Unser Sonnensystem und andere Himmelskörper vorgestellt von Jessica Osburg Klasse 9b 2006/07.
Sonnensystem
description
Transcript of Sonnensystem
• Sonne (Werner Schmutz)• 8 Planeten• Monde, Satelliten• Zwergplaneten: kugelförmig aber Bahn nicht von
anderen Objekten freigeräumt (Ceres, Pluto, Eris, Makemake…)– Asteroiden (Ceres, Juno, Vesta, NEOs, )– TNOs (Transneptunische Objekte,Pluto,…)
• Kometen, • Meteoriten• Meteore (Sternschnuppen)
Sonnensystem
Planeten im Sonnensystem
2 Typen: terrestrische Planeten (Merkur, Venus, Erde, Mars)hohe Dichte: 4 – 5 g/cm3, kein He,H-Gas
Gasplaneten (Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun)niedrige Dichte: 0.7 – 1.8 g/cm3, H, He häufigste Elemente
Warum hat der Mond keine Atmosphäre?
• Mondphasen synodischer Monat 29.5 Tage siderischer Monat 27.3 Tage
• Mondbahn: <R> ≈ 380 000 km, v = 1.0 km/s• Bahnebene: ~ 5o geneigt zur Ekliptik• Rotation: P=27.3 Tage, Achse senkrecht zur Bahnebene
gebundene Rotation• Schwerpunkt Erde-Mond System: aE/aM=MM/ME = 1/83
Gezeiteneffekte• Deformation der Erdkugel
Drehimpulstransfer: Erdrotation Mondbahn• Erdtag wird länger: 0.0016 s/Jahrhundert• Distanz Erde – Mond vergrössert sich: 4 cm/Jahr• Monat wird länger: 0.0035 s/Jahr
Endzustand: gebundene Rotation der Erde
• Lunisolarpräzession
Der Mond
ΔK = GMm/l12 – GMm/l22
MondSonne
Mondoberfläche• dunkle Tiefebenen (Mare)• hellere Hochländer (Terrae)• Krater
Krater:• vertiefte Mulden• erhöhter, ringförmiger Rand• zentraler Kraterberg• max. Höhenunterschiede bis 10 km
• Kraterhäufigkeit ist ein Mass für das Alter der Oberfläche
Wasser auf dem Mars?
Polkappen (Wassereis, Trockeneis CO2)
Canyon-artige Kanäle(Hinweis auf fliessendes Wasser)
Marsatmosphäre
vielfältige, geologische Strukturen
Bedingungen für Leben I
• feste Oberfläche terrestrischer Körper
• günstige Temperatur Wasser vorhandenoder mittlere Temperatur ca. 20o C
Temperatur wird bestimmt durch
Sonnen-Einstrahlung und Wärmestrahlung des Planeten
TPlanet ~ Lstar/d1/2
definiert die bewohnbare Zone im Planetensystem
0.3 3.01.0 30.10.Distanz
AE
0o
-250o
500o
250o
Temperatur
Bewohnbare Zone im Sonnensystem
Plu
to
Nep
tun
Ura
nus
Sat
urn/
Tit
an
Jupi
ter/
Eur
opa
Mar
s
Erd
e/M
ond
Ven
usM
erku
r
Bew
ohnb
are
Zon
e
Bedingungen für Leben II • eine Atmosphäre (?)
d.h. gravitativ gebundene Gasteilchen Masse des Objekts darf nicht zu klein sein
• gleichbleibende Bedingungen Kreisbahn,
- evtl. stabile Rotationsachse (Mond)- stabile Temperatur (Meer, Atmosphäre)
konstante Sternstrahlung
• gute “chemische Voraussetzungen”Wasser
- woher kommt das Wasser der Erde?
Eigenschaften der terrestrischen Planeten(inklusive Europa und Titan)
Distanz [AE] Bahnperiode
Masse [Erdmassen]
Temp. [oC]
Zusammensetzung der Atmosphaere
Merkur 0.39 AE 0.24 J
0.06 ME keine
Venus 0.72 AE 0.61 J
0.82 ME 470 oC CO2 (95%)
Erde 1 AE 1J
1 ME 15 oC N2(78%)O2(21%)
Wasser!
Mars 1.5 AE 1.88 J
0.11 ME - 60 oC CO2 (95%)
Europa 5.2 AE 11.9 J
0.008 ME keineEis; Wasser darunter?
Titan 9.6 AE 29.6 J
0.02 ME -200 oC N2, CH4, …
Io, Europa, Ganymed
Eros
Miranda/ U (D=470 km)
Phobos/M (D=20 km)
Miranda/U
Mimas/S (D=400 km)
Vesta (Dawn 17.7.2011)
Galileo-Beobachtung: Ida (59 x 25 x 19 km) und Dactyl (1.5 km)
TNOs
Die physikalische Beschaffenheit der Planeten• Sonne = 99.9% der Masse des Sonnensystems
Elementhäufigkeiten: H: 70%, He: 28%, Rest: 2% (O,C,Ne,Fe,N,Si,Mg) • Planeten = 98% des Drehimpulses
• Sonne: H: 70%, He: 28%, Rest: 2% (O,C,Ne,Fe,N,Si,Mg) • Jupiter und Saturn: H + He: 75-90%• Uranus und Neptun: H + He: 10-20%
• Rest: besteht aus Elementen die sich leicht in Staubteilchen binden lassen• Körper nahe der Sonne: Mg-, Ca-, Mg-, Fe-, -SiOx, (Silikaten), Fe• Körper weiter weg von der Sonne: + H2O, CO2, etc.
Häufigkeitsverhältnisse der schweren Elemente gleich wie Sonne (es fehlen aber H, He, N, Ne …)
Mittlere Dichte in [g/cm3] Gasplaneten: 0.7-1.6 Gas mit schwerem KernMerkur, Venus, Erde: 5.2-5.6 grosser EisenkernMond, Mars: 3.3-3.4 kleiner EisenkernPluto, Jupitermonde: ca. 2 Silikate, viel Eis
KometenZusammensetzung: Schnee und Eis: H2O, CO2, CO, HCN, …Silikat- und Eisenstaub Schmutziger Schnellball
Komet West Komet Hale-Bopp
schmaler gerader Ionenschweif + breiter Staubschweif
Aufbau der Kometen
Komet Wild (grosse Sonnendistanz)
Komet Shoemaker-Levi
Kometenschweif• Entwicklung von Koma und Schweif:
• bei ca. 3 AE verdampfen von CO2
• bei ca. 1.5 AE vedampft H2O• Gas und Staub• ca. 10% der Oberfläche sind aktiv• Ionen werden vom geladenen Sonnenwind mitgerissen (gerade) • Staubteilchen verursachen Streuung des Sonnenlichts (Beschleunigung durch Strahlungsdruck)
MeteorströmeMeteore (Sternschnuppen): Staubteilchen
z.B. von Kometen verloren: Komet Biela• 1772 endeckt (P = 7 Jahre)• 1846 zwei Teile, • 1852 zum letzten mal gesichtet, nachher verschollen• 1872,1885, extreme Meteorstürme• danach wurden Straubteilchen abgelenkt• Meteorströme: Perseiden (ca. 10. Aug), Leoniden (ca. 17. Nov)
Eisenmeteorit
Chondrit-Meteorit
Zeugen aus dem frühenSonnensystem
Das Alter der Erde
Alterbestimmung ergibt:Primitive (ursprüngliche) Meteoriten: 4.56 ± 0.02 Mia. Jahredie meisten Meteoriten: 4.4 – 4.56Mondgestein 3.1 – 4.4ältestes Gestein auf der Erde < 4.1
Aufbau der Erde
Planetenentstehung
Trapez-Sternhaufen im Orion-Nebel (Alter: ~ 1 Mio Jahre)
Protoplanetare Scheibe in Orion
Entstehung des Sonnensystems
• Aus einer rotierenden Scheibe Bahnbewegung der Planeten (Richtung, Exzentrizität)
• Staub sammelt sich in der Mittelebene der Scheibe an und es bilden sich immer grössere Körper
• Ausserhalb der Schneelinie (3AE) können sich auch eishaltige Körper bilden Dichte der Körper
• Ein Protoplanet mit genügend Masse und tiefer Temperatur kann eine Gashülle einfangen Position der Gasplaneten
• Dominante Körper sammeln kleine Körper in ihrem G-Bereich ein und werden zu Planeten
Entstehung des Mondes
Einschlag eines grossen Körpers in die Proto-Erde
• Fragmente sammeln sich inder Nähe der Erde zum Mond
Mond hat niedriger Eisengehalt, weil hauptsächlich Mantelmaterial weggesprengt wurde
Extra-solare Planeten
Bewegung des Sterns wegen Planeten
- Radialgeschwindigkeit
mp sin i, orbit
- Astrometrische Bahn
mp, orbit
Entdeckung von Planeten mit indirekten Methoden
Suche nach extra-solaren PlanetenMessung der Radialgeschwindigkeitvariationen von Sternen Nachweis von ~ 500 Planeten
http://www.astronomie.info
Dopplereffekt (radiale Geschwindigkeit) verschiebt Wellenlänge des Signals
Mayor und Queloz (Obs. Genf) weisen 1995 ersten extra-solaren Planeten nach
Planet 51 Peg b • Masse ca. 0.5 Jupitermassen • Bahnperiode nur 4.2 Tage• Distanz zum Stern 51 Peg nur 10 Sonnenradien• Oberflächentemperatur ca. 1200oC
völlig unerwartete Eigenschaften für einen Planeten
Messung einer Verschiebung
Bahnparameter für die Planeten
1% der Sterne haben Gasriesen in engen Bahnen
Exzentrizität ist oft hoch
es gibt viel mehr Neptun-artige Planeten
Indirekte Methode: Planetentransits periodischen Transits (ca.100 Planeten + 1000 Kandidaten)
~0.01% -1% Effekt in der Lichtkurve
Radiusbestimmung + Masse (RV) mittlere Dichte
Venus-Transit 2004(6.6.2012)
HAT P-13 b, Bahnperiode 2.9 Tage
Transit-Suche mit Weitwinkel-Kameras
Transits:Neue Gruppe von Planeten
0.1 100 AU101.0
0.1
10
1.0
0.001
0.01
MJ
d
Revolution in diesem Jahr:
Kepler-Satellit untersucht ca. 150000 Sterne findet in 3 Monaten ca. 1200 Planeten-Kandidaten
HAT-P-7 b Transit beobachtet mit dem Kepler-Satellit
Darstellung der Kepler Sterne mit Transits
Sonne mit Jupiter
Kepler findet:• Planeten sind sehr häufig (es gibt mehr Planeten als Sterne!) • jeder 3. Stern hat eine Planeten > als 2 Erdradien• Systeme mit vielen Planeten sind häufig (wo es Platz hat, sind Planeten)
es gibt viele Planeten in der bewohnbaren Zone • heisse Gasriesen sind einsam – sie haben Planetensystem ge(zer)stört
Kepler 11 zeigt Transits von 6 Planeten
Suche nach extra-solaren Planetendirekte Abbildung (~5 Planeten)
On the left: you can see a sequence of 40 different speckle patterns.
On the right: the sum of these patterns that a CCD can reveal after an exposure of 2 seconds (if 0.05 s is a lifetime for a speckle pattern). Notice that a great number of speckle patterns (a long exposure) create a figure on the CCD very similar to a seeing disk.
simulation of speckle pattern
Adaptive Optik1. Wellenfrontsensor
misst Störung der Wellenfront durch Erdatmosphäre
2. Computer berechnet Korrektur
3. Deformierbarer Spiegel korrigiert Wellenfrontfehler
1´´
108
log I
104
log I
107
log I
Example: Sun – Jupiter system at 5 pc
X-AO
tiny planetary signal in bumpy and variable PSF halo
Differential Imaging
From Racine et al. 1999
Residual pattern due:- to wavelength dependence of speckles- non-common optical paths- detector flat-fielding errors
Expected polarization• for Rayleigh scattering by
molecules or haze particles
strong phase dependence expected:
inclination = 0o p=constant & highpos. angle rotates
inclination = 70o
p=high for large separation
• scattering by clouds produces only little polarization
in red light p>40% at poles p<5% at equator p~11% integrated
Phase angle = 82(inclination ~ 30)
in blue light p~19% integrated
Polarization of Jupiter
polarization p(90) vs. reflectivity f(90)
Solar system planets surface properties
p(90) f(90)rockyMercury 5-10% lowMars 5-10% low
cloudy (little Rayleigh scatt.)Venus <5% (–) high Saturn <5% high
cloudy and Rayleigh scatt.Jupiter 5-20% highEarth 5-20% high
strong Rayleigh scatteringUranus >15% med.Neptune >15% med.Titan 50% med.
R-band
a VLT instrument onthe Nasmyth platform
Opto-mechanical implementation
Opto-mechanical implementation
Extreme AO system (~1.3 kHz)1. pupil shift corrector2. ( pupil derotator )3. fast tip-tilt mirror 4. 41 x 41 deformable mirror5. visual WFS (Shack-Hartmann)6. diff. wave front-sensor
1
2
3
4
5
6
Opto-mechanical implementationCoronagraphyA. IR-coronagraph (ALC, 4QPM, etc)B. visual coronagraph (LC, 4QPM)Focal plane instruments• IRDIS differential imager• Integral field spectrograph• Zurich Imaging Polarimeter
12
3B
A
6
European Extremely Large Telescope (diameter about 42 m)
Microlensingseparationmass ratio
planetary system lensmass ratio: 250Mp ≈ 1.5 MJ, a ≈ 3 AU
Microlensing event by a planet with 5.5 ME at 2.6 AU from a star with 0.2 Msun