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Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem 1 Kapitel III: Das Planetensystem.

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Präsentation zum Thema: "Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem 1 Kapitel III: Das Planetensystem."—  Präsentation transkript:

1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem 1 Kapitel III: Das Planetensystem

2 2 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Das Dreikörperproblem in der Himmelsmechanik Bewegung einer kleinen Masse unter der Wechselwirkung mit zwei größeren Himmelskörpern (m3 << m1, m2) Betrachtung im mitrotierenden Koordinatensystem der Körper m1,m2 Bewegung einer kleinen Masse unter der Wechselwirkung mit zwei größeren Himmelskörpern (m3 << m1, m2) Betrachtung im mitrotierenden Koordinatensystem der Körper m1,m2 m1 m2 S S y y y y

3 3 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem a a y1 y2 m1 m2 m3 r r r1 r2 S S x x y y m 1 y 1 = m 2 y 2 m 3 in der Rotationsebene von m 1,m 2 Roche Potential und Lagrange-Punkte

4 4 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem a a y1 y2 m1 m2 m3 r r r1 r2 S S x x y y Beschleunigungen auf m 3 : Schwerebeschleunigung durch m 1 : G m 1 /r 1 2 Schwerebeschleunigung durch m 2 : G m 2 /r 2 2 Zentrifugalbeschleunigung: 2 r Für Kreisbahn gilt: 2 = 4 2 /P 2 = G(m 1 +m 2 )/a 3 Beschreibung als Potential Roche-Potential Mit G=1 und a=1: Roche Potential und Lagrange-Punkte

5 5 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Librationspunkte (Lagrangepunkte) für grad = 0 a) x=0: Gl. 3. Grades für y: 3 Lösungen L 1, L 2, L 3 L 1 ca. 1.5 Mio km von der Erde entfernt. mit Roche Potential und Lagrange-Punkte

6 6 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem b) und Erfüllt für r 1 =r 2 =a Librationspunkte L4, L5 L 1 -L 3 sind Sattelpunkte des Roche Potentials, L 4, L 5 Maxima Unter Berücksichtigung der Coriolisbeschleunigung bei bestimmten Massenverhältnissen stabile Bahnen um L 4, L 5 Roche Potential und Lagrange-Punkte

7 7 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem L 1, L 2 des Erde-Sonne Systems werden als Orbits für Satelliten benutzt (SOHO, WMAP) In L 4 und L 5 des Jupiter- Sonne Systems findet man eine Häufung von Asteroiden (Trojaner). Roche Potential und Lagrange-Punkte

8 8 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Eigenschaften der Planeten Innere Planeten: Merkur, Venus Äußere Planeten: Mars-Pluto Innere Planeten: Merkur, Venus Äußere Planeten: Mars-Pluto

9 9 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Die terrestrischen Planeten = Erdähnliche Planeten: Merkur, Venus, Erde, (Mond), Mars Feste Oberflächen, bei einigen flüssiger Kern Aufbau aus Gestein (Oxide von Al, Ca, Si, Mg, Fe) Geringer Anteil an H, He = Erdähnliche Planeten: Merkur, Venus, Erde, (Mond), Mars Feste Oberflächen, bei einigen flüssiger Kern Aufbau aus Gestein (Oxide von Al, Ca, Si, Mg, Fe) Geringer Anteil an H, He RadiusMasseV escape Magnetf. mittlere Dichte [R erde ][M erde ][km/s]Erde=1[g/cm 2 ] Merkur Venus Erde Mond Mars

10 10 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Oberflächen der terrestrischen Planeten Oberflächenstrukturen: Einschlagskrater: Kollisionen häufiger in früher Phase, Hinweis auf alte Oberflächen Oberflächenstrukturen: Einschlagskrater: Kollisionen häufiger in früher Phase, Hinweis auf alte Oberflächen

11 11 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Oberflächen der terrestrischen Planeten Tektonik, vulkanische Strukturen Olympus mons Vulkan auf Venus (Radardaten) Ozeanischer Rücken

12 12 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Merkur Oberfläche ähnlich Mond: Krater, aber keine Maria. Alte Oberfläche, keine tektonische Aktivität, fester Mantel. Schwaches Magnetfeld => flüssiger, metallischer Kern Rotation gebunden, Resonanz zw. Bahn und Achse. d sid =2/3 a M (d sid ~59d, a M ~88d ) Temperatur: -170 o C o C, wegen langer Tageslänge, Exzentrizität (0.206) Keine nennenswerte Atmosphäre (v esc =4.25 km/s) Oberfläche ähnlich Mond: Krater, aber keine Maria. Alte Oberfläche, keine tektonische Aktivität, fester Mantel. Schwaches Magnetfeld => flüssiger, metallischer Kern Rotation gebunden, Resonanz zw. Bahn und Achse. d sid =2/3 a M (d sid ~59d, a M ~88d ) Temperatur: -170 o C o C, wegen langer Tageslänge, Exzentrizität (0.206) Keine nennenswerte Atmosphäre (v esc =4.25 km/s) Mariner 10, 1974

13 13 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Merkur Erste Raumsonde zum Merkur seit Mariner 10: BepiColombo (Start ~2012) : 2 Orbiter (Kartierung, chemische Zusammensetzung, Magnetfeld) Erste Raumsonde zum Merkur seit Mariner 10: BepiColombo (Start ~2012) : 2 Orbiter (Kartierung, chemische Zusammensetzung, Magnetfeld)

14 14 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Venus Sehr dichte Atmosphäre 100 bar, 97% CO 2 Wolkenschichten (Schwefelsäure H 2 SO 4) Temperaturen: -20 o C Wolken, +460 o C Oberfläche Y-Form der Wolken durch Winde (scheinbare Rotation in 4d ) Sehr dichte Atmosphäre 100 bar, 97% CO 2 Wolkenschichten (Schwefelsäure H 2 SO 4) Temperaturen: -20 o C Wolken, +460 o C Oberfläche Y-Form der Wolken durch Winde (scheinbare Rotation in 4d ) tatsächlich P=243d (>Venus-Jahr 225d ) Retrograd! Kein Magnetfeld vermutlich wg. langsamer Rotation tatsächlich P=243d (>Venus-Jahr 225d ) Retrograd! Kein Magnetfeld vermutlich wg. langsamer Rotation

15 15 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Venus Hohe Temperatur auf der Oberfläche bedingt durch extremen Treibhauseffekt (GG- Temperatur 260 K) Entwicklung der Venus-Atmosphäre: - Anfangs dichte CO 2 Atmosphäre und flüssige Ozeane - Feuchter Treibhauseffekt (CO 2, H 2 O) - Dann runaway Treibhauseffekt durch Verd- dampfen der Ozeane. - Verlust des Wasser durch Photdissoziation und Entweichen von Wasserstoff. - Vulkanismus entlässt sämtliches CO 2 in Atm. - Kein flüssiges Wasser, um CO 2 zu sedimentieren Hohe Temperatur auf der Oberfläche bedingt durch extremen Treibhauseffekt (GG- Temperatur 260 K) Entwicklung der Venus-Atmosphäre: - Anfangs dichte CO 2 Atmosphäre und flüssige Ozeane - Feuchter Treibhauseffekt (CO 2, H 2 O) - Dann runaway Treibhauseffekt durch Verd- dampfen der Ozeane. - Verlust des Wasser durch Photdissoziation und Entweichen von Wasserstoff. - Vulkanismus entlässt sämtliches CO 2 in Atm. - Kein flüssiges Wasser, um CO 2 zu sedimentieren

16 16 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Venus Oberfläche durch Radar erkundet (Magellan ) 12 km hohe Gebirge Wenige Krater, junge Oberfläche durch Vulkanismus geprägt. Vulkane sind hoch, wahrscheinlich hot spot Vulkane (wie Hawaii), keine Anzeichen von heutiger Plattentektonik Oberfläche durch Radar erkundet (Magellan ) 12 km hohe Gebirge Wenige Krater, junge Oberfläche durch Vulkanismus geprägt. Vulkane sind hoch, wahrscheinlich hot spot Vulkane (wie Hawaii), keine Anzeichen von heutiger Plattentektonik Venera 9 Lander Venera 9 Lander

17 17 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Venus Magellan Radar-Karte

18 18 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Venus Vulkanische Landschaften aus Radar-Daten Vulkanische Landschaften aus Radar-Daten

19 19 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Mars Rotation 24.6h, Achsneigung gegen Bahnachse 25 o => Jahreszeiten ähnlich der Erde, jedoch länger und asymmetrisch wegen =0.09 Sonnenumlaufzeit T=669 d Polkappen: aus CO 2 und H 2 O: Nordpol ganzjährig, Südpol nur im Winter ( ausgedehnte Zirruswolken) Dünne Atmosphäre bar, 95% CO 2, 3% N 2, Ar Nur 0.03% H 2 O, jedoch Wasser in Polkappen und möglicherweise als Eis unter der Oberfläche. Temperaturen: Äquator: C, Pole o C ~=GG-Temperatur, kaum Treibhauseffekt. Geringes (fossiles) Magnetfeld => kein flüssiger Kern Rotation 24.6h, Achsneigung gegen Bahnachse 25 o => Jahreszeiten ähnlich der Erde, jedoch länger und asymmetrisch wegen =0.09 Sonnenumlaufzeit T=669 d Polkappen: aus CO 2 und H 2 O: Nordpol ganzjährig, Südpol nur im Winter ( ausgedehnte Zirruswolken) Dünne Atmosphäre bar, 95% CO 2, 3% N 2, Ar Nur 0.03% H 2 O, jedoch Wasser in Polkappen und möglicherweise als Eis unter der Oberfläche. Temperaturen: Äquator: C, Pole o C ~=GG-Temperatur, kaum Treibhauseffekt. Geringes (fossiles) Magnetfeld => kein flüssiger Kern

20 20 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Mars Oberfläche von Erde beobachtbar. Zahlreiche Raumsonden (Orbiter und Lander) Südhalbkugel: Hochländer mit Kratern (ähnlich Mond- Terrae) Nordhalbkugel: Tiefländer, Lavaflächen ähnlich Maria), Vulkane Tektonische Strukturen (Faltungen, Grabenbrüche) Erosionsstrukturen: Flussbetten (Frühere Wasservorkommen, Sandünen) Gesteine: viel Fe 2 O 3 (rot)

21 21 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Mars Viking missionen (70er Jahre): 2 Orbiter und 2 Lander Viking orbiter 1976 Viking Lander 1976 u.a. biologische Experimente Kein Nachweis von Leben u.a. biologische Experimente Kein Nachweis von Leben

22 22 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Mars einige weitere Mars (Lande-)Missionen... Pathfinder Mission (1997): Marsmobil (Rover) Sojourner Raumsonde Phoenix (2008) Rover Spirit & Opportunity (2004)

23 23 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Mars 2 Marsmonde: Phobos und Deimos Deimos Phobos: 27x21x19 km a=2.8 Marsradien, P=7.7 h wird in 30 Mio wg. Gezeitenreibung auf Mars stürzen Phobos: 27x21x19 km a=2.8 Marsradien, P=7.7 h wird in 30 Mio wg. Gezeitenreibung auf Mars stürzen Phobos Deimos: 15x12x11 km a=7 Marsradien, P=30 h Deimos: 15x12x11 km a=7 Marsradien, P=30 h Material ungleich Marsoberfläche, vermutlich eingefangene Asteroiden

24 24 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Mars Spuren von flüssigem Wasser (Mars Global Surveyor, 1998)

25 25 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Asteroiden = Planetoiden = Kleinplaneten Feste Körper, Gesteinsbrocken, Am häufigsten im Asteroidengürtel zw. Mars und Jupiterbahn Verhinderter Planet? = Planetoiden = Kleinplaneten Feste Körper, Gesteinsbrocken, Am häufigsten im Asteroidengürtel zw. Mars und Jupiterbahn Verhinderter Planet? Ceres, D=1000 km Pallas, D=523 km Vesta, D=500 km Heute zehntausende bekannt, Entdeckung meist durch Strichspuren auf Himmelsaufnahmen Hauptinteresse heute auf Erdbahnkreuzer => potenzielle Gefahr Gesamtmasse bis 0.5 M Erde

26 26 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Asteroiden Himmelsmechanisch interessant: Trojaner in stabilen Orbits um die Lagrangepunkte L 4, L 5 des Sonne-Jupiter Systems. Asteroid Eros beim Rendevous mit der Sonde NEAR, 2000

27 27 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Jovianische Planeten RadiusMassem. DichteMagnetf.V escape [R Erde ][M Erde ][g/cm 3 ]Erde=1[km/sec] Jupiter Saturn Uranus Neptun Pluto spielt eine Sonderrolle

28 28 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Jovianische Planeten Zusammensetzung: 70% H, 30% He, 1% schwere Elemente Aufbau: von aussen nach innen: -Atmosphäre aus H 2, He, CH 4 -weiter innen metallischer Wasserstoff (Jupiter, Saturn) bzw. H 2 O, NH 3 (Titan, Uranus) - kleiner fester Kern aus Eisen, Silikate, Eise Ring-Systeme: auf Keplerbahnen in der Äquator- Ebene umlaufende Partikel, innerhalb der Roche- Grenze (starke Gezeitenkräfte) Viele Monde Zusammensetzung: 70% H, 30% He, 1% schwere Elemente Aufbau: von aussen nach innen: -Atmosphäre aus H 2, He, CH 4 -weiter innen metallischer Wasserstoff (Jupiter, Saturn) bzw. H 2 O, NH 3 (Titan, Uranus) - kleiner fester Kern aus Eisen, Silikate, Eise Ring-Systeme: auf Keplerbahnen in der Äquator- Ebene umlaufende Partikel, innerhalb der Roche- Grenze (starke Gezeitenkräfte) Viele Monde

29 29 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Jovianische Planeten Ring-Systeme: auf Keplerbahnen in der Äquator- Ebene umlaufende Partikel, innerhalb der Roche- Grenze (starke Gezeitenkräfte)

30 30 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Jupiter Parallele Wolkenbänder Großer Roter Fleck: seit Jahrhunderten stabiler Zyklon Abplattung 7% (bedingt durch schnelle Rotation von 9h) Parallele Wolkenbänder Großer Roter Fleck: seit Jahrhunderten stabiler Zyklon Abplattung 7% (bedingt durch schnelle Rotation von 9h) Sonnenumlaufzeit T=12y Temperatur d. Wolkenobergrenze: 130 K Abstrahlung (vor allem IR) = 2x Sonneneinstrahlung, Energiequelle ist Gravitations-Kontraktion. Starke Magnetosphäre: Radiostrahlung und Aurorae Sonnenumlaufzeit T=12y Temperatur d. Wolkenobergrenze: 130 K Abstrahlung (vor allem IR) = 2x Sonneneinstrahlung, Energiequelle ist Gravitations-Kontraktion. Starke Magnetosphäre: Radiostrahlung und Aurorae

31 31 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Jupiter Bisher 63 Monde bekannt (Stand 2004) Die 4 größten: (Galileische Monde) Io: r=1816 km, a=6r Jup, rotiert gebunden, vulkanisch sehr aktiv, wird durch starke Gezeitenreibung geheizt, starkes B-Feld Europa: r=1563 km, a=9.5r Jup weiss, eisbedeckt, möglicherweise Ozean aus flüssigem Wasser. Ganymed: r=2638km, a=15.1 r Jup, größter Mond des Sonnesystems > Merkur, ebenfalls eisbedeckt. Callisto: r=2410km, alte Oberfläche mit Kratern. Bisher 63 Monde bekannt (Stand 2004) Die 4 größten: (Galileische Monde) Io: r=1816 km, a=6r Jup, rotiert gebunden, vulkanisch sehr aktiv, wird durch starke Gezeitenreibung geheizt, starkes B-Feld Europa: r=1563 km, a=9.5r Jup weiss, eisbedeckt, möglicherweise Ozean aus flüssigem Wasser. Ganymed: r=2638km, a=15.1 r Jup, größter Mond des Sonnesystems > Merkur, ebenfalls eisbedeckt. Callisto: r=2410km, alte Oberfläche mit Kratern.

32 32 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Jupiter Ringsystem (infrarot Aufnahme, APOD )

33 33 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager Missionen (gestartet 1977) Voyager 1: Jupiter, Io, Kallisto Saturn + Monde Voyager 2: Jupter, Europa, Ganymed Saturn, Uranus, Neptun Besuch aller 4 Gasplaneten durch eine Sonde erst wieder in 200 Jahren möglich! Voyager 1: Jupiter, Io, Kallisto Saturn + Monde Voyager 2: Jupter, Europa, Ganymed Saturn, Uranus, Neptun Besuch aller 4 Gasplaneten durch eine Sonde erst wieder in 200 Jahren möglich! Voyager: Sounds of Earth

34 34 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Jupiter Jupiter-Ring

35 35 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Jupiter Großer roter Fleck

36 36 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Io Vulkane

37 37 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Saturn Auffälligstes Merkmal: Ausgeprägtes Ringsystem sehr dünn m, in der Äquatorebene Umlaufende Eisklumpen cm bis m, Keplerbahnen mit P=6h h Feine Unterteilung durch schmale Lücken (z.B Cassini- Teilung), bedingt durch Resonanzen mit Monden Wolkenstruktur ähnlich Jupiter, aber weniger Kontrastreich ca. 30 Monde: Titan ebenfalls > Merkur Rotation P=10h32m, T=29y Abplattung 11% Auffälligstes Merkmal: Ausgeprägtes Ringsystem sehr dünn m, in der Äquatorebene Umlaufende Eisklumpen cm bis m, Keplerbahnen mit P=6h h Feine Unterteilung durch schmale Lücken (z.B Cassini- Teilung), bedingt durch Resonanzen mit Monden Wolkenstruktur ähnlich Jupiter, aber weniger Kontrastreich ca. 30 Monde: Titan ebenfalls > Merkur Rotation P=10h32m, T=29y Abplattung 11%

38 38 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Saturn

39 39 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Saturn

40 40 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Saturn Saturnmond Titan mit Atmosphäre

41 41 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Uranus Erforscht von Voyager 2, 1986 Fast strukturlose Wolkenschicht Rotation mit P=17h, T=84y Inklination 98 o => rollt auf seiner Bahn Magnetfeld 60 o gegen Rotationsachse geneigt Aufbau: Silikatkern H 2 O und NH 3 (leitend) H, He, Methan Ringsystem aus sehr dunklem Material 5 grössere Monde + 10 weitere von Voyager entdeckt Erforscht von Voyager 2, 1986 Fast strukturlose Wolkenschicht Rotation mit P=17h, T=84y Inklination 98 o => rollt auf seiner Bahn Magnetfeld 60 o gegen Rotationsachse geneigt Aufbau: Silikatkern H 2 O und NH 3 (leitend) H, He, Methan Ringsystem aus sehr dunklem Material 5 grössere Monde + 10 weitere von Voyager entdeckt

42 42 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Uranus

43 43 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Uranus Uranus – Ringsystem

44 44 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Voyager: Uranus Von Voyager 2 entdeckte Uranus-Monde

45 45 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Neptun Erkundung durch Voyager 2, August 1989 Entdeckung von Galle 1846 nach Berechnung der Position (1 o genau) durch Le Verrier aufgrund von Bahnstörungen des Uranus P=19h, T=163y Einige Wolkenstrukturen erkennbar Schmale Ringe ähnlich Uranus Magnetfeld 50 o geneigt. Erkundung durch Voyager 2, August 1989 Entdeckung von Galle 1846 nach Berechnung der Position (1 o genau) durch Le Verrier aufgrund von Bahnstörungen des Uranus P=19h, T=163y Einige Wolkenstrukturen erkennbar Schmale Ringe ähnlich Uranus Magnetfeld 50 o geneigt.

46 46 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Neptun Neptun, Voyager 2

47 47 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Neptun Voyager 2: Neptun-Ringe

48 48 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Neptun Voyager 2: Neptun-Ringe

49 49 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Neptun Voyager 2: großer dunkler Fleck

50 50 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Neptun Voyager 2: Neptun und Triton

51 51 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Pluto Radius 1150 km Masse: Erdmassen Mittlere Dichte: 2.1 g/cm 3 Keine Atmosphäre Oberfläche gefrorenes Methan, Albedo fast 1 Mond Charon: 1978 entdeckt, Radius 750 km => Doppelplanet. Eigenrotation: 6.39 Tage Sonnenumlaufzeit T= 248y Gebundene Rotation von Pluto und Charon = einzigartig im Sonnensystem Keine Naherkundung in absehbarer Zeit Radius 1150 km Masse: Erdmassen Mittlere Dichte: 2.1 g/cm 3 Keine Atmosphäre Oberfläche gefrorenes Methan, Albedo fast 1 Mond Charon: 1978 entdeckt, Radius 750 km => Doppelplanet. Eigenrotation: 6.39 Tage Sonnenumlaufzeit T= 248y Gebundene Rotation von Pluto und Charon = einzigartig im Sonnensystem Keine Naherkundung in absehbarer Zeit

52 52 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Pluto HST Aufnahme von Pluto und Charon

53 53 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Pluto HST Aufnahme von Pluto und Charon und zwei weiteren (möglichen) Monden von Pluto, Mitte 2005

54 54 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Planet X eine ganze Reihe möglicher Kandidaten für Planet 10: 2000: 2000 EB : Quaoar 2003: 2003 UB313 (bisher namenslos?!) 2004: Sedna eine ganze Reihe möglicher Kandidaten für Planet 10: 2000: 2000 EB : Quaoar 2003: 2003 UB313 (bisher namenslos?!) 2004: Sedna

55 55 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem Planet X hat 2003 UB313 sogar einen Mond? W.M. Keck Observatory, Sept. 2005

56 56 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem weitere Kleinkörper im Sonnensystem: Kometen unregelmässig geformte Körper Mischung aus Körnchen (Staub, kleinere Brocken von Eisen und Silikat) und gefrorenem Gas Hauptmasse im Kern vereinigt (ca. 1 bis 100 km Durchmesser) extrem elliptische (aber trotzdem gebundene!) Bahnen Ursprung: Kuipers Gürtel o ca AU entfernt o Scheibenform o Perioden < 200 Jahren Oorts Wolke o ca AU entfernt o sphärische Verteilung o Perioden > 200 Jahren unregelmässig geformte Körper Mischung aus Körnchen (Staub, kleinere Brocken von Eisen und Silikat) und gefrorenem Gas Hauptmasse im Kern vereinigt (ca. 1 bis 100 km Durchmesser) extrem elliptische (aber trotzdem gebundene!) Bahnen Ursprung: Kuipers Gürtel o ca AU entfernt o Scheibenform o Perioden < 200 Jahren Oorts Wolke o ca AU entfernt o sphärische Verteilung o Perioden > 200 Jahren

57 57 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem weitere Kleinkörper im Sonnensystem: Kometen spektakuläres Auftreten...

58 58 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem weitere Kleinkörper im Sonnensystem: Kometen...zog Deutung als (meist böses) Omen nach sich

59 59 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem weitere Kleinkörper im Sonnensystem: Kometen einige bekannte Kometen Halleys Komet - Halley verwendete 1705 Newtons Gravitationstheorie und zeigte, daß die Kometen aus den Jahren 1531, 1607 und 168 identisch sind... sagte Auftauchen in 1758 vorher - Periodizität von 76 Jahren naechstes Erscheinen 2061 Hale-Bopp - sichtbar in den Jahren Rückkehr erst in ca Jahren einige bekannte Kometen Halleys Komet - Halley verwendete 1705 Newtons Gravitationstheorie und zeigte, daß die Kometen aus den Jahren 1531, 1607 und 168 identisch sind... sagte Auftauchen in 1758 vorher - Periodizität von 76 Jahren naechstes Erscheinen 2061 Hale-Bopp - sichtbar in den Jahren Rückkehr erst in ca Jahren Halleys Comet

60 60 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel III: Das Planetensystem weitere Kleinkörper im Sonnensystem: Kometen Aufbau von Kometen Kern - schmutziges Eis: H 2 O, CO, CO 2, H 2 CO, CH 3 OH, organischer und Silikat-Staub - ca. 10 km Koma - Atmosphare aus Gas und Staub, die Kern umgibt - ensteht durch Sonneneinstrahlung (Erhitzung) - ca km Gasschweif - heller Teil des Schweifs - Ladungsaustausch Sonnenwind und Koma - Sonnenmagnetfeld erzeugt Lorentz-Kraft Beschleunigung entgegen Sonnenrichtung Staubschweif - diffuser Teil des Schweifs - Beschleunigung von Staub durch Strahlungsdruck geringere Beschl. Beugung des Schweifs Aufbau von Kometen Kern - schmutziges Eis: H 2 O, CO, CO 2, H 2 CO, CH 3 OH, organischer und Silikat-Staub - ca. 10 km Koma - Atmosphare aus Gas und Staub, die Kern umgibt - ensteht durch Sonneneinstrahlung (Erhitzung) - ca km Gasschweif - heller Teil des Schweifs - Ladungsaustausch Sonnenwind und Koma - Sonnenmagnetfeld erzeugt Lorentz-Kraft Beschleunigung entgegen Sonnenrichtung Staubschweif - diffuser Teil des Schweifs - Beschleunigung von Staub durch Strahlungsdruck geringere Beschl. Beugung des Schweifs


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