Astronomie Flashcards
In welcher Reihenfolge befinden sich die Planeten?
Terrestrische Planeten (Mg, Fe, Si, O, kein He, H-Gas, 3-5g/cm3): Merkur Venus Erde Mars --Asteroid Belt Gasplaneten (kleine Dichte, H, He Atmosphäre, 0.7-1.8g/cm3): Jupiter Saturn Uranus Neptun --Kuiper Belt
Beschreibe die Entwicklung des Kalenders.
Erkläre das Astronomisches Datum (JD: Julian Date)
Aegypten: 365 Tage/Jahr Julianischer Kalender (ca. 45 v. Chr.): 365.25 Tage/Jahr (Schaltag alle 4 Jahre) Gregorianischer Kalender (Ende 16. Jh.): Wie Julianischer Kalender, aber kein Schalttag falls J/100 ganzzahlig und J/400 nicht ganzzahlig
Das astronomische Datum beginnt 4-5k Jahren vor
JD=0=1.1.4713 v. Chr. um 12h Mittag
JD(19. Sept. 2018, 11:00)=2’458’380.95833
Probleme mit dem antiken Model des Solarsystems?
Geozentrisch
Kreisbahnen
gleichmässige Bewegungen
Erkläre Rotverschiebung
Annahme: scheinbare Helligkeit ist ein grobes Mass für Distanz: l~L/( 4pid^2*(1+z)^2 )
Die Rotverschiebung ist in der Astronomie die Lageveränderung identifizierter Spektrallinien im Emissions- und Absorptionsspektrum astronomischer Objekte in Richtung der größeren Wellenlängen. Die Rotverschiebung ist definiert als Verhältnis der Wellenlängenänderung zur ursprünglichen Wellenlänge.
Die Expansion des Universums darf nicht so verstanden werden, dass sich Galaxien in der Raumzeit voneinander entfernen (Relativbewegung).
Diese kosmologische Rotverschiebung ist grundsätzlich von der Rotverschiebung durch den Dopplereffekt zu unterscheiden.
Wichtige Entdeckungen von Hubble
Licht der entferntesten Objekte wurde “nur” 2-5 Jahre nach dem Urknall ausgesandt!
Beschreiben Sie in kurzen Zügen wie sich unser Verständnis von “unserem Platz” (oder dem Stellenwert der Erde) im Universum im Laufe der Geschichte geändert hat.
(Mythen zu Philosophie zu empirische Wissenschaft)
geozentrisch (Griechen; 220BC Ptolemäus) >heliozentrisch (1473-1542 Kopernikus, Kreisbahnen und Epizyklen; 350BC Aristarch von Samos)>Ellipsenbahnen (Kepler mit Tycho’s Daten)>galaktozentrisch (Shapley 1920, Spirale=William Parsons 1845)>”das ganze ist nicht mal statisch”=rotverschoben/expansion (Edwin Hubble ca. 1930)
Wie lauten die Kepler Gesetze und was besagen sie?
Wie kann das dritte Gesetz hergeleitet werden?
Ist der Planet schneller am näheren oder ferneren Punkt von der Sonne?
- Die Bahnen der Planeten sind Ellipsen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht. Halbachsen: a=p/(1-eps^2), b=p/sqrt(1-eps^2)
- Die Verbindungsstrecke Planet-Sonne (=r) überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen (wenn man Eigendrehimpulse vernachlässigt). dA/dt=L_{tot}/(2*m)=konst. (Drallsatz/Drehimpulserhaltung)
- Die Quadrate der Umlaufzeiten T zweier verschiedener Planeten verhalten sich wie Kuben ihrer grossen Halbachsen. T^2/a^3=4pi^2/(G_NM)=konst.; P^2/a^3=konst. (P=Periode, a=grosse Halbachse)
Man kann die Kepler’sche Gesetze aus den Newton Gesetze herleiten.
Bew (3.): Näherung: Kreisbahn. Aus dem 3. Newton’sche Gesetz (Actio=Reactio) folgt G_NmM/r^2=momega^2r=m(2pi/P)^2, woraus P^2/r^3=4pi^2/(G_NM) folgt.
Bew (3.K allg.): T=Fläche der Ellipse / Flächengeschwindigkeit=A/V, A=piab, V=L/(2m), L=L_{tot} (Drallsatz)
*Planeten sind in der Nähe schneller, da ein grösseren Bogen überstreicht werden muss, um die gleiche Fläche zu überstreichen.
Wie ist ein Sterntag, wie ein Sonnentag definiert?
In welchem Verhältnis stehen deren Längen?
(Zenit?)
ST = Sternzeit = Stundenwinkel des Frühlingspunkts auf dem Nullmeridian
1 ST-Tag = 23h 56m 04s (UT-Zeit = 24 h pro mittlerer Sonnentag)
UT = Weltzeit = “Sonnenzeit” = mittlere Sonnenzeit auf dem Nullmeridian
Die sichdrehendeund in der Ekliptikebene um die Sonne bewegende Erde:
von 1 nach 2 = Bahnfahrtpro Sterntag (ST)
von 1 nach 3 = Bahnfahrtpro Sonnentag (UT)
Slide 21: https://moodle-app2.let.ethz.ch/pluginfile.php/971684/mod_resource/content/1/Astro20_Skript1.pdf
ST=Die Zeit, die die Erde braucht, um sich (durch Rotation und Orbitation) in dem Raum so zu bewegen bzw. drehen, so dass sie zu Ende wieder so wie am Anfang ausgerichtet ist
UT=Die Zeit, die die Erde braucht, um sich (durch Rotation und Orbitation) in dem Raum so zu bewegen bzw. drehen, so dass sie zu Ende wieder so wie am Anfang gegenüber der Sonne ausgerichtet ist.
Was sind die Frauenhoferlinien?
Wie kann man sie untersuchen?
Was ist ihr physikalischer Ursprung?
- Frauenhoferlinien sind Absorptionslinien im Sonnenlicht. Absorptionslinien sind lücken in einem Lichtspektrum, bzw. Wellenlängen, die weniger Intensiv gemessen werden, als umliegende Wellenlängen.
- Man untersucht sie, indem man eintreffendes Licht (z.B. Teleskop) in ihre Wellenlängen aufspaltet, darstellt und dann analysiert.
- Die Linien sind Absorptionslinien, die durch Energieübergänge entstehen innerhalb von Atomen (z.B. Elektronübergänge) oder Moleküle (z.B. Änderung der Rotation und Vibration)
Was ist der solare Aktivitätszyklus?
Begriff nicht gefunden: Meinen Sie wie Energie an die Oberfläche Gelangt oder den Fleckenzyklus?
Energie: Im Kern Kernfusion (Wasserstoff zu Helium), dann strahlt gegen aussen in der Strahlungszone/radiative Zone, gelangt dann durch Konvektion in der Konvektionszone an die Oberfläche bzw. Photosphäre und Chromosphäre.
Fleckenzyklus (ca. 11.2 Jahren): Die Sonne rotiert schneller am Äquator als an den Polen, dies verursacht periodische Unterschiede in der Konvektion bzw. Energieverteilung. Die (relative) Anzahl der Flecken ist dadurch auch periodisch. Sie verursacht auch Schwankungen in den Magnetfelder, da die Flecken mit grossflächige Magnetfelder auftretten.
BTW:
Aktivitäts-Regionen in verschiedenen Schichten:
Photosphäre: Sonnenflecken, Fackeln
Chromosphäre: Plage, Flares
Korona: koronale Massenwürfe, Protuberanzen
Erscheinen als: Heizung, Teilchenbeschleunigung, Wellenausbreitun und Schocks, Emission von Strahlung,
Ursache: Bewegung des Plasmas, Interaktion des Magnetfeldes
BTWBTW:
Sonnenwinde: Strom bestehend aus Gas und energiereichen geladenen Teilchen (Plasma), hauptsächlich Protonen und Elektronen, welche der Sonne entweichen, Geschwindikeiten typisch etwa 400km/s
Flares: Eine plötzliche Eruption auf der Sonnenscheibe, welche von einigen Minuten bis Studen dauern kann, Es hat eine erhöhte Emission von Strahlung und Teilchen zur Folge,
Koronale Massenauswürfe (CME): Ausbruch einer Masteriewolke von der Sonne
Wieso ist die Solarkonstante keine Konstante?
Der Begriff habe ich nicht gefunden. Meinen sie: die gemittelte Intensität über die sichtbare Fläche der Sonne oder die Intensität pro Quadratmeter auf der Oberfläche?
Beide sind nicht konstant. Die Sonne hat Flecken, wo die Konvektion und somit die Temperatur durch Magnetfelder unterdrückt wird. Somit strahlt die Sonne nicht überall gleich viel Energie aus. Zudem variert die Verteilung der Sonnenflecken in 11.2 Jahres Zyklen, aufgrund von einem Magnetzyklus, der durch die differentielle Sonnenrotation entsteht, wobei die Sonne polarisiert und wieder entpolarisiert wird.
Warum sieht die Sonne bei unterschiedlichen Wellenlängen unterschiedlich aus?
Welche Bestandteile/Bereiche der Sonne kann man am besten bei welchen Wellenlängen/mit welchen Methoden beobachten?
In verschiedenen Wellenlängenbereichen sind verschiedene Physikalische Prozesse zu sehen. Da die Intensitäten nicht überall gleich sind, wird
Man kann unterschiedliche Tiefen messen. Da die Zusammensetzung sich bei verschiedener Tiefen sich unterscheidet, sind auch die Absorbationslinien und relative Intensitäten verschieden.
Wir brauchen auch andere Instrumente, um verschiedene Wellenlängen zu messen, somit werden die Bilder verschieden aussehen. Die breite des “Spektrums” spielt auch eine Rolle z.B. sieht man beim “sichtbaren” Licht die Corona nicht.
Sonnenflecken/Oberfläche/Chromosphäre: Infrarot; Infrarot Teleskop; Boden
Umriss/Photosphäre (wie wir sie sehen): sichtbares Licht; Optisches Teleskop; Boden
Corona, flares/Coronal loops/Winde: vorallem sichtbar im UV; UV-Teleskop; Satellit, und X-Ray; X-Ray-Teleskop; Satellit
(Radiowellen>Microwellen>Infrarot>Sichtbares Licht>UV>X-Ray>Gamma-Strahlen)
Auf welchem Wege kommt die Energie vom Zentrum der Sonne zur Oberfläche?
Kern Kernfusion H zu He
Strahlungszone: Energie wird ausgestrahlt an die Konvektionszone
Konvektion in der Konvektionszone, wo durch Konvekion kommt die Energie irgendwann an die Oberfläche
(Helle Gebiete: in Photosphäre heissen Fackeln, in Chromosphäre heissen Plages)
(Nachher kommen Photosphäre, dann Chromosphäre, dann Corona)
Nennen und beschreiben Sie die Hauptbestandteile unseres Sonnensystems?
Die Sonne
Die Planeten: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun
Ihre Monde: –(Merkur), –(Venus), Mond (Erde), ??+??(Mars), Io(?), Europa, Ganymede, Callisto(?) (Jupiter), Iapstus?+Tita+Rhea(Saturn), ??(Uranus), Triton (Neptun)
Zwergplaneten(?): Pluto (Moon: Charon, Styx, Kerberos, Hydra, Nix), Eris, Ceres
Trans-Neptunian Objects/TNOs(?):Pluto+Monde,Eris(+Mond:Dysnomia), Makemake, Haumea, 2007OR10,..
BTW: A trans-Neptunian object (TNO), also written transneptunian object[1], is any minor planet or dwarf planet in the Solar System that orbits the Sun at a greater average distance than Neptune, which has a semi-major axis of 30.1 astronomical units (AU).
Was sind die Hauptunterschiede zwischen terrestrische Planeten und Gasplaneten in unserem Sonnensystem?
Terrestrische Planeten (Mg, Fe, Si, O, kein He, H-Gas, 3-5g/cm3):
Merkur
Venus
Erde
Mars
–Asteroid Belt
Gasplaneten (kleine Dichte, H, He Atmosphäre, 0.7-1.8g/cm3):
Warum hat der Mond keine Atmosphäre?
Warum hat der Mond viele Krater und die Erde nicht?
Die Masse des Mondes ist zu klein um Gase an sich zu binden (gegen Kräfte: Solarwinde und die Masse der Erde). Zudem hat Mars im Gegensatz zur Erde keine bewegende Tektonische Platten, die Gase und das Wasser kontinuierlich an die Oberfläche befördern.
Quelle: https://www.theweatherprediction.com/habyhints3/975/
Da der Mond keine Atmosphäre hat, können Komete nicht in der Atmosphäre verglühen. Die Komete treffen auf die Oberfläche und verursachen Krater. Zudem, weil der Mond keine Atmosphäre hat, erfährt die Mondoberfläche weniger Wind- und Wassererosion wie auf der Erdoberfläche.
Wie kann man in erster Näherung die Temperatur eines Planeten abschätzen?
Was muss man berücksichtigen, wenn man die Oberflächentemperatur eines Planeten abschätzen wollte?
Unter der Annahme, dass ein Gleichgewicht zwischen Sonneneinstrahlung und Wärmeabstrahlung des Planeten herrscht und dass der Planet ein schwarzer Körper ist, kann man folgendermassen die Temperatur herleiten (Stefan-Boltzmann):
[ Sonnenleistung/Sphärenverteilung] * Planetprojektion * (1-Albedo)=Stefan-Boltzmann-KonstantePlanetoberflächeTemperatur^4
[ L_s_ / (4pid^2) ]piR^2(1-A)=sig(4piR^2)T^4
=>T=[ L_s*(1-A)/d^2 ]^{1/4}~d^{-1/4}
Das die Temperatur gleichmässig auf der Oberfläche verteilt ist, also eine Atmosphäre hat. Zudem ist ein Planet kein schwarzer Körper.
BTW: Man definiert die effektiv Temperatur, als diejenige Temperature, die den Planet müsste, wäre er ein tatsächlicher schwarzer Körper zu und würde die gleiche Energie emittieren.
Was ist ein Komet?
“Kometen sind eishaltige Objekte aus dem äusseren Sonnensystem (d>d_Neptun), die von ihrer Bahn abgelenkt wurden, ins innere Sonnensystem gelangen und dort wegen der Sonnenstrahlung “verdampfen”.
Durchmesser ~ 1-10km, Zusammensetzung=Eis+Staub
BTW: Kometenschweife bilden sich in der Nähe der Sonne, weil bei ca. 3AE CO2-Eis und bei 1.5 AE H20-Eis sublimiert. Sie sind immer von der Sonne weggerichtet.
Altersbestimmung: Radioaktiver Zerfall.
Asteroide orbitieren die Sonne im Asteroidengürtel (zw. Mars & Jupiter). Sie sind kleiner als Planeten, aber grösser als Meteorite.
Meteorite sind Asteroiden-Bruchstücke, die auf die Erde fallen (Steinmeteoriten stammen aus dem Mantel eines grossen Asteroiden, Eisenmeteoriten aus dem Zentrum/Kern eines grossen Asteoriden)
Mit welchen Beobachtungsmethoden werden extra-solare Planeten nachgewiesen?
Radialgeschwindigkeitsmethode: Stern und Planeten kreisen um den Schwerpunkt des Systems. Für die Halbachsen und Massen gilt: M_Pa_P=M_Sa_S.
(Falls wir nicht Face-on das Sternsystem ansehen…)
Wir können die Radialgeschwindigkeit messen, da wegen dem Doppler Effekt die Absorptionslinien hin und her pendeln. Mit dieser Methode, kann man die Masse und die Distanz zum Stern bestimmen.
Transitmethode, der Stern wird durch einen Planet verdunkelt, der vor den Stern herkreist. Eignet sich vorallem bei kurzperiodischen grossen Planeten in der richtigen Inklination. Wegen der relativen Verdunklung (R_P/R_S)^2, kann man die Grösse des Planeten bestimmen.
Welche Eigenschaften von extra-solaren Planeten kann man direkt aus Radialgeschwindigkeitsmessungen und aus Transit-Beobachtungen ableiten?
Was kann man durch Kombination der beiden Techniken lernen?
Radialgeschwindigkeitsmessungen: Massen und Distanz zum Stern bzw. ob sie in der habitablen Zone sind
Transit-Beobachtungen: Volumen, evtl. Zusammensetzung (Änderungen in Absorptionslinien)
Kombination: Dichte
Welche extra-solaren Planeten sind am einfachsten zu detektieren mit:
(a) der Radialgeschwindigkeitsmethode,
(b) der Transit-Methode, und
(c) direct imaging?
a) Planeten mit grossen Massen, die sich Nahe am Stern befinden
b) Planeten mit grossem Volumen; Edge-on d.h. ~90°
c) Planeten die sehr weit weg vom eigenen Stern sind, da wir ca. 3-30 AU abdecken müssen; Planeten, die sich Nahe an uns befinden
Welche Theorien zur Entstehung von Gasplaneten gibt es?
Core Accretion: Orbitierende Staubpartikel akkumulieren zu “planetesimale” durch nicht-schwerkraft Kräfte.
Die Planetesimale wachsen und pendeln sich in ein zu einer gemeinsamen Ebene, um “Planetenembryos” zu bilden. Die Gas-Riesen Planeten akkumulieren dann Gas aus der verschwindenden “Wolke”. Die Gas-Riesen streuen oder ziehen die verbleibenden Planetesimale und Embryos in ihrer Nähe.
Gravitational Collapse: Eine protoplanetare Gasscheibe bildet sich um einen Stern. Durch chaotische gravitative Instabilitäten formen sich Gasklumpen, die genügend Gravitation erzeugen, um das restliche Gas und Staub an sich zu ziehen, um ein Protoplanet zu werden. Die feste Teile wandern dann in die Mitte des Protoplaneten. Verbleibendes Material in der Umgebung der Laufbahn wird dann aufgenommen.
Was versteht man unter der interstellaren Rötung und der interstellaren Extinktion?
Woher kommt sie?
Interstellarer Staub besteht aus sehr kleine (unter 1 micrometer grosse) Festkörper, die Licht absorbieren und streuen. Vorallem blaues Licht (also kürzere Wellenlängen) wird absorbiert K~1/lambda.
Die Verdunklung heisst interstellare Extinktion (im sichtbaren Lichtbereich beobachtbar; bzw. am Nachthimmelbeobachtbar).
Der Staub erwärmt sich dabei und emittiert die Energie dann als Wärme bzw. Infrarotstrahlung. Die Tatsache das eher blauere Licht schlussendlich in röteres Licht umgewandelt heisst interstellare Rötung.
BTW: Interstellarer Staub entsteht z.B. durch Cometenkollisionen und Streuungen.
Als Extinktion bezeichnet man in der Astronomie die Schwächung des Lichts von Himmelskörpern beim Durchgang durch die Erdatmosphäre oder interstellare Materie.
Wie entstehen atomare Absorptions- und Emissionslinien?
Absorptionslinien entstehen, indem ein Photon (Hintergrundquelle) auf ein Elektron in einem Atom oder Molekül auftrifft und das Photon genügend Energie (und somit Frequenz) hat, um das Elektron auf ein höheres Energieniveau zu bringen. Diese Frequenz bzw. Wellenlänge mit genügend Energie fehlt dann im Lichtspektrum. Diese Fehlendewellenlänge bzw Frequenz nennen wir Absorptionslinie.
Dies geschieht in der Astronomie z.B. wenn Licht von einer Hintergrundquelle durch ein Gas hindurchstrahlt.
Emissionslinien entstehen, wenn ein Elektron in einem Atom oder Molekül wieder auf ein tieferes Energieniveau fällt. Die Energiedifferenz, ist dann proportional zur Frequenz.
Dies geschieht in der Astronomie, wenn z.B. ein warmes/heisses Gas durch Stösse angeregt ist, dann aber abkühlt und Lichtquants abtrahlt.
