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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

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sonnensystem
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)
planeten im 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

slide7

Der Mond

  • 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

Mond

Sonne

ΔK = GMm/l12 – GMm/l22

slide8

Mondoberfläche

  • dunkle Tiefebenen (Mare)
  • hellere Hochländer (Terrae)
  • Krater
slide9

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
Wasser auf dem Mars?

Polkappen (Wassereis, Trockeneis CO2)

Canyon-artige Kanäle

(Hinweis auf

fliessendes Wasser)

bedingungen f r leben i
Bedingungen für Leben I
  • feste Oberfläche terrestrischer Körper
  • günstige Temperatur Wasser vorhanden

oder 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
slide13

Bewohnbare Zone im Sonnensystem

Temperatur

500o

Venus

Bewohnbare Zone

250o

Merkur

Jupiter/Europa

Saturn/Titan

0o

Uranus

Neptun

Pluto

Erde/Mond

Mars

-250o

Distanz

AE

30.

0.3

1.0

3.0

10.

bedingungen f r leben ii
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?

slide19

Eros

Phobos/M (D=20 km)

Mimas/S (D=400 km)

Miranda/U

Miranda/ U (D=470 km)

slide23

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 Kern
  • Merkur, Venus, Erde: 5.2-5.6  grosser Eisenkern
  • Mond, Mars: 3.3-3.4  kleiner Eisenkern
  • Pluto, Jupitermonde: ca. 2  Silikate, viel Eis
slide25

Kometen

Zusammensetzung:

Schnee und Eis: H2O, CO2, CO, HCN, …

Silikat- und Eisenstaub

 Schmutziger Schnellball

slide26

Komet West Komet Hale-Bopp

schmaler gerader Ionenschweif + breiter Staubschweif

slide29

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)
  • Meteorströme
  • Meteore (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)
slide30

Chondrit-Meteorit

Eisenmeteorit

Zeugen aus dem frühen

Sonnensystem

das alter der erde
Das Alter der Erde

Alterbestimmung ergibt:

Primitive (ursprüngliche) Meteoriten: 4.56 ± 0.02 Mia. Jahre

die meisten Meteoriten: 4.4 – 4.56

Mondgestein 3.1 – 4.4

ältestes Gestein auf der Erde < 4.1

slide36
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
slide38

Entstehung des Mondes

  • Einschlag eines grossen
  • Körpers in die Proto-Erde
  • Fragmente sammeln sich in
  • der Nähe der Erde zum Mond
  •  Mond hat niedriger Eisengehalt, weil hauptsächlich Mantelmaterial weggesprengt wurde
slide40

Entdeckung von Planeten

mit indirekten Methoden

Bewegung des Sterns wegen Planeten

- Radialgeschwindigkeit

mp sin i, orbit

- Astrometrische Bahn

mp, orbit

slide41
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
Mayor und Queloz (Obs. Genf) weisen 1995 ersten extra-solaren Planeten nach

Messung einer Verschiebung

  • 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
slide43

Bahnparameter für die Planeten

1% der Sterne haben Gasriesen in engen Bahnen

Exzentrizität ist oft hoch

es gibt viel mehr Neptun-artige Planeten

slide44
Indirekte Methode: Planetentransitsperiodischen Transits (ca.100 Planeten + 1000 Kandidaten)~0.01% -1% Effekt in der Lichtkurve

Radiusbestimmung + Masse (RV)  mittlere Dichte

slide46

Transit-Suche mit

Weitwinkel-Kameras

HAT P-13 b, Bahnperiode 2.9 Tage

slide47

MJ

Transits:

Neue Gruppe von Planeten

10

1.0

0.1

0.01

0.001

d

0.1

1.0

10

100 AU

slide48
Revolution in diesem Jahr: Kepler-Satellit untersucht ca. 150000 Sterne findet in 3 Monaten ca. 1200 Planeten-Kandidaten
slide51

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
simulation of speckle pattern
simulation of speckle pattern

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.

slide55

Adaptive Optik

  • Wellenfrontsensor misst Störung der Wellenfront durch Erdatmosphäre
  • 2. Computer berechnet Korrektur
  • 3. Deformierbarer Spiegel korrigiert Wellenfrontfehler
slide56

log I

log I

log I

108

107

104

Example: Sun – Jupiter system at 5 pc

1´´

X-AO

tiny planetary signal in bumpy and variable PSF halo

differential imaging
Differential Imaging
  • Residual pattern due:
  • - to wavelength dependence
  • of speckles
  • non-common optical paths
  • detector flat-fielding errors

From Racine et al. 1999

expected polarization
Expected polarization
  • for Rayleigh scattering by molecules or haze particles

 strong phase dependence expected:

inclination = 0o

p=constant & high

pos. angle rotates

inclination = 70o

p=high for large separation

  • scattering by clouds produces only little polarization
polarization of jupiter

Phase angle = 82

(inclination ~ 30)

Polarization of Jupiter

in red light

p>40% at poles

p<5% at equator

p~11% integrated

in blue light

p~19% integrated

slide60

Solar system planets surface properties

p(90) f(90)

rocky

Mercury 5-10% low

Mars 5-10% low

cloudy (little Rayleigh scatt.)

Venus <5% (–) high

Saturn <5% high

cloudy and Rayleigh scatt.

Jupiter 5-20% high

Earth 5-20% high

strong Rayleigh scattering

Uranus >15% med.

Neptune >15% med.

Titan 50% med.

polarization p(90) vs. reflectivity f(90)

R-band

slide62

a VLT instrument on

the Nasmyth platform

opto mechanical implementation1
Opto-mechanical implementation

2

1

3

4

6

5

  • Extreme AO system (~1.3 kHz)
  • pupil shift corrector
  • ( pupil derotator )
  • fast tip-tilt mirror
  • 41 x 41 deformable mirror
  • visual WFS (Shack-Hartmann)
  • diff. wave front-sensor
opto mechanical implementation2

Coronagraphy

  • IR-coronagraph (ALC, 4QPM, etc)
  • visual coronagraph (LC, 4QPM)
  • Focal plane instruments
  • IRDIS differential imager
  • Integral field spectrograph
  • Zurich Imaging Polarimeter
Opto-mechanical implementation

6

A

3

B

1

2

slide67

Microlensing

separation

mass ratio

slide68

planetary system lens

mass ratio: 250

Mp≈ 1.5 MJ, a ≈ 3 AU

slide70

Microlensing event by a planet with 5.5 ME

at 2.6 AU from a star with 0.2 Msun