Sonnensystem
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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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Presentation Transcript


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


Sonnensystem

Warum hat der Mond keine Atmosphäre?


Sonnensystem

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


    Sonnensystem

    • Mondoberfläche

    • dunkle Tiefebenen (Mare)

    • hellere Hochländer (Terrae)

    • Krater


    Sonnensystem

    • 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)


    Sonnensystem

    vielfältige, geologische Strukturen

    Marsatmosphäre


    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


  • Sonnensystem

    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?


    Eigenschaften der terrestrischen planeten inklusive europa und titan

    Eigenschaften der terrestrischen Planeten(inklusive Europa und Titan)


    Sonnensystem

    Io, Europa, Ganymed


    Sonnensystem

    Eros

    Phobos/M (D=20 km)

    Mimas/S (D=400 km)

    Miranda/U

    Miranda/ U (D=470 km)


    Sonnensystem

    Vesta (Dawn 17.7.2011)


    Sonnensystem

    Galileo-Beobachtung: Ida (59 x 25 x 19 km) und Dactyl (1.5 km)


    Sonnensystem

    TNOs


    Sonnensystem

    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


    Sonnensystem

    Kometen

    Zusammensetzung:

    Schnee und Eis: H2O, CO2, CO, HCN, …

    Silikat- und Eisenstaub

     Schmutziger Schnellball


    Sonnensystem

    Komet West Komet Hale-Bopp

    schmaler gerader Ionenschweif + breiter Staubschweif


    Aufbau der kometen

    Aufbau der Kometen


    Sonnensystem

    Komet Wild (grosse Sonnendistanz)

    Komet Shoemaker-Levi


    Sonnensystem

    • 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)


  • Sonnensystem

    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

    Mondgestein3.1 – 4.4

    ältestes Gestein auf der Erde< 4.1


    Aufbau der erde

    Aufbau der Erde


    Planetenentstehung

    Planetenentstehung


    Trapez sternhaufen im orion nebel alter 1 mio jahre

    Trapez-Sternhaufen im Orion-Nebel (Alter: ~ 1 Mio Jahre)


    Protoplanetare scheibe in orion

    Protoplanetare Scheibe in Orion


    Sonnensystem

    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


    Sonnensystem

    • 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


    Extra solare planeten

    Extra-solare Planeten


    Sonnensystem

    Entdeckung von Planeten

    mit indirekten Methoden

    Bewegung des Sterns wegen Planeten

    - Radialgeschwindigkeit

    mp sin i, orbit

    - Astrometrische Bahn

    mp, orbit


    Sonnensystem

    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


    Sonnensystem

    Bahnparameter für die Planeten

    1% der Sterne haben Gasriesen in engen Bahnen

    Exzentrizität ist oft hoch

    es gibt viel mehr Neptun-artige Planeten


    Sonnensystem

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

    Radiusbestimmung + Masse (RV)  mittlere Dichte


    Sonnensystem

    Venus-Transit 2004

    (6.6.2012)


    Sonnensystem

    Transit-Suche mit

    Weitwinkel-Kameras

    HAT P-13 b, Bahnperiode 2.9 Tage


    Sonnensystem

    MJ

    Transits:

    Neue Gruppe von Planeten

    10

    1.0

    0.1

    0.01

    0.001

    d

    0.1

    1.0

    10

    100 AU


    Sonnensystem

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


    Sonnensystem

    HAT-P-7 b Transit beobachtet mit dem Kepler-Satellit


    Darstellung der kepler sterne mit transits

    Darstellung der Kepler Sterne mit Transits

    Sonne mit Jupiter


    Sonnensystem

    • 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


    Sonnensystem

    Kepler 11 zeigt Transits von 6 Planeten


    Suche nach extra solaren planeten direkte abbildung 5 planeten

    Suche nach extra-solaren Planetendirekte Abbildung (~5 Planeten)


    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.


    Sonnensystem

    • Adaptive Optik

    • Wellenfrontsensor misst Störung der Wellenfront durch Erdatmosphäre

    • 2. Computer berechnet Korrektur

    • 3. Deformierbarer Spiegel korrigiert Wellenfrontfehler


    Sonnensystem

    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


    Sonnensystem

    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


    Sonnensystem

    a VLT instrument on

    the Nasmyth platform


    Opto mechanical implementation

    Opto-mechanical implementation


    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


    Sonnensystem

    European Extremely Large Telescope (diameter about 42 m)


    Sonnensystem

    Microlensing

    separation

    mass ratio


    Sonnensystem

    planetary system lens

    mass ratio: 250

    Mp≈ 1.5 MJ, a ≈ 3 AU


    Sonnensystem

    Microlensing event by a planet with 5.5 ME

    at 2.6 AU from a star with 0.2 Msun


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