Vorlesung 2

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Vorlesung 2

• Elementen der Himmelsmechanik.
• Herkunft und Entstehung von Kometen, Meteoriten
  und Asteroiden.

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(No Transcript)
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Protostern
T lt 104 yr
Entstehung des Sonnensystems
1 M
Disk Jet
105 yr
Planetisimals, Proto-planeten, Staubdisks
Planetensystem
107 yr
T gt 108 yr
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(No Transcript)
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Vesta (1)
Vesta zeigt auch vulkanische Aktivität. Man fand
Anzeichen für Silikat-Vulkanismus. So besitzt
Vesta eine sehr komplexe Oberflächengeologie mit
basaltischen Flüssen und basaltischen Provinzen.
Diese vulkanischen Erscheinungen prägten sich in
Vestas früher Entstehungsphase aus, als sich der
silikatische Mantel und der Eisenkern
differenzierten.
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(No Transcript)
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Die Oortsche Wolke ist, im Gegensatz zu den
vorgenannten Strukturen, kein Band, sondern eine
sphärische Anordnung (Wolke), die sich in einer
Distanz von etwa 30.000 AE bis 1 Lichtjahr um das
Sonnensystem legt. Weder Ausdehnung noch Masse
sind heute bekannt. Gemäß gängiger Theorie ist
sie die Quelle aller lang-periodischen Kometen,
die von dort in das Sonnensystem stürzen,
möglicherweise ausgelöst durch Bewegungen anderer
Sterne. Vermutlich besteht sie aus Objekten, die
bei der Bildung des Sonnensystems weggeschleudert
wurden, der Gravitation der Sonne aber nicht
wirklich entkamen. Da sich dort draußen seit
Entstehung des Sonnensystems nur wenig verändert
haben dürfte, sind die dort vorhandenen Körper
noch in ihrem Urzustand.
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Woher kommt der Staub in unserem Sonnensystem?
Aus obigen Überlegungen geht hervor, daß es sich
offenbar nicht um "alten" Staub aus der
Entstehungszeit unseres Sonnensystems handeln
kann. Viele kosmische Staubteilchen haben nämlich
fast dieselbe Zusammensetzungen, wie die
Photosphäre der Sonne und sogenannte
chondritische (C-1) Meteorite. Es wird
angenommen, das der solare Nebel, aus dem sich
unser Sonnensystem vor 4,5 Milliarden Jahren
bildete, eine "chondritische" Gesamtzusammensetzun
g hatte. Im Laufe der Zeit bildeten sich dann
Planeten und andere Körper, deren
Zusammensetzungen sich aufgrund diverser
chemischer Prozesse (sogenannter
Fraktionierungen) teilweise erheblich von der
ursprünglichen Zusammensetzung unterscheiden. Daß
man heute aber trotzdem noch Material in einigen
Meteoriten und kosmischen Staubteilchen findet,
welches über diese chondritische Zusammensetzung
verfügt, ist ein Hinweis darauf, daß es sich
dabei um sehr "primitives", das heißt
unverändertes Material handelt.
10.000 Tonnen pro Jahr
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Qdust vs heliozentrische Abstand
2s
Qdust (kg/sec)
Rh (AU)
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(No Transcript)
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Asteroiden sind felsige und metallische Objekte,
die die Sonne umkreisen, aber für Planeten zu
klein sind. Sie werden manchmal als winzige
Planten bezeichnet. Die Größen der Asteroiden
reichen von Ceres mit ihrem Durchmesser von
mindestens 1000 km, bis zur Größe von
Kieselsteinen. Sechzehn Asteroiden haben einen
Durchmesser von 240 oder mehr Kilometern. Man
findet sie zwischen innerhalb der Erdumlaufbahn
bis hinter Saturns Orbit. Die meisten befinden
sich nichtsdestotrotz in einem Hauptgürtel (im
Deutschen meistens als Planetoidengürtel
bezeichnet), der sich zwischen Mars und Jupiter
aufhält. Einige kreisen auf Bahnen, die die
Erdbahn kreuzen, und manche haben in vergangenen
Tagen die Erde auch schon getroffen. Eins der
besten erhaltenen Zeugnisse ist der Barringer
Meteorkrater in der Nähe von Winslow, Arizona.
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Jupiter
Laufbahn der Vesta
Verteilung der sonnennächsten Bahnpunkte (blaue
Punkte) der Planetoiden im Sonnensystem. Links
das innere Sonnensystem bis über die Marsbahn
hinaus und mit der rot eingezeichneten Bahn des
Planetoiden Vesta, in der Mitte der
Asteroidengürtel mit der Jupiterbahn und links
das ässere Sonnensystem mit Pluto und den nahen
Bereichen des Kuiper-Gürtels
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(No Transcript)
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a
qa(1-e) Qa(1e)
a,b Große und kleine Halbachse der Bahn e
Ö(a²-b²)/a Numerische Exzentrität der
Bahnellipse (nicht zu verwechseln mit der
linearen Exzentrität e, die den Abstand
eines Brennpunktes vom Mittelpunkt angibt) W
Länge des aufsteigenden Knotens der Bahn, auf der
Ekliptik gegenüber einer Bezugsrichtung, z.B. in
Bezug auf den Frühlingspunkt i
Neigungswinkel der Bahnebene (Inklination) zur
Bezugsebene, der Ekliptik v W w Länge des
Perihels in der Bahn gezählt auf der Ekliptik
vom Frühlingspunkt bis zum aufsteigenden Knoten
der Bahn, dann in der Bahnebene selbst bis zum
Perihel (durch die aus zwei Winkeln in
verschiedenen Ebenen zusammengesetzte Länge des
Perihels ist die Lage der Ellipse in der
Bahnebene festgelegt) T Perihelzeit,
Durchgang des kosmischen Körpers durch das
Perihel (mit dieser Zeit ist der Ort des
Himmelskörpers festgelegt) ) w ist der
Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten
Die 3 Bahnelemente W, i und v, die die
Lage der Ellipse im Raum festlegen, ändern sich
wegen der Präzision und sind daher abhängig von
der Wahl des Koordinatensystems. Die anderen 3
Bahnelemente sind unabhängig vom
Koordinatensystem.
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The Tisserand parameter T is given by T aJ/a
2cos(i)sqrt((a/aJ)(1 - e²)), where aJ is the
semimajor axis of Jupiter, a is the semimajor
axis of an asteroid, i is the asteroid's
inclination, and e is the asteroid's
eccentricity. In general, most Jupiter-family
(short period) comets have T lt 3 and 90 of
numbered asteroids with a lt 3.3 AU have T gt 3.
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Tisserand Gleichung

• 1/2a a (1?e2)½ cos i ? KONSTANTE
• das bedeutet, wenn die Laufbahnparameter a, e,
  and i vor dem Treffen, und a', e', und i' nach
  dem Treffen
• 1/2a a (1?e2)½ cos i
• 1/2a' a' (1?e'2)½ cos i'

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Tisserand Gleichung

• Beispiel
• Nahe Treffen von Jupiter Komet
• i/ Model
• e0
• ii/ Real
• eJ0.048

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(No Transcript)
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Bereiche im Asteroidengürtel zwischen Mars und
Jupiter, in denen sich fast keine Asteroiden
bewegen. Durch den Schwerkrafteinfluß des
Jupiters sind diese Zonen "leergefegt" gelangt
ein Asteroid in eine Kirkwood-Lücke, wird er so
lange von Jupiter gestört bis er seine Bahn
ändert. Sie wurden vom amerikanischen
Mathematiker Daniel Kirkwood entdeckt.
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Sobald irgendein Asteroid genau 2x, 3x oder 4x
so schnell wie der Jupiter die Sonne umrundet,
befindet er sich in einer sogenannten resonanten
Bahn, d.h. bei seiner Bahn um die Sonne gelangt
er periodisch in den Anziehungsbereich des
Jupiter.
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Jupiter
Erde
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Der Kuiper Gürtel Der niederländische Astronom
Jan Oort hat 1950 behauptet, daß Kometen aus
einer gewaltigen Schale von Eiskörpern kommen,
die über 50 mal weiter von der Sonne entfernt ist
als die Erde. Ein Jahr später hat der Astronom
Gerard Kuiper darauf hingewiesen, daß einige
kometenähnliche Trümmer, die bei der Entstehung
des Sonnensystems übriggeblieben sind, sich
jenseits des Pluto versammelt hätten. Er glaubte,
daß so eine Ansammlung von Trümmern irgendwann
entdeckt werden könnte. Für ihn bedeutete das,
daß das uranfängliche Sonnensystem einen
(heimlichen, nicht sichbaren) Rand aus diesen
Trümmern hat. Dieser Aspekt wurde
dadurch verstärkt, daß eine eigenständige
Population von Kometen entdeckt wurde -- die
Jupiter-Familie --. Die Kometen dieser Familie
sind auffallend anders als die Kometen, die von
der weit entfernten Oort-Wolke kommen. Die
Kometen der Jupiter-Familie haben gewöhnlich eine
Umlaufbahn um die Sonne, die nahe derselben Ebene
liegt wie die Umlaufbahn unserer Erde und für
eine Sonnenumrundung etwa 20 Jahre brauchen. Als
Ergebnis heißt das, daß die Kometen der
Jupiter-Familie in derselben Weise um die Sonne
kreisen wie die Planeten. Kuipers Hypothese
bestätigte sich in den 1980er Jahren, als
Computer-Simulationen des Sonnensystems unter
anderem vorhersagten, daß eine Scheibe von
Trümmern das Sonnensystem umrundet. Die eisigen
Objekte dieses Trümmerfeldes, die jenseits von
Neptun, dem letzten Gasgiganten, um das
Sonnensystem rasen, könnten niemals verschmelzen,
um einen Planeten zu bilden.
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Der Kuiper-Gürtel blieb Theorie, bis im Jahre
1992 ein ca. 100 km großer Körper, genannt
1992QB1, entdeckt wurde. Die Entfernung dieses
Himmelskörpers war der Entfernung des vermuteten
Trümmergürtels gleich. Mehrere ähnlich große
Objekte wurden dann schnell entdeckt, und so
wurde der 1950 ausgerechnete Gürtel real.
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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Kometen
Es gibt vier Arten von Kometen, wobei es sich
eher um die Differenzierung der Umlaufzeiten
handelt. Mit Umlaufzeit ist die einmalige
Umrundung der Sonne gemeint. Kometen, die eine
Umlaufzeit von bis zu höchstens 20 Jahren haben,
nennt man kurzperiodisch. Mittelperiodisch werden
diejenigen Kometen genannt, die eine Umlaufzeit
von 20- 60 Jahren haben und langperiodisch
diejenigen, welche über 60 Jahre (bis etwa 250
Jahre) für eine Umrundung brauchen. Nicht zu
berechnen sind die Kometen, deren Umlaufzeit über
einige 100 Jahre hinausgeht. Man nennt sie nicht
periodisch, obwohl auch sie wahrscheinlich eine
in etwa gleiche Zeitperiode brauchen, um die
Sonne zu umrunden.
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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Ein Komet wird meist als verschwommenes
Nebelfleckchen entdeckt, das sich relativ schnell
unter den Sternen bewegt. Der scheinbare
Durchmesser dieser Erscheinung nimmt schnell,
ebenso die Helligkeit. Erst zum Zeitpunkt ihrer
größten Entwicklung bildet sich bei den meisten
Kometen der charakteristische Schweif aus. Bei
Fernrohrbeobachtungen erkennt man dann, daß im
Zentrum des Kometenkopfes, im Kern,
Ausströmungserscheinungen vor sich gehen. Selten
sind diese allseitig, sondern sie bevorzugen
vielmehr den der Sonne zugekehrten Halbraum. Die
ausströmenden Substanzen biegen aber bald wieder
in einem Bogen in den Schweif um. Dem Kometenkopf
vorgelagert kann man manchmal mehr oder weniger
ausgeprägte parabolisch geformte Envellopen
(Hüllkurven, Einhüllende) beobachten. Der
Schweif, eine diffuse, fächerartig sich
verbreitende Ausströmung, der im allgemeinen von
der Sonne weggerichtet ist, kann bei den
einzelnen Erscheinungen ganz unterschiedliche
scheinbare Längen haben.
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(No Transcript)
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Meist sind die Kometenschweife geradlinig von der
Sonne weggerichtet, aber auch gekrümmte Schweife
kommen vor, ja es können sogar mehrere solcher
Schweife mit verschiedenen Richtungen und
Krümmungen gleichzeitig auftreten. Rasche
zeitliche Entwicklungen kann man am Kopf und
Schweif eines Kometen beobachten, etwa
eruptionsartige Vorgänge im Kopf und
Verdichtungen im Schweif. Nach einigen Tagen
höchster Aktivität verkürzt sich der Schweif
wieder, der Kopf des Kometen verliert an
Helligkeit. Nach weiteren Wochen ist der Kopf so
lichtschwach geworden, daß er nicht mehr
beobachtet werden kann.
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Plasma- und Staubschweif
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Kometen sind kleine, zerbrechliche und
unregelmäßig geformte Körper, die aus einer
Mischung aus gebundenen Körnchen und gefrorenen
Gasen bestehen. Sie haben stark exzentrische
Flugbahnen, die sie sehr nahe an die Sonne führen
und weit in den Raum schleudern, meist hinter die
Bahn von Pluto. Die Strukturen von Kometen sind
verschieden und sehr dynamisch, aber alle
entwickeln eine Wolke aus diffusem Material,
genannt Koma, die gewöhnlich an Größe und
Helligkeit zunimmt, sobald sie sich der Sonne
nähern. Normalerweise ist ein kleiner, heller
Kern oder Nukleus (mit einem Durchmesser unter 10
km) inmitten der Koma sichtbar. Koma und Kern
zusammen bilden den Kopf eines Kometen. Wenn sich
Kometen der Sonne nähern, entwickeln sie enorme
Schweife aus leuchtendem Material, die sich über
Millionen von Kilometern vom Kopf weg
sonnenabgewandt erstrecken. Sind sie weit von der
Sonne entfernt, sind ihre Kerne sehr kalt und
ihre Materie ist fest an ihren Kern gefroren. In
diesem Zustand werden Kometen manchmal als
schmutzige Eisberge oder matschige
Schneebälle bezeichnet, weil mehr als die Hälfte
ihres Materials aus Eis besteht. Nähert sich ein
Komet auf wenige AE der Sonne, erwärmt sich die
Oberfläche des Kerns und flüchtige Gase
verdampfen. Die verdampften Moleküle kochen auf
und tragen kleine feste Partikel mit sich, die
die Koma des Kometen aus Gas und Staub bilden.
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Ist ein Kern gefroren, kann er nur durch
reflektiertes Sonnenlicht gesehen werden. Sobald
sich eine Koma zu entwickeln beginnt, reflektiert
der Staub mehr Sonnenlicht und das Gas in der
Koma absorbiert UV-Strahlung und beginnt zu
floureszieren. Bei etwa 5 AE ab der Sonne wird
gewöhnlicherweise die Floureszenz stärker als der
Widerschein des reflektierten Lichts. Sobald ein
Komet UV-Licht absorbiert, lassen chemische
Prozesse Wasserstoff entweichen, der der
Gravitation des Kometen widersteht und eine
Wasserstoffhülle bildet. Diese Hülle kann von der
Erde aus nicht gesehen werden, weil ihr Licht von
unserer Atmosphäre absorbiert wird, aber
Raumsonden können sie feststellen. Der Druck der
Sonnenstrahlung und des Sonnenwindes
beschleunigen Material mit verschiedenen
Geschwindigkeiten, abhängig von Größe und Masse
des Materials, vom Kometenkopf weg. So werden
relativ massige Staubschweife langsam
beschleunigt und neigen dazu, sich zu einer Kurve
zu verbiegen. Der Ionenschweif ist weniger
massig, und er wird so stark beschleunigt, daß er
sich fast geradlinig und der Sonne
gegenüberliegend erstreckt. Die folgende Ansicht
des Kometen West zeigt zwei getrennte Schweife.
Der dünne blaue Plasmaschweif besteht aus Gasen
und der breite weiße Schweif besteht aus
mikroskopischen Staubpartikeln.
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Aufgrund der hohen Temperatur der Sonnenkorona
können die in ihr enthaltenen Teilchen eine so
hohe Geschwindigkeit erreichen, dass sie dem
Gravitationsfeld der Sonne entfliehen. Das Gas,
das auf diese Weise aus der Sonne austritt, wird
als Sonnenwind bezeichnet.
Die UV- Strahlen der Sonne schlagen Elektronen
aus einigen Atomen und Molekülen der Koma sowie
des Lichtkerns und erzeugen auf diese Weise
Ionen. Vom "Sonnenwind", das sind elektrisch
geladenen Partikel, die von der Sonne abgestrahlt
werden, werden die eben erwähnten Ionen vom
Kometen weggetragen und durch UV- Strahlen der
Sonne angeregt, sichtbares Licht auszusenden. Der
so entstandene Schweif wird Gasschweif oder auch
einfach nur Typ 1 genannt und zeigt als logische
Konsequenz seiner Entstehung immer von der Sonne
weg. Schweif-Typ 2 besteht aus sehr feinen
Staubteilchen, die meistens lediglich einen
Durchmesser von 1/1000 Millimeter haben. Diese
Staubteilchen werden vom sogenannten Lichtdruck
der Sonne, ähnlich wie die Ionen vom Sonnenwind,
vom Kometenkopf weggetrieben. Da sie jedoch nicht
so schnell sind wie die Ionen, ist dieser
Schweiftyp leicht gebogen, denn die Staubteilchen
werden durch die Flugbahn abgelenkt. Das Licht,
welches dieser Schweiftyp aussendet, ist
reflektiertes Sonnenlicht und unterscheidet sich
hiermit elementar vom Gasschweif, der selber
leuchtet. Schweiftyp 3 unterscheidet sich
lediglich vom Typ 2 in der Größe der
Staubteilchen und damit einhergehend mit der
Krümmung des Schweifes. Schwerere Staubteilchen
sind vom Lichtdruck schwieriger zu beschleunigen,
so daß dieser Schweif stärker gekrümmt ist.
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Der Geschmack von Komet im Wasser! Als im
letzten Jahr Komet LINEAR auseinanderbrach,
enthüllte dies, was viele Wissenschaftler schon
lange vermuteten das Wasser der Erdozeane kommt
aus dem All - von Kometen! Sowohl Kometen, als
auch die Ozeane der Erde enthalten eine geringe
Menge an sogenanntem "schweren Wasser", das zu
gleichen Teilen aus Wasserstoff, Sauerstoff und
Deuterium aufgebaut ist (D - Deuterium ist ein
Isotop des Wasserstoffs, mit einem zusätzlichen
Neutron im Atomkern). Die chemische Formel für
schweres Wasser ist HDO normales Wasser ist H2O.
Es gibt nun immer stärkere Hinweise dafür, daß
Kometen, die jenseits der Neptunbahn entstanden
sind, aus Eis bestehen, das relativ reich an
schwerem Wasser ist - zu reich, um genau zu sein!
Dieses Wasser passt nicht zum Isotopenverhältnis
des Wassers auf der Erde. Komet LINEAR dagegen
war offensichtlich in einem Bereich des
Sonnensystems entstanden, wo das Wasser dem der
Erde wesentlich ähnlicher war. Die Chemie sagt
den Astronomen auf diese Weise, wo sich ein Komet
gebildet hat Bestimmte Moleküle, wie
Kohlenmonoxid (CO), Methan (CH4), Ethan (C2H6)
und Azetylen (C2H2) sind "flüchtige" Gase. Sie
gefrieren nur bei extrem niedrigen Temperaturen.
Kometen, die sich im äußeren Sonnensystem (wo es
sehr kalt ist) gebildet haben, würden diese
gefrorenen Moleküle in ihren Kernen beinhalten,
Kometen, die sich näher an der Sonne gebildet
haben (wo diese Substanzen gasförmig bleiben)
würden dagegen erheblich weniger davon in sich
tragen.
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Laufbahnparameter
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(No Transcript)
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(No Transcript)
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Skizze der Kometenevolution
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Eis/Wasserdampf-Vulkanismus Komet Halley Unter
der Oberfläche Komet Halleys sublimiert mit
Hydrocarbonen verunreinigtes Wassereis. Das
heisst, dass das Wassereis vom festen
Aggregatszustand direkt in den gasförmigen
wechselt. So entstehen unter der Oberfläche
Dampf-Reservoire. Wenn dann durch Erwärmung der
Mantel über einem solchen Reservoir bricht,
entleert sich das Reservoir explosionsartig und
ein sogenannter Jet entsteht.
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U Umlaufzeit des Objektes um die Sonne q
Perihel (sonnennächster Punkt der Bahn des
Objektes) Q Aphel (sonnenfernster Punkt der
Bahn des Objektes) e Exzentrizität (Verhältnis
des Abstandes zwischen den Brennpunkten der
Ellipse zur Hauptachse) i Inklination (Neigung
der Bahn des Objektes gegen die Ekliptik) AE
Astronomische Einheit (mittlere Entfernung
zwischen Erde und Sonne entspricht 149.597.870
km)
45
Rotationszentrum Schwerpunkt des Systems
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Laufbahn des Komete Halley
47
Die Periheldistanz des Kometen Hally beträgt
0.587 AE die Exzentrität seiner Bahn ist e
0.9673. Der letzte Periheldurchgang war
1986.4. a) Welchen Alpheldistanz hat Hally? b)
Wann ist Halleys nächster Periheldurchgang zu
erwarten?
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Giotto Mission 1985
49
This color photograph of the comet Kohoutek was
taken by members of the lunar and planetary
laboratory photographic team from the University
of Arizona. They photographed the comet from the
Catalina observatory with a 35mm camera on
January 11, 1974.
50
These are NASA Hubble Space Telescope images of
comet Hyakutake (designated C/1996 B2), taken at
830 P.M.. EST on Monday, March 25 when the comet
passed at a distance of only 9.3 million miles
from Earth. The Hubble images provide an
exceptionally clear view of the near-nucleus
region of comet Hyakutake. The images were taken
through a red filter with the Wide Field
Planetary Camera 2 (in WF mode). The sunward and
tailward directions are at approximately the 4
o'clock and 11 o'clock positions, respectively.
Celestial North and East are at approximately the
530 and 230 positions, respectively. Full-field
View Left This image is 2070 miles across (3340
km) and shows that most of the dust is being
produced on the sunward-facing hemisphere of the
comet. Also at upper left are three small pieces
which have broken off the comet and are forming
there own tails. Close-up of Nucleus Bottom
Right This expanded view of the near-nucleus
region is only 470 miles (760 km) across. The
nucleus is near the center of the frame, but the
brightest area is probably the tip of the
strongest dust jet rather than the nucleus
itself. Presumably, the nucleus surface lies just
below this bright jet. Further analysis may allow
scientists to disentangle the nucleus from its
atmosphere (coma), presently its difficult to
estimate the nucleus' size. Close-up of Comet
Fragments Top Right This image shows pieces of
the nucleus that apparently broke off and were
first detected during ground-based observations
on March 24.
51
A team of U.S. and German astrophysicists have
made the first ever detection of X-rays coming
from a comet. The discovery of a strong radiation
signal -- about 100 times brighter than even the
most optimistic predictions -- was made March 27,
1996, during observations of comet Hyakutake
using Germany's orbiting ROSAT satellite. "It was
a thrilling moment when the X-rays from the comet
appeared on our screen at the ROSAT ground
station," said Dr. Konrad Dennerl of the Max
Planck Institute for Extraterrestrial Physics
(MPE), Garching, Germany. Following the initial
detection, the team reported repeated X-ray
emissions from the comet over the next 24 hours.
The comet was near its closest approach to the
Earth at a distance of less than 10 million miles
when it was first detected by ROSAT.
52
This is a CCD image of comet 1993a "Mueller",
taken on October 6, 1993, using SBIG's ST-6
CCD-camera and a 288mm f/5.2 Schmidt-Cassegrain
telescope.The exposure lasted from 1911 U.T. to
1921 U.T. The field of view is 19.6' x 14.4'.
The comet has a coma diameter of some- what more
than 3' and a fan-shaped tail, up to 7' long,
between P.A. 220o and P.A. 310o. The brightest
star visible (PPM 7788) is of photographic
magnitude 8.8. In this GIF-image, this star and
the head of the comet appear to be nearly of the
same brightness. However, a close inspection of
the original CCD-image (which has a resolution of
16 bit per pixel rather than 8 bit for GIFs)
shows that the star trail is satured at a value
of 65535, while the brightest pixel in the
comet's head reaches a value of only 15608.
According to our measurements, the comet is of
mag 10.5 in red light (where unfiltered, thick
CCD's are most sensitive).Keep in mind that a
comet has usually bright emissions in blue and
green light, where our CCD is not that sensitive.
53
This photograph was taken by amateur astronomer
John Loborde on March 9, 1976. This picture shows
two distinct tails. The thin blue plasma tail is
made up of gases and the broad white tail is made
up of microscopic dust particles.
54
These NASA Hubble Space Telescope pictures of
comet Hale-Bopp show a remarkable "pinwheel"
pattern and a blob of free-flying debris near the
nucleus. The bright clump of light along the
spiral (above the nucleus, which is near the
center of the frame) may be a piece of the
comet's icy crust that was ejected into space by
a combination of ice evaporation and the comet's
rotation, and which then disintegrated into a
bright cloud of particles. Although the "blob" is
about 3.5 times fainter than the brightest
portion at the nucleus, the lump appears brighter
because it covers a larger area. The debris
follows a spiral pattern outward because the
solid nucleus is rotating like a lawn sprinkler,
completing a single rotation about once per week.
Ground-based observations conducted over the past
two months have documented at least two separate
episodes of jet and pinwheel formation and
fading. By coincidence, the first Hubble images
of Hale-Bopp, taken on September 26, 1995,
immediately followed one of these outbursts and
allow researchers to examine it at unprecedented
detail. For the first time they see a clear
separation between the nucleus and some of the
debris being shed. By putting together
information from the Hubble images and those
taken during the recent outburst using the 82 cm
telescope of the Teide Observatory (Tenerife,
Canary Islands, Spain), astronomers find that the
debris is moving away from the nucleus at a speed
(projected on the sky) of about 68 miles per hour
(109 kilometers per hour). The Hubble
observations will be used to determine if
Hale-Bopp is really a giant comet or rather a
more moderate-sized object whose current activity
is driven by outgassing from a very volatile ice
which will "burn out" over the next year. Comet
Hale-Bopp was discovered on July 23, 1995 by
amateur astronomers Alan Hale and Thomas Bopp.
Though this comet is still well outside the orbit
of Jupiter (almost 600 million miles, or one
billion kilometers from Earth) it looks
surprisingly bright, fueling predictions that it
could become the brightest comet of the century
in early 1997.
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Die wissenschaftlich korrekte Bezeichnung eines
von Wilhelm Tempel und Horace Tuttle um die
Jahreswende 1865/66 entdeckten Kometen
(Tempel-Tuttle), der auf einer elliptischen Bahn
in etwa 33 Jahre um die Sonne läuft. Der meist
unauffällige und nur mit Teleskopen zu
beobachtende Himmelskörper ist als Verursacher
der LEONIDEN berühmt geworden.
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This picture of asteroid 951 Gaspra is a mosaic
of two images taken by the Galileo spacecraft
from a range of 5,300 kilometers (3,300 miles),
some 10 minutes before closest approach on
October 29, 1991. The Sun is shining from the
right phase angle is 50 degrees. The resolution,
about 54 meters/pixel, is the highest for the
Gaspra encounter and is about three times better
than that in the view released in November 1991.
Additional images of Gaspra remain stored on
Galileo's tape recorder, awaiting playback in
November. Gaspra is an irregular body with
dimensions about 19 x 12 x 11 kilometers (12 x
7.5 x 7 miles). The portion illuminated in this
view is about 18 kilometers (11 miles) from lower
left to upper right. The north pole is located at
upper left Gaspra rotates counterclockwise every
7 hours. The large concavity on the lower right
limb is about 6 kilometers (3.7 miles) across,
the prominent crater on the terminator, center
left, about 1.5 kilometers (1 mile). A striking
feature of Gaspra's surface is the abundance of
small craters. More than 600 craters, 100-500
meters (330-1650 feet) in diameter are visible
here. The number of such small craters compared
to larger ones is much greater for Gaspra than
for previously studied bodies of comparable size
such as the satellites of Mars. Gaspra's very
irregular shape suggests that the asteroid was
derived from a larger body by nearly catastrophic
collisions. Consistent with such a history is the
prominence of groove-like linear features,
believed to be related to fractures. These linear
depressions, 100-300 meters wide and tens of
meters deep, are in two crossing groups with
slightly different morphology, one group wider
and more pitted than the other. Grooves had
previously been seen only on Mars's moon Phobos,
but were predicted for asteroids as well. Gaspra
also shows a variety of enigmatic curved
depressions and ridges in the terminator region
at left.
Asteroiden sind felsige und metallische Objekte,
die die Sonne umkreisen, aber für Planeten zu
klein sind. Sie werden manchmal als winzige
Planten bezeichnet. Die Größen der Asteroiden
reichen von Ceres mit ihrem Durchmesser von
mindestens 1000 km, bis zur Größe von
Kieselsteinen. Sechzehn Asteroiden haben einen
Durchmesser von 240 oder mehr Kilometern. Man
findet sie zwischen innerhalb der Erdumlaufbahn
bis hinter Saturns Orbit. Die meisten befinden
sich nichtsdestotrotz in einem Hauptgürtel (im
Deutschen meistens als Planetoidengürtel
bezeichnet), der sich zwischen Mars und Jupiter
aufhält. Einige kreisen auf Bahnen, die die
Erdbahn kreuzen, und manche haben in vergangenen
Tagen die Erde auch schon getroffen. Eins der
besten erhaltenen Zeugnisse ist der Barringer
Meteorkrater in der Nähe von Winslow, Arizona.
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(No Transcript)
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This is the first full picture showing both
asteroid 243 Ida and its newly discovered moon to
be transmitted to Earth from the National
Aeronautics and Space Administration's (NASA's)
Galileo spacecraft--the first conclusive evidence
that natural satellites of asteroids exist. Ida,
the large object, is about 56 kilometers (35
miles) long. Ida's natural satellite is the small
object to the right. This portrait was taken by
Galileo's charge-coupled device (CCD) camera on
August 28, 1993, about 14 minutes before the
Jupiter-bound spacecraft's closest approach to
the asteroid, from a range of 10,870 kilometers
(6,755 miles). Ida is a heavily cratered,
irregularly shaped asteroid in the main asteroid
belt between Mars and Jupiter--the 243rd asteroid
to be discovered since the first was found at the
beginning of the 19th century. Ida is a member of
a group of asteroids called the Koronis family.
The small satellite, which is about 1.5
kilometers (1 mile) across in this view, has yet
to be given a name by astronomers. It has been
provisionally designated '1993 (243) 1' by the
International Astronomical Union. ('1993' denotes
the year the picture was taken, '243' the
asteroid number and '1' the fact that it is the
first moon of Ida to be found.) Although
appearing to be 'next' to Ida, the satellite is
actually in the foreground, slightly closer to
the spacecraft than Ida is. Combining this image
with data from Galileo's near-infrared mapping
spectrometer, the science team estimates that the
satellite is about 100 kilometers (60 miles) away
from the center of Ida. This image, which was
taken through a green filter, is one of a
six-frame series using different color filters.
The spatial resolution in this image is about 100
meters (330 feet) per pixel.
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Asteroid 4769 Castalia is a near-Earth crossing
asteroid that was discovered by Eleanor F. Helin
(Caltech) on August 9, 1989. Scientists used
radio astronomy and computer modeling to generate
this image of Castalia. They obtained the data
for the computer model in 1989 using the Arecibo
radar/radio telescope in Puerto Rico when the
asteroid passed within 5.6 million kilometers
(3.5 million miles) of the Earth.