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Die Atmosphären der Erde, der Planeten unseresSonnensystems und der Exoplaneten

Author(s): Brüesch, Peter

Publication Date: 2016

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69

10. Atmosphären der

Planeten unseres

Sonnensystems

und von Exoplaneten

405

10 – 0

69405406

10.1 Atmosphären der Planeten

unseres Sonnensystems:

Allgemeine Betrachtungen

69405407

Atmosphäre: Definition und Schichten

Die Atmosphäre ist die gasförmige Hülle um grössere Himmelskörper, insbesondere

um Sterne und Planeten. Sie besteht meistens aus einem Gemisch verschiedener

Gase, die vom Schwerefeld des Himmelkörpers festgehalten werden. Die

Atmosphäre ist an der Oberfläche am dichtesten (s. pp 25, 30) und geht in grosser

Höhe fliessend in den interplanetaren Raum über. Man unterscheidet zwischen den

Atmosphären:

• von erdähnlichen (inneren) Planeten

• von Gasriesen (äussere Planeten)

• von extrasolaren Planeten (Exoplaneten)

• von Monden

• von Sternen.

Im wesentlichen kann man mit zunehmender Höhe zwischen folgenden Schichten

der Atmosphären unterscheiden (s. Kapitel 2):

a) Troposphäre (innerste Schicht)

b) Stratosphäre

c) Mesosphäre

d) Thermosphäre

e) Exosphäre (äusserste Schicht)

Diese Gliederung gibt nur eine grobe Einteilung wieder, und nicht jede Schicht ist bei

allen Atmosphären nachweisbar.

10 – 1

69405408

Atmosphären von erdähnlichen Planeten

• Der Merkur hat keine Atmosphäre im herkömmlichen Sinn, sondern nur eine Exosphäre,

die mit der Exosphäre der Erde vergleichbar ist. Die hohen Anteile von Wasserstoff und

Helium stammen wahrscheinlich vom Sonnenwind.

• Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus CO2, ist aber ansonsten der

Atmosphäre der Erde am ähnlichsten.

• Die Erdatmosphäre besteht aus einem Stickstoff / Sauerstoff- Gemisch (s. Kapitel 2).

Sie ist in der Lage, schwere Elemente wie Argon (Ar) in der Atmosphäre zu halten;

leichte Elemente wie Wasserstoff (H2) und Helium (He) verlor sie jedoch im Laufe

ihrer Entwicklung.

• Der Mars hat ebenso wie die Venus eine CO2- Atmosphäre. Der grösste Teil der Atmos-

phäre des Mars wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom Sonnenwind (pp 353 – 356)

regelrecht abgetragen und in den Weltraum mitgerissen.

Merkur Venus Erde Mars

Das Innere

Sonnensystem

69405409

Atmosphären der Monde

• Der Erdmond hat keine Atmosphäre im eigentlichen Sinn, sondern nur eine

Exosphäre. Diese besteht zu etwa gleichen Teilen aus Helium, Neon,

Wasserstoff und Argon. Diese Exosphäre hat ihren Ursprung in

eingefangenen Teilchen des Sonnenwindes.

• Der Saturnmond Titan hat eine dichte Atmosphäre, die zum grössten Teil

aus Stickstoff besteht.

• Die Jupitermonde Europa und Ganymed besitzen eine dünne Sauer-

stoff-Atmosphäre, die sie durch ihre Gravitation halten können, jedoch

nicht biologischer Herkunft sind.

• Der Jupitermond Kallisto hat eine dünne Kohlenstoffdioxid-Atmosphäre.

• Der Jupitermond Io besitzt eine dünne Schwefeldioxid-Atmosphäre.

• Der Neptonmond Triton besitzt eine dünne Stickstoff-Methan-Atmosphäre.

• Der Saturnmond Rhea besitzt eine dünne Atmosphäre aus Kohlenstoff.

• Die andern Satelliten des Sonnensystems sowie der Erdmond haben wie

der Planet Merkur nur eine Exosphäre.

10 – 2

69405410

Atmosphären des Äusseren Sonnensystems: Gasriesen

• Die Atmosphärenzusammensetzung der Gasriesen (äussere Planeten) wie

Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun basieren ähnlich der Sterne im

Wesentlich aus Wasserstoff und Helium.

Ihr Kern ist jedoch kalt und wie bei den Sternen fehlt der Strahlungsdruck.

• Jupiter und Saturn bestehen dabei im Inneren aus flüssigem Wasserstoff

mit einem Kern aus metallischem Wasserstoff.

• Uranus und Neptun hingegen haben einen eisigen Mantel und Kern aus

Wasser bzw. Eis, Ammoniak, Methan und Gestein.

Jupiter Saturn Uranus Neptun

Das Aeusseres Sonnensystem

69405411

Die Sonne: Struktur und Atmosphäre

In der «Atmosphäre» der äusseren Hülle der Sonne unterscheidet man drei

unterschiedliche Schichten, nämlich die «Photosphäre», die «Chromosphäre» und die

«Korona». Die Atmosphäre wird nach aussen hin immer dünner, bis sie fliessend in den

interplanetaren Raum übergeht.

• Die Photosphäre, auch «Lichtsphäre» genannt – ist die für unser blosses Auge sichtbare

Sonnenoberfläche. Sie besteht aus ca. 70% H2 und 28% He. Dicke: ca. 200 km;

Temperatur ca. 6’000 0C.

• Über der Photosphäre liegt die Chromosphäre; Dicke ≈ 10’000 km; Temperatur bis

10’000 0C.

• Äusserste Schicht: «Korona»; Temperaturen bis 2 Millionen Grad !! (s. Ref. R.10.1.3 e).

Die Korona geht nach mehreren Millionen Kilometern in den interplanetaren Raum über.

Aufbau der SonneTornados an der Sonnenoberfläche

10 – 3

69405412

Das Sonnensystem: Entfernungen, Massen

und Umlaufzeiten der Planeten

69384413

Eigenschaften der Planeten

PlanetDurch-

messer

(km)

mittlere

Geschw.

(km/h)

Merkur

Venus

Erde

Mars

Jupiter

Saturn

Uranus

Neptun

Aggre-

gatzu-

stand

Dichte

(g/cm3)

Min.

Temp.

(0C)

Max.

Temp.

(0C)

Tages-

Dauer

(Tage)

Neigung

der Rota-

tionsachse

(deg)

4’879

12’103

12’734

6’772

138’346

114’632

50’532

49’105

172’332

126’072

107’208

86’868

47’052

34’884

24’516

19’548

f

f

f

g / fl/ f

5.427

5.243

3.933

1.326

0.687

1.270

1.638

5.515

58.65

243.02

1.00

f 1.026

0.413

0.449

0.718

0.665

- 173

+ 437

- 89

- 133

- 108

- 139

- 197

- 201

427

497

58

27

- 108

- 139

- 197

- 201

g / fl/ f

g / fl/ f

g / fl/ f

g: gasförmig / fl: flüssig / f: fest

~ 0

177.36

23.45

25.19

3.13

26.73

97.77

28.32

Magnet

feld

(x Erdfeld)

(Aequator)

~ 0.01

~ 0

1.0

~ 0.03

~ 20

~ 0.7

~ 0.8

Erdmagnetfeld: ca. 60 mT an Polen,

ca. 30 mT am Aequator (1T = 1 Tesla = 104 Gauss)

(Die angegebenen relativen Felder der

Planeten sind sehr approximativ)

~ 0.46

10 – 4

69405414

Ge

sc

hw

ind

igk

eit

(k

m/h

) 172’500

138’000

103’500

69’000

34’500

0

Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun

Geschwindigkeit der Planeten auf ihrer Umlaufbahn

Merkur Venus Erde Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun

Abstand der Planeten zur Sonne in Millionen km

Ab

sta

nd

de

r P

lan

ete

n

zu

r S

on

ne

in

Mio

km

5

4

3

2

1

0

414

58 108 150228

778

1427

2871

4498

Geschwindigkeiten und Abstände der Planeten von der Sonne

Die Graphik zeigt die Geschwin-

digkeiten der um die Sonne krei-

senden Planeten. Die Werte sind

Durchschnittswerte, denn die Plane-

ten bewegen sich nicht mit kon-

stanten Geschwindigkeiten, sondern

werden auf ihren elliptischen Bahnen

in Sonnennähe etwas schneller und

in Sonnenferne etwas langsamer. Die

fundamentalen Gesetzmässigkeiten

für die Umlaufbahnen der Planeten

um die Sonne stammen von J. Kepler

(s. Referenz R.10.1.2 b)).

Zusammen mit der untenstehenden

Figur ersieht man, dass die Planeten

desto langsamer unterwegs sind, je

weiter weg von der Sonne sich ihre

Bahn befindet, Merkur als innerster

Planet ist mit der gigantische Ge-

schwindigkeit von 172’000 km/h der

schnellste, Neptun als äusserster

Planet ist mit knapp 20’000 km/h viel

langsamer. [Der Planet Neptun ist

aber immer noch 100 mal schneller

als ein Auto, das mit 200 km/h fährt !].

69405415

Gase der Atmosphären unserer Planeten

Merkur

Venus

Erde

Mars

Jupiter

Saturn

Uranus

Neptun

Anteil

Bestandteil

1

Anteil

Bestandteil

2

Anteil

Bestandteil 3

Anteil

Bestandteil 4

95.32 %

Kohlendioxid

42.00 %

Sauerstoff

96.50 %

Kohlendioxid

78.08 %

Stickstoff

89.80 %

Wasserstoff

96.30 %

Wasserstoff

82.50 %

Wasserstoff

80.00 %

Wasserstoff

29.00 %

Natrium

22.00 %

Wasserstoff

6.00 %

Helium

3.50 %

Stickstoff

20.95 %

Sauerstoff

2.70 %

Stickstoff

10.20 %

Helium

3.25 %

Helium

15.20 %

Helium

18.00 %

Helium

0.02 %

Schwefeldioxid

0.93 %

Argon

1.60 %

Argon

0.30 %

Methan

0.45 %

Methan

2.30 %

Methan

1.00 %

Methan

0.04 %

Kohlendioxid

0.13 %

Sauerstoff

0.03 %

Ammoniak

0.03 %

Ammoniak

10 – 5

69405416

Numerische Exzentrizität der Planetenbahnen um unsere Sonne

Die numerische Exzentrizität e der Bahnellipse eines Planeten mit den Halbachsen a

und b ist definiert durch e = (1/a) * (a2 - b2)½ ; wenn a = b Kreis e = 0

0.20

e

0.10

0.01

0.02

0.03

0.04

0.05

0.06

0.07

0.08

0.09

0.11

0.12

0.13

0.14

0.15

0.16

0.17

0.18

0.19

0.00

0.21 0.206

0.007

0.017

0.093

0.048

0.056

0.046

0.009

Merkur

Venus Erde

Mars

Jupiter Saturn Uranus

Neptun

10 – 6

69405417

10.2 Spezifische Eigenschaften

und Atmosphären der Planeten

unseres Sonnensystems

69405418

10.2.1 Der Planet Merkur

Götterbote - deshalb auch Gott der

Händler, Reisenden und Dichter,

Sohn des Zeus

10 – 7

419Merkur in natürlichen Farben

Der Merkur ist mit einem Durchmesser von knapp 4880 km der kleinste und mit einer

durchschnittlichen Sonnentfernung von 58 Millionen km der sonnennächste und somit auch der

schnellste Planet in unserem Sonnensystem. Er hat mit einer maximalen Tagestemperatur von rund

+ 430 0C und einer Nachttemperatur von - 170 0C die grössten Temperaturschwankungen aller

Planeten (s. p 413 und Bild unten). Aufgrund seiner Grösse und chemischen Zusammensetzung

zählt er zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Wegen seiner Sonnennähe ist er von der Erde

aus schwer zu beobachten. Aequatoial-Durchmesser: 4’878 km; Masse: 3.3 x1023 kg; mittlere Dichte:

5.420 g/cm3; Fallbeschleunigung: 3.70 m/s2; Rotationsperiode: 87.96 d (0.241 y); Atmosphärendruck

an Oberfläche: ~ 0 bar: Exzentrizität: 0.206.

Allgemeine Eigenschaften

Wegen der schwierigen Erreichbarkeit auf der

sonnennahen Umlaufbahn und der damit verbun-

denen Gefahr durch den intensiven Sonnenwind

haben bislang erst zwei Raumsonden, Mariner 10

(1970) und Messenger (2008), den Planeten besucht

und studiert.

Die mondähnliche, von Kratern durchsetzte Ober-

fläche aus rauem, porösem, dunklem Gestein reflek-

tiert das Sonnenlicht nur schwach. Die mittlere

sphärische Albedo beträgt 0.06, d.h. die Oberfläche

streut im Durchschnitt 6% des von der Sonne

praktisch parallel eintreffenden Lichtes zurück.

Die Dichte des Merkur ist nur wenig geringer als die

der Erde. Es wird vermutet, dass etwa 70% in einem

Eisenkern stecken müssen, der etwa 75% des

Radius einnimmt; aussen: etwa 30% Silikate.

Wegen der hohen Temperatur in Sonnenrichtung

und der geringen Masse kann der Merkur keine

Atmosphäre halten (s.p. 421).

bis

430 oC

bis

- 170 oC

69405420

Elliptische Bahn (massstabsgetreu) des Merkurs um die Sonne

<e

a

b

Merkur

Sonne

a

a

Der Merkur beschreibt eine

elliptische Bahn um die

Sonne, die in einem der

Brennpunkte der Ellipse mit

den Halbachsen a und b und

der Exzentrizität e ist. e ist die

numerische Exzentrizität.

a = 57.908 x 106 km

b = 56.671 x 106 km

e = (a2 – b2)1/2 = 11.9 x 106 km

e = e/a = 0.205624

kleinste Entfernung von der

Sonne = a – e = 46.00 x 106 km

grösste Entfernung von der

Sonne= a + e = 69.81 x 106 km

Umlaufzeit um Sonne

(siderische Periode):

0.241 Erd-Jahre = 87.969 Tage

mittlere Geschwindigkeit:

172’332 km/h

10 – 8

69405421

Die Merkur-Atmosphäre - 1

Bisher war es ein Rätsel: Wie kann dieser massenarme, innerste und dadurch

sehr heisse Planet dauerhaft eine Atmosphäre, wenn auch eine extrem dünne,

halten? Merkurs Oberflächentemperatur beträgt auf der Tagesseite über 400oC

(s. p. 419). Durch die starke Sonnenlichteinstrahlung würden die Bestandteile der

Merkuratmosphäre in relativ kurzer Zeit durch Photoevaporation, d.h. durch

Ionisierung und Beschleunigung der Teilchen auf Fluchtgeschwindigkeit ins All

entweichen. Da Merkur seine rudimentäre Atmosphäre aber offenbar über lange

Zeiträume aufrechterhalten kann, muss es einen konstanten Nachschub an

Teilchen geben: mehr dazu auf p. 422.

Es muss allerdings festgehalten werden, dass es im Fall von Merkur stark

übertrieben ist, von einer eigentlichen Atmosphäre zu sprechen. Der

atmosphärische Druck an der Oberfläche beträgt nur ein Billiardstel des Drucks

von 1 bar an der Erdoberfläche (pMerkur = 10-15 bar = 10-10 Pa). Unter irdischen

Bedingungen würde man von einem Hochvakuum sprechen.

Die Abwesenheit einer Atmosphäre trägt auch zu den extremen Temperatur-

schwankungen dieses Planeten bei. Auf andern Planeten wirkt die Atmosphäre

als Schutzmantel, der dazu beiträgt, die Wärme zu verteilen. Auf dem Merkur

dagegen trägt die extrem dünne Atmosphäre nicht dazu bei, die eintreffenden

Sonnenstrahlen und damit die Temperatur zu stabilisieren. Da die Distanz vom

Merkur zur Sonne so klein ist, ist die Tagesseite des Planeten der Sonne

schutzlos ausgeliefert, während die von der Sonne abgeschirmte Nachtseite der

Kälte voll exponiert ist. Die Abwesenheit einer Atmosphäre des Merkurs bedeutet

aber nicht, dass er der heisseste Planet ist. Diese Ehre kommt vielmehr dem

Planeten Venus wegen seiner galoppierenden globalen Erwärmung zu.

69405422

Hauptbestandteile der Merkuratmosphäre

Natrium: 29 %

Sauerstoff:

42 % Wasserstoff:

22 %

Kalium und andere: 1 %

Der kleine Atmosphären-Druck des Merkurs hängt u.a. damit zusammen, dass das

Magnetfeld lückenhaft ist. Durch diese Lücken können Partikel des Sonnenwindes

durchtreten und die Oberfläche des Merkur erreichen und so die Atmosphäre

auffrischen. Zudem entsteht durch Ausgasen aus der Oberfläche des Planeten ein

weiterer Beitrag zur Atmosphäre.

Trotzdem besitzt der Planet Merkur keine Atmosphäre im herkömmlichen Sinn, denn

der Gasdruck ist kleiner als ein labortechnisches erreichbares Vakuum, ähnlich wie

die Atmosphäre des Mondes. Die «atmosphärischen» Bestandteile Wasserstoff H2

(22% Volumenanteil) und Helium (6%) stammen sehr wahrscheinlich aus dem

Sonnenwind, wohingegen Sauerstoff O2 (42%), Natrium (29%) und Kalium (0.5%)

vermutlich aus dem Material der Oberfläche freigesetzt wurden.

Die Merkur - Atmosphäre 2

Helium: 6 %

Mit Kratern bedeckte Oberfläche

10 – 9

69405423

10.2.2 Der Planet Venus

Göttin der Liebe und der Schönheit

69405424

Vergleich von Venus (links) mit ErdeVenus in natürlichen Farben

Der Planet Venus: Allgemeines und Orbit

Die Venus ist mit einer durchschnittlichen Sonnentfernung von 108 Millionen km der zweit-

innerste und mit einem Durchmesser von ca. 12’100 km der drittkleinste Planet des

Sonnensystems. Sie zählt zu den vier erdähnlichen Planeten, die auch terrestrische oder

Gesteinsplaneten genannt werden.

Venus ist der Planet, der auf seiner Umlaufbahn der Erde mit einem minimalen Abstand von 38

Millionen km am nächsten kommt. Sie hat fast die gleiche Grösse wie die Erde (Bild rechts),

unterscheidet sich aber in Bezug auf die Geologie und vor allem hinsichtlich ihrer Atmosphäre.

Nach dem Mond ist sie das hellste natürliche Objekt am Dämmerungs- oder natürlichen

Sternhimmel. Sie wird deshalb auch Morgenstern oder Abendstern genannt.

Eigenschaften des Orbits:

Grosse Halbachse a = 108.209 x 106 km; numerische Exzentrizität: e = e/a = 0.00679;

Exzentrizität e = e a = 0.7347 x 106 km; kleine Halbachse: b = 108.206 x 106 km;

Die Umlaufbahn um die Sonne ist in sehr guter Näherung ein Kreis.

Umlaufzeit um Sonne = 224.701 Tage; mittlere Bahngeschwindigkeit = 35.02 km/s.

10 – 10

69405425

Venus: Weitere Daten und Eigenschaften – Vergleich mit Erde

Daten der Planeten:

• mittlerer Radius: RVenus = 6051.8 km = 0,949 Erdradien;

• mittlerer Erdradius RErde = 6371 km;

• mittlere Masse: MVenus = 4.869 x 1024 kg;

• mittlere Masse der Erde: MErde = 5.973 x 1024 kg

• mittlere Dichte: rVenus = 5.243 g/cm3;

• mittlere Dichte der Erde: rErde = 5.515 g/cm3;

•

• Oberfläche: Fvenus = 4.60 x 108 km2;

• Oberfläche der Erde: FErde = 5.1995 x 108 km2;

• Fallbeschleunigung: 8.87 m/s2 ;

• Fallbeschleunigung der Erde: 9.81 m/s2;

69405426

Die Schichten der Venus - Atmosphäre

Die Atmosphäre der Venus ist viel dichter und heisser als jene der Erde. Die Temperatur an der

Oberfläche ist 467 0C, während dort der Druck 93 bar beträgt ! Die Venus-Atmosphäre enthält

undurchsichtige Wolken aus Schwefelsäure (H2SO4), welche Beobachtungen der Oberfläche von

der Erde aus als auch mit Raumschiffen unmöglich machen. Informationen über die Topographie

konnten ausschliesslich mit Radarbildtechnik gewonnen werden. Die blaue Kurve im Bild unten

stellt die Temperatur T als Funktion der Höhe h (Altitude) dar.

Die wichtigsten atmosphärischen Gase sind

Kohlenstoffdioxid (CO2) und Stickstoff (N2).

Für weitere Spurengase siehe p. 427.

Die Atmosphäre befindet sich in einem Zustand

von heftigen Zirkulationen und Super-Rotationen.

Wie die Erdatmosphäre (s. pp 7 und 9, Kapitel 1)

kann auch die Venus-Atmosphäre in mehrere

Schichten unterteilt werden. Die Troposphäre

beginnt auf der Oberfläche des Planeten und

erstreckt sich je nach Definition wischen 65 km und

100 km Höhe. In der Nahe der Oberfläche sind die

Winde schwach, aber am oberen Ende der

Troposphäre erreichen die Temperaturen und

Drucke Werte wie auf der Erde und die Wolken

erreichen Geschwindigkeiten bis 100 m/s! Der

Druck des CO2 an der Oberfläche ist so hoch, dass

es sich nicht mehr um ein Gas sondern vielmehr

um eine superkritische Flüssigkeit handelt.

Die Troposphäre der Venus enthält 99% der Masse

der Atmosphäre; 90% der Atmosphäre befindet

sich in einer Schicht von 28 km über der

Oberfläche.Temperatur und Druck als Funktion der Höhe

10 – 11

69405427

Die Zusammensetzung der Venus - Atmosphäre

Zusammensetzung der Venus-Atmosphäre

Die Atmosphäre der Venus besteht hauptsächlich aus Kohlenstoffdioxid, CO2 (96.5%) und zudem

einer wesentlich geringeren Menge von Stickstoff, N2 (3.5%) (s. Figur links). Daneben gibt es eine

Reihe von Spurengasen, nämlich Schwefeldioxid (H2SO4: 150 ppm), Argon (Ar: 70 ppm), Wasser (H2O:

20 pp), Kohlenstoffmonoxid (CO: 17 ppm); Helium (He: 12 ppm), und Neon (Ne: 7 ppm) (s. Figur

rechts).

Wegen der grossen Gesamtmasse der Atmosphäre befindet sich in ihr etwa fünfmal so viel Stickstoff

wie in der Erdatmosphäre. Die Venusatmosphäre hat rund 90-mal so viel Masse wie die Lufthülle der

Erde und bewirkt am mittleren Bodenniveau einen Druck von 93 bar. Dies entspricht dem Druck in gut

910 m Meerestiefe auf der Erde. Die Dichte der Atmosphäre ist an der Oberfläche etwa 50-mal so

gross wie auf der Erde.

Die Atmosphäre der Venus ist von aussen völlig undurchsichtig. Dies liegt an einer stets geschlos-

senen Wolkendecke. Diese findet sich mit ihrer Unterseite in einer Höhe von etwa 50 km und ist rund

20 km dick. Ihr Hauptbestandteil besteht zu etwa 75 Massenprozent Tröpfchen aus Schwefelsäure.

Daneben gibt es auch chlor- und phosphorhaltige Aerosole.

10 - 12

69405428

10.2.3 Der Planet Erde

Göttin der Erde - personifizierte Erde

in der griechischen Mythologie

69405429

Die Erde - Allgemeines

Die Erde ist der dichteste, fünft-grösste

und der Sonne drittnächste Planet des

Sonnensystems. Ihr Alter ist etwa 4.6

Milliarden Jahre. Sie ist die Heimat aller

bekannten Lebewesen. Nach der vor-

herrschenden chemischen Beschaffenheit

der Erde wird der Begriff der erdartigen

(terrestrischen) oder auch erdähnlichen

Planeten definiert, nämlich des Merkur, der

Venus und des Mars.

Die Erde, aufgenommen von Apollo 17

am 7. Dezember 1972

Eigenschaften des Orbits

• Grosse Halbachse: 149.6 Mio. km

• Numerische Exzentrizität e : 0.0167

• Orbitalgeschwindigkeit: 29.78 km/s

Physikalische Eigenschaften

• Aequatordurchmesser: 12’756 km

• Polarduchmesser: 12’713 km

• Masse: 5.972 x 1024 kg

• Mittlere Dichte: 5.515 g/cm3

• Fallbeschleunigung: 9.80665 m/s2

• Fluchtgeschwindigkeit 11.186 km/s

• Rotationsperiode 23 h 56 min 4.1 s

• Neigung der Erdrotationsachse: 23.440

• Geometrischer Albedo 0.367

Eigenschaften der Atmosphäre

• Druck (bezogen auf Nullniveau) 1.014 bar

• Temperaturminimum: - 89 0C

• Temperaturmittelwert: 15 0C

• Temperaturmaximum: 58 0C

Zusammensetzung der Luft

• Stickstoff N2: 28.08%; Sauerstoff O2: 20.95%;

• Argon Ar: 0.93%; CO2: 0.038%;

• Neon Ne: 0.002%

10 – 13

69405430

10.2.4 Der Planet Mars

Gott des Krieges

69405431

Mars: Allgemeine Daten und Eigenschaften

Der Mars ist, von der Sonne aus

gesehen, der vierte Planet in

unserem Sonnensystem und der

äussere Nachbar der Erde (s. p.

408). Er zählt zu den erdähnlichen

(terrestrischen Planeten).

Mars in natürlichen Farben; die Daten

für das Bild wurden 1999 mit dem Mars

Global Surveyer aufgenommen.


• Grosse Halbachse: 228 Mio. km

• Exzentrizität: 0.0935

• mittlere Orbitalgeschw. 24.13 km/s

Physikalische Eigenschaften:

• mittlerer Durchmesser: 6’772 km

• Masse: 6.419 x 1023 kg

• mittlere Dichte: 3.933 g/cm3


Eigenschaften der Atmosphäre:

• Druck: 6 x 10-3 bar

• minimale Temperatur: - 133 0C

• mittlere Temperatur: - 550C

• maximale Temperatur: + 27 0C

Gase der Atmosphäre:

• Kohlenstoffdioxid (CO2): 93.32 %

• Stickstoff (N2): 2.7 %

• Argon (Ar) 1.6 %

• Sauerstoff (O2): 0.13 %

• Kohlenstoffmonoxid (CO): 0.08 %

• Wasser (H2O): 0.02 %

10 – 14

69405432

Vergleich: Erde – Mars

Oberflächen der Süd- und Nordhalbkugel des Mars

Eigenschaft Erde Mars

Durchmesser (km) 12’742 6’772

Masse (kg) 5.972 x 1024 0.639 x 1024

Atmosphären-Druck

an Oberfläche (bar) 1.013 0.006

Die rote Färbung verdankt der Planet dem Eisenoxid-Staub,

der sich auf der Oberfläche und in der Atmosphäre verteilt hat.

Die beiden Hemisphären des Mars sind stark verschieden:

• Die Südhalbkugel stellt ein riesiges Hochland dar, das

durchschnittlich 2 – 3 km über dem globalen Nullniveau

steht und ausgedehnte Schildvulkane aufweist. Die vielen

Einschlagkrater belegen sein hohes Alter von ca. 4 Milliar-

den Jahren.

• Dem steht die Nordhalbkugel mit der Tiefebene gegenüber.

Diese liegt 3 – 5 km unter dem Nullniveau und hat ihre ur-

sprüngliche Struktur durch noch ungeklärte geologische

Prozesse verloren (ev. durch eine Kollision?)

69405433

Temperatur und Druck der Atmosphäre in Abhängigkeit der Höhe

Die Atmosphäre des Mars besteht – wie jene

der Venus – hauptsächlich aus CO2 (pp 426,

427, 434).

Die Mars-Atmosphäre ist sehr dünn, etwa 100

mal weniger dicht als jene der Erde. Man

beobachtet keine Wolken aus Wasserdampf

sondern nur wenige aus Wasser-Eis.

Wolken, welche in ca. 50 km Höhe beobachtet

werden, bestehen hauptsächlich aus CO2- Eis-

und Staub.

Sowohl die Temperatur als auch der Druck an

der Mars-Oberfläche sind tief. An der un-

mittelbaren Oberfläche ist die Temperatur ca.

250 K (– 23 0C) und in Höhen zwischen ca. 80

und 120 km beträgt sie ca. 123 K (- 150 0C).

Der atmosphärische Druck auf der Oberfläche

des Mars ist im Schnitt nur 6.36 hPa = 6.36

mbar. Im Vergleich zu durchschnittlich 1013

hPa = 1.013 bar = 1 atm sind dies nur 0.63%

des mittleren Druckes auf Meereshöhe und

entspricht dem Luftdruck der Erdatmosphäre

in 35 km Höhe. Die Atmosphäre des Mars

wurde wahrscheinlich im Laufe der Zeit vom

Sonnenwind abgetragen und in den Weltraum

mitgerissen.

Temperatur und Druck der Mars-Atmosphäre

in Abhängigkeit der Höhe. Die Einheit für den

Druck ist in atm.

T(h)

10 – 15

69405434

Chemische Zusammensetzung der Mars-Atmosphäre

Chemische Zusammensetzung der Mars-Atmosphäre

10 – 16

69405435

10.2.5 Der Planet Jupiter

König der Götter, Herrscher über den Olymp

69405436

Jupiter: Allgemeine Daten und Eigenschaften

Vergleich von Jupiter mit der Erde

Jupiter ist mit einem Aequatordurchmesser von

rund 143’000 km der grösste Planet des

Sonnensystems. Er ist mit einer durch-

schnittlichen Entfernung von 778 Millionen km

von der Sonne aus gesehen der fünfte Planet.

Aufgrund seiner chemischen Zusammensetzung

zählt er zu den Gasplaneten («Gasriesen») und

hat keine sichtbare feste Oberfläche.

Die Gasriesen werden nach ihm auch als jupi-

terähnliche (jovianische = Jupiterähnliche) Plane-

ten bezeichnet, die im Sonnensystem die Gruppe

der vier äusseren Planeten bilden.


• Grosse Halbachse 778.5 Mio km


• mittlere Orbitalgeschw. 13.07 km/s

• Orbital-Periode 11.86 Jahre



• Poldurchmesser: 133’708 km

• Masse: 1.899 x 1027 kg


Hauptbestandteile:(Substanzen der oberen Schichten)

• Wasserstoff: 89.8 %

• Helium: 10.2 %

• Methan (CH4): 0.3 %

• Ammomiak (NH3) 0.026 %

Weitere Eigenschaften:


• Rotationsperiode: 9 h 55 Min 30 s

• Albedo: 0.52

• Temperatur: 105 K (- 108 0C)

Ringe des Jupiters:

s. Ref. R.10.1.5.1

Jupiter

Erde

10 – 17

69405437

Die Atmosphäre des Jupiters - 1

Der dunkle Punkt links ist der Schatten des Mondes Europa. Der Grosse Rote

Fleck etwas unten rechts ist ein permanent andauernder Sturm. Jupiter besitzt

riesige Wolkenstrukturen, die in breiten hellen und dunklen Bänder parallel zum

Aequator verlaufen. Die hellen Regionen sind Gebiete, in denen Gas aus dem

Inneren des Planeten aufsteigt; die dunklen Streifen markieren absinkende

Materie.

Ein zusammengesetztes Bild des Jupiters

mit Hilfe der Raumsonde Cassini

Grosser Roter

FleckSchatten des

Mondes Europa

Der Jupiter hat die grösste planetarische Atmosphäre im Sonnensystem; ihre

Höhe ist ca. 5’000 km. Da der Jupiter keine feste Oberfläche besitzt, wird die Basis

der Atmosphäre an jenem Punkt festgelegt, wo der Atmosphärendruck 10 bar

beträgt, also das zehnfache des Atmosphärendrucks an der Erdoberfläche.

helle

Sreifen

dunkle

Streifen

69405438

Die Atmosphäre des Jupiters - 2

Chemische Zusammensetzung des Jupiters Die Schichten der Jupiter-

Atmosphäre

Die Atmosphäre von Jupiter ist so dicht und kalt,

dass sie nicht gasförmig sondern flüssig ist. Im

Bereich, in welchem wir atmosphärisches Ver-

halten beobachten, ist der Druck 5 bis 10 mal

grösser als der Druck der Atmosphäre an der

Erdoberfläche (1 bar).

Die Atmosphäre von Jupiter besteht aus 89.8%

molekularem Wasserstoff (H2) und aus 10.2%

Helium (He). Daneben existieren noch einige

andere Verbindungen: Kristallite (crystals) und

Wolken (clouds) aus Ammoniak (NH3), Tröpfchen

(droplets), Kristallite und Wolken aus Wasser

(H2O), sowie Kristallite und Wolken aus

Ammonium Hydrosulfid (NH4SH) (s. Figur rechts).

100

50

- 50

- 100

- 150

0

Hö

he

(km

)

0 100 200 300 400 500

Temperatur (K)

Dru

ck (b

ar)

0.01

0.1

1

2

10

Stratosphäre

Dunst-Schicht

Troposphäre

NH3 - Eis

(NH3)SH - Eis

H2O - Eis

Gasförmiges H2,

He, NH3, H2O

Wol-

ken

10 – 18

69405439

10.2.6 Der Planet Saturn

Einer der Titanen - Gott des Ackerbaus

69405440

Der Planet Saturn - Allgemeines

Farbverstärktes Bild des Saturn

Eigenschaften des Orbit

• Grosse Halbachse: 1’433.5 Mio. km

• Exzentrizirät: 0.05648

• Mittlere Orbitalgeschw. 9.69 km/s


• Aequatordurchnesser: 120’536 km


• Masse: 5.685 x 1026 kg

• mittlere Dichte: 0.687 g/cm3

Hauptbestandteile(Stoffanteil der oberen Schichten)

• Wasserstoff (H2): 96.30 %

• Helium (He): 3.25 %

• Methan (CH4): 0.45 %

• Ammoniak (NH3): 0.026 %

Weitere Eigenschaften


• Neigung der Rotationsachse: 26.730

• Rotationsperiode: 10 h 47 min

• Geometrischer Albedo: 0.47

• Oberflächen- Temperatur: - 139 0C

Der Saturn ist der sechste Planet des Sonnensys-

tems (s. p. 412) und mit einem Aequatordurch-

messer von 120’500 km (9.5-facher Erddurch-

messer) nach Jupiter zugleich der zweitgrösste.

Mit 95 Erdmassen hat er jedoch nur 30% der

Masse des Jupiters.

Die untersuchten oberen Schichten bestehen zu

etwa 96% aus Wasserstoff. Von allen Planeten

des Sonnensystems besitzt er die kleinste mit-

tlere Dichte von etwa 0.69 g/cm3.

Von den anderen Planeten hebt sich der Saturn

durch seine ausgeprägten Ringe ab, die zu

grossen Teilen aus Wassereis und Gesteins-

brocken bestehen.

10 – 19

69405441

Aufbau und chemischen Zusammensetzung des Saturns

Aufbau:

Der Saturn ist ein Gasplanet mit einem

felsigen Kern aus Silikaten, gefolgt von

einer flüssigen metallischen Wasserstoff-

schicht und einer anschliessenden Schicht

aus molekularem Wasserstoff.

Die «Atmosphäre» hat eine Schichtstruktur

aus Schichten von Wasserstoff, Helium,

Methan (CH4) und Ammoniak (NH3).

Chemische Zusammensetzung:

Nach der gegenwärtigen Kenntnis besteht

der Saturn im Wesentlichen aus einer ein-

zigen grossen «Atmosphäre». Diese hat

folgende Zusammensetzung:


• Helium (He): 3.25 %

• Methan (CH4): 0.45 %

• Ammoniak (NH3): 0.0125 %

• Wasserstoff - Deuterid (HD) 0.011 %

• Ethan (C2H6): 0.0007 %Chemische Zusammensetzung des Saturn

(Elementary Composition of Saturn)

Der Aufbau des Saturns im Inneren

69405442

Die Atmosphäre von Saturn

Vertikale Struktur der Saturn – Oberfläche.

Die blaue Kurve h(T) stellt die Höhe h

als Funktion der Temperatur T dar.

Die Atmosphäre von Saturn ist ähnlich

zusammengesetzt wie jene von Jupiter (s. p.

438) nur ist seine durchschnittliche atmos-

phärische Temperatur wegen des grösseren

Abstandes von der Sonne etwas tiefer und

seine totale Dicke (~ 200 km) ist grösser als

jene von Jupiter (~ 80 km).

Die Troposphäre enthält drei verschiedene

Wolkenschichten, welche durch 3 Paare von

horizontalen und vertikalen gestrichelten

Linien angegeben sind: Die mittleren h(T)-

Werte sind: bei ca. (-270 km; 260 K (-130C)) exi-

stiert Wasser-Eis (H2O), bei ca. (-190 atm; 210 K

(-63 0C)) findet man Ammoniumhydrosulfid-Eis

(NH3)SH, und bei ca. (-115 atm, 150 K (-123 0C))

ist Ammonium-Eis, (NH3) vorhanden

Über den Wolken liegt eine Dunstschicht

(Haze). Darüber folgt die Sratosphäre.

Die Wolkenstruktur von Saturn

h(T)

10 – 20

69405443

Saturn : Südpolsturm und hexagonaler Jet-Stream am Nordpol

Saturn’s Südpolsturm

Saturn’s sechseckiger Jet-Stream,

«the Hexagon» am Nordpol

Die Nordpolregion des Saturn zeigt einen der seltsamsten

Phänomenen, die man bisher beim Ringplaneten entdeckt hat –

ein stabiles hexagonales Wolkenmuster.

Wie dieses Muster genau entsteht ist noch unklar. Aber kürzlich

durchgeführte Experimente im Labor könnten helfen, dieses

Rätsel zu lösen.

Entdeckt wurde das Sechseck am Saturn Nordpol schon von

Voyager und die Raumsonde Cassini hat es dann 2006 bestätigt:

Dort dreht sich tatsächlich ein Hexagon mit einer Seitenlänge

von 13’800 km alle 10 h 40 Sekunden im Kreis.

Wissenschafter von der Universität Oxford haben im Labor Ex-

perimente durchgeführt, mit welchen sie die Erscheinung simu-

lieren konnten (s. Ref. R.10.1.6.5).

Die Raumsonde Cassini hat auf dem Saturn etwas entdeckt, was

man bisher auf keinem anderen Planeten gesehen hat: einen

Hurrikan-ähnlichen Sturm am Südpol des Ringplaneten mit einem

deutlich ausgeprägten Auge, das von sich auftürmenden Wolken

umgeben ist.. Das Sturmsystem hat einen Durchmesser von 8’000

km, also von zwei Dritteln des Erd-Durchmessers.

Der Sturm dreht sich im Uhrzeigersinn mit 550 km pro Stunde um

den Südpol des Saturns. Cassini entdeckte auch den Schatten von

aufgetürmten Wolken, die das Auge des Sturms umrunden.

Im Gegensatz zu den sich bewegenden Hurrikans der Erde, die

über den Ozeanen entstehen, bewegt sich der entdeckte

Wirbelsturm nicht vom Saturnpol weg.

69405444

Die Ringe des Saturn

Die vielen Ringe des Saturns

(Farbverstärkte Aufnahme von NASA)

Die Ringe des Saturn bilden zusammen ein Ringsystem, das den Planeten Saturn umgibt. Sie

sind das auffälligste Merkmal des Planeten und bereits durch ein Fernrohr mit 40-facher Vergrös-

serung zu erkennen. Die Ringe bestehen im Wesentlichen aus Wasser-Eis, aber auch aus

Gesteinsbrocken, die den Saturn umkreisen. Die Partikelgrösse variiert zwischen der von Staub-

körnern und mehreren Metern. Das Ringsystem hat viele grössere und kleinere Lücken und ist

bei einem maximalen Durchmesser von fast einer Million Kilometern in weiten Bereichen nur

wenige 100 Meter dick (laut NASA zwischen etwa 200 und 3’000 Metern), und damit relativ

betrachtet, extrem dünn.Heute ist bekannt, dass es mehr als

100’000 einzelne Ringe mit unter-

schiedlicher Zusammensetzung und

Farbtönen gibt, welche durch scharf

umrissene Lücken voneinander ab-

gegrenzt sind. Der innerste beginnt

bereits etwa 7’000 km über der Ober-

fläche des Saturns mit dem Radius von

ca. 60’000 km und hat einen Durch-

messer von ca. 134’000 km; der

äusserste Ring liegt ca. 420’000 km

über der Oberfläche und hat einen

Durchmesser von 960’000 km.

Betreffend des Mechanismus der Ent-

stehung der Ringe besteht immer noch

kein Konsens. Einige Merkmale

sprechen für einen relativ neuzeitlichen

Ursprung; andererseits lassen theore-

tische Modelle vermuten, dass die

Ringe schon früh nach der Entstehung

des Sonnensystems entstanden sind.

10 – 21

69405445

10.2.7 Der Planet Uranus

Urgott des Himmels - Vater des Kronos

gezeugt mit seiner Mutter Gaia,

der Urmutter

69405446

Der Planet Uranus – Allgemeines

Uranus – Vergleich mit Erde

Der Uranus ist von der Sonne aus mit einer durch-

schnittlichen Sonnentfernung von 2.9 Milliarden

km der 7. Planet im Sonnensystem. Er wurde 1781

von Wilhelm Herschel entdeckt.

Der Durchmesser dieses Gasplaneten ist mit über

51’000 km etwa vier mal so gross wie der Durch-

messer der Erde (s. Bild unten) und das Volumen

ist etwa 65-mal so gross wie das der Erde.

Physikalisch ist Uranus mit dem Neptun vergleich-

bar und nimmt mit ihm mit rund 14 Erdmassen in

der Massenfolge im Sonnensystem unter den Pla-

neten den 4. Platz ein. Hinsichtlich dem Durch-

messer liegt er knapp vor Neptun auf Rang drei –

nach Jupiter und Saturn. Aufgrund von Eisvor-

kommen im Inneren werden Uranus und Neptun

auch Eisriesen genannt.


• Grosse Halbachse: 2’872.4 Mio. km






• Masse: 8.683 x 1025 kg


Hauptbestandteile

• Wasserstoff: 82.5 %

• Helium: 15.2 %

• Methan (CH4): 2.3 %



• Neigung der Rotationsachse: 97.770 (!)

• Rotationsperiode: 17 h 14 min 24 s


• Oberflächentemperatur

bei 1 bar: - 197 0C

10 - 22

69405447

Aufbau und chemische Zusammensetzung

Aufbau des Uranus im Inneren

Chemische Zusammensetzung des Uranus

Aufbau

Im «Standard Modell» der Uranus-Struktur wird

zwischen drei Schichten unterschieden: 1) Ein

felsiger Kern (Silikate/Eisen-Nickel) im Zentrum,

2) ein Eis-förmiger Mantel in der Mitte, 3) Eine

äussere gasförmiger Hülle aus Wasserstoff und

Helium.

• Kern: relativ klein mit 0.55 Erdmassen und

einem Radius von weniger als 20% Uranus-

Radius. Dichte ca. 9 g/cm3 und einem Druck

von ca. 8 Mio. bar oder 800 GPa) und einer

Temperatur von ca. 5’000 K.

• Mantel: Bulk-Masse mit ca. 13.4 Erdmassen

• Innere und äussere Atmosphäre

Chemische Zusammensetzung

Nach der gegenwärtigen Kenntnis besteht

der Uranus im Wesentlichen aus einer ein-

zigen grossen «Atmosphäre». Diese hat

folgende Zusammensetzung:


• Helium He): 15.2 %

• Methan (CH4): 2.3 %

• Wasserstoff-Deuterium (HD): 0.00148 %

69405448

Rotationsachse und Umlaufbahn – extreme Jahreszeiten

Mit Ausnahme des Uranus stehen die Rotationsachsen der Planeten nahezu senkrecht zu ihren

Umlaufebenen um die Sonne (s. Tabelle, p. 413). Das ist nicht der Fall beim Planeten Uranus,

bei dem die Rotationsachse R sehr schief, sogar leicht überkippt liegt (s. untenstehende Figur

und Anhang 10-A-2-5): Die Rotationsachse bildet hier einen Winkel von ca. 980 mit der

Vertikalen V zur Ebene seiner Umlaufbahn. Sie bildet also mit der Bahnebene (durch schräg

gestrichelte blaue Linien markiert) eine Winkel von 80. Uranus «rollt» deshalb sozusagen um die

Sonne.

In der Lage A des Uranus liegt der grösste Teil der Südhalbkugel S im Sonnenlicht, während die

Nordhalbkugel N im Schatten ist. In der Lage C dagegen, ist es gerade umgekehrt: der grösste

Teil der Südhalbkugel liegt im Schatten, während die Nordhalbkugel von der Sonne bestrahlt

wird. Die Umlaufsdauer von A B C D A beträgt 84 Erd-Jahre und die Rotationsperiode

um die Achse N – S wurde von der Raumsonde Voyager 2 bestimmt: sie beträgt 17.2 Stunden.

In den Zwischenpositionen B und D liegen relativ «normale» Tag- und Nacht Verhältnisse mit

einer Tag–Nacht–Tag Zeit von 17.2 Stunden vor.

N

S

N

N

S

S

N

S

Sonne

980

80

V

AC

B

D

R

Zur Umlaufbahn, Richtung der Rotationsachse und Tag – Nachtzeiten des Planeten Uranus.

[Die Umlaufbahn ist mit der kleinen Exzentrizität von e = 0.0472 nahezu ein Kreis. Die obige

langgezogene Ellipse entsteht durch eine Drehung dieses Kreises um die Achse A-C in eine

nahezu zur Zeichenebene senkrechte Lage].

10 – 23

69405449

Der Planet Uranus – Atmosphäre - 1

Uranus in natürlichen Farben;

Aufnahme durch Voyager 2, 1986

Uranus mit südlichem dichten hellen Wolkenband

Courtesy of NASA / ESA / M. Showalter (SET)

Im Strukturmodell wird Uranus als flüssiger Planet mit einer gasförmigen oberen

Schicht oder Atmosphäre betrachtet, die nicht klar nach unten begrenzt ist. Da sich

der Druck mit zunehmender Tiefe über den kritischen Punkt erhöht, geht die

Gashülle ohne Phasenübergang vom gasförmigen in den flüssigen Zustand über.

Als Oberfläche wird derjenige Bereich definiert, bei dem der Druck 1 bar beträgt.

Das Sonnenlicht wird von den oberen Wolkenschichten teilweise reflektiert. Diese

Wolkenschichten befinden sich unter einer Schicht aus Methangas (CH4). Wenn

das Licht diese CH4-Schicht durchquert, wird der rötliche Teil des Lichtes durch

das CH4–Gas stark absorbiert, während der blaue Anteil gestreut und reflektiert

wird. Dadurch erscheint Uranus in blaugrüner Farbe.

69405450

Der Planet Uranus – Atmosphäre - 2

Die Atmosphäre des Uranus kann in drei Schichten unterteilt werden. Die Troposphäre befindet

sich in Höhen zwischen – 300 und 50 km und Drücken von 100 bis 0.1 bar (der Nullpunkt der

Höhenskala, d.h. die «Oberfläche», wird beim Druck 1 bar festgelegt). Die Stratosphäre befindet

sich in Höhen zwischen 50 und 4’000 km und die Drücke betragen 0.1 bis 10-10 bar. Die

Thermosphäre / Korona erstreckt sich von 4’000 km bis zu 50’000 km über der Oberfläche.

Die Troposphäre

Die Troposphäre ist der unterste und dichteste Teil der Atmosphäre. Mit steigender Höhe fällt

ihre Temperatur ab. Am untersten Teil der Troposphäre, das etwa 300 km unter dem Ein-bar-

Niveau liegt, beträgt die Temperatur etwa 320 K (ca. 470C). Bis zum oberen Bereich der

Troposphäre in 50 km Höhe fällt die Temperatur auf etwa 53 K (- 2200C). Die Troposphäre enthält

fast die ganze Masse der Atmosphäre und ist auch für den Grossteil der planetarischen Wärme-

strahlung (Strahlung im fernen Infrarot) verantwortlich.

Die Wolken bestehen anscheinend aus Partikeln gefrorenen Methans (CH4), das als heisses Gas

aus tiefen Lagen aufgestiegen und in den äusseren Schichten kondensiert ist. Es wird vermutet,

dass Wasser die unteren Wolken bildet, während die oberen Wolken eher aus Methan bestehen.

Die Windgeschwindigkeiten betragen bis zu 200 m/s, beziehungsweise rund 700 km/h (!). Die

Temperatur beträgt bei 1 bar etwa 76 K (- 197 0C), bei 0.1 bar 53 K (- 220 0C).

Die Stratosphäre

In der Stratosphäre, der mittleren Schicht der Uranatmosphäre, erhöht sich im Allgemeinen die

Temperatur mit zunehmender Höhe. An der oberen Grenze bei 50 km (bei der Tropopause) sind

es noch 53 K, während die Temperatur in 4’000 km Höhe (an der Grenze zur Thermosphäre)

schon 800 bis 850 K (527 – 577 0C) beträgt. Ursache für die Erhitzung der Stratosphäre ist die

Absorption von solarer UV- und IR-Strahlung durch Methan und andere Kohlenwasserstoffe, die

sich in diesem Teil der Atmosphäre als Ergebnis der Methanphotolyse bilden. Der

Wärmetransport von der heissen Thermosphäre könnte ebenfalls dazu beitragen.

10 – 24

69405451

Der Planet Uranus – Atmosphäre – 3 und Ringsysteme

Thermosphäre und Korona

Die äusserste Schicht der Uranus-Atmosphäre

ist die Thermosphäre und Korona. Sie weist

eine einheitliche Temperatur von 800 bis 850

K (527 – 577 0C) auf. Dies ist viel höher als die

420 K (1570C) in der Thermosphäre des

Saturn. Die Wärmequellen hierfür sind nicht

bekannt. Weder solares ultraviolettes Licht

noch Polarlichtaktivitäten können genug Licht

zur Verfügung stellen. Verringerte Wärmeab-

strahlung aufgrund des Mangels an Kohlen-

wasserstoffen in der oberen Stratosphäre

könnte zur Aufrechterhaltung der hohen Tem-

peraturen beitragen. Zusätzlich zu molekula-

rem Wasserstoff enthalten Thermosphäre und

Korona einen grossen Anteil an freien

Wasserstoffatomen. Deren geringe molekulare

Masse könnte zusammen mit den hohen

Temperaturen erklären, warum sich die

Korona so weit (bis zu 50’000 km oder zwei

Uranradien vom Planeten weg) ausdehnt.

Diese erweiterte Korona ist ein einzigartiges

Merkmal von Uranus. Die Korona bremst die

kleinen Partikel ab, die Uranus umkreisen. Als

Folge dessen sind die Ringe des Uranus sehr

staubarm.

Ringe und Monde des Uranus

Uranus ist wie alle Gasplaneten im Sonnen-

system von einer Menge sehr kleiner Körper

und Teilchen umgeben, die den Planeten in

Richtung seiner Rotation umrunden und mit

ihren verschiedenen dicht belegten Umlaufbah-

nen ein System konzentrischer Ringe bilden.

Diese befinden sich zumeist in der Aequator-

ebene des Planeten.

Die Ringe und inneren Monde von Uranus

10 – 25

69405452

10.2.8 Der Planet Neptun

Gott der fliessenden Gewässer

und Meere

69405453

Der Planet Neptun – Allgemeines

Neptun – Vergleich mit Erde

Neptun ist von der Sonne gezählt mit einer Ent-

fernung von durchschnittlich 4.5 Milliarden km der

achte und äusserste Planet im Sonnensystem,

Mit einem Durchmesser von fast 50’000 km, knapp

dem vierfachen Durchmesser der Erde, und dem

57.74-fachen Erdvolumen ist er nach Uranus der

viertgrösste Planet des Sonnensystems.

Zusammen mit Uranus bildet Neptun die Untergruppe

der «Eisriesen». Neptun dominiert durch seine

Grösse die Aussenzone des Planetensystems. Von

Neptun sind derzeit 14 Monde bekannt, Der mit

Abstand grösste unter ihnen ist Triton mit 27’000 km

Durchmesser.


• Grosse Halbachse: 4’495 Mio. km


• Siderische Umlaufzeit: 164.79 Jahre



• Aequatirdurchmesser: 49’528 km


• Masse: 1.0243 x 1026 kg


Hauptbestandteile

• Wasserstoff (H2): 80.0%

• Helium (He): 19.0%

• Methan (CH4): 1.5%

• Wasserstoff-Deuteride (HD): ~ 0.019%

• Ethan (C2H6): ~ 0.00015%

• Verschiedene Eise (NH3, H2O, CH4, …)


• Fallgeschwindigkeit: 11.15 m/s2

• Neigung der Rotationsachse 28.32o

• Rotationsperiode: 15 h 57 min 59 s


• Temperatur: - 201 0C

10 – 26

69405454

Aufbau und chemische Zusammensetzung

Chemische Zusammensetzung des Neptuns

Aufbau des Neptuns im Inneren

a) Aufbau

Wie in der Struktur von Uranus wird zwischen drei

Schichten unterschieden: 1) ein felsiger Kern von

etwa 1 bis 1.5 Erdmassen aus Gestein im Zentrum, 2)

ein Mantel von 10 bis 15 Erdmassen aus einer Misch-

ung von Fels, Wasser, Ammoniak und Methan, und 3)

einer oberen Schicht) von ca. 1 bis 2 Erdmassen aus

H2O, He und CH4.

• Kern: Der Druck ist einige Mio. bar, etwa doppelt

so gross wie jener im Zentrum der Erde;

• Die Temperatur im Zentrum ist bis 7’000 0C.

• Mantel: Flüssigkeit mit hoher elektr. Leitfähigkeit

• Innere und äussere gasförmige Atmosphäre

b) Chemische Zusammensetzung

Abgesehen vom Kern besteht der Neptun im Wesen-

tlichen aus einer einzigen grossen «Atmosphäre».

Diese hat folgende Zusammensetzung:


• Helium (He): 19.0 %

• Methan (CH4): 1.5 %

• Wasserstoff-Deuterium (HD): 0.0142 %

• Benzol (C6H6): 0.00015 %

[Die Temperatur bei 1 bar ist ca 72 K (ca. – 200 0C)

und bei 0.1 bar 55 K (ca. - 218 0C].

69405455

Der Planet Neptun – Atmosphäre - 1

Wie die Atmosphäre von Uranus kann die

Atmosphäre von Neptun in drei Schichten unter-

teilt werden:

Unmittelbar über der Oberfläche liegt die Tropos-

phäre, in welcher mit zunehmender Höhe die Tem-

peratur abnimmt.

In der nächsten Schicht, der Stratosphäre, nimmt

die Temperatur mit steigender Höhe zu. Dies wird

mit der Bewegung im Kern des Planeten in

Verbindung gebracht. Die innere hohe Temperatur

des Planeten erwärmt den Planeten mehr als die

schwache Sonnenstrahlung der weit entfernten

Sonne.

Die nächste Schicht ist die Thermosphäre (in der

Figur nicht mehr dargestellt), in welcher der

Atmosphärendruck stark abnimmt.

Die äusserste Schicht ist die Exosphäre.

Die minimale Temperatur liegt bei ca. – 225 0C

(ca. 48 K).

Im Vergleich zu Uranus mit einer Rotationsachse

von 980 (s. p. 448) hat Neptun ein normales

Rotationsverhalten, da seine Rotationsachse nur

28.730 beträgt (s. p. 453).Temperatur T in Abhängigkeit der Höhe h.

T(h) sind für Jupiter, Saturn, Uranus und

Neptun dargestellt. Man betrachte insbeson-

dere T(h) von Neptun.

10 - 27

69405456

Der Planet Neptun – Atmosphäre - 2

Dunst und Lichtabsorption durch Methan

(roter Saum) in der Neptunatmosphäre.

(Falschfarbenaufnahme – NASA)

Kontrast-verstärktes Farbbild von Neptun

von 14.8 Mio. km (NASA)

Die Atmosphäre von Neptun ist ähnlich wie jene der anderen Gasplaneten des Sonnensystems: Sie

besteht hauptsächlich aus Wasserstoff (H2) und Helium (He); zusätzlich beobachtet man aber noch

Spuren von Methan (CH4), Wasser (H2O) und Ammoniak (NH3). Aber im Gegensatz zu den anderen

Planeten des Sonnensystems besitzt die Neptun - Atmosphäre einen grösseren Anteil von Eis:

Methan- Eis, Wasser-Eis, Ammoniak-Eis und andere Eise.

Die obersten Wolkenschichten erscheinen dort, wo der Druck genügend klein ist, dass Methan

auskondensieren kann. Astronomen haben diese hoch gelegenen Wolken fotografiert; diese bilden

Schatten auf den darunterliegenden Wolken (s. Bild links).

In den höchsten Höhen, in welchen die Atmosphäre des Neptuns in den Raum übergeht, besteht sie

aus ca. 80% Wasserstoff und 19% Helium. Wie schon erwähnt, enthält die Atmosphäre auch noch

Spuren von Methan. Das Licht, das wir von Neptun beobachten ist das von der Sonne reflektierte

Licht. Vom gesamtem Spektrum des Sonnenlichtes absorbiert der Spurenanteil von Methan das

rote Licht des Spektrums (s. Falschfarbenaufnahme des roten Saumes im Bild rechts), während das

blaue Licht zurückgestreut und reflektiert wird .

10 – 28

69405457

10.3 Exoplaneten:

Historisches – Beobachtungsmethoden

und Beispiele

69405458

10.3.1 Beobachtung von Sternen

und Suche von Exoplaneten

10 – 29

L’ Univère populaire : Camille Flammarion , Holzschnitt , Paris 1888 (*)

(*) Eine Montage von C. Flammarion für sein Werk

“ L’ Astronomie populaire “ , erschienen 1880 .

459

L‘Univère populaire

69405460

Giordano Bruno (1548 – 1600) prägte den Satz:

«Es gibt unzählige Sterne und unzählige Erden, die alle auf die-

selbe Weise um ihre Sonnen rotieren wie die sieben Planeten

unseres Systems […]. Die unzähligen Welten im Universum sind

nicht schlechter und nicht weniger bewohnt als unsere Erde»

Giordano Bruno wurde von der Inquisition zum Tode verurteilt.

Auf dieses Urteil reagierte Bruno mit dem berühmt gewordenen

Satz: «Mit grösserer Furcht verkündet Ihr vielleicht das Urteil gegen

mich, als ich es entgegennehme». Am 17. Februar wurde er auf der

Campo di Fiori in Rom auf dem Scheiterhaufen verbrannt.

Supernova (SN) – Überrest der Sternexplosion von 1572

Anfangs November 1572 wurde im Sternbild der Cassiopeia

unserer Milchstrassen-Galaxie das helle Aufleuchten eines Sterns

beobachtet; der prominenteste Beobachter war der Astronom

Tyche Brahe. Dieses helle Aufleuchten entsteht durch eine riesige

Explosion am Ende der Lebensdauer eines Sterns. Die Leuchtkraft

des Sterns nimmt dabei millionen- bis milliardenfach zu; er wird

für kurze Zeit so hell wie eine grosse Galaxie.

Das nebenstehende Bild zeigt den Supernova-Überrest der SN-

1572 wie er mit Hilfe seiner Röntgenemission mit dem Chandra X-

ray Observatory -Satellit beobachtet wurde.

Mit dieser Beobachtung war gezeigt, dass auch die Fixsterne nicht

unveränderlich sind, also eine endliche Lebemsdauer besitzen.

jGiordano Bruno / Supernova von 1572

10 – 30

69405461

Astronomie im 17. und 18. Jahrhundert

Die Erfindung des Teleskops (1608): Die Astronomie wurde wohl durch keine Erfindung wie durch

jene des Teleskops revolutioniert. Im Jahre 1608 baute der Holländer Hans Lippenhey (1560 – 1619)

das erste Fernrohr, das eine drei- bis vierfache Vergrösserung erlaubte.

Galileo Galilei (1564 - 1648): Im Jahre 1609 richtete Galilei ein verbessertes Teleskop mit einer

neunfachen, später mit einer 30 fachen Vergrösserung gegen den Himmel. Dabei entdeckte er, dass

die Milchstrasse eine riesige Ansammlung von Sternen war. Von der Inquisition wurde er zu

lebenslänglichem Hausarrest verurteilt. Galileo erkannte, dass die Erde nicht der Mittelpunkt des

Universums war, sondern um die Sonne kreist. Von ihm stammt der Satz über die Erde: «Und sie

bewegt sich doch!».

Johannes Kepler (1571 – 1630): Durch sorgfältige Beobachtungen und Schlussfolgerungen stellte

Kepler die drei berühmten Keplerschen Gesetze der Planetenmechanik auf (s. Anhang 10-A-1-2). 1618

veröffentlichte er seine «Harmonice mundi» welche das dritte Keplersche Gesetz enthält. Dieses

Gesetz spielt in Verbindung mit der Newtonschen Gravitationskonstante auch heute noch bei der

Bestimmung der Parameter eines Exoplaneten eine fundamentale Rolle.

Isaac Newton (1643 – 1727): Er war zweifellos einer der grössten Wissenschaftler aller Zeiten. Seine

«Principia», in welcher er die drei Newtonschen Gesetze aufstellt, enthält unter anderem auch die

von ihm benannte Gravitationskonstante, mit deren Hilfe man die Schwerkraft oder auch die

Umlaufperiode eines Planeten berechnen kann.

Christian Huygens (1629 – 1695): Er beschäftigte sich mit dem Leben auf anderen Planeten und ver-

trat die Auffassung, dass die Grundvoraussetzung für Leben das Vorhandensein von flüssigem

Wasser auf der Oberfläche war. Ausserdem postulierte er, dass auch Ausserirdische eine

menschenähnliche Gestalt haben. Seine interessanteste Theorie ist aber, dass sich das Leben einem

Planeten anpassen muss.

Friedrich Wilhelm Herschel (1738 – 1822) baute verschiedene Teleskope mit Durchmessern bis zu 122

cm. Mit diesen Teleskopen entdeckte er den Planeten Uranus, einige Monde und Nebel und erstellte

eine Milchstrassenstatistik.

69405

Parallaxe

Eine bedeutende Entdeckung machte der

Mathematiker und Astronom Friedrich

Wilhelm Bessel (1784–1846). Er ent-

deckte die Parallaxe, jene scheinbare

Winkelverschiebung von nahen Sternen

aufgrund der Bewegung der Erde um die

Sonne. Die Parallaxe p ist für die

Astronomie von zentraler Bedeutung,

weil man aus ihr mit grosser Genauigkeit

die Entfernung eines Sternes von der

Erde ableiten kann.

Sei R = AE = Astronomische Einheit

(Abstand Erde – Sonne) (AE = 149.6 Mio.

km), D = Abstand Sonne – Stern, und p

der Parallaxenwinkel; dann gilt:

D = R / tg(p) oder A = R / sin(p).

Beispiel: Für den Stern Alpha Centauri C

(D ≈ 4.243 Lj = 40.14*1012 km) erhält man:

tg(p) = R/D ≈ 3.726 * 10-6

p ≈ 2.135 * 10-4 Grad

= 0.768 Bogensekunden = 0.768 "

[1 Grad = 3’600 "]

462

R

D A

Bedeutung der Parallaxe in der Astronomie

Parallaxe: scheinbare Winkelverschiebung

von nahen Sternen

10 – 31

69405

Entdeckung von Exoplaneten mit Hilfe des Doppler-EffektsChristian Doppler (1803 – 1853) berechnete die Veränderung der Frequenz von Wellen, abhängig davon,

ob sich die Quelle und Beobachter aufeinander zu- oder voneinander wegbewegen: Das Licht ist zum

rötlichen Ende des Spektrums hin verschoben, wenn sich das Objekt (hier ein Stern) von uns

wegbewegt, und zum blauen Ende, wenn es sich auf uns zubewegt.

Die Doppler-Technik ist eine gute Methode zur Entdeckung von Exoplaneten. Mit Hilfe des Doppler-

Effekts können die Bewegungen und Eigenschaften des Sterns und des Planeten analysiert werden.

Sowohl der Stern als auch der Planet drehen sich um einen ortsfesten gemeinsamen

Massenschwerpunkt. Eine genauere Beschreibung der untenstehenden Figuren ist im Anhang 10-A-3-1

und 10-A-3-2 zu finden.

463

a) Aus der Doppler-Verschiebung ist es möglich, die

kleine Bewegung eines Sterns zu beobachten, der

durch einen um ihn kreisenden Planeten erzeugt

wird. [kleiner schwarzer Punkt: Schwerpunkt von

Stern (gelb) und Planet (grün)].

b) Die periodische Doppler Variation im Spektrum des Sterns

51 Pegasi zeigt die Existenz des Planeten 51 Pegasi b mit

einer Umlaufzeit von 4.2 Tagen. Er wurde als erster Planet

ausserhalb des Sonnensystems entdeckt, der um einen

sonnenähnlichen Stern kreist. Die Balken durch die Punkte

zeigen die Messungenauigkeit an.

Zeit (Tagen)

Ge

sc

hw

ind

igk

eit

v

x(m

/h)

Periodic variation in the

staar’s orbit speed tells

us that it has an

unseen planet

The velocity of

change gives

us the star’s

speed, which tells

us the planet’s

mass

The pattern repeats every 4

days, telling us the planet’s

orbital period

100

50

0

- 50

- 1001 2 3 4 5 6

69405464

Transit – Methode zur Beobachtung von Exoplaneten

Transitdurchgang am Stern WASP-3

Time (hours)

Bri

gh

tne

ss

(mil

lim

ag

)

- 2.0 - 1.5 - 1.0 - 0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0

1 2 3 4 5

1 2 3 4 5

Transitmethode des Planeten WASP-3b

an seinem Zentralstern WASP-3

Bei den sog. Transitmethoden sucht

man nach Planeten, die sich – von der

Erde aus gesehen – zwischenzeitlich vor

ihr Zentralgestirn schieben. Dabei

verdeckt der Planet den Stern und die

Helligkeit des Sterns fällt während

dieser Zeit ab. Dieser kleine Hellig-

keitsabfall lässt sich beobachten. So

verursacht ein jupitergrosser Planet, der

um einen sonnenähnlichen Stern kreist,

einen Helligkeitsabfall von ca. 1 %.

Doch ein Transit allein reicht nicht, um

mit Sicherheit einen Planeten zu ent-

decken. Schliesslich können noch an-

dere Phänomene bei einem Stern einen

Helligkeitsabfall verursachen, z,B. Stern-

flecken oder Sternpulsationen. Tatsäch-

lich benötigt man drei periodisch auftre-

tende Helligkeitsminima, bevor man mit

Sicherheit von einem Planeten sprechen

kann.

[Brightness: Helligkeit (des Lichtes):

Brightness in Einheiten von millima 0:

Helligkeit relativ zu Milli- Magnitude 0 =

10-3 Magnitude g. (10 millma g ≈ 1 % Hel-

ligkeitsabfall].

- 5

0

5

10

15

20

Stern

Planet

10 – 32

69405465

Orbitale Resonanz zweier um einen Stern kreisenden Planeten

2 : 1 Orbitale Resonanz der Planeten

WASP-3b und WASP-3c um den

Stern WASP-3

Bei der Beobachtung des Planeten WASP-3b (p. 464) und der genaueren Analyse seiner Umlaufbahn

um den Stern WASP-3 durch ein Astronomenteam aus Deutschland, Bulgarien und Polen wurden

kleine Variationen von der erwarteten Umlaufzeit von WASP-3b festgestellt. Es konnte gezeigt werden,

dass diese sog. Transitzeit-Variationen durch einen weiteren Planeten im System verursacht wurde,

den sog. Planeten WASP-3c (s. Figur).

Durch Kombination von genauen Beobachtungen und Computersimulationen der Daten wurde die

Existenz des Planeten bestätigt. Sein Orbit liegt weiter aussen als der des Gasriesen WASP-3b und

befindet sich mit diesem in einer sog. 2:1 Resonanz. Das bedeutet, dass der Gasriese WASP-3b für

zwei Umläufe genau so lange braucht, wie der neu entdeckte Planet WASP-3c für einen. Sind T3b und

T3c die entsprechenden Umlaufzeiten, so gilt: T3c = 2 T3b ;T3b = 1.847 d T3c = 3.694 d (1d = 1 day =

1Tag).Die Umlaufbahn des Planeten 3b ist in sehr guter Näherung

kreisförmig. Wir nehmen an, dass dies auch für die Umlauf-

bahn des Planeten 3c gilt. Sind dann r3b und r3c die Radien der

Umlaufskreise, dann folgt aus dem 3. Keplerschen Gesetz:

(T3b/T3c)2 = (r3b/r3c)

3 (s. p. 10-A-1-2), und mit T3c/T3b = 2 folgt:

r3c = (4)1/3 r3b = 1.587 r3b. Dies ist in guter Übereinstimmung

mit den Abmessungen der nebenstehenden Figur. Mit r3b =

4.792 106 km erhält man r3c = 7.526 106 km.

Die Masse von WASP-3b ist M3b = 3.912 1027 kg und jene des

Planeten WASP-3c ist M3c ≈ 15 ME wobei ME = 5.972 1024 kg die

Masse der Erde ist (s. p. 429). M3c ≈ 8.958 1025 kg, d.h.

M3b/M3c ≈ 43.7. Die Masse des Planeten 3c ist also etwa 44 mal

kleiner als jene des Planeten M3b oder M3c ≈ 0.023 M3b , (M3c ≈

2.3 % von M3b).

Für die Umlaufgeschwindigkeiten v3b = 2 r3b p/T3b und v3c =

2 r3c p/T3c folgt: v3b = 188.6 km/s und v3c = 148.1 km/s.

r3b

r3c

v3b

v3c

10 – 33

69405466

10.3.2 Zur Entdeckung und Systematik

einiger ausgewählter Exoplaneten

69405467

Erklärungen zur Figur: s. p. 468

Exoplaneten in der habitablen Zone

10 – 34

69405468

Kommentare zu Exoplaneten in der habitablen Zone

In der Figur von p. 467 ist die habitable oder bewohnbare Zone einiger Sterne

gezeigt. In der habitablen Zone (blau markierte Fläche) kann flüssiges Wasser auf

der Oberfläche des Planeten existieren.

Die inneren Planeten unseres Sonnensystems sind in der Figur zu oberst darge-

stellt. Dabei liegen unsere Erde und der Mars in der habitablen Zone.

Der Stern Kepler-62 ist ca. 1200 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er ist deutlich

kälter als die Sonne und wird von mindestens fünf Planeten umkreist. Dabei liegen

die beiden Planeten Kepler-62e und Kepler-62f in der habitablen Zone.

Der Stern Kepler-69 ist ein sonnenähnlicher Stern, der 2700 Lichtjahre von der Erde

entfernt ist. Er wird von mindestens zwei Exoplaneten umkreist. Von der NASA

wurde im April 2013 ein neuer Planet entdeckt, der Planet Kepler-69c. Es wird

vermutet dass Kepler-69c möglicherweise ebenfalls ein habitabler Planet ist.

Der Stern Kepler-22 ist ein ca. 600 Lichtjahre von der Erde entfernter Stern. In seinem

Planetensystem befindet sich der Planet Kepler-22b. Er ist einer der kleinsten bisher

gefunden Planeten und es handelt sich sehr wahrscheinlich um einen Mini-Neptun

(pp 452, 453), also um einen Gasplaneten.

Die Bezeichnung «empirische habitable Zone» bedeutet, dass sich flüssiges Wasser

auf der Oberfläche des Planeten befindet und zudem wenn dieser Planet eine

genügende Wolkenschicht besitzt. Die Bezeichnung «konservative habitable Zone»

bedeutet, dass flüssiges Wasser an der Oberfläche existieren kann aber ohne

Wolkenschichten in der Atmosphäre.

69405469

Radius als Funktion der Masse für ausgewählte Exoplaneten

Erläuterungen zur

Graphik: s. p. 471

M in Einheiten der

Erdmasse ME :

ME = 5.972 x 1024 kg

R in Einheiten des

mittleren Erdradius RE:

RE = 6’371 km

1

M (Earth Mass)

R

(Eart

h R

ad

ius)

10 – 35

69405470

Massen und Grössen von ausgewählten Planeten:

Erläuterungen zur Graphik der Figur von p. 469

Die auf der Figur eingezeichneten Kurven zeigen die Beziehungen zwischen Massen M und Radien R

[mittlere Dichten r = M /V, Volumen V = (4p/3) R3] für verschieden Arten von Planeten.

Die blaue Kurve zeigt die Bereiche, die vorwiegend aus Wasser (75 %) bestehen.

Die schwarze Kurve entspricht Planeten, die wie die Erde fast ausschliesslich aus Fels bestehen

(hier vertreten durch das Mineral Entstatit. Mg2(SiO3)2, aus der Gruppe der Pyroxene), welche den

Grossteil des Erdmantels ausmachen.

Die gemessenen Radien der Planeten Kepler 62e und Kepler 62f, zusammen mit der Abschätzung

ihrer Massen lokalisiert sie in Bereiche, welche durch die blauen Flächen dargestellt sind; in diesen

ist die Wahrscheinlichkeit sehr gross, dass es sich um erdähnliche Planeten handelt, d.h. um

Planeten mit einer festen Oberfläche, wenn möglich teilweise mit Wasser bedeckt.

Der Planet Kepler-11f ist ein Mini-Neptun (kleiner Gasplanet, pp 453, 454) mit einer relativ kleinen

Masse. Daraus wird ersichtlich, dass ein Planet mit einer kleinen Masse nicht notwendigerweise ein

fester erdähnlichen Planeten sein muss.

Der Stern Kepler-62 ist 1200 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er ist etwas kälter als die Sonne und

wird von mindestens fünf Exoplaneten umkreist.

Der Planet Kepler-62e umkreist sein Zentralgestirn Kepker-62 in 122.4 Tagen und sein Radius ist

1.61 mal grösser als der Erdradius. Sein Kern besteht wahrscheinlich aus Silikat und Eisen und wird

von einer erheblichen Menge Wasser bedeckt.

Der Radius des Planeten Kepler-62f ist 1.4 mal grösser als der Erdradius und umkreist seinen Stern

Kepler-62 in 267.3 Jahren. Er befindet sich in der habitablen Zone seines Sterns und ist vermutlich

komplett von Wassereis bedeckt.

10 – 36

471

10.3.3 Unsere Milchstrassen- Galaxie

69405472

Unsere Milchstrassen – Galaxie - 1

Durchmesser :

ca . 105 Lichtjahre (105 LJ)

(9.5 * 1017 km)

Dicke :

ca . 103 Lichtjahre

(9.5 * 1015 km)

Alter :

ca . 13.6 Milliarden Jahre

(13.6 * 109 Jahre)

Anzahl Sterne :

ca . 300 Milliarden

(300 * 109 Sterne)

Das beobachtbare Universum enthält 100 – 400 Milliarden (100 - 400 * 109) Galaxien wie

unser Milchstrassensystem dieser Figur . 1 Lichtjahr (LJ) beträgt 9.46 * 1012 km ! Der älteste

bekannte Stern in unserer Milchstrasse ist etwa 13.2 Milliarden Jahre alt (13.2 * 109 Jahre) .

Unsere Milchstrasse

Unser Sonnensystem

10 – 37

473

Edwin Hubble studierte Galaxien und klassifizierte deren Typen: elliptische,

lentikulare und spirale Galaxien. Die spiralen Galaxien sind scheibenförmig

mit spiralen Armen (s. Figur von p. 472 des Milchstrassensystems).

(Eine elliptische Galaxie ist eine Galaxie mit einer annähernd elliptischen

Form und einem glatten, und nahezu gleichförmigen Helligkeitsprofil . Ihre

Formen sind je nach Galaxie nahezu kugelförmig bis stark abgeflacht.

Lentikulare Galaxien sind Galaxien, deren Formen und Eigenschaften zwi-

schen einer elliptischen Galaxie und einer spiralen Galaxie liegen).

Die schichtförmige Milchstrassen – Galaxie - 2

69405474

Die Milchstrasse, oder einfach Galaxie genannt, ist die Galaxie, in welcher unser Sonnensystem

beheimatet ist. Sie ist eine Balkenspiralgalaxie der sog. „Lokalen Gruppe von Galaxien“, zu

welcher auch die Andromeda Galaxie gehört. Unsere Galaxie ist eine von Milliarden von

Galaxien im beobachteten Universum.

Die stellare Scheibe der Milchstrasse (s . p. 472 und 473) besitzt einen Durchmesser von ca.

100‘000 Lichtjahren (Lj) (9.5 * 1017 km) und die mittlere Dicke wird auf ca . 1000 Lj (9.5 * 1015

km) geschätzt . Es wird geschätzt , dass sie aus 200 – 400 Milliarden Sternen besteht; die

genaue Zahl hängt von den sehr leichten Sternen ab, deren Anzahl sehr unsicher ist.

Die relative Grösse der Michstrasse kann wie folgt veranschaulicht werden: würde sie auf 10

m reduziert , dann wäre die Breite unseres Sonnensystems (inklusive der Oart, eine sphärische

Wolke von Kometen), nur ca . 0.1 mm! Dies entspricht einem Faktor von 100‘000 (!)

Mit Hilfe des geschätzten Alters des globalen Clusters (ca . 13.4 Milliarden Jahre = 13.4 x 109),

ist das Alter der ältesten Sterne der Milchstrasse ca . 13.6 Milliarden Jahre. Aufgrund der

neuesten wissenschaftlichen Erkenntnisse wird unsere Galaxie auf ein Alter zwischen 6.5 und

10.1 Milliarden Jahre geschätzt .

Die galaktische Scheibe, welche in ihrem Zentrum aufgeblasen ist, besitzt einen Durchmesser

zwischen 70‘000 und 100‘000 Lj. Die Distanz von unserer Sonne bis zum galaktischen Zentrum

wird heute auf 26‘000 � 1400 Lj geschätzt. Das Zentrum der Milchstrasse liegt im Sternbild

Schütze und ist hinter dunklen Gaswolken verborgen, sodass es im sichtbaren Licht nicht

direkt beobachtet werden kann.

Das galaktische Zentrum enthält ein kompaktes Objekt mit sehr grosser Masse, was durch die

Bewegung des Materials um dieses Zentrum geschlossen werden kann. Die intensive Radio-

Quelle Sagittarius A*, welche als Zentrum der Masse des Milchstrassen – Systems betrachtet

wird, wurde neuerdings als superschweres „Schwarzes Loch“ identifiziert. Es wird vermutet,

dass die meisten Galaxien in ihren Zentren ein „Schwarzes Loch“ besitzen.

Zu unserer Milchstrassen – Galaxie: Tatsachen und Erklärungen

10 – 38

69405475

Das Fermi – Hart Paradoxon

Enrico Fermi (1901 – 1954)

Michael H. Hart (1932 ---)

Das Fermi-Paradoxon ist ein Widerspruch, den der Physiker Enrico

Fermi 1950 formulierte. Das Paradoxon hinterfrägt die Wahrschein-

lichkeit für ausserirdisches intelligentes Leben. Es versucht, eine

grundlegende Frage zu beantworten: «Sind wir Menschen die einzige

technisch fortgeschrittene Zivilisation im Universum?»

In unserer Galaxie gibt es etwa 100 Milliarden Sterne. Wenn auch nur

ein sehr kleiner Bruchteil davon Planeten besitzt, in welchen eine

technologische Zivilisation entwickelt wurde, dann müsste es eine

sehr grosse Anzahl solcher Zivilisationen geben. Wenn auch nur

einige dieser Zivilisationen Kulturen entwickeln, welche sich über

interstellare Distanzen mit einem kleinen Bruchteil der Licht-

geschwindigkeit c (0.01 c bis 0.1 c) verbreiten, dann könnten Planeten

nächster Sterne besiedelt werden und diese Besiedelung könnte sich

sukzessive in der ganzen Galaxie ausbreiten. Auf diese Weise würde

unsere ganze Galaxie innerhalb einiger Millionen Jahre besiedelt sein.

Da die Galaxie Milliarden von Jahre alt ist, hätte die Erde schon seit

langer Zeit besucht und kolonialisiert werden müssen.

Eine detaillierte wissenschaftliche Betrachtung des Problems begann

in den frühen 1970er Jahren mit Studien von Michael H, Hart (geb.

1932), weswegen auch der Ausdruck Fermi-Hart-Paradoxon ver-

wendet wird. Seine Schlussfolgerung ist (auf Deutsch übersetzt) die

folgende:

«Wir beobachten, dass keine ausserirdische intelligente Lebewesen

auf der Erde existieren. Es wird vorgeschlagen, dass diese Tatsache

am besten durch die Hypothese erklärt werden kann, dass in unserer

Galaxie keine hochentwickelten Zivilisationen existieren. Es werden

Gründe für die Ablehnung aller alternativen Erklärungen der

Abwesenheit von Ausserirdischen gegeben».

69405476

Die Drake - Gleichung

Frank Drake (2002)

Im Gegensatz zur Hypothese von M.H. Hart (p. 475), nach welcher in unserer Galaxie keine

hochentwickelten Zivilisationen existieren, versuchte Frank Drake im Jahr 1961 die Anzahl N von

Planeten mit technischen, intelligenten Zivilisationen in unserer Milchstrassen-Galaxie abzuschätzen.

Eine Variante der Gleichung für N lautet: N = N* • fp • ne • fl • fi • fc • fL . Dabei bedeutet:

- N* = Zahl der Sterne in der Milchstrasse;

- fp = Bruchteil der Sterne, welche «habitable» Planeten besitzen ;

(Existenz von flüssigem Wasser und lebensfreundlicher Atmosphäre)

- ne = Zahl der habitablen Planeten pro Stern;

- fl = Bruchteil der Planeten in ne, in welchen sich tatsächlich Leben entwickelt:

- fi = Bruchteil von fl, in welchem sich intelligentes Leben (Zivilisation) entwickelt;

- fc = Bruchteil von fi , welche kommunizieren.

- fL = Bruchteil der Planeten-Dauer, während welcher die kommunizierende Zivilisation lebt.

Die Drake-Gleichung zeigt, welche Faktoren zur Berechnung von N wichtig sind. Für die aktuelle

Berechnung von N ist sie aber nicht sehr nützlich. Die Gleichung nimmt an, dass alle Faktoren von

gleicher Wichtigkeit sind (z.B. keine Exponentialfunktionen, keine Potenzen, usw.). Ausserdem sind die

letzten 4 Faktoren, fl, fi, fc und fL, nur schwer abzuschätzen.

Im Folgenden geben wir ein Beispiele:

N* = 100 x 109; fp = 2% = 0.02; ne = 1; fl = 10% = 0.10; fi = 10% = 0.10;

fc = 10% = 0.10; fL = 50% = 0.50; N = 1 x 106 in Milchstrassen-Galaxie

Es handelt sich um eine extrem ungenaue Abschätzungen !

Eine neue Gleichung zur Abschätzung von N für die 30’000 entdeckten

Exoplaneten wurde im Jahr 2013 von Sara Seager aufgestellt [s. Ref,

R.10.3.2.10 – f)]. Diese beruht auf den vielen neuen Erkenntnissen, welche in

der Zwischenzeit über die Atmosphären von Planeten gewonnen wurden (s.

pp 484, 485; 489).

10 – 39

69405477

Zeitliche Entwicklung der entdeckten Exoplaneten

Entdeckungsjahr

Pla

ne

tare

M

assen

M (i

n Ju

pit

er

-M

assen

)

Erde

Neptun

Jupiter

MJupiter = 1.899 x 1027 kg

MErde = 5.972 x 1024 kg

MErde / Mjupiter = 0.00314

Mit dem Stand vom 22. Oktober 2015 sind etwa 1903 Exoplaneten bekannt

69405478

Exoplaneten nähergelegener Sterne: Massen vs Bahnhalbachsen

Halbachse des Orbits (in AU)

Masse (i

n E

rdm

assen

)

J: Jupiter

S: Saturn

U: Uranus

N: Neptun

E: Erde

V: Venus

Ma: Mars

Me: Merkur

AU = Astronomische

Unit (Einheit)

1 AU = 149’597’870.7 km

= mittlere Distanz zwi-

schen Erde und Sonne

Erdmasse MO

MO = 5.97219 • 1024 kg

J

S

U N

V E

MaMe

x

Radial Velocity

Transit

Microlensing

Timing

Direct Imaging

10 – 40

69405479

Kommentare zu pp 477 und 478

p. 477: Zeitliche Entwicklung der entdeckten Exoplaneten:

Masse der bekannten Exoplaneten von 1995 – 2015 in Abhängigkeit ihres Ent-

deckungsjahres. Man beachte, dass das Massenspektrum vor allem in Richtung nach

unten hin, zu kleineren Massen hin zunimmt. Ausgenommen wurden hier um-strittene

Entdeckungen und Pulsare.

Die Figur enthält die Massen-Positionen der Erde, des Neptuns und des Jupiters

(Jupiter: Referenzplanet mit der normierten Masse 100 = 1).

p. 478: Exoplaneten nahegelegener Sterne: Massen vs Bahnhalbachsen

Mehr als 400 Planeten umkreisen nahegelegene sonnenartige Sterne. Zur aktuellen

Zahl der kürzlich entdeckten Exoplaneten beachte man auch p. 10-A-3-4). Bis zum 22.

Oktober 2015 wurden 1’903 Exoplaneten entdeckt.

Die Figur von p. 478 gehört zu Prof. Sara Seager’s bevorzugten Diagrammen. Es

stellt die Planeten-Massen gegen die Halbachsen ihrer Umlaufbahnen dar. Das

Diagramm (jeden Monat nachgeführt) zeigt, dass die Exoplaneten alle möglichen

Massen und Umlauf-Halbachsen besitzen können. Dies zeigt die zufällige Natur der

Bildung und Migration der Planeten. In der Figur sind auch die verschiedenen

Beobachtungstechniken angegeben, mit welchen die Planeten entdeckt wurden.

Bereiche des Diagramms, in welchen keine Planeten angegeben sind, konnten aus

technischen Gründen noch keine Exoplaneten beobachtet werden. Die roten

Buchstaben bezeichnen Planeten unseres Sonnensystems: Me: Merkur; Ma: Mars; V:

Venus; E: Erde (Erde: normierte Halbachse = 1, normierte Masse = 1); U: Uranus; Ne:

Neptun; S: Saturn; J: Jupiter.

69405480

Einige wichtige erdähnliche Exoplaneten

Wissenschaftler haben kürzlich zwei neue Planeten, Kepler-62e und Kepler-62f entdeckt, welche in

einem Abstand von 1’200 Lichtjahren (!) von der Erde entfernt um ihren Stern Kepler-62 kreisen. Die

Figur zeigt oben rechts auch die Planeten Erde und Mars. Die Planeten Kepler-62e und Kepler-62f

sind die kleinsten Exoplaneten, welche die Kepler-Mission entdeckt hat.

Die den Planeten beigefügten Zahlen (z.B. 0.82 für Kepler-62e) sind die sog. ESI-Werte (Earth

Similarity Index), welche ein Mass für die Ähnlichkeit der Planeten zur Erde angeben [ESI(Erde) = 1,

ESI(Kepler-62e) = 0.82]. Der Wert von ESI hängt vom Radius des Planeten, von seiner mittleren

Dichte, von seiner Fluchtgeschwindigkeit und von seiner Oberflächen-Temperatur ab.

10 – 41

69405481

Ein internationales Wîssenschaftlerteam, zu dem auch Dr. Lisa Kaltenegger (Max-Planck Institut für

Astronomie - MPIA) gehört, hat im Mai 2013 die Entdeckung zweier potentiell erdähnlicher Planeten,

Kepler-62e und Kepler-62f mit dem NASA Weltraumteleskop Kepler bekanntgegeben, die sich in der

habitablen Zone des Sterns Kepler-62 befinden. [Der Stern Kepler-62 ist etwa 1200 Lichtjahre von der

Erde entfernt (!) und ist etwas kälter als die Sonne]. Ihren relativ kleinen Radien nach zu urteilen (Radius

von Kepler-62e ist 1.62 mal so gross wie der Erdradius und jener von Kepler-62f ist 1.41 mal so gross wie

der Erdradius), sollte es sich um Felsplaneten handeln. Damit wären dies die bisher besten Kandidaten

für lebensfreundliche Planeten. Die Untersuchungen von Dr. Kaltenegger zeigen, dass beide Planeten in

der habitablen Zone ihres Sterns liegen (flüssiges Wasser und erdähnliche Atmosphäre).

Die Abbildung zeigt einen Vergleich

des Planetensystems um den Stern

Kepler-62 mit unserem eigenen

Sonnensystem. Die Planetenumlauf-

bahnen (oben und unten) sind relativ

zu einander im richtigen Massstab;

das gleiche gilt für die Planeten-

grössen. Die habitablen Zonen sind

jeweils grün eingezeichnet. Die Pla-

neten Kepler-62e und 62f gehören zu

den bislang besten Kandidaten für

lebensfreundliche Planeten: Planeten

mit festen Oberflächen, die sich in der

habitablen Zone befinden. [s. aber

auch Listen von Ref. R.10.3.2.13 e)

und f) für weitere habitable Planeten].

Das Kepler-62 Planetensystem – Vergleich mit dem Sonnensystem

10 - 42

69405482

10.4 Atmosphären von Exoplaneten

69405483

Atmosphären von Exoplaneten - Allgemeines

Künstlerische Darstellung des «hot Jupiter» Pla-

neten HD 189733b bei seinem Transit zwischen

der Erde und seinem Stern HD 189733. Man be-

achte die Atmosphäre des Planeten.

Amerikanische Astronomen haben eine neue Methode zur Messung der Masse eines Exoplane-

ten entwickelt. Diese beruht auf der Untersuchung verschiedener Parameter der Atmosphäre des

Himmelskörpers. Die neue Technik könnte es ermöglichen, wichtige Einblicke in entfernte

erdähnliche Objekte zu gewinnen und sie könnte auch dazu beitragen, den Wissenschaftler

Entscheidungsgrundlagen zur Existenz von Leben zu verschaffen. Obwohl diese Methode bis

jetzt nur an grossen Jupiter-ähnlichen Gasplaneten getestet wurde, ist es nach Meinung der

Wissenschaftler möglich, mit Hilfe der viel leistungsfähigeren Generation von Teleskopen, welche

in Entwicklung begriffen sind (s. p. 488), auch kleine erdähnliche Exoplaneten zu untersuchen.

Bis Januar 2014 wurden während der letzten 10

Jahre mehr als 900 Planeten entdeckt, welche um

ihre Sterne kreisen; ausserdem wurden noch

weitere 2’300 Himmelskörper entdeckt, welche

wie Exoplaneten aussehen. Die meisten dieser

entdeckten Planeten sind ähnlich wie der

Gasplanet Jupiter (pp 435 – 438) weil es viel ein-

facher ist, diese gigantischen Planeten mit Hilfe

der bereits existierenden Teleskope (z.B. Hubble,

Herschel, Spitzer) zu beobachten. Trotzdem

wurden auch mehrere erdähnliche Gesteinspla-

neten gefunden. Die Astronomen erwarten aber,

dass mit Hilfe der Teleskope der nächsten Gene-

ration (z.B. mit dem James Webb Weltraum-

teleskop, s. p. 488) noch viel mehr solche Plane-

ten entdeckt werden.

[Die Atmosphäre unseres Jupiters ist der Be-

reich, der direkten Beobachtungen zugänglich

ist; er liegt im Druckbereich von einigen 10 bar

bis einigen hundertstel bar. Die «Oberfäche» wird

bei einem Gasdruck von 1 atm definiert.]

10 – 43

69405484

Atmosphären von Exoplaneten - Wackelbewegung der Sterne

Es wird erwartet, dass die chemische Zusammensetzung eines Exoplaneten wichtige Hinweise zur

Frage geben kann, ob ein Planet Leben aufrechterhalten kann. Informationen über die innere

Zusammensetzung eines Exoplaneten ergeben sich aus seiner Dichte r; diese folgt aus seiner

Masse M und seinem Volumen V = 4pr3: r = M/V. Die Masse M eines Exoplaneten kann normaler-

weise aus der Tatsache berechnet werden, dass beim Umlauf des Exoplaneten um seinen Stern,

sich dieser Stern um kleine Distanzen gegen die Erde und dann wieder von ihr weg bewegt. Diese

Wackelbewegung des Sterns, welche durch seine Rotation um den Schwerpunkt von Stern und

Planet entsteht, erzeugt einen Doppler-Effekt des Sternlichtes (Rot- und Blau-Verschiebung), s. p.

463 sowie Anhang 10-A-3-1 und 10-A-3-2). Vergleicht man dies mit einer unabhängigen Abschätzung

der Sternmasse, dann kann für die Masse des Planeten eine oberer Grenzwert abgeschätzt werden.

Sara Seager - MIT

Die Methode ergibt gute Resultate für Jupiter-ähnliche Planeten, sowie

für erdähnliche Planeten, welche sehr nahe um helle Sterne kreisen.

Die Methode versagt aber für Felsplaneten in grossen Umlaufbahnen

um ihren Stern wie z.B. die Erde um unsere Sonne. Es sind aber

gerade diese letzteren Planeten, bei denen man Leben erwarten kann.

Nun haben aber Sara Seager und Julien de Wit vom Massachusetts

Institute of Technology (MIT) eine neue Methode zur Messung der

Masse von Exoplaneten entwickelt, welche sich für Planeten eignen,

die periodisch vor ihrer Sonne vorbeiziehen. Diese sog. Transit-

Methode wurde auf pp 464 und 465 beschrieben. Wie dort dargelegt,

blockieren Transit-Planeten einen Teil des Sonnenlichtes, welche die

Erde erreicht. Durch Messung der dadurch erzeugten Abschwächung

des Stern-Lichtes kann sowohl die Umlaufperiode des Exoplaneten als

auch sein Durchmesser relativ zu seinem Stern bestimmt werden.

Julien de Wit - MIT

69405485

Absorption des Sternlichtes durch Atmosphäre von Exoplaneten - 1

Mit Hilfe der Transit-Messungen können aber noch wichtige zusätzliche Informationen gewonnen

werden: Wenn nämlich der Planet vor seinem Stern vorbeizieht, dann durchquert ein kleiner

Bruchteil des Sternlichtes die Atmosphäre des Exoplaneten bevor es die Erde erreicht Ein kleiner

Teil dieses Lichtes wird von der Atmosphäre des Exoplaneten absorbiert, ein weiterer wird gestreut.

Den Astronomen ist es gelungen, aus dem dadurch resultierenden Absorptionsspektrum wichtige

Informationen über die chemische Zusammensetzung, die Dichte und die Temperatur der Atmos-

phäre zu gewinnen.

In ihren neuesten wissenschaftlichen Forschungen haben De Wit und Seager ihre Untersuchung auf

den Atmosphärendruck ausgedehnt. Insbesondere haben sie sich für die Abhängigkeit des

Atmosphärendrucks von der Höhe über der Oberfläche des Exoplaneten interessiert. Ihre

Berechnungen ergaben, dass der Druckgradient (Abnahme des Atmosphärendrucks mit zuneh-

mender Höhe), die Dichte und die Temperatur der Atmosphäre mit der Masse des Planeten durch

relativ einfache Gleichungen beschreibbar sind, Zusätzlich haben sie gezeigt, dass alle drei

obengenannten Grössen unabhängig vom Transit-Spektrum gemessen werden können, woraus man

die Masse erhält.

Seager und De Wit prüften ihre Methode, indem sie zur Berechnung der Masse einen neu entdeckten

Exoplaneten untersuchten, der ungefähr 63 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Es handelt sich um

den Exoplanet HD 189733b; dieser «heisse Jupiter» kreist in einer engen Bahn um seinen

Mutterstern HD 189733 mit einer Umlaufzeit von nur 2.2 Tagen. Da dieser Planet für die heute

existierenden Teleskope ein idealer Kandidat ist, konnte seine Masse genau ermittelt werden. Sie ist

mit einer Genauigkeit von ca. 5% etwa 1.16 mal so gross wie die Masse unseres Jupiters.

Leider können mit den existierenden Teleskopen wie z.B. Hubble, nur Gasriesen untersucht werden,

nicht aber die kleinen erdähnlichen Exoplaneten. Man geht aber davon aus, dass mit dem Nachfolger

des Hubble-Teleskops, nämlich mit dem gigantischen «James Webb Space Telsecope» (JWST), das

im Jahre 2018 in Betrieb genommen werden soll (s. p. 488) kleine erdähnliche Planeten beobachtet

werden können. Der Grund für diese Annahme liegt darin, dass das an Bord installierte Teleskop den

heutigen Teleskopen weit überlegen ist.

10 - 44

69405486

Absorption des Sternlichtes durch Atmosphäre von Exoplaneten - 2

Unter gewissen Bedingungen ist es heute möglich, die Atmosphären von Exoplaneten zu studieren.

Um Moleküle der Atmosphäre von Exoplaneten identifizieren zu können, ist es vorteilhaft, Planeten,

um einen grossen und hellen Stern zu beobachten, sodass man eine grosse Intensität von

Photonen analysieren kann. Zudem ist es vorteilhaft, einen möglichst grossen Planeten mit einer

möglichst wolkenfreien Atmosphäre zu studieren. Zudem ist es vorteilhaft, Planeten mit einer

kurzen Umlaufperiode zu beobachten, sodass man möglichst viele Transite-Beobachtung zur

Verfügung hat, was die Statistik verbessert. Die nachstehende Figur zeigt schematisch die

Atmosphäre des Planeten mit seinen Molekülen, welche vom Licht des Sterns durstrahlt werden.

Das Licht des Sterns wird von den Atomen und Molekülen der Atmosphäre zum Teil gestreut und

zum Teil absorbiert. Durch Beobachtung der Spektren des Lichtes vor Eintritt in die Atmosphäre

und nach Austritt aus der Atmosphäre erhält man nach Subtraktion das Absorptionsspektrum der

Atmosphäre.

Das WASP-Projekt (WASP = Wide-Angle_Search for Planets) ist gut für diese Untersuchungen

geeignet, da es darauf abgestimmt ist, grosse, Jupiter-ähnliche Planeten zu untersuchen, welche

nahe um ihre Sterne kreisen. NASA hat drei WASP-Planeten untersucht, WASP-12b, WASP-17b

und WASP-19b. Dabei wurde bei allen drei Planeten eine breite Absorptionsbande bei einer

Wellenlänge von 1.4 Mikrometern (mm) im Nahen Infra - Rot (NIR) gefunden, welche durch

Absorption von Wasser im gasförmigen Zustand der Atmosphäre interpretiert wird.

69405487

Lisa Kaltenegger - MPIA

Kevin Heng – Univ. Bern - ETHZ

Lisa Kaltenegger vom Heidelberger Max-Planck-Institut für

Astronomie (MPIA) studiert die Atmosphären von

Exoplaneten. Am Computer erforscht sie die spektralen

Fingerabdrücke in den Atmosphären extrasolarer

terrestrischer Planeten, die entscheidende Indizien für

potentielle Lebensspuren liefern. Ziel dieser Unter-

suchungen ist es, Hinweise auf Wasser (H2O), Sauerstoff

(O2) und andere Gase wie Kohlenstoffdioxid (CO2) und

Methan (CH4) zu finden. Denn die Kombination von O2 mit

einem reduzierenden Gas wie CH4 gilt als Nachweis für

biologische Aktivität auf einem Planeten.

Lisa Kaltenegger hat für ihre wichtigen Arbeiten den

Heinz Maier - Leibnitz - Preis gewonnen.

Die Arbeitsgruppe von Kevin Heng am «Center for Space

and Habitability (CSH)» der Universität Bern zielt nicht auf

die Entdeckung weiterer Exoplaneten ab, sondern beschäf-

tigt sich mit den Exoplaneten, die über eine Atmosphäre

verfügen. Die Atmosphären von Exoplaneten sind aus drei

Gründen interessant:

• Exoplanetare Atmosphären können ein komlexes Klima-

system beherbergen Aufschluss über chemische und

physikalische Zusammenhänge.

• Exoplanetare Atmosphären können schon heute aus der

Ferne beobachtet werden.

• Analyse der exoplanetaren Atmosphären können ggf.

Spuren von Leben zeigen.

Kevin Heng ist ein ETH Zwicky Prize

Fellow in Astrophysics

Zwei junge Astronomen erforschen die Atmosphären von Exoplaneten

10 – 45

69405488

Planetenradien vs Umlaufszeiten

Transit-Experimente von 603 Exoplaneten, die ihre Sonnen-ähnlichen Sterne umkreisen. Die

Graphik enthält die mit dem Keppler-Teleskop gewonnenen Resultate der Planeten-Radien in

Abhängigkeit der Umlauf-Perioden. Die auf der rechten Seite der Graphik dargestellte Farbskala (0 –

100%) zeigt den Grad der Vollständigkeit der Beobachtungen. Man beachte, dass bei einer Umlauf-

Periode von ca. 300 Tagen zwei erdähnliche Planeten entdeckt wurden, deren Radien etwa dem

doppelten Erdradius entsprechen.

Umlaufperiode (Tage)

5 10 20 30 40 50 100 200 400

Umlauf-Periode (Tagen)

20

10

5

4

3

2

1

0.5

Pla

nete

n-R

ad

ius

(in

Erd

-Rad

ien

Vo

lls

tän

dig

ke

it d

er

Beo

ba

ch

tun

ge

n

69405489

Planeten mit biosignatur - Gasen: Astrobiologie – Sara Seager

In der Wissenschaft von Exoplaneten werden Biosignatur-Gase (Biomarker-Gase) als Gase definiert,

welche durch Leben produziert werden. [Das wichtigste Biosignatur-Gas der Erde ist Sauerstoff, O2,

welches durch Pflanzen, Algen und einige Bakteriengruppen produziert werden]. Solche Gase können

sich in der Atmosphäre des Planeten in genügend hohen Konzentration anreichern, sodass sie in

günstigen Fällen mit Hilfe weit entfernter Teleskope beobachtet werden können. Dabei geht man von

der Annahme aus, dass die Lebewesen durch chemische Vorgänge Energie aufnehmen und speichern,

und dass die für das Leben nötigen chemischen Prozesse gasförmige Produkte erzeugen.

Im Gegensatz zur Drake-Gleichung (p. 476), mit welcher versucht wird, die Zahl der Planeten mit

technischer, intelligenter Zivilisation in unserer Galaxie abzuschätzen, ist Sara Sieger vom MIT (pp 484,

485) bescheidener: Sie interessiert sich nicht für intelligentes Leben, sondern nur für die Existenz von

Leben allein. Die Sara Seager Gleichung lautet: N = N*• FQ • FHZ • FO • FL • FS, wobei

- N = Anzahl der Planeten mit beobachtbaren Zeichen von Leben

- N* = Zahl der beobachteten Sterne

- FQ = Der Bruchteil der Sterne, welche «ruhig» sind (Sterne, die nicht in ihrer Helligkeit variieren)

- FHZ = Der Bruchteil der Sterne mit felsartigen Planeten in der «Habitablen Zone»

- FO = Der Bruchteil jener Planeten, welche beobachtet (Observed) werden können

- FL = Der Bruchteil der Planeten, welche Leben beherbergen

- FS = Der Bruchteil der Planeten, welche eine messbare Signatur in der Atmosphäre hinterlässt.

Beispiele:

a) Sara Seager: N* = 30’000; FQ = (0.2); FHZ = 0.15; FO = 0.001; FL= 1 (optimistisch); FS = 0.5;

N = 0.45; Seager gibt allerdings N ≈ 2 an; dieser letztere Wert folgt aber für FQ = 1 N = 2.25 ≈ 2

Der Wert von FQ scheint sehr unsicher zu sein !

b) Mit dem «James Webb Space Telescope», das ca. im Jahre 2018 in Betrieb genommen wird, folgt:

N* = 500’000; FQ= (0,2); FHZ = 0.15; FO = 0.001; FL = 1; FS = 0.5; N ≈ 7.5

c) Milchstrasse: N* ≈ 100 x 109; FQ = (0,2); FHZ = 0.15; FO = 0.001; FL = 1; FS = 0.5: N ≈ 1.5 x 106

10 – 46

69405490

Das James Webb Space Telescope – Vergleich mit Hubble-Telescope

James Webb Space Telescope - Oberseite James Webb Space Telescope - Unterseite

James Webb – Space Telescope (JWST)

Der Durchmesser von JWST wird

6.4 Meter betragen Empfangs-

fläche ca. 7 mal grösser als jene

des Hubble – Teleskops.

• Besteht aus 18 sechseckigen

Spiegel – Segmenten

• Spiegel-Segmente werden erst

im All entfaltet

• JWST ist ein Infrarot-Teleskop

• Gewicht: 6.2 Tonnen

• Kosten: ca. 8.7 Milliarden

US Dollar

Voraussichtliche

Inbetriebnahme:

ca. 2018

10 - 47

69405491

10.5 Galaxien und Universum

Eine Abschätzung ergibt, dass im beobachtbaren Universum mehr als

1022 Sterne und etwa 1024 Planeten existieren!

69405492

Eine Abschätzung zeigt, dass im beobachtbaren (*) Universum etwa 7*1022 oder ≈ 1023

Sterne existieren. Wir interessieren uns nun für die mittlere Zahl von Planeten pro Stern.

Das ist eine schwierige Frage: Wissenschaftler sind sich nur einig, das im Mittel jeder

Stern mindestens einen Planeten besitzt. Im Folgenden nehmen wir an, dass pro Stern 1

bis 2 Planeten existieren und gelangen damit auf eine totale Zahl von Planeten zwischen

1023 und 2*1023 Planeten im beobachtbaren Universum.

(*) Anmerkung: Das beobachtbare Universum besteht

aus den Galaxien und anderer Materie, welche im

Prinzip zur Zeit von der Erde aus beobachtbar sind.

Dies deshalb, weil das Licht und andere Signale seit

der kosmologischen Expansion bis zum Auftreffen auf

der Erde eine von der Entfernung abhängige Zeit

braucht. Nimmt man an, dass das Universum isotrop

ist, dann ist die Distanz vom Beobachter bis zum

«Rand» des Universums in jeder Richtung etwa die

gleiche. In diesem Fall ist das beobachtbare Universum

eine Kugel oder ein sphärischer Ball, welcher in der

Figur durch den blauen Kreis dargestellt ist, in dessen

Zentrum der Beobachter sitzt. Der geschätzte

Durchmesse ist D = 8.8 * 1026 m = 28.5 Gpc = 93 Glj.

[1Gpc = 1 Gigaparsec = 3.0857 * 1025 m; 1 Glj = 1

Gigalichtjahr = 9.461 * 1024 m und 1 Gpc = 3.26 Glj.

Galaxien ausserhalb der blauen Kugel sind vom Beobachter zu weit entfernt als dass das von ihnen

seit dem Big Bang ausgestrahlte Licht genügend Zeit hatte um die Erde zu erreichen; dieser Teil des

Universums liegt also ausserhalb des beobachtbaren Universums.

Das beobachtbare Universum

Blauer Kreis = Kugelschnitt des

beobachtbaren Universums

10 - 48

69405493Ballonmodell des Universums

Ursprung und Expansion des Universums

Die zur Zeit von der Wissenschaft mehrheitlich anerkannte Theorie, welche die Entstehung und

Entwicklung des Universums beschreibt, ist die Theorie vom heissen Urknall. Danach verhält sich das

Universum so, als sei es vor ca. 13.7 Milliarden Jahren aus einem extrem dichten und heissen

Anfangszustand hervorgegangen.

Die Expansion des Universums erfolgt nach dem von Edwin Hubble (s. pp 472, 473, 494-496)

gefundenen und nach ihm benannten Gesetz. Es besagt, dass sich die Galaxien von uns entfernen,

und zwar umso schneller, je weiter sie von uns entfernt sind. Beobachtet man z.B. eine Galaxie in

doppelter Entfernung, dann hat sie auch die doppelte Fluchtgeschwindigkeit v. v ist die

Geschwindigkeit, mit der sich (die meisten) Galaxien von uns wegbewegen. Inzwischen weiss man,

dass sich nicht die Galaxien bewegen sondern sich der Raum zwischen den Galaxien vergrössert.

Trotz dieser Erkenntnis spricht man weiterhin von der Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien. Dabei

handelt es sich um ein Problem im 4-dimensionalen Raum mit den 3 Ortskoordinaten x, y, z und der

Zeit t, das wegen der sehr grossen Expansionsgeschwindigkeiten mit Hilfe der Allgemeinen

Relativitätstheorie behandelt werden muss (Alexander Friedmann (1924) und George Lemaitre (1927)) .

Zur Vereinfachung diskutieren wir nachfolgend ein 3-dimensionales Problem mit den zwei Ortskoor-

dinaten x, y, und der Zeitkoordinate t. Man betrachtet expandierende Kugeln mit dem Radius r(t), wobei

sich die Galaxien auf der Kugeloberfläche befinden. Die Lage einer Galaxie auf der Kugeloberfläche

wird durch 2 Koordinaten x und y bestimmt. Es handelt sich um das sog. Ballonmodell. In diesem

Modell sind die Galaxien 2-dimensional, die man sich als auf dem aufblasbaren Ballon angeheftete

Papierschnitzel vorstellen kann.

Abflachung des Universums im Ballonmodell: Die

Krümmung nimmt ab, der Radius r nimmt mit der Zeit zu.

r(t)

69405

Das Hubble-Gesetz: v = H0 d

H0 = H(t0) = aktueller Wert des Hubble Parameters H(t)

• v = Fluchtgeschwindigkeit; d = Distanz zwischen Beobachter und Galaxie.

• H0 = 74.3 km / (s • Mpc) ≈ 2.4 • 10 -18 s-1; [1 Mpc = 1 Megaparsec = 3.08567758 • 1019 km];

• Durch die Entfernung der Galaxie G vom Beobachter B mit der Geschwindigkeit v beobachtet B

eine Rotverschiebung Dl = l - l0 des Lichtes. Für v << c gilt: z = Dl / l0 ≈ v / c ≈ (H0 / c) • d. Für

grössere Geschwindigkeiten v muss z relativistisch gerechnet werden (s. Anhang 10-A-5-1).

• Es wird vermutet, dass das heutige Universum nahezu flach ist wie dies mit Hilfe des

Ballonmodells (s. p. 493, Figur rechts) dargestellt ist.

Edwin HubbleDistance (Mpc)

Velo

cit

yo

fE

xp

an

sio

n (

km

/s)

Hubble-Gesetz: v(d) = H0 * d

494

4 x 104

3 x 104

2 x 104

1 x 104

00

0 100 200 300 400 500 600 700

10 - 49

69405495

Die Tatsache, dass sich alle Galaxien von uns wegbewegen heisst nicht, dass wir

das Zentrum des Universums sind. Vielmehr wird man von allen Galaxien aus

beobachten, dass sich die andern Galaxien in einem expandierenden Universum

wegbewegen. Ein sich ausdehnender Laib Rosinenbrot im Ofen ist ein gutes

Modell. Wenn sich der Hefeteig im Ofen ausdehnt, dann sieht man von jeder Rosine

wie sich die andern Rosinen wegbewegen. Die Rosinen selbst werden dabei nicht

grösser.

Das expandierende Universum: Rosinenteig - Modell

Von der Sonne (oder von der Erde) aus

gesehen entfernen sich alle

beobachtbaren Galaxien.

Rosinenteig – Analogie:

Jede Rosine im aufgehenden Hefeteig

sieht, wie sich alle anderen Rosinen von

ihm wegbewegen.

H0 = 74.3 km / ( s • Mpc)

Rot- Ver-

schiebung

(1 Mpc = 1 Megaparsec ≈ 3.08568 • 1019 km)

69405496

Urknall und Expansion des Universums

Künstlerische Illustration der Entstehung

des Universums aus dem Urknall heraus.

Der «Urknall» bezeichnet keine Explosion in einem

bestehenden Raum, sondern die gemeinsame

Entstehung von Materie, Raum und Zeit aus einer

ursprünglichen , sogenannten Singularität.

Mit dem Begriff des Urknall ist der Anfangspunkt der

Entstehung von Materie und Raumzeit gemeint. Ein

solcher Anfang ergibt sich, aus kosmologischen

Theorien, in denen die von Astronomen beobachtete

Expansion des Universums zurückgerechnet wird

bis zu einem Zeitpunkt, an dem alle Materie und

Strahlung in einem engen Raumgebiet konzentriert

war. Der eigentliche Urknall liegt noch davor und

bezeichnet den formalen Zeitpunkt, an dem die

Energiedichte unendlich wäre. Da die etablierten

physikalischen Theorien wie Quantenfeldtheorie und

Allgemeine Relativitätstheorie die Existenz von

Raum, Zeit und Materie voraussetzen, lässt sich der

eigentliche Urknall mit ihnen nicht beschreiben.

Vorhersagen der Urknall-Modelle: Die Urknall – Modelle mit den obigen Charakteristika sind die

anerkanntesten Modelle zur Erklärung des heutigen Zustandes des Universums. Der Grund dafür

ist, dass sie einige zentrale Vorhersagen machen, die sich gut mit dem beobachteten Zustand des

Universums decken. Die wichtigsten Vorhersagen sind die Expansion des Universums, die kosmi-

sche Hintergrundstrahlung und die Elementverteilung, insbesondere der Anteil an Helium an der

Gesamtmasse der Atome. Auch die wichtigsten Eigenschaften der Temperaturfluktuationen der

kosmischen Hintergrundstrahlung werden im Rahmen der Urknall – Modelle mittels kosmologi-

scher Störungstheorie sehr erfolgreich erklärt.

10 – 50

69405497

Interstellare Gase: Eine extrem verdünnte «Atmosphäre» - 1

Etwa 99% des interstellaren Mediums ist im gasförmigen Zustand, wovon 90% aus Wasserstoff be-

steht. Dabei ist etwa die Hälfte dieses Gases an interstellare Gaswolken gebunden. Diese Gaswolken

haben je nach der Temperatur des Gases verschiedene Eigenschaften:

In den kältesten und dichtesten Gebieten des interstellaren

Mediums findet man Wolken, deren Kerne molekulare Gase

enthalten, hauptsächlich molekulares Wasserstoff-Gas (H2).

Molekulares H2 kann nur unter diesen Bedingungen

gefunden werden, da schon eine sehr kleine Energie genügt,

um die Moleküle aufzubrechen. Dies ist der Fall, wenn das

Licht von Sternen tief genug in die Wolke eindringen kann

und von den Molekülen absorbiert wird. Die Temperatur

dieser Molekülwolken beträgt deshalb nur etwa 10 K (- 2630C). Zudem besitzen die Wolken eine hohe Konzentration

von Staubteilchen, welche das molekulare H2-Gas im Kern

der Wolke vor dissoziierenden Photonen schützt.

Ausserdem wurden C-H-Verbindungen entdeckt, z.B. CH3+-

Ionen, was nahelegt, dass es sich hier um eine Art kosmi-

scher Erdölraffinerie handelt.

Pferdekopfnebel: Orion – Nebel

mit Staubteilchen und H2 im Kern

Wenn die Gaswolke für das Überleben der H2-Moleküke nicht genügend kalt oder dicht ist, dann

entsteht eine Wolke aus neutralen Wasserstoffatomen. Die Temperatur dieser Wolken ist ca. 100 K

(- 163 0C) und sie werden als HI- Wolken bezeichnet.

Gelegentlich findet man Gaswolken in der Nähe eines sehr heissen Sterns, welcher das Gas auf eine

Temperatur von bis zu 10’000 K aufheizt. Die Strahlung des Sterns ionisiert dann die H-Atome, d.h.

sie verlieren ihr Elektron. Beim Wiedereinfangen eines Elektrons wird rotes Licht mit einer

Wellenlänge von 656.3 nm emittiert (1 nm = 10-9 m). Die so entstehenden Gaswolken werden als

Emissions-Nebel bezeichnet; diese Gaswolken, welche aus ionisiertem Wasserstoff, H+, bestehen,

werden von den Astronomen als HII – Wolken bezeichnet.

69405498

Gase des interstellaren Mediums - TabelleAnmerkung: Die enorm grossen Stosszeiten und freien Weglängen zeigen, dass die Temperaturen nicht

durch Stösse zwischen den Teilchen bedingt sind. Die Konzentration sind extrem klein sodass sich die

Teilchen ballistisch bewegen. Die z.T. extrem hohen Temperaturen werden vielmehr durch die

Wärmestrahlung der benachbarten Sterne erzeugt (s. Analogie der Thermosphäre, pp 49-53, Kapitel 2).

Wasser-

stoff

Tempera-

turen T(K)

Teilchen

pro cm3

«Stoss-

zeiten» (s)

freie Weg-

längen (m)

Erdoberfläche

H

H, H2

H2

H2

Luft 300 ~ 1019 ~ 10-8 ~ 10-7

H+

H+ 1’000’000

10’000

10’000

50 - 100

10 - 50

10

0.01

100 – 1’000

0.1

10 - 100

103 - 107

500

1011

107

1011

109

104

109

1014

109

1013

1010

105

1010

Koronales Gas

Diffuse Nebel

Zwischen den

Nebeln

Diffuse Wolken

Dunkle Wolken

Molekulare

Riesenwolken

Medien

Eigen-

schaften

10 - 51

69405499

Intergalaktisches Gas: Eine extrem verdünnte «Atmosphäre» - 2

Netzwerk-Verteilung der Materie im

grossräumigen Universum

Als intergalaktisches Medium (IGM), auch intergalaktisches Gas, bezeichnet man Wasserstoff-Gas,

welches nicht an einzelne Galaxien gebunden ist, sondern im Raum zwischen ihnen existiert. Es

besteht hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff-Gas H+, dem sog. Plasma HII (p. 496);

neutraler Wasserstoff (H oder HI) macht nur etwa ein Millionstel des gesamten Mediums aus. Das

IGM sollte nicht mit dem interstellaren Medium (p. 496) verwechselt werden, welches sich

zwischen den Sternen von Galaxien befindet. Die Grenzen zwischen intergalaktischem und inter-

stellarem Medium sind jedoch fliessend.

Schon lange vermuteten Kosmologen, dass die grossräumige Struktur des Universums einem

Spinnennetz gleicht: Gewaltige Filamente aus Wasserstoff-Gas durchziehen demnach die dunklen

Weiten des Weltalls. Sie bilden ein verzweigtes Netzwerk mit Knotenpunkten, wo sich die Materie

ansammelt und Galaxien wie unsere Milchstrasse bilden. Da das diffuse Gas der kosmischen Fila-

mente jedoch kein Licht ausstrahlt, kannten Astrophysiker das intergalaktische Netz nur aus Com-

putersimulationen.

Es ist einem Zufall zu verdanken, dass der Astronom

Sebastiano Castalupo von der University of California in

Santa Cruz und seine Kollegen nun erstmals einen Teil des

geheimnisvollen Netzes zu sehen bekamen. Sie beobach-

teten gerade am W.M. Keck Observatory in Hawaii den

Quasar UM287 in 10 Milliarden Lichtjahren Entfernung, als

ihnen etwas Ungewöhnliches auffiel: Auf den Aufnahmen

fanden sie ein gewaltiges Filament aus Wasserstoff, das sich

über eine Entfernung von fast zwei Millionen Lichtjahren in

den Intergalaktischen Raum erstreckt. Die enorme Strahlung

eines Quasars hatte das Gas zum Leuchten gebracht.

Im nebenstehenden Bild (Simulation) sind die Galaxien nur

winzige Punkte an den Knoten des Netzes !

69384500

«Was wichtig ist, sieht man nicht…»

«Das ist wie mit der Blume.

Wenn du eine Blume liebst,

die auf einem Stern wohnt,

so ist es wunderschön,

bei Nacht den Himmel zu betrachten.

Alle Sterne sind voll Blumen.»

Antoine de Saint-Exupéry

Der kleine Prinz auf dem Asteroiden B 612

«Wenn du bei Nacht

den Himmel anschaust,

wird es dir sein, als lachten die Sterne,

weil ich auf einem von ihnen wohne,

weil ich auf einem von ihnen lache.»

10 - 52

6938410-A-0-0

Anhang: Kapitel 10

10 - 53

69405

Vincent van Gogh: «Sternennacht» (1889)

10-A-0-1

6927110-A-1-1

Johann Wolfgang Goethe

(1749 - 1832)

Faust: Prolog im Himmel

Raphael

Die Sonne tönt nach alter Weise

In Brudersphären Wettgesang,

Und ihre vorgeschriebne Reise

Vollendet sie mit Donnergang.

Ihr Anblick gibt den Engeln Stärke,

Wenn keiner sie ergründen mag;

Die unbegreiflich hohen Werke

Sind herrlich wie am ersten Tag.

10 - 54

6938410-A-1-2

Planetenbahnen: Kepler’s Gesetze (1571 – 1630)

a

b

x

y

x2

a2

y2

b2+ = 1

1. Gesetz:

Die Bahn eines Planeten

P ist eine Ellipse mit der

Sonne S in einem der

Brennpunkte .

S: Sonne - P: Planet

2. Gesetz:

Eine von der Sonne zum

Planeten gezogener «Fahr-

strahl» überstreicht in glei-

chen Zeiten gleich grosse

Flächen A:

A1 = A2 = A3 = A.

3. Gesetz:

Sei Ms die Masse der Sonne, um

welche sich zwei Planeten 1 und 2

mit den Massen M1 und M2 bewegen

und es seien a1 und a2 die beiden

grossen Halbachsen. G sei die Gra-

vitationskonstente. Es seien T1 und

T2 die beiden Umlaufzeiten der

Planeten 1 and 2. Die exakte Glei-

chung für T1 ist dann gegeben durch:

T12 = {4 p2 / [G (MS + M1)]} a1

3

mit einer analogen Gleichung für T2.Da M1 << Ms, M2 << Ms, folgt dann für

die beiden Planeten 1 and 2 sofort:

(T1 / T2)2 = (a1 / a2)

3 .

M1

M2

a1

a2

Sonne

Sonne

S

Ellipse mit Halb-

achsen a und b:

T1

T2

69384

Vereinfachung: Kreisförmige Planetenbahnen um die Sonne

Gemäss pp 416 und A-10-1-2 beschreiben die Planeten elliptische Bahnen mit der Exzentrizität e um die

Sonne. Aus p. 416 ist ersichtlich, dass die numerischen Exzentrizitäten e für die meisten Planeten sehr

klein sind weshalb wir hier die Planetenbahnen durch kreisförmige Bahnen mit dem Radien R.

approximieren. Sei Ms = Masse der Sonne, MP = Masse eines Planeten und v seine Bahngeschwindigkeit.

Dann ist die Zentrifugalkraft FZF welche auf irgendeinen Punkt des Planeten wirkt gegeben durch

FZF = MP v2 / R . (1)

Im Gleichgewicht wird die Zentrifugalkraft FZF durch die Gravitationskraft FG kompensiert, wobei

FG = G (MP MS) / R2 , (2)

wobei G = 6.673 * 10-11 N m2 / kg2 die Gravitationskonstante ist. Im Gleichgewicht ist FG = FZF und man

erhält aus Glgn. (1) und (2:

v2 = G MS / R = (2 p R / T)2 (3)

wobei T die Umlaufzeit des Planeten um die Sonne ist. Substitution von (3) in (1) ergibt:

FZF = MP (4 p2 R) / T2 (4)

Aus FZF = FG folgt aus Glgn. (2) und (4):

T2 = (4 p2 / G MS) R3 . (5)

Gleichung (5) ist das dritte Kepler’sche Gesetz eines um die Sonne kreisenden Planeten (s. p. 10-A-1-2).

Der konstante Betrag von v führt zum zweiten Kepler’schen Gesetzes gleicher Flächen: A1 = A2 = A. Die

tangentiale Beschleunigung ist at = 0 und die radiale Beschleunigung ist ar = v2 / R (s. Ref. R-A-1-3).

[Für die Vektoren gilt: FG = FZP = Zentripetalkraft, wobei FZP = - FZF].

MP << Ms

MSFG FZK

v

A1

A2 A

R

10-A-1-3

10 - 55

69384

Vereinfachung: Kreisförmige Planetenbahnen um die Sonne - 2

The orbiting velocities v of the Planets around the Beschleunigung als Funktion von R:

ar = (G MS) / R2

Sun are given by eq. (3) (s. left-hand picture below

Im Folgenden betrachten wir die Kräfte, welche bei den Orbitalen auf die Planeten um die Sonne wirken.

Da der Betrag von v konstant ist, sind die tangentialen Beschleunigungen at gleich Null. Dagegen wirkt

eine radiale Beschleunigungskraft ar ≠ 0. Diese letzter Beschleunigung folgt aus

Fcf = FG = Mp v2 / RP = G (MP MS) / Rp2 = MP ar ar = (G MS) / RP

2 (6)

Terrestrische Beispiele: Die «International Space Station» ist ein LEO («Low Earth Orbit» bei einer

Distanz R = RE + h, wobei RE = Erdradius, h = Höhe des Satteliten oberhalb der Erde). Die Beschleunigung

ist aE(R) = g(R) = (G ME) / R2). Es sei R1 = RE+h1 und R2 = RE + h2. Mit RE = 6’371 km, h1 = 100 km, h2 = 400

km, ME = 5.98*1024 kg erhält man: aE(R1) = g(R1) = 9.53 m/s2 und aE(R2) = g(R2) = 8.71 m/s2. Für h = 0 erhält

man aE(RE) = g = (G ME) / RE2 = 9.81 m / s2 = Gravitationsbeschleunigung auf Meereshöhe.

v = ((G MS)/R)1/2

ar

(m /

s2)

R (km)

10-A-1-4

0.00E+00

5.00E-03

1.00E-02

1.50E-02

2.00E-02

2.50E-02

3.00E-02

3.50E-02

4.00E-02

4.50E-02

0.00E+00 2.00E+09 4.00E+09 6.00E+09

6.6 ∙ 10-6

1.6 ∙ 10-5

6.5 ∙ 10-5

2.2 ∙ 10-4

ar = (G Ms) / R2

Distanzen von der Sonne in Millionen km

Gesch

win

dig

keit

in

m/s

6940510-A-2-1

Die Sonde «Venus Express» umkreist die

Venus und untersucht deren Atmosphäre

Erde und Venus sind gewissermassen Zwillinge. Die Wissenschaft geht davon

aus, dass die beiden heute so verschiedenen Planeten - wie auch der Mars – vor

rund 4.5 Milliarden Jahren aus der gleichen Materie entstanden sind und folglich

die gleichen chemischen Bestandteile aufwiesen, so Prof. Dr. Peter Bochsler von

der Abteilung für Weltraumforschung und Planetologie der Universität Bern.

Dabei geht es um eine Hypothese, die auf der heute extrem trockenen Venus ein

früheres Wasservolumen voraussetzt. Jetzt stützen die Berner Astrophysiker mit

rund 40 Forschenden aus Europa und den USA diese Annahme. Daten, welche die

ESA Raumsonde «Venus Express» seit mehr als einem Jahr sammelt, lassen jetzt

«mit einiger Sicherheit vermuten, dass in der Venus-Atmosphäre einst tatsächlich

reichlich Wasserdampf vorhanden war», sagt Prof. Dr. Peter Wurz».

…Die Forscher konnten nachweisen, dass

der - neben einem kleinen Helium-Anteil –

registrierte Wasserstoff und Sauerstoff in

einem Verhältnis von 2 : 1 auftritt, im glei-

chen Verhältnis, wie sich auch Wasser

(H2O) zusammensetzt. «Ein Resultat, das

so nicht unbedingt erwartet wurde»

kommentieret Peter Wurz diese Daten. Mit

Hinweisen auf ein einstiges Wasser-

vorkommen habe man schon gerechnet,

aber dass die Bestandteile der Moleküle im

originalen Verhältnis weggetragen wurde,

sei nicht voraussehbar gewesen.

Viel Wasserdampf in der Atmosphäre der jungen Venus

10 - 56

69384

Der Erdmond

Der Mond ist der einzige natürliche Satellit der Erde. Seit der

Entdeckung von Trabanten bei anderen Planeten des Sonnensystems,

im übertragenen Sinn meist als Mond bezeichnet, wird er zur

Vermeidung von Verwechslungen auch als Erdmond bezeichnet.

Aufgrund seiner verhältnismässigen Nähe ist er der einzige fremde

Himmelskörper, der bisher vom Menschen betreten wurde.

Eigenschaften des Orbits:

grosse Halbachse: 384’400 km; Exzentrizität: 0.0549;

Umlaufzeit: 27.3217 Tage; mittlere Orbitalgeschwindigkeit: 1.023 km/s;

Physikalische Eigenschaften:

Mittlerer Durchmesser: 3476 km; Masse: 7.349 x 1022 kg;

mittlere Dichte: 3.341 g/cm3; Fallbeschleunigung: 1.62 m/s2;

Die Atmosphäre des Mondes:

Der Mond hat keine Atmosphäre im eigentlichen Sinn, sondern nur

eine Exosphäre (eine dünne atmosphären-artige Hülle, die den Mond

umgibt). Sie besteht zu etwa gleichen Teilen aus Helium (He), Neon

(Ne), Wasserstoff (H2) sowie Argon (Ar). Die Exosphäre hat ihren

Ursprung in eingefangenen Teilchen des Sonnenwindes. Ein sehr

kleiner Teil entsteht auch durch Ausgasungen aus dem Mondinneren,

wobei insbesondere 40Ar, das durch Zerfall von 40K im Mondinneren

entsteht, von Bedeutung ist,

Der Mond von der Erde

aus fotographiert (2006)

Zusammensetzung der Mond-Exosphäre 10-A-2-2

378 b

10-A-2-3

Bewohnbare Zone im Sonnensystem

Das Sonnensytem befindet sich längs der zentralen Linie ; der blaue Bereich

zeigt die belebbare Zone als Funktion der Grösse der Sterne an .

Die Erde befindet sich in der belebbaren Zone des Sonnensystems; wäre sie etwa 5 %

oder etwa 8 Millionen Kilometer näher oder weiter von der Sonne entfernt , dann wären

die Bedingungen für die gleichzeitige Existenz der drei Formen von Wasser (flüssig ,

fest und gasförmig) nicht mehr erfüllt .

Mars

Erde

Venus

Bewohnbare Zone

Radius der Umlaufbahn relativ zur Erde

Ma

ss

e d

es

S

tern

s

rela

tiv

zu

r S

on

ne

120 0.1 1 10 40

2

1

0.5

Jupiter

Saturn

Uranus

Neptun

Merkur

Pluto

10 - 57

6940510-A-2-4

Der Jupitermond Europa

Der Jupiter-Mond Europa

Grössenvergleich zwischen dem Mond

Europa (unten links), Erdmond (oben

links) und Erde (massstabsgerecht)

Europa ist mit einem Durchmesser von 3121 km der zweitin-

nerste und kleinste der vier grossen Monde von Jupiter.

Obwohl die Temperatur an der Oberfläche von Europa

maximal - 150 0C erreicht, vermutet man, dass sich unter einer

Kruste aus Wassereis ein bis zu 100 km tiefer Ozean aus

Wasser befinden könnte.

Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops ergaben Hinweise

auf das Vorhandensein einer extrem dünnen Atmosphäre aus

Sauerstoff mit einem Druck von 10-11 bar. Es wird ange-

nommen, dass der Sauerstoff durch die Einwirkung der

Sonnenstrahlung auf die Eiskruste entsteht, wobei das

Wassereis in Sauerstoff und Wasserstoff gespalten wird. Der

leichte Wasserstoff entweicht, der schwerere Sauerstoff wird

durch die Gravitation festgehalten.

Vergrösserte Sicht des «Conamara Chaos»

mit Eis-Schollen bis 10 km.

6938410-A-2-5

Zur schiefen Rotationsachse des Uranus

Auf Seite 448 wurde die schiefe Rotationsachse und seine Konsequenzen für die Jahreszeiten von

Uranus diskutiert. Der Uranus ist der einzige Planet des Sonnensystems, dessen Rotationsachse

einen Winkel von 980 gegen die Vertikale zur Bahnebene besitzt. Bei allen andern sieben Planeten

bilden die Rotationsachsen relativ kleine Winkel mit der Vertikalen zur Bahnebene, bei der Erde z.B.

ist dieser Winkel 23.440 (s. p. 429).

Was ist der Grund für die extreme Schiefe der Rotationsachse von Uranus? Zurzeit gibt es keine

eindeutige Antwort auf diese Frage. Es wurden aber zwei Hypothesen aufgestellt:

1) Der Uranus wurde von einem ungewöhnlich grossen Planetoiden getroffen, der die

Rotationsachse von seiner ursprünglichen normalen Lage in die heutige schiefe Lage drehte.

Eine ähnliche Kollision ereignete sich wahrscheinlich in der Geschichte unserer Erde, aus der

dann der Mond entstand. Der Unterschied im Resultat war wahrscheinlich die verschiedene

Geometrie der beiden Zusammenstösse, bei der Erde ein frontaler Zusammenstoss, bei Uranus

dagegen nur ein streifender Zusammenstoss.

2) Eine alternative Theorie erklärt die aussergewöhnliche Richtung der Rotationsachse von

Uranus als Resultat gravitativer Wechselwirkungen: Als das junge und viel kompaktere solare

System sich mit ihren Gasplaneten ausbreitete, ist es möglich, dass Saturn und Jupiter tempo-

rär in einer 2 : 1 orbitalen Resonanzbeziehung standen (*). Einige Modelle zeigen, dass eine sol-

che Resonanz für die Drehung der Rotationsachse von Uranus verantwortlich war.

(*) In der Himmelsmechanik entsteht eine orbitale Resonanz, wenn zwei um die Sonne

kreisende Planeten (in diesem Fall Jupiter und Saturn) eine periodische gravitative Kraft

aufeinander ausüben, wobei die beiden orbitalen Perioden im Verhältnis zweier kleinen

ganzen Zahlen, z.B. im Verhältnis 2 : 1, stehen.

10 – 58

6938410-A-2-6

Fluchtgeschwindigkeiten vFl von Planeten des Sonnensystems

Die Fluchtgeschwindigkeit vFl einer Masse m von einem

Planeten P (Masse MP , Radius RP) kann mit Hilfe der kine-

tischen Energie Ekin = (1/2 m v2 und der Bindungsenergie

Eg im Gravitationsfeld berechnet werden. Die Gravita-

tionskraft ist gegeben durch Fg = GmM /r2, wobei G die

Gravitationskonstante (G = 6.674 x 10-11 m3 kg-1 s-2) und

r der Abstand zwischen m und MP ist. Die gravitative

Bindungsenergie ist durch das Integral von Fg gegeben:

Eg = ∫ FG(r)) dr = GmMP ∫ r-2 dr = - GmMP [(1/r2) – (1/r1)]

Wird die Masse m von der Oberfläche des Planeten mit

dem Radius RP und der Fluchtgeschwindigkeit vFl, abge-

schossen, dann ist r1 = RP und r2 = ∞. Daraus folgt:

(1/2) m v2Fl = GmMP/RP und für die Fluchtgeschwindig-

keit erhält man:

vFl = √ 2 G MP / RP .

Man beachte, dass vFl unabhängig von der Masse m ist.

Dle Tabelle enthält die Fluchtgeschindigkeiten (Mindest-

geschwindigkeiten) der nebenstehenden Himmelskörper.

Die Berechnung von vFL wurde ohne die bremsende

Wirkung einer eventuell vorhandenen Atmosphäre durch-

geführt.

r1

r2 r2

r1

Himmels - vFl am Aequa-

körper tor in km/s

Merkur

Venus

Erde

Mond

Mars

Jupiter

Saturn

Uranus

Neptun

Pluto

Sonne

4.3

10.2

11.2

2.3

5.0

59.6

35.5

21.3

22.3

1.1

617.3

6938410-A-2-7

Thermische- und Fluchtgeschwindigkeiten atmosphärischer Moleküle

Der quadratische Mittelwert (rms) der Geschwindigkeit , vrms, ist gegeben durch:

vrms = sqrt( 3 k T / m) (1)

wobei k die Boltzmann- Konstante (k = 1.3806 10-23 kg m2 s-2 K-1), T die absolute Temperatur und m

die Masse des Atoms oder des Moleküls ist. Im Folgenden betrachten wir die Geschwindigkeiten

von Sauerstoff (O2)- und Stickstoff (N2)- Molekülen in der Atmosphäre und vergleichen diese

Geschwindigkeiten mit den Fluchtgeschwindigkeiten vFl, d.h. mit der Geschwindigkeit, welche zum

Verlassen der Atmosphäre nötig ist. Die Fluchtgeschwindigkeit ist unabhängig von der Masse der

Moleküle und ist gegeben durch (s. p. 10-A-2-6):

vFl = sqrt ( 2 G M / R) (2)

In Glg. (2), ist G die Gravitationskonstante (G = 6.674 10-11 m3 kg-1 s-2), M die Masse des Planeten

(der Erde) und R = RE + H ist die Distanz zwischen Molekül und Erdmittelpunkt (RE = 6371 km =

Radius der Erde, H = Höhe über der Erdoberfläche). Das Molekül der Masse m kann die

Erdatmosphäre verlassen, wenn vrms ≥ vFl ist. Wir betrachten zuerst vFl für verschiedene Höhen H

über der Erde. Für H = 0 (Erdoberfläche) findet man vFl = 11.19 km/s, für H = 100 km oder R = 6471

km (in der Thermosphäre, s. Kapitel 2, Abschnitt 10.2) folgt vFl = 11.1 km/s und für H = 600 km (in der

Exosphäre) mit R = 6971 km folgt vFl = 10.7 km/s. In diesem Höhenbereich ändern sich die

Fluchtgeschwindigkeiten also nur geringfügig.

Nun berechnen wir die rms- Werte vrms der Moleküle für T = 300 K und finden mit m(O2) = 5.356 10-26

kg, m(N2) = 4.65 10-26 kg und m(H2) = 3.35 10-27 kg:

vrms(O2) = 477 m/s vrms(N2) = 510 m/s, vrms(CO2) = 407 m/s und vrms(H2) = 1’908 m/s .

Man sieht also, dass vrms << vFl und aus diesem Grund ist die Wahrscheinlichkeit für die Flucht

eines Moleküls in den Weltraum sehr klein. Nun hat man es natürlich mit einer Boltzmann-Verteilung

der Geschwindigkeiten mit v > vrms zu tun, was die obigen Resultate aber kaum ändert. [Für H2 ist

die Fluchtwahrscheinlichkeit grösser als für die schwereren Moleküle, was einer der Gründe für die

sehr geringe Konzentration von H2 in der Erdatmosphäre ist.)].

10 – 59

6940510-A-2-8

Die Heliosphäre unseres Sonnensystems

Die Heliosphäre unseres Sonnensystems

Die Heliosphäre ist der weiträumige, interplanetare Bereich um die Sonne, in dem der Sonnenwind

(pp 353 – 358, Kapitel 8) mit seinen mitgeführten Magnetfeldern wirksam ist. In diesem Bereich des

Sonnensystems verdrängt der Teilchenstrom der Sonne die interstellare Materie bis hinaus zur

Heliopause (= theoretische Grenze wo der Solarwind durch das interstellare Medium begrenzt wird).

Für elektrisch neutrale Atome aus dem interstellaren Medium besteht die Möglichkeit, weit in die

Heliosphäre eindringen zu können. Neben den wenigen Partikeln, die das schaffen, stammt fast die

gesamte Teilchenmenge in der Heliosphäre von der Sonne.

Während die sonnennahen Regionen durch den Sonnenwind selbst und durch die heliosphärische

Stromschicht geprägt sind, zeigen sich ab einem Abstand von ca. 100 AE (1 AE ≈ 150 Millionen km)

wegen der Wechselwirkung mit dem interstellaren Gas andere Phänomene: Da sich die Sonnenwinde

mit mehreren hundert km/s von der Sonne wegbewegen, muss es Grenzen geben, bei denen der

Heliosphäre

Heliopause Sonnenwind durch das interstellare Me-

dium abgebremst wird und sich mit

geringerer Geschwindigkeit in das inter-

stellare Medium einfügt. Schliesslich er-

folgt Abbremsung bis auf «Schallgesch-

windigkeit», vs, im interstellaren Medium

(vs ≈ 100 km/s). Die letzte Grenze, bei

welcher der Sonnenwind keine mater-

iellen Wirkungen mehr zeigt, ist die

Heliopause bei 110 bis 150 AE.

Wegen der sehr grossen Entfernungen

erweist sich die Erforschung mit Sonden

als schwierig (für eine Entfernung von

100 AE ist die Reisezeit ca. 30 Jahre!).

Nur die beiden Sonden Voyager 1 und 2

haben in den Jahren 2004 und 2007 die

Heliosphäre erreicht, Voyager 1 bei 94 AE

und Voyager 2 bei 84 AE.

6938410-A-3-1

Doppler Technik zur Suche von Exoplaneten

Erläuterung zur Figur links auf p. 463:

Die Doppler-Technik ist eine gute Methode zur Entdeckung von Exoplaneten. Sie stützt sich auf

den Doppler-Effekt zur Analyse der Bewegung und der Eigenschaften des Sterns und des

Planeten. Der Stern und der Planet rotieren um das gemeinsame Massenzentrum. (s. pp 463

und 10-A-3-2).

In unserem Sonnensystem umkreisen alle Planeten und auch die Sonne ein gemeinsames

Massenzentrum. Da aber die Masse der Sonne so viel grösser ist als die Massen der Planeten,

liegt das Massenzentrum innerhalb der Sonne! Deshalb scheint die Sonne hin und her zu

wackeln, sodass das Spektrum des Sonnenlichtes ebenfalls entsprechend moduliert wird. Nun

interessieren wir uns nicht primär für unser Sonnensystem sondern für die spektrale

Verschiebung anderer Sterne um herauszufinden, ob diese Sterne ein oder mehrere Planeten

besitzen, die diese Sterne umkreisen. Wenn sich der Stern auf uns zubewegt, dann hat sein

ausgestrahltes Licht eine kürzere Wellenlänge, d.h. es entsteht eine Blauverschiebung des

Lichtes (s. Figur links von p. 463). Wenn sich der Stern aber von uns wegbewegt, dann hat das

Sonnenlicht eine grössere Wellenlänge, was eine Rotverschiebung erzeugt.

Der Doppler-Effekt wird sehr oft verwendet um extrasolare Planeten zu beobachten. Dabei

muss aber betont werden, dass er am besten für sehr massereiche Planeten geeignet ist,

welche zudem nahe um ihren Stern kreisen. Der Grund dafür liegt darin, dass der zentrale

Stern stärker hin und her wackelt, wenn er von einem massereichen und nahegelegenen

Planeten umkreist wird, sodass eine grössere und leichter beobachtbare spektrale

Verschiebung entsteht. Die mit Hilfe dieser Methode am meisten entdeckten Exoplaneten

haben tatsächlich eine sehr grosse Masse und rotieren extrem nahe um ihren Stern.

Eine Figur, welche die verschiedenen Phasen der Rotation von Planet und Zentralstern um

ihren gemeinsamen Schwerpunkt zeigt, ist auf der folgenden Seite 10-A-3-2 dargestellt.

10 - 60

6938410-A-3-2

Umkreisung von Stern S und Planet P um Massenmittelpunkt MP

S

P

P

P

S

S SP

Es sei MP (o) der Massenmittelpunkt eines

Sterns S mit der Masse M und m sei die

Masse des zugehörigen Planeten P wobei m

<< M. [In Wirklichkeit liegt MP exzentrisch

innerhalb des Sterns (p. 10-A-3-1); zur

Veranschaulichung haben wir MP aus-

serhalb von S gezeichnet].

Es seien R und r die Abstände zwischen S

und P, bzw. zwischen S und MP und der Ab-

stand zwischen MZ und P sei D = R + r.

Der Massenmittelpunkt ist gegeben durch

r / R = m / M (1)

mit R = D - r (2)

r = (m / M) R = (m / M) (D – r) (3)

Nach Auflösung von (3) nach r folgt:

r = [m / (M + m)] D = [1 / (1 + M / m)] D (4)

Da M /m >> 1 folgt näherungsweise:

r ≈ (m / M) D (5)

Wegen m << M ist r << R sodass R ≈ D, d.h.

dass die meisten Massenmittelpunkte MP

innerhalb des Sterns S liegen nur wenig von

dessen Zentrum Z entfern sind.

Die Figur zeigt 4 Phasen der Rotation eines Planeten P

um seinen Zentralstern S. Die 4 Phasen sind mit 4 ver-

schiedenen Farben gekennzeichnet. S und P kreisen um

ihren gemeinsamen Schwerpunkt O im Ursprung des

Koordinatensystems (x,y).

x

y

Z

MP

6938410-A-3-3

Exoplaneten: Planetare Massen vs Umlauf - Perioden

100

10

1

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5

10-10-2

Pla

neta

re M

asse (

in J

up

iterm

assen

)

10-1 100 101 102 103 104 105 106

Umlaufsperiode (in Tagen)

Masse des Jupiters:

MJupiter = 1.899 • 1027 kg

MErde/MJupiter = 3.14 • 10-3

• Blaue Kreuze: Planeten mit Ab-

schätzungen von Massen und

Umlaufsperioden.

• Rote Quadrate: neue Exoplaneten,

welche kürzlich in einem batch von

60 zugefügt wurden.

10 - 61

69384 10-A-3-4

10-

Planeten: Verifikation durch Multiplizität – «Verification by Multiplicity»

Die Entdeckung von neuen Exoplaneten wurde mit Hilfe einer neuen Methode möglich, der sog.

«Verification by Multiplicity» oder Verifikation durch Multiplizität. Diese Technik beruht auf der folgen-

den Basis: Wäre ein Stern direkt von anderen Sternen umgeben, dann würde die starke Gravitation

die Umlaufbahnen dieser Sterne unstabil machen und in ein Chaos stürzen. Ein System bestehend

aus einem Stern, der von einer Anzahl Planeten umkreist wird, hat dagegen eine viel stabilere

Konfiguration da die gravitativen Kräfte viel kleiner sind.

Der Planetenwisenschafter von NASA, Jack Lissauer, formuliert diese Tatsache folgendermassen:

«Dieser physikalische Unterschied, nämlich die Tatsache, dass multiple Sternsysteme sich nicht wie

planetare Systeme verhalten, ist die Basis für die Bestätigung der «Verifikation durch Multiplizität».

Die in der Figur durch den

gelben Balken dargestellten

715 Exoplaneten, welche 305

Sterne umkreisen (NASA vom

26. 2. 2014) wurden mit Hilfe

des Kepler Space Telescope

beobachtet.

Diese Exoplaneten wurden

mit der «Verification by Multi-

plicity» – Methode gefunden.

95% der so entdeckten Exo-

planeten sind kleiner als

unser Planet Merkur und 4

dieser Planeten sind kleiner

als 2.5 mal die Erde und

befinden sich in der «habi-

tablen» Zone.

Histogramm von Exoplanten- Entdeckungen

6938410-A-3-5

Neuer erdähnlicher Exoplanet Kepler 186f - Vergleich mit Erde

Im Abschnitt 3 (pp 467, 468; 476, 480, 481) und im Abschnitt 4 (pp 484, 489) wurden einige habitable

Exoplaneten vorgestellt und grobe Abschätzungen für die Anzahl der Planeten mit technischen,

intelligenten Zivilisationen (p. 476), bzw. mit beobachtbaren Zeichen von Leben (p. 489) diskutiert.

Abschätzungen ergeben, dass im sichtbaren Universum etwa 1024 Planeten existieren (eine 1 mit 24

Nullen!). Unter dieser riesigen Zahl von Planeten wäre es fast ein Wunder, wenn unsere Erde der

einzige Planet mit lebenden Geschöpfen wäre. Dabei ist aber zu beachten, dass alle grossen

Gasplaneten wegfallen, also nur relativ kleine Gesteinsplaneten mit flüssigem Wasser auf der

Oberfläche und einer lebensfreundlichen Atmosphäre in Frage kommen.

Ein vielversprechender Spitzenkandidat für einen erdähnlichen Planet wurde kürzlich von NASA

entdeckt. Es handelt sich um den Exoplaneten Kepler 186f. Er ist mehr als 500 Lichtjähre von der

Erde entfernt und sein Durchmesser ist nur 10% grösser als jener der Erde. Seine Masse und seine

Zusammensetzung sind noch nicht

bekannt. Der Planet zieht seine

Bahn zwar mit einer Umlaufzeit

von nur 130 Tagen ebenfalls näher

um seinem Stern Kepler 186,

nämlich mit einer halben Ent-

fernung Erde-Sonne. Dafür ist die

Temperatur seines Zentralgestirns

von etwa 3’500 0C aber auch tiefer

als jene der Sonne. Das plaziert

Kepler 186f in die habitable Zone

seines Sterns, woraus die Wahr-

scheinlickeit besteht, dass der

Planet eine erdähnliche Atmos-

phäre und flüssiges Wasser auf

der Oberfläche besitzt.

Planet Erde und Planet Kepler 186f mit ihren Umlauf-

bahnen um die Sonne, bzw. um den Stern Kepler 186.

10 – 62

6940510-A-4-1

Das Hubble Weltraumteleskop

Betreiber: NASA

Masse: 11’600 kg

Grösse: 13.1 m Länge

max. 4.3 m Durchmesser

Start: 24. April 1900

In Betrieb: 25 Jahre, 10 Monate

Startplatz: Kennedy Space Center

Status: in Betrieb

Das Hubble – Weltraumteleskop (englisch: Hubble Space Telescope), kurz HST, ist ein

Weltraumteleskop, das von der NASA und der ESA gemeinsam entwickelt wurde und nach dem

Astronomen Edwin Hubble (p. 494) benannt ist. Es arbeitet im Bereich des elektromagnetischen

Spektrums vom Infrarotbereich über das Sichtbare Licht bis in den Ultraviolettbereich.

Das HST wurde am 24. April 1990 mit der Space Shuttle STS-31 gestartet und am nächsten Tag

aus dem Frachtraum der Discovery ausgesetzt.

Das HST war das erste von vier Weltraumteleskopen, die von der NASA im Rahmen des «Great

Observatory Programms» geplant wurden. Die anderen Weltraumteleskope sind Compton

Gamma Ray Observatory, Chandra X – Ray Observatory und Spitzer – Weltraumteleskop.

6938410-A-5-1

10-

Relativistische Rotverschiebung des Lichtes von Galaxien

Ist die Fluchtgeschwindigkeit v viel kleiner als die Lichtgeschwindigkeit c, dann erhält man für die

relative Dopplerverschiebung z = Dl / l = v / c (s. p. 493). Für sehr grosse Geschwindigkeiten v muss

die relativistische Zeitdilatation berücksichtigt werden. Die Geschwindigkeit v(z) ist dann gegeben

durch:

v(z) = H0 • d(z) = � �

� �• c oder d(z) =

� �

� �•

mit z = Dl / l = [(c + v) / (c – v)] ½ - 1

10 - 63

69384R-10-0

Referenzen: Kapitel 10

69R-10-1

10.0 Atmosphären: Allgemeines

R.10.0.0 p. 405: Atmosphären von Planeten und Exoplaneten (Haupt-Titel)

R.10.1.1 p. 406: 10.1 Atmosphären der Planeten unseres Sonnensystems (Titel)

R.10.1.2 pp 407 – 410: a) http://de.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A4re_(Atmosphäre)

b) http://www.de.wikipedia.org/wiki/Gasplanet

c) http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere

p. 407, 408: Definition und Schichten - Atmosphären der erdähnlichen Planeten

Bild des Inneren Sonnensystems: www.google.ch/science (Schrift retouchiert von P. Brüesch)

p. 409: Atmosphäre des Mondes

p. 410: Atmosphäre des Äusseren Sonnensystems: Gasriesen

Bild des äusseren Sonnensystems: www.google.ch/search (Schrift retouchiert von P, Brüesch)

R.10.1.3 p. 411: Struktur und Atmosphäre der Sonne

a) Sonne - http://de.wikipedia.org/wiki/Sonne

b) Aufbau und Aktivität der Sonne - http://www.helles-koepfchen.de/artikel/2895.html

c) Lexikon - http://www.redshift-live.com/de/kosmos-himmelsjahr/lexikon/Sonnenatmosph%C3%A4re.htm

d) Sonne – LEIFI Physik - http://www.leifiphysik.de/themenbereiche/sonne

Bild links: Space tornadoes power the atmosphere of the Sun

http://phys.org/news/2012-06-space-tornadoes -power-atmosphere-sun.html

Bild rechts: Querschnitt durch Sonne: aus: Die Sonne – Bilder

e) Korona (Sonne) - https://de.wilipedia.org/wiki/Korona_(Sonne)

Die Ursachen und Wirkmechanismen, die zu der extrem hohen Temperatur der Korona von bis zu

2 Millionen Grad führen, sind noch nicht abschliessend verstanden und stellen einen zentralen

Gegenstand der aktuellen Forschung der Sonnenphysik dar.

R.10.1.4. p. 412: Das Sonnensystem: Entfernungen, Massen und Umlaufzeiten der Planeten

a) Planetenbahnen: www.google.search: Images // b) Ekliptik - https://de.wikipedia.org/wiki/Ekliptik

c) «Gemeinsame Bahnebene der Planeten des Sonnensystems» - Die Ekliptik - John Cirillo

«Da unser Sonnensystem relativ flach ist, sind die Umlaufbahnen der Planeten der Ekliptik relativ nahe»

https://docs.kde.org/trunk5/de/kfeedu/kstars.ecliptic.html

d) Die Welt der Planeten - Google Books - Max Wilhelm Meyer - http://books.google.ch/books?isbn=3846072516

e) Ivan Stewart: Die letzten Rätsel der Mathematik – Rowohlt Taschenbuch Verlag (2. Auflage, November 2015)

Kapitel 8: Orbital Chaos–Das Drei-Körper Problem (s. speziell pp 241 – 246 für Umlaufbahnen im Planetensystem)

10 – 64

69384R-10-2

R.10.1.6 p. 414: Geschwindigkeiten und Abstände der Planeten von der Sonne

a) Astrokramkiste - www,astrokramkiste.de/planeten-geschwindigkeit

Die Figuren wurden von P. Brüesch zwecks besserer Lesbarkeit retouchiert; der Text leicht ergänzt.

b) Keplersche Gesetze - http://de.wikipedia.org/wiki/Keplersche_Gesetze

c) Astronomische Daten - www.keplerstern.de/Berechnungen/Grundlagen_2A-pdf

Die Daten für die Halbachsen a und b der Ellipsen zeigen, dass die Exzentrizitäten relativ klein sind

Mit Ausnahme der Planeten Merkur und Mars sind auch die Geschwindigkeiten im Perihel und Aphel

nur sehr geringfügig voneinander verschieden.

R.10.1.7 p. 415: Wichtigste Gase der Atmosphären unserer Planeten

Zusammenstellung aus: www.astrokramkiste.de/planeten-tabelle

Zusammenstellung aus: www.astrokramkiste.de/planeten-tabelle

R.10.1.8 p. 416: Numerische Exzentrizitäten der Umlaufbahnen unserer Planeten

www.keplerstern.de/Berechnungen/Grundlagen_2A-pdf

(Histogramm t aus Zahlenwerten; erstellt von P. Brüesch)

10.2 Die Planeten unseres Sonnensystems: Eigenschaften und Atmosphären

R.10.2.0 p. 417: 10.2 Die Planeten unseres Sonnensystems: Eigenschaften und Atmosphären (Titel)

R.10.2.1.0 pp 418 – 422:: 10.2.1 Der Planet Merkur: Titel)

R.10.2.1.1 p. 419 : Merkur (Planet)

a) Merkur (Planet): http://www.wikipedia,org/wiki/Merkur_(Planet)b) Mercury (planet): http://en.wikipedia.org/wikiMercury_planet)

R.10.1.5 p. 413: Planeten-Tabelle

a) Planeten-Tabelle - Astrokramkiste - http://www.astrokramkiste.de/planeten-tabelle

b) Planet Tables - http://www.astromynotes.com/tables/tablesb.htm

(In dieser Tabelle sind einige inkonsistente Werte der magn. Felder angegeben korrigiert von P. Brüesch)

c) Observations of the Magnetic Fields Inside and Outside the Solar System: From Meteorites….

By Jacques P. Valeé - http://ned.ipac.caltech.esu/jlevel/5March03/Vallee_contents-html (Section 2.2)

69384R-10-3

R.10.2.1.2 p. 420: Elliptische Bahn des Merkur um die Sonne

a) Massstabsgetreue Figur von P. Brüesch aus Literaturdaten ersttellt (Halbachsen a und b, Exzentrizität e,

numerische Exzentrizität e, Entfernungen von der Sonne und mittlere Geschwindigkeit.

b) Merkur - http://www.ajoma.de/html/merkur,html

R.10.2.1.3 p. 421: Der Merkur . Atmosphäre - 1

a) Text aus: «Ein Rätsel der Merkur-Atmosphäre gelöst»

http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/04062009203212.shtml

b) Mercury’s Atmosphere - http://www,space.com/18644.mercury-atmosphere.html

R.10.2.1.4 p. 422: Der Merkur – Atmosphäre - 2

a) Figur: Zusammensetzung der «Atmosphäre»

Astrokramkiste – Atmosphäre Merkur - www.astrokramkiste.de/merkur-atmosphaere

b) Bild: Oberfläche von Merkur - www,astrokramkiste.de/merkur

c) Atmosphere of Mercury - http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Mercury

R.10.2.2.0 p. 423: 10.2.2 Der Planet Venus (Titel)

R,10.2.2.1 p. 424: Der Planet Venus – Allgemeines

Venus (Planet) - http://de.wikipedia.org/wiki/Venus_(Planet)

Bild links aus: www.google.search: Images

Bild rechts: Venus – Erde: Grössenvergleich - www.gppgle.ch/search - images

R.10.2.2.2 p. 425: Weitere Daten und Eigenschaften

a) Ref. R.10.2.1.1: Venus (Planet)

b) Venus – Wikipedia, the free encyclopedia - http://en.wikipedia.org/wiki/Venus

R.10.2.2.3 p. 426: Die Schichten der Venus Atmosphäre

a) Atmosphere of Venus - http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Venus

(Text von Englisch auf Deutsch übersetzt)

10 – 65

69384R-10-4

R.10.2.2.3 p. 426: (cont.) Die Schichten der Venus Atmosphäre

b) Venus …Earthh’s not really sister planet

http://cde.nwc.edu/SC12108/course_documents/solar_system/innerplanets/venus/venus.htm

(Figur: Temperatur – Höhe – Druck: p. 5 in diesem Artikel)

c) Venus (Planet) - http://de.wikipedia.org/Wiki/Venis_(Planet)

d) Atmosphere of Venus - Atmospheric Structure

http://lifeng.lamost.org/courses/astrotoday/CHAISSON/AT309/HTML/AT30905.HTM

R.10.2.2.4 p. 427: Die Zusammensetzung der Venus-Atmosphäre

Text: Ref. R.10.2.1.1 im Abschnitt von Atmosphäre

Bild: gefunden unter: www.google.ch/search unter «Composition of Venus atmosphere»

R.10.2.3.0 p. 428: 10.2.3. Der Planet Erde (Titel)

R.10.2.3.1 p. 429: Erde - http://de.wikipedia.org/wiki/Erde

R.10.2.4.0 p. 430: 10.2.4. The Planet Mars (Title)

R.10.2.4.1 pp 431 - 433: Der Mars

a) p. 431: Allgemeine Daten und Eigenschaften

b) p. 432: Erde versus Mars - Oberfläche des Mars

c) p. 433: Atmosphäre des Mars

http://de.wikipedia/wiki.org/wiki/Mars_(Planet) // http://en.wikipedia.org/wiki/Mars

R.10.2.4.2 p. 433: Die Atmosphäre des Planeten Mars

Atmosphere of Mars - http://www.daviddarling.info.encycopedia/M/Marsatmos.html

Text und Graphik mit Temperatur und Druck als Funktion der Höhe

R.10.2.4.3 p. 434: Die Atmosphäre des Planeten Mars

a) Atmosphere of Mars - http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_M

b) Mars: Figur zur Atmosphäre: Elemental Composition of Mars

http://burro.astr.cwru.edu/stu/advanced/mars.html

384R-10-5

R.10.2.4.3 p. 434 (cont.): Die Atmosphäre des Planeten Mars

c) Mars (Planet) - http://de.wikipedia/wiki.org/wiki/Mars_(Planet)

d) Atmosphere of Mars and the Search for Life - Lecture 14: The Atmosphere on Mars

Prof. Robert L. Nowack - Tabelle der chemischen Zusammensetzung

http://web.ics.purdue.edu/~nowack/geos105/lect14-dir/lecture14.html

R.10.2.5.0 p. 435: 10.2.5 Der Planet Jupiter (Titel)

R.10.2.5.1 p. 436: Allgemeine Daten und Eigenschaften - Jupiter (Planet): http://de.wikipedia.org(wiki/Jupiter_(Planet)

R.10.2.5.2 p. 437: Die Atmosphäre des Jupiters – 1 - Jupiter: http://en.wikipedia.org/wiki/Jupiter (in English)

R.10.2.5.3 p. 438: Die Atmosphäre des Jupiters - 2

a) http://burro.astr.cwru.esdu/stu/advanced/iupiter.html - (Bild links)

b) Atmospheres of Jupiter and Saturn – Vertical Structure (Bild rechts)

http://zebu.uoregon.edu(~/imamura/121/lecture-13/iupiter_atmosphere-htm

c) Jupiter: Giant of the Solar Planets

http://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr121/Notes/chapter11.html

(Bild rechts: Figur retouchiert; Figurentext übersetzt von P. Brüesch von Englisch auf Deutsch);

s. Bild auch unter «Layers of Jupiter’s Atmosphere» Bilder

d) Welcome to Space - http://www.welcometospaceblocg.com/2012/01/jupiter.html

R.10.2.6.0 p. 439: 10.2.6 Der Planet Saturn (Titel)

R.10.2.6.1 p. 440: Der Planet Saturn – Allgemein

a) Saturn (Planet) - http://de,wikipedia.org/wiki/Saturn_(Planet)

b) Saturn - http://en.wikipedia.org/wiki/Saturn

R.10.2.6.2 p. 441: Aufbau und chemische Zusammensetzung

a) Aufbau von Saturn (Inside Saturn – EntchantedLearning.com)

Bild oben : Atmosphere and Planetary Composition

http://www,entschantedlearning.com/subjects/astronomy/planets/saturn/saturninside.shtml

b) Chemische Zusammensetzung - Saturn - http://burro.astr.cwru.edu/stz/advanced/saturn.htmj

10 – 66

69384R-10-6

R.10.2.6.3 p. 442: Die Atmosphäre von Saturn

a) Saturn’s Atmospheric Composition - Bild links und Text zur Atmosphäre von Saturn

http://www.castlerock.wednet.edu/HS/stello/Astronomy/TEXT/CHAISSON/BG307/HTML/BG3075.htm

Text übersetzt von Englisch auf Deutsch von P. Brüesch

b) Saturn’s Atmosphere - Bild rechts und Text

http://astronomy.nju.edu.cn/~lixd/GA/ATA/ATA12/HTML/AT41202.htm

Text übersetzt von Englisch auf Deutsch von P. Brüesch. Die vertikalen gestrichelten blauen Linien in der

Figur links wurden von P. Brüesch eingezeichnet. Sie zeigen die approximativen mittleren Temperaturen

der drei Wolkenschichten: Water ice (H2O), Ammonium hydrosulfide ice ((NH4)SH), und Ammonia ice (NH3).

R.10.2.6.4 p. 443: Südpol – Sturm (Bild oben)

a) Riesensturm am Saturn-Südpol - http://www.astronews.com/news/artikel/2006/110611-010.shtml

b) Spectacular storm rages on Saturn’s south pole

http://www.newscientist.com/article.com/article/dn10499-spectacular-storm-on-saturns-south-pole.html

R.10.2.6.5 p. 444: Die Ringe des Saturn

a) Ringe des Saturns - http://de.wikipedia.org/wiki/Ringe_des_Saturn

b) Rings of Saturn - http://en.wikipedia.org/wiki/Rings_of_Saturn

c) Eine Welt der Ringe und Monde - http://www.goerlitzer-sternfreunde.de/html/saturn.html

d) Saturn – Astronomy, Rings News, Mythology, Astrology – Crystalinks

http://www.crystalinks.com/saturn.html [Bild der Saturn-Ringe in References c) und d)]

R.10.2.7.0 p. 445: 10.2.7 Der Planet Uranus (Titel)

R.10.2.7.1 p. 446, 447: Allgemeines - Aufbau - Chemische Zusammensetzung

a) Uranus (Planet) - http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)

b) Uranus - http://en.wikipedia.org/wiki/Uranus

c) Uranus - http://burro.astr.cwru.edu/advanced/uranus.html

R.10.2.7.2 p. 448: Rotationsachsen und Umlaufbahn - Extreme Jahreszeiten

a) Der Planet Uranus - http://home.arcor.de/jensss/Uranus.html

b) URANUS - http://www.gutekunst-astro-bio.de/Uranus.html

69384R-10-7

R.10.2.7.2 c) Chapter 13.3 Uranus and Neptun in Bulk

(cont.) http://lifeng.lamost.org/courses/astrotoday/CHAISSON/AT313/HTML/AT31303.HTM

d) Uranus – The Magician - http://www.physics.purfue.edu/astr2631/SStour/uranus.html

e) Uranus - TEACH Astronomy - Richtung der Rotationsachse von Uranus und Erklärungsmöglichkeiten

http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/Uranus

R.10.2.7.3 p. 449: Der Planet Uranus – Atmosphäre – 1

a) Uranus (Planet) - Text und Bild links: Die natürliche Farbe des Uranus

http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)

b) Bild rechts: Uranus mit südlichem hellen Wolkenband

Atmosphäre Uranus – Astropage.eu - http://www.astropage.eu/index.php?page_uranusatmosphere

R.10.2.7.4 p. 450: Der Planet Uranus – Atmosphäre - 2

a) Uranus (Planet) - Troposphäre und Stratosphäre - http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)

b) Uranus - http://en/wikipedia.org/wiki/Uranus

c) Atmosphäre Uranus – Astropage.eu - http://www.astropage.eu/index.php?page_uranusatmosphere

R.10.2.7.5 p. 451: Der Planet Uranus - Atmosphäre 3 und Ringsysteme

a) Thermosphäre und Korona (Text links) - Uranus (Planet)

http://de.wikipedia.org/wiki/Uranus_(Planet)

b) Uranus - http://en/wikipedia.org/wiki/Uranus

R.10.2.8.0 p. 452: 10.2.8 Der Planet Neptun

R.10.2.8.1 p. 453: Der Planet Neptun - Allgemeines

a) Neptun (Planet) - http://de.wikipedia.org/wiki/Neptun_(Planet)

b) Neptune - http://en.wikipedia.org/wiki/Neptune

c) Bild: Grössenvergleich von Neptun und Erde - http://www.palkan.de/neptun.htm

R.10.2.8.2 p. 454: Aufbau und chemische Zusammensetzung - Text: References R.10.1.8.1 - a) und b)

a) Der Aufbau von Neptun - Bild oben: Innerer und äusserer Aufbau

http://www.hs.uni-hanburg.de/DE/Ins/Bib/neptun.html

b) Bild unten: «Neptunian Elemental Composition» - www.burro.astr.cwru.edu/stu/advanced/neptune.html

10 – 67

69384R-10-8

R.10.2.8.3 p. 455: Der Planet Neptun - Atmosphäre – 1

a) http://astronomyoneline.org/SolarSystem/NeptuneIntroduction.asp?Cate=SolarSystem&SubCate=

Neptune&SubCate2=NT01

AstronomyOnline.org: Figur der Temperatur als Funktion der Höhe: T(h)

b) Neptun’s Atmosphere: Composition, Climate & Weather

Text zu Figur von T(h) - www.space.com/18922-neptune-atmosphere.html

R.10.2.8.4 p. 456: Der Planet Neptun - Atmosphäre – 2

a) Planet der wilden Stürme : www.goerlitzer-sternfreunde.de/html/neptune.html (Bild rechts auf p. 456)

b) Text zu p. 456: http://www.universetoday.com/21584/atmosphere-of-neptune

c) Neptune – Voyager 2 - Bild links auf p. 456; contrast- enhanced image - April 1989 - nssdc.gsfc.nasa.gov/

R.10.3.1 Exoplaneten - Sven Piper: Die Suche nach einer zweiten Erde

2. Auflage - Springer – Spektrum - 2011, 2014

R.10.3.2 Elefanten im All - Ben Moore: Unser Platz im Universum

(Aus dem Englischen von Friedrich Griese und Monika Niehaus)

Copyright @ 2012 by Klein & Aber AG Zürich – Berlin

R.10.3.3 Exoplanet Atmospheres: Physical Properties - Sara Seager - Princeton University Press – 2014

R.10.3.1.0 p. 459: L‘Univère populaire : A composition of Camille Flammarion

http://en.wikipedia.org/wiki/Camille_Flammarion

R.10:3.1.1 p. 460: Giordano Bruno / Die Supernova von 1572

a) Giordano Bruno - http://de.wikipedia.org/wiki/Giordano_Bruno

b) Supernova - http://de./wikipedia.org/wi^ki/Supernova

c) Supernova (SN) von 1572 - Bild des Überrestes der Supernova (SN) 1572

http://en.wikipedia.org/wiki/SN_1572

10.3 Exoplaneten: Historisches und Beobachtungsmethoden

R.10.3.0 p. 458: Beobachtung von Sternen und die Suche nach Exoplaneten (Titel)

69384R-10-9

R.10.3.1.2 p. 461: Astronomie im 17. und 18. Jahrhunder t- aus: Referenz R.10.3.1: Kapitel 1; Geschichte der Planetensuche

R.10.3.1.3 p. 462: Bedeutung der Parallaxe in der Astronomie:

Bestimmung der Distanzen zwischen Sonne und Sternen

a) aus: Referenz R.10.3.1 - Kapitel 1 . Geschichte der Planetensuche

b) Der Sternhimmel ist dreidimensional - http://news.astronomie.info/sky/200606/thema.html

c) Bild und Text - http://www.avgoe.de/astr/Tei104/Entfernung.html

R.10.3.1.4 p. 463: Entdeckung von Exoplaneten mit Hilfe des Doppler . Effekts

Schrift von Bild rechts zwecks besserer Lesbarkeit retouchiert,

a) Referenz R.10.3.1

b) Die Suche nach extrasolaren Planeten - Die Radialgeschwindigkeitsmethode

http://www,corot.de/german/Exoplanet/Detektionsmethide.html

c) Extrasolar Planets - http://lasp.colorado.edu/education/outerplanets/exoplanets.php

d) Planet 51 Pegasi b - http://de.wikipedia/org/wiki/51_Pegasi:b

R.10.3.1.5 p. 464: Die Transit-Methode

a) Transit Method – Los Cumbres Observatory - http://lcogt.net/spacebook/transit-method

b) Aus den Herzen der Sterne zu fernen Welten

http://www.uni-koeln.de/~lcarone/german/Exoplanet/Transitmethode

c) New 15 Earth-mass planet discovered with the new Transit Timing Variation Method

with Telescopes in Jena/Germany and Rozhen/Bulgaris - http://www.astro.uni-jena.de/wasp-3/

d) Scheinbare Helligkeit - https://de.eikipedia.org/wiki/Scheinbare_Helligkeit

[Die scheinbare Helligkeit gibt an wie hell ein Himmelskörper – insbesondere ein Fixstern – von der

Erde aus erscheint; sie wird als Zahl angegeben und trägt den Zusatz «Magnitude», kurz «mag».

e) Magnitude (astronomy) - http://en.wikipedia/org/wiki/Magnitude_(astronomy)

[Magnitude is the logarithm measure of the brightness of an object, in astronomy, measured in a specific

wavelength or passband, usually in optical or near-infrared wavelength].

R.10.3.1.6 p. 465: Transit-Methode und Resonanz

a) Welt der Physik: Mini - Exoplanet mit neuer Methode entdeckt

www.weltderphysik.de/de/.../mini.exoplanet.mit.neuer-methode-entdeckt

10 – 68

69384R-10-10

R.10.3.1.6 b) New 15 Earth-mass planets discovered with the new Transit Time Variation method with telescopes

(cont.) in Jena/Germany and Rozhen/Bulgaria - http://www,astro.uni.jena/wasp-3

mit Figur von Modell für WASP-3 – Planeten

Figur von P. Brüesch zur Veranschaulichung durch Einfügung von Radien und Geschwindigkeiten ergänzt.

c) WASP-3b - http://en.wikipedia.org/wiki/WASP-3b

d) The Extrasolar Planet WESP-3c - http://exoplanet.eu/catalog/wasp-3_c

e) WASP-3 - WASP-3 is a magnitude 10 yellow-white dwarf … - http://en,wikipedia,org/wiki/

f) Orbital resonance

In celestial mechanics, an orbital resonance occurs when two orbiting bodies exert a regular, periodic gravita-

tional influence on each other, usually due to their orbital periods being related by a ratio of two small integers.

http://en,wikipedia,org/wiki/Orbizaö_resonance

R.10.3.2.0 p. 466: Entdeckung der ersten Exoplaneten (Titel)

R.10.3.2.1 p. 467: Exoplaneten in der habitablen Zone

a) Exoplaneten in der habitablen Zone fremder Sterne

http://www.raumfahrer.net/news/astronomie/19042013200621/shtml

b) Kepler Team Finds System with Two Potentially Habitable Planets

by Nancy Atkunson on April 18, 2013

http://www.universetoday.com/101489/kepler-team-finds-system-with-two-poteentially -habitable-planets/

(Text mit Bild von habitabler Zone)

c) Stern Kepler-22 http://de.wikipedia.org/wiki/Kepler-22

d) Stern Kepler-62: http://de.wikipedia.org/wiki//Kepler-62

e) Stern Kepler-69: http://de.wikipedia.org/wiki/Kepler-69

R.10.3.2.2 p. 468: Kommentare zu Exoplaneten in der habitablen Zone

s. Referenzen R.10.3.2.1 a) und R.10.3.2.1.b)

R.10.3.2.3 p. 469: Exoplaneten: Radius als Funktion der Masse

Figur aus: http://www,mpia,de/Public/menu_q2,php?Altuelles/PR/2013/PR_2013:05/PR_2013_05_de.html

R.10.3.2.4 p. 470: Exoplaneten: Radius als Funktion der Masse - Kommentare zu Seite 469

a) Kommentare zu Seite 469: s. Referenze von p. 469

b) Kepler Team Finds Systems with Two Potentially Habitable Planets

http://www.universetoday.com/101489/kepler-team-findsssystem-with-two-potentially-habitable-planets

69384R-10-11

R.10.3.2.4 c) Kepler-62 (Zentralgestirn) - http://de.wikipedia.org/wiki/Kepler-62

(cont.) d) Kepler-62 (Central Star) - https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-62

e) Kepler-62e (Planet) - http://de.wikipedia.org/wiki/Kepker-62e

f) Kepler-62f (Planet) - http://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-62f

g) NASA’s Kepler Discovers Its Smallest «Habitable Zone’ Planets to Date

http://www.nasa.gov/mission_pages/kepler/news/kepler-62-kepler-69.hrml#.Ve6TPY98Yo

R.10.3.2.6 p. 472 : Unser Milchstrassensystem - http://home.arcor.de/hpj/IMG/galaxis2.jpg

Text im Bild retouchiert und Text rechts vom Bild zur Erklärung von P . Brüesch beigefügt

R.10.3.2.7 p. 473 : Das Milchstrassensystem - 1

http://home.arcor.de/hpj/Weltall/Milchstrasse.hrml

R.10.3.2.5 p. 471: Unsere Milchsrassen-Galaxie (Titel)

R.10.3.2.8 p. 474: Das Milchstrassensystem – 2

a) Milky Way - https://en.wikipedia.org/wiki/Milky_Way

b) 10 Facts Abbout the Milky Way

http://www.universetoday.com/22285/facts-about-the-milky-way/

R.10.3.2.9 p. 475: Das Fermi – Hart – Paradoxon

a) Fermi-Paradoxon: http://de.wikipedia.org/wiki/Fermi-Paradoxon

b) Fermi-Paradox: http://en.wikipedia.org/wiki/Fermi-paradox

c) An Explanation for the Absence of Extraterrestrials on Earth

Micharl H. Hart; Q. JI R. astr.Soc. (1975) 16, 128 – 1335

d) The Drake Equation versus the Fermi Paradox: Is Ther Intelligent Life out There? (April 2013)

http://www.noeticscience.co.uk/the-drale-eqiation-versus-the Fermi-paradox-is-there-intelligent-life-out-there/

e) The Fermi Paradox: An Approach Based on Perculation Theory

Geoffrey A. Landis - http://www.geoffreylandis.com/percolation.htp

NASA Lewis Research Center, 302-1; Cleveland, OH 44135.U.S.A

Published in Journal of the British Interplanetary Science, London, Volume 51, p. 163 - 166 (1998)

«I propose a model for the problem based on the assumption that long-term colonization of

the Galaxy proceeds via «percolation» process similar to the percolation problem which is well

studied in condensed-matter physics».

10 – 69

69384R-10-12

R.10.3.2.10 p. 476: Die Drake Gleichung und die Seager Gleichung

a) Drake-Gleichung - http://de.wikipedia.org/wiki/Drake-Gleichung

b) Drake equuation - http://en.wikipedia/org/wiki/Drake_equation

(Enthält 58 Literaturzitate und 9 «External links»

c) Ref. R.10.3.1: pp 152, 153

d) Ref. R.10.3.2: pp 220, 221

e) Intelligent Life in the Universe - http://www2.astro.psu.edu/users/dfox/A001/Notes/lec37.html

f) A New Equation Reveals Our Exact Odds of Finding Alien Life…

The Seager Equation - i09.com/what-a-brand-new-equation-eveal---

[Ergebnisse beruhen auf den 30’000 entdeckten Sternen mit ihren Exoplaneten, die mit dem «Kepler»

Space Telescope» beobachtet wurden, also nicht auf den ca. 200 x 109 Sternen der Milchstrasse.

Seager studiert die Atmosphären von Exoplaneten. Suche von Exoplaneten mit Atmosphären, welche

Gase wie Sauerstoff, CO2 und Stickstoff enthalten; (s. auch pp 484, 485; 489].

R.10.3.2.11 pp 477: Zeitliche Entwicklung der entdeckten Exoplaneten

a) p. 477: Planeten-Massen vs Entdeckungsjahr - Exoplanet - https://de.wikipedia.org/wiki/Exoplanet

Zusätzliche Angaben in Figur von P. Brüesch - (enthält einen Teil des Textes)

b) p. 479: Number of confirmed Exoplanets at 22/2015: 1’903 Exoplanets

NASA Exoplanet Archive - Exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/

R.10-3.2.12 pp 478, 479: Massen vs Orbital-Halbachsen von Exoplaneten

a) p. 478: Sara Seager – Research - http://seagerexoplanets.mit.edu/research.html

Figur von p. 478: Achsenbeschriftung und Kommentare zu Figur von P. Brüesch

b) Exoplanet - http://en.wikipedia.org/wiki/Exoplanet - (p. 8 in diesem Beitrag: «Scatterplot showing masses

and orbital periods of exoplanets discovered up to 2010» (with colors indicating method of detection;

Zur besseren Lesbarkeit wurden die Bezeichnungen der Figur von P. Brüesch neu geschrieben).

c) Extrasolarer Planet - http://de.wilipedia.org/wiki/Extrasolarer_Planet

d) Exoplanet Statistics and Demographics Update

http://exoplanetsdigest.com/2014/07/25/exoplanet-statistics-and-demographics-update/

R.10.3.2.13 p. 480: Einige wichtige erdähnliche Exoplaneten

a) Popular Science - The Math: What Life on Kepler 62e Would Be Like ?

http://www.popsci.com/science/article/2013-04/what-life-kepler-62f-would-be-numbers-Kepler-62e

69384R-10-13

R.10.3.2.13 b) Earth Similarity Index - http://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-62e

(cont.) c) Kepler 62e und 62f - Zwei erdähnliche Exoplaneten?

http://weötenwetter2013.wordpress.com/2013/04/21/kepler-62-e-und-fzwei-erdähnliche-exoplaneten

d) List of potential habitable exoplanets

http://en.wikipedia,org/wiki/List_of_potential_habitable_exoplanets

e) PHL – Planetary Habitability Laboratory - HEC: Data of Potential Habitable Worlds

http://phl.upr.edu/projects/habitable-exopkanets-catalog/data

R.10.3.2.14 p. 481: Das Kepler-62 Planetensystem – Vergleich mit Sonnensystem

a) MPIA Pressemitteilung – Wissenschaft 2013 – 05

http://www.mpia.de/Public/menu_q2.php?Aktuelles/PR/2013_05/PR_2013_05_de.html

b) System mit zwei vermutlich lebensfreundlichen Exoplaneten entdeckt – 16. April 2013

http://derstandard.at/1363708472171/System-mit-zwei-lebensfreundlichen-Exoplaneten-entdeckt

c) Kepler-62 and the Solar System - http://www.nasa.gov/content/kepler-62-and-the-solar-system/

d) Kepler – 62 - https://en.wikipedia.org/wiki/Kepler-62

e) Kepler-62e: Super-Earth and Possible Water World - http://www.space.com/24129-kepler-62e.html

f) Kepler-62f: A Possible Water World - http://www.space.com/24142-kepler-62f.html

10.4 Atmosphären von Exoplaneten

R.10.4.1 Europhysics News

The Magazin Of the European Physical Society

The Atmosphere of Extrasolar Planets

Vol. 45, No. 1 2014; pp 23 – 27

Thérèse Encrenaz – LESIA, Observatoire de Paris – F-92190 Medon, France – DOI: 10.1051/epn/2014103

R.10.4.2 Exoplanet Atmospheres: Physical Properties

Sara Seager: Princeton University Press – 2014

10 – 70

69384R-10-14

R.10.4.3 p. 482: Atmosphären von Exoplaneten (Titel)

R.10.4.4 pp 483 - 484: Atmosphären von Exoplaneten

a) Exoplaneten: Ein neuer Weg zur Planetenmasse: von Robert Gast (2013)

http://www.sterne-und-weltraum.de/news/ein-neuer-weg-zurplanetenmasse/1218609

(Beschreibung der Methode zur Erforschung der Atmosphären nach Julien de Wit und Sara Seager)

b) Atmospheric observations could reveal mass of Earth-like worlds (Januar 2014)

http://physicsworld.com/cws/article/news/2014/jan/08atmospheric-observations-could-reveal-mass-of-

earth-like-worlds

(mit künstlerischer Darstellung des Planeten HD 189733b mit seiner Atmosphäre vor seinem Stern HD 189733)

c) MIT EAPS: New technique measures mass of exoplanets: News & Events

Jennifer Chu at MIT News: December 19, 2013 - http://eapsweb.mit.edu/news/2013/weight-word

(Beschreibung der wissenschaftlichen Arbeiten von Julien de Wit uind Sara Seager)

d) p. 483: Atmosphere of Jupiter - http://en.wikipedia.org/wiki/Atmosphere_of_Jupiter

Definition der Atmosphären-Dicke und der Oberfläche des Gasplaneten

e) Extraterrestrial Atmospheres - http://en.wikipedia.org/wiki/Exrreaterrestrial_atmospheres

R.10.4.5 p. 485: Absorption des Sternlichtes durch Atmosphäre des Exoplaneten

a) Referenz R-10.4.2 b)

b) Der Planet HD 189733 b - http://de.wikipedia.org/wiki/HD_189733

c) The Planet HD 189733 b - http://en.wikipedia.org/wiki/HD_189733_b

R.10.4.6 p. 486: Absorption des Sternlichtes durch die Atmosphäre von Planeten

Water in the Atmosphere of extra-solar planets

http://coelsblog.wordpress.com/2014/01/08/water.in.the-atmosphere-of-solar-planets/

Figur: Absorption des Sternlichtes durch Atmosphäre des Exoplaneten

R.10.4.7 p. 487: Zwei junge Astronomen erforschen die Atmosphären für Exoplaneten

a) Heinz Mayer-Leibnitz-Preis für Lisa Kaltenegger

http://www.mpg.de/5811190/heinz_mayer-leibnitz-preis_lisa_Kaltenegger

b) Atmosphärern von Exoplaneten - Ein Interview mit Prof. Dr. Kevin Heng

www.exoclime-net/download/file/fid/67

69384R-10-15

R.10.4.8 p. 488: Planeten-Radien vs Umlaufzeiten - Earth-size exoplanets in habitable orbits are common

Die Figur erscheint in leicht modifizierter Form in: Physics Today - January 2014, pp 10–12 – B. Schwarzschild

Aktuelle Figur aus Internet unter Eingabe von: «Earth-size exoplanets in habitable orbits are commen»

unter Bilder; Skalenbeschriftungen von P. Brüesch auf Deutsch übersetzt und Ziffern vergrössert;

Publikation auch erschienen in: [PDF] www. geo.umass.edu/…/Exoplanets%20Schwar...

R.10.4.9 p. 489: Planeten mit Biosignatur-Gasen: Astrobiologie – Sara Sieger.

a) Astrobiology: Enter the Seager Equation

by Paul Gilster on September 11, 2013 - http://www.centauri-dreams.org/?p=28976

b) The Drake Equation Revisited: Interview with Planet Hunter Sara Seager

By Devin Powell, Astrobiology Magazine / September 04, 2013

http://www.space.com/22648-drake-equation-alien-life-seager.html

c) An Astrophysical View of Earth-Based Metabolic Biosignature Gases – Review Article

Sara Seager, Matthew Schrenk, and William Bains

ASTROBIOLOGY – Volume 12, Number 1, 2012 - dspace.mit.edu/openaccess-disseminate/1721…/7307…

d) Ref. R.10.3.1: Sven Piper – Exoplaneten; Kapitel 6: pp 73 – 79

e) Ref. R.10.3.3: Sara Sieger – Exoplanet Atmospheres;

Chapter Eleven . Atmospheric Biosignatures; pp 229 – 236

f) Sara Seager ist dem Leben im All auf der Spur

http://www.wiwo.de/technologie/sternstunde/forschung/sternstunde-sara-seager-ist-dem-leben-

im-all-auf-der-spur/8471976.html

g) Extrasolare Planeten - Auf der Suche nach fremden Welten - Dominique M. Fluri, ETH Zürich: April 2012

www.physik.ethz.ch/~helm/.../DFluri_FV_Exoplaneten.pdf ; Abschnitt 4.2; Spektrale Signatur von Leben

h) An Equation to Estimate Probability of Identifying an Inhabitated World the Next Decade

Sara Seager, MIT – 2013 (PDF) - www.cfa.harvard.edu/events/.../Seager.pdf

R.10.4.10 p. 490: Das Hubble – Teleskop und das James Webb Weltraum - Teleskope

a) Hubble – Weltraumteleskop - https://de.wikipedia.org/wiki/Hubble-Weltraumteleskop

b) James Webb Space Telescope - aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie

http://de.wikipedia.org/wiki/James:Webb_Space_Telescope

c) James Webb vs Hubble – Astrodicticum simplex

http://scienceblogs.de/astrodicticum-simplex/2010/06/16/james-webb-vs-hubble

d) James Webb Space Telescope - From Wikipedia, the free encyclopeia

http://en.wikipedia.org/wiki/James_Webb_Space_Telescope

10 – 71

69384R-10-16

10.5 Galaxien und Universum

R.10.5.0 p. 491: Galaxien und Universum (Titel)

R.10.5.1 p. 492: Das beobachtbare Universum

a) Observable Univese - https://en.wikipedia.org/wiki/Observable_universe

b) How many Stars are in the Universe ?

http://www.skyandtelescope.com/astronomy-resources/how-many-stars-are-there/

c) How Many Planets Are There In The Universe ?

https://mathspace.co/learn/world-of-maths/algebra-and-units-and-modelling-18013/

how-many-planets-are-there-in-the-universe-771/

d) The Universe Beyond Our Reach - (Contains Figure reproduced in this page)

http://scienceblogs.com/startswithabang/2012/12/28//the-universe-beyond-our-rach/

e) How Many Stars Are There in The Universe ?

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/How_many_stars_are_there_in_the_Universe

f) What is the average number of planets per star ?

https://www.quora.com/What-is-the-average-number-of-planets-per-star

R.10.5.2 p. 493: Kosmologie: Ursprung und Expansion des Universums

a) Urknall: http://de.wikipedia.org/wiki/Urknakk

b) Die Geburt des Universums - Kapitel 1: Expansion, Strahlungs- und Materiedichte

http://www.joergreasag.privat.t-online.de/mybk4htm/chap25.htm

c) Big Bang: http://en.wikipedia.org/wiki/Big_Bang

d) Edwin Hubble - http://en.wikipedia-org/wiki/Edwin_Hubble

e) Newton Model of Expanding Universe - http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbse/astro/expuni.html

f) Bild links: Schematic representation of the expanding Universe

http://astronomy.swinburne.edu.au/~gmackie/BigBang/universe.html

g) Bild rechts in:: The Flatness Problem – Inflation Flatness of the Universe – JPEF. Image

http://archieve.nasa.illinois.edu/Cyberia/Cosmos/Flatness/Probörm.html

h) Flatness problem - http://en.wikipedia.org/wiki/Flatness_problem

i) BIG BANG - Autor: Simon Singh:

Der Ursprung des Kosmos und die Erfindung der modernen Naturwissenschaft

Deutscher Taschenbuchverlag (2004)

69384R-10-17

R.10.5.3 p. 494: Das Hubble-Gesetz

a) Das Hubble-Gesetz und kosmologische Entfernungsbestimmung - Univ. Regensburg – Fakultät für Physik

Ausbildungsseminar zur Kosmologie – im Wintersemester 07 / 08 – Sebastian Putz

www.physik.uni-regensburg.de/.../KosmologischeEntfernungen.pdf

b) Hubble-Konstante - http://de.wikipedia.org/wiki/Hubble-Konstante

c) The Expanding Universe and Hubble’s Law -

http://www.physicsoftheuniverse.com/topics:bigbang_expanding_html

d) Rotverschiebung - http://de.wikipedia,org/wiki/Rotverschiebung

e) Bild von Edwin Hubble - s. Ref. R.10.5.2 – d)

f) Figure: Hubble-Law: Velocity of Expansion vs. Distance

http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/The-Hubble-Relation -(Figuren von P. Brüesch leicht retouchiert)

http://en.wikipedia.org/wiki/Flatness_ptoblrm

R.10.5.4 p. 495: Rosinenteigkuchen-Modell des expandierenden Raums und das Hubble-Gesetz

a) Rosinenkuchenmodell in: Das Universum - [PDF] www.lphys.uni-heidelbrtg.de/~

b) Wim de Boer, Karlsruhe – Kosmologie VL, 25.10.2012 - Einteilung der VL

www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/~debour/html/…/VL2_Hubble_sw.pdf

c) Expanding Universe - Hubble law and the expanding Universe

Bild und Text zu: A rising loaf of raisin bread

http://hyperphysics.phy-astr.gsu,edu/hbase/astro/hubble.html

(Der Text und die Figurenbeschriftung wurde von P. Brüesch von Englisch auf Deutsch übersetzt)

R.10.5.5 p. 496: Big Bang and Expansion of the Universe

a) Speed of Universe’s Expansion Measured Better Than Ever

http://www.space.com/17884-universe-expansion-speed-hubble-constant.html

b) Cosmic background radiation - https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_background_radiation

c) Hintergrundstrahlung - https://de.wikipedia.org/wiki/Hintergrundstrahlung

d) Hydrogen – Helium Abundance (on the Universe)

http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/base/astrohydhel.html

e) Singularität (Astronomie)

https://de.wikipedia.org/wiki/Singularität%C3%A4t_(Astronomie)

10 – 72

69384R-10-18

R.10.5.6 p. 497: Interstellares Gas: Eine extrem verdünnte «Atmosphäre» - 1

a) Interstellares Gas - http://www.uni-protokolle.de/Lexikon/Interstellares_Gas.html

b) Interstellare Materie - http://de.wikipeia.org/wiki/Interstellare_Materie

c) Molekülwolke - http://de.wilipedia.org/wiki/Molek%C3%BCIwolke

d) Kosmische Raffinerie - Forschung / Aktuelles / 2012 / Kosmische Raffinerie

e) Gigantische Chemiereaktionen: Molekulare Riesenwolken im interstellaren Raum - Molekül-Mix 3

[PDF] www.dnap.ethz.ch/publicrelations/publikationen/.../NM3.5Riesenw.pdf

http://www.mpg.de/6633008/Pferdekopfnebel - (Bild: Der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion)

von Barbara Brauchnann (2002): Departement Chemie und Angewandte Biowissenschaften - ETHZ

f) The Interstellar Medium: Gas - http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/ism_gas.html

g) Interstellar Gas Clouds - http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/I/interstellar+gas+cloud

R.10.5.7 p. 498: Gigantische Chemiereaktionen: Molekulare Riesenwolken im interstellaren Raum [PDF]

Brackmann, Barbara. Laboratorium für Physikalische Chemie – ETHZ Hönggerberg

www.chip.ethz.chpublicrelations/publikationen/.../NM3.5Riesenw.pdf

[Tabelle 1: « Das interstellare Medium aus (molekularen) Gasen und Staubpartikeln».

Konzentrationen und Temperaturen; Vergleich mit Daten der Atmosphäre an der Erdoberfläche]

(Tabelle mit Anmerkungen von P. Brüesch neu erstellt)

R.10.5.8 p. 499: Intergalaktisches Gas: Eine extrem verdünnte «Atmosphäre» - 2

a) Intergalaktisches Medium - http://de.wikipedia.org/wiki/Intergalaktisches_Medium

b) Ein Blick auf das intergalaktische Spinnennetz

Autor: Georg Neulinger; P.M. Magazin (P.M. Hefte) ; Mai 2014

http://www.pm-magazun.de/r/natur/ein-blick-auf-das-intergalaktische-Spinnennetz

c) Bild aus: Planck discovers filement of hot gas linking two galaxy clusters – November 20, 2012

http://phys.org/news/2012-11-planck-filament-hot-gas.html

d) Das neue Bild des interstellaren und intergalaktischen Mediums

Philipp Richter: Professor für Astrophysik, Universität Potsdam (Deutschland)

Ein Überblick über das Arbeitsgebiet der Astrophysik II

http://www,astro.physik.uni-potsdam.de/~www/research/astro_2_de.html

e) Galaxy filement - http://en.wikipedia.org/wiki/Galaxy_filement

R-10-19

R.10.5.8 f) Distant quasar illuminates a filament of the cosmic web

(con.) http://new.ucsc.edu/2014/01/cosmic-web-html

g) Space and Astrophysics – Research - http://www.tp4.ruhr-uni-bochum.de/forschung.php?lang=en

h) Outer space - http://en.wikipedia.org.wiki/Outer_space

R.10.5.9 p. 500: Der Kleine Prinz

Antoine de Saint-Exupéry

Mit Illustrationen des Autors - Ins Deutsch übertragen von Grete und Josef Leitgeb

Arche – Verlag - Printed in Germany 2013 - ISBN 978-3-7160-2501-7

(Ich bin der Ansicht, dass dieses phantastische Buch zur Weltliteratur gehört - Peter Brüesch)

10 – 73

69384R-10-A-1

Anhang: Kapitel 10

R-A-0-1 p. 10-A-0-1 : Vincent van Gogh «Sternennacht» (1889)

R-A-1-1 p. 10-A-1-1: Goethe – Die Sonne tönt nach alter Weise …. aus: Faust . «Prolog im Himmel»

http://www.babelmatrix.org/worls/de/Goethe_Johann_Wolfgang_von/FAUST.Prolog_im_Himmel/

en/4219-Faust_Prolohue_in_Heaven

R-A-1-2 p. 10-A-1-2: Keplersche Gesetze

a) Johannes Kepler (1571 – 1630) - http://de.wikipedia.org/wiki/Johannes_Lepler

b) Kepler’sche Gesetze - http://de.wikipedia.org/wiki/Keplersche_Gesetze

c) Planetenbahnen und Himmelsmechanik - http://www.labrellnet/astronomie/_sites/planetenbahnen.aspx

d) Kepler’s law of planetary motion - https://en.wilipedia.org/wiki/Kepler%27s_laws-of_planetary_morion

e) Kepler’s Three Laws - https://en.wikipedia.org/.../Kepler’s_law_pf_planeta...

f) Kepler’s Laws - http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/kepler.html

g) Deriving Kepler’s Laws from the Inverse-Square Law - Micheal Fowler, Uva

http://galileo.phyx.vitginia.edu/classes/152mlfi.spring02/Leplers/laws.htm

R-A-1-3 p. 10-A-1-3: Näherung: Kreisförmige Planetenbahnen um die Sonne

Radiale Beschleunigung: http://physics.tutorvista.com/motion/radial-acceleration.html

Text und Figur von P. Brüesch

R-A-1-4 p. 10-A-1-4: Simplification: Circular Orbits of the Planets around the Sun – 2

a) BBC – KS3 Bitesize Science – Astronomy and space science, Page 3

Right-hand Figure:

b) Radial acceleration ar for Planets calculated from ar = (G MS) / R2; evaluated by P. Brüesch

c) Left-hand Figure: Radial acceleration of the Earth

Terrestrial examples for «Low Earth Orbits»: Calculations and Figure by P. Brüesch

d) Mathematics of Satellite Motion - The Physics Classroom - www.physicscsclassroom - u614C3.gif

R-A-2-1 p. 10-A-2-1: Viel Wasserdampf in der Atmosphäre der jungen Venus ?

Text und Bild von: «Auf der Venus gabs tatsächlich Wasser»

http://www.uniaktuell.ubibe.ch/conzent/umweltnatur/2007/venus/index_ger.html

384R-10-A-2

R-A-2-2 p. 10-A-2-2: Der Erdmond

a) Mond - http://de.wikipedia.org/wiki/Mond

b) Is There an Atmosphere on the Moon?

https://www.nasa/gov/mission_pages/LADEE/news/unar-atmosphere.html#.Vd8rxpA994s

c) Earth’s Moon - http://jtgnew.sjrdesign.net/solsys_planetes_earth_moon.html

R-A.2-3 p. 10-A-2-3: Bewohner (habitable) Zone im Sonnensystem

Weisst du wieviel Planeten stehen? - Astrodicticum Simplex

Veröffentlicht von Florian Freistetter am 17. Juni, 2008

http://scjencebloggs.de/astrodicticum-simplex(2008/0617/weisst-du-wieviel-planeten-stehem/

R-A-2-4 p. 10-A-2-4: Der Jupiter Mond Europa

a) Europa (Mond) - http://de.wikipedia.org/wiki/Europa_(Mond)

b) Europa (moon) - http://en.wikipedia.org/wiki/Europa_(moon)

c) Europas Chaosregionen: Viel Wasser im Eis

http://www.pro-physik.de(details/news/1396501/Europas_Chaosregionen_Voel_Wesser_im_Eis.html

d) Europa Moon – Conamara Chaos

http://www.space-pictures.com/view/pictures-of-planets/planet-jupiter/europa-moon/europa-moon--

conamara-chaos.php

R-A-2-5 p. 10-A-2-5: Zur schiefen Rotationsachse des Uranus

a) Uranus - TEACH Astronomy - http://m.teachastronomy.com/astropedia/article/Uranus

b) Orbital resonance - http://en.wikipedia.org/wiki/Orbital_resonance

R-A-2-6 p. 10-A-2-6: Fluchtgeschwindigkeit vFL einer Masse von den Planeten des Sonnensystems

a) Berechnung der Fluchtgeschwindigkeit

www.extycion.de/physic/files/exphys/ucb/blatt03/exph_ueb03.pdf

b) Kosmische Geschwindigkeiten - http://austria-forum.org/af/AustriaWiki/Kosmische_Geschwindigkeiten

c) Gravitational Energy - https://en.wikipedia.org/Gravitational_energy

d) Gravitational Potential Energy - http://physics.info/gravitation-energy/

e) Escape velocity - https://en.wikipedia.org/wiki/Escape_velocity

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384R-10-A-3

R-A.2-7 p. 10-A-2-7: Thermal Velocities and Escape Speeds of Atmospheric Molecules

a) Struktur der Atmosphäre - www.meteo.physik.uni-muenchen.de/lehre/.../Teil_T_WS2005-04.pdf

b) Maxwell – Boltzmann – Verteilung - https://de.wikipedia.org/wiki/Maxwell-Boltzmann-Verteilung

c) Atmospheric escape - https://en.wikipedia.otg/wiki/Atmospheric_escape

d) Escape velocity - http://en.wikipedia.org/wiki/Escape_velocity

e) Re: Is escape velocity dependent on mass captive object ?

http://www.madsci.org/archives/1998-03/888873174.Ph.rhtml

f) Atmospheric escape of gas molecules

http://physics.stckchange.com/question/34895/atmosphere-escape-of gas-molecules

R-A-2-7 p. 10-A-2-8: Die Heliosphäre unseres Sonnensystems

a) Heliosphäre - http://de.wilipedia.org/wiki/Heliospj%C3%A4re

b) Heliosphere - http://en.wilipedia.org/wiki/Heliosphere

c) Aufbruch zu den Sternen

Dr. Bernd Wöbke: Presse- und Oeffentlichkeitsarbeit – Max-Planck Institut für Sonnenforschung

idw – Informationsdienst Wissenschaft - https://idw-online.de/pages/de/news22982

R-A-3-1 p. 10-A-3-1: Doppler-Technik zur Suche nach Exoplaneten - s. Referenz R.10.3.1.4- c), p. 463

R-A-3-2 p. 10-A-3-2: Umkreisung von Stern und Planet um Schwerpunkt - Figur und Text von P. Brüesch aus Literaturdaten

R-A-3-3 p. 10-A-3-3: Planetare Masse vs Umlaufsperiode

«A Batch of More Than 60 New Planets and Development of the Mass-Period Diagram»

http://exoplanetsdigest.com/2012/10/07/a-batch-of-more-than-60-new-planets-and-development-of-the-mass----

Figur von: «Planetare Masse vs Umlaufperiode» von Exoplaneten

R-A-3-4 p. 10-A-3-4: Entdeckung von neuen Planeten mit Hilfe der «Verification by Multiplicity»

a) Kepler: 715 neue Exoplaneten entdeckt - 27. Februar 2014 von Michael Kahn

www.scilogs.de/go-for-lainch/kepler-715-neue-exoplaneten-entdeckt

(Text von P. Brüesch von Englisch auf Deutsch übersetzt)

b) Exoplanets - http://en.wikipedia.org/wiki/Exoplanets

(Enthält das Histogramm der entdeckten Exoplaneten bis Februar 2014)

c) List of Exoplanets discovered using Kepler spacecraft

http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_exoplanets_discovered_using_the_Kepler_spacecraft

d) Discoveries of Exoplanets - http://en.wikipedia.org/wiki/Discoveries_of_exoplanets

69384R-10-A-4

R-A-3-4 e) Kepler’s Last Stand _ Verification by Multiplicity - http://lostintransits.wordpress.com/

(cont.) f) Mega Discovery! 715 Alien Planets Confirmed Using A New Trick On Old Kepler Data

By Elisabeth Howell on February 26. 2014

http://www.universetoday.com/109764/mega-discovery-715-alien-planets-confirmed-using-a-new-trick-

R-A-3-5 p. 10-A-3-5: Neuer erdähnlicher Exoplanet entdeckt

a) Kepler - 186f - http://de.wikipedia.org/wiki/Kepler-186f

b) Neuer Spitzenkandidat unter den erdähnlichen Planeten - Zeit: 17. April 2014

http://www.zeit.de/wissen/2014-04/planeten-exoplaneten-kepler-astronomie-weltraum

c) Erdgrosser Planet in bewohnbarer Zone entdeckt - Frankfurter Allgemeine – Wissen – 17.04.2014

http://www.faz.net/aktuell/wissen/weltraum/ferne-welten-erdgrosser-pöanet-in-bewohnbarer-zone-

aufgespuert-12900773

d) Astronomers discover Earth-like planet

The Sydney Morning Herald – Technology - Nicky Phillips – April 18, 2014

http://www.smh.com.au/technology/sci-tech/astronomers-discover-eartlike-planet.20140417-zqvyu.html

e) How Many Planets Are In The Universe ?

http://scienceblogs.comstartswithabang/2013/01/05-how-many-planets-are-on-the-universe/

(Abschätzung: im sichtbaren Universum gibt es ca. 1024 Planeten)

f) NASA’s Kepler Discovers First Earth-Size Planet in The «Habitable Zone» of Another Star

http://www.nasa.gov/ames/kepler/nasa-krplrt-discovers-first-earth-size-planet-in-the-habitable-zone-

of-another-szar/ind

g) Kepler – 186f - http://en:wikipedia,org/wiki/Kepler-186f

[Mit Bild: «Comparision of the Kepler.186f system and the Solar system - 17 April 2014)]

R-A-4-1 p. 10-A-4-1: Das Hubble Teleskop

a) Hubble – Weltraumteleskop - https://de.wikipedia.org/wiki/Hubble_Weltraumteleskop

b) Hubble Space Telescope - https://en.wikipedia.org/wiki/Hubble_Space_Telescope

R-A-5-1 p. 10-A-5-1: Relativistische Rotverschiebung des Lichtes von Galaxien

a) Der Doppler-Effekt - Astrophysik – Weltall

Figur: relative Rotverschiebung z als Funktion von v/c - http://www.jgiesen.de/astro/stars/DopplerEffekt

b) Rotverschiebung - (mit relativistischer Herleitung) - http://de.wikipedia.org/wiki/Rotverschiebung

(mit relativistischer Herleitung) - http://de.wikipedia.org/wiki/Rotverschiebung

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