Io

Kallisto

Mond Europa Triton Pluto

Erde

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Mondentstehung – Riesenimpakt

Riesenimpakt (Bildquelle: GEO). Für etwa eine Stunde leuchtete die Erde heller als die Sonne.

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Mondentstehung – Riesenimpakt

Computersimulationen zur Mondentstehung: Zwei schon differenzierte Protoplaneten prallen aufeinander. Beim zweiten Aufprall (9-16) verbleibt der überwiegende Teil des Eisenkerns (blau) beim größeren Körper (Erde). Das ausgeschleuderte Mantelmaterial (rot) bildet eine Akkretionsscheibe um die Erde und schließlich den Mond.

Der Mond ist sehr ähnlich aufgebaut wie der Erd-mantel, das spricht für ein Entstehung in der gleichen Region des Urnebels. Der Eisenkern ist allerdings wesentlich kleiner als der der Erde und der Mond ist sehr arm an flüchtigen Substanzen. Die Gesamtheit Der Befunde kann nur mit der Impakttheorie zufrieden-stellend erklärt werden.

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Entstehungszeit

Nach aktuellem Wissensstand kondensierten die ersten (größeren) festen Bestandteile des Sonnensystems vor 4 567 Millionen Jahren aus dem solaren Urnebel (mit einer Unsicherheit von nur etwa 2 Millionen Jahren). Rechts: Ca/Al-reicher Einschluss des Allende-Meteoriten mit einem Durchmesser von etwa 1 cm (~ ältestes datiertes Material). Innerhalb von nur etwa 100 000 Jahren entstanden die ersten „Planeten-Embryos“. Nach etwa 10 Mio. J. war die Proto-Erde schon zu etwa 2/3 „fertig“. Nach 30 Mio. J. war die Akkretion praktisch abgeschlossen, die Proto-Erde war vollständig differenziert. Nach der Kollision mit einem Protoplaneten von der Größe des Mars entstand zu diesem Zeitpunkt das Doppelsystem Erde-Mond. Alle Zeitangaben beruhen auf radiometrischer Datierung.

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Quelle: Nature

Bildung der Erdkruste

Erstarrendes Magma im Lavasee des Erta Ale (Äthiopen) als „Modell“ für die Bildung der ersten Erdkruste. Nur auf der Erde entwickelte sich die Plattentektonik.

Durch den Riesenimpakt wurde die Erde bis in große Tiefen aufgeschmolzen. Die Oberfläche kühlt langsam ab, es bildet sich eine erste Erdkruste, die aber durch Impakte immer wieder zerrissen wird (Quelle: GEO).

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Narben der Planetenentstehung

Krater mit ~ 80 km Durch-messer auf der Rückseite des Mondes (Apollo 11).

Kurz nach ihrer Entstehung waren die jungen Planeten einem heftigen Bombardement von übrig ge-bliebenen Planetesimalen (Asteroiden, Meteoriten und Kometen) ausgesetzt. Auf den Planeten und Monden ohne Atmosphäre (z.B. Erdmond, Merkur – rechts) sind die Spuren dieser Einschläge noch heute deutlich sichtbar. Diese Einschläge lieferten aber auch z.T. das Wasser der Ozeane und organische Verbindungen. Die meisten „Meere“ des Mondes sind Spuren der heftigsten Impakte (Bilder: NASA).

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Narben der Planetenentstehung

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Das Südpol-Aitken Becken auf der (für uns unsichtbaren) Rückseite des Mondes hat einen Durch-messer von etwa 2 500 km.Quelle: GEO

Quelle: NASA

Reste der Planetenentstehung

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Asteroiden und Kometenkerne (oben, Komposit: E. Lakdawalla) sehen durchaus so aus wie bei „Star Wars“, sind aber viel weiter voneinander entfernt. Bei Itokawa (rechts, Quelle: JAXA) scheint sich ein kompakterer Teil (unten) mit einem „Schutthaufen“ verbunden zu haben (Länge knapp über 500 m).

Quelle: NASA

Tschurjumow-Gerassimenko (~4 km x 4.5 km, besser bekannt als “Tschuri”) ist ein (erwachender) Kometenkern, der an die Form von Itokawa erinnert. Er wird derzeit von der Europäischen Rosetta Mission besucht, die mit Philae auch einen Landungsversuch unternehmen wird (ESA).

Bausteine des Planetensystems

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Planetesimale auf Kollisionskurs

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Am 15. 2. 2013 explodierte ein gerade einmal 17 m großer Meteoroid über dem Ural – mit der etwa 30fachen Energie der Hiroshima-Bombe (Bilder: Alex Alishevskikh, Velentin Kazako, RMES).