Liegen Kometenbahnen in derselben Ebene wie die anderen Planeten?

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Zwei typische Kometen, die ich kenne, sind Donatis und Halleys. Kometen haben also auch Umlaufbahnen, aber liegen ihre Umlaufbahnen auf derselben Ebene (wie die Ekliptik) wie die anderen Planeten?

Diese beiden Kometen haben zufällig große Bahnneigungen zur Ekliptik: 117$^circ$ für C/1858 L1 (Donati) und 162$^circ$ für 1P/Halley. Langfristige Kometenbahnen sind im Wesentlichen zufällig orientiert, was darauf hindeutet, dass sie ihren Ursprung in der Oortschen Wolke haben, einer Kugel mehrere tausend AE von der Sonne entfernt. Viele Umlaufbahnen von Kometen mit kurzer Periode sind nur wenige Grad zur Ekliptik geneigt, was auf ihren Ursprung in der Streuscheibe hindeutet, einem Torus, der mehrere zehn bis einige hundert AE von der Sonne entfernt ist.

Kometenbahnen deuten auf eine zweite große Ausrichtungsebene des Sonnensystems hin

Eine neue Studie über die Umlaufbahn von Kometen legt nahe, dass die Ebene der Ekliptik, auf der die Umlaufbahn der Erde ruht, möglicherweise nicht die einzige große Ausrichtung im Sonnensystem ist. Arika Higuchi, Assistenzprofessorin an der Universität für Arbeits- und Umweltgesundheit in Japan, hat gezeigt, dass es eine zweite "leere Ekliptik"-Ausrichtungsebene geben könnte, indem sie den Punkt verfolgt, an dem langperiodische Kometen am weitesten von der Sonne entfernt sind.

Wenn Sie sich eine Karte des Sonnensystems ansehen, ist eine der offensichtlichsten Tatsachen, dass fast alles darin mehr oder weniger in der Ebene der Ekliptik liegt, die durch die Erdbahn gebildet wird. Die anderen Planeten, Asteroiden und alles andere außer Kometen haben Umlaufbahnen, die innerhalb weniger Grad von dieser Ebene liegen.

Der Grund dafür ist, dass sich das Sonnensystem als flache Scheibe aus Gas und kosmischem Staub um eine Ausbuchtung drehte, die schließlich zur Sonne wurde. In dieser Scheibe zogen sich auch die Trümmer zusammen, um die Planeten und den Rest zu bilden. Sogar die Kometen entstanden auf diese Weise, obwohl die Wechselwirkung der verschiedenen Gravitationsfelder der Planeten ihre Bahnen in schiefen Winkeln zerstreute. Das Aphel oder die Stelle, an der sie am weitesten von der Sonne entfernt sind, bleibt jedoch in der Ekliptik.

Durch das Studium von Kometenbahnen hat Higuchi nun herausgefunden, dass es eine andere Ausrichtung gab. Die Ebene der Ellipse steht in einem Winkel von etwa 60 Grad zur Scheibe der Milchstraße, was auch die Bahn von Kometen beeinflussen kann. Als die Aphelie der Kometen kartiert wurde, richteten sie sich nicht nur auf die Ekliptik aus, sondern auch auf eine sogenannte leere Ekliptik, die um 60 Grad zur Milchstraße in die entgegengesetzte Richtung geneigt ist. "Leere Ekliptik" bezieht sich auf eine Ebene, die ursprünglich leer war, aber später von Kometen bevölkert wurde.

Diese Hypothese wurde später von Higuchi bestätigt, indem sie ihre Ergebnisse mit Berechnungen des PC-Clusters am Center for Computational Astrophysics des NAOJ und der Analyse der Kometen in der JPL Small Body Database der NASA, die Spitzen in der Ekliptik und der leeren Ekliptik zeigten, überprüfte. Higuchi sieht dies jedoch nicht als schlüssig an.

„Die scharfen Spitzen liegen nicht genau auf der Ekliptik oder leeren Ekliptik, sondern in deren Nähe“, sagt sie. „Eine Untersuchung der Verteilung beobachteter kleiner Körper muss viele Faktoren einbeziehen. Eine detaillierte Untersuchung der Verteilung von langperiodischen Kometen wird unsere zukünftige Arbeit sein. Das All-Sky-Survey-Projekt, bekannt als Legacy Survey of Space and Time (LSST) wird wertvolle Informationen für diese Studie liefern."

2 Antworten 2

Der Drehimpuls ist gegeben durch ein Vektorprodukt $vec=m[vec imesvec]$. Eine der Eigenschaften des Vektorprodukts ist, dass das Ergebnis zu beiden Faktoren orthogonal ist. D.h. beide $vec$ und $vec$ sollte orthogonal zu $vec . sein$. Oder Sie können sagen, dass sowohl $vec$ und $vec$ liegen in der Ebene orthogonal zu $vec$. Als $vec$ ist konserviert diese Ebene ist konserviert.

Dies liegt daran, dass Staub, Gase, Protoplaneten und andere Objekte in Sonnensystemen ausreichend lange mit einer ausreichend hohen Dichte existiert haben, um stark zu interagieren.

Anfangs existieren viele Umlaufbahnen, aber alle nicht-koplanaren oder stark elliptischen Umlaufbahnen werden schließlich andere bestehende Umlaufbahnen schneiden. Diese Schnittpunkte führen zu einer Kollision, die eine Impulsübertragung bewirkt. Die einzige mögliche Menge von sich nicht schneidenden Bahnen liegt in der Ebene senkrecht zum Gesamtdrehimpuls.

Bei jeder Kollision kann sich ein Material in die orthogonale Ebene bewegen und einiges in eine andere. Aber der andere wird (eventuell) eine weitere Kollision erleben. Das System entwickelt sich zu einem Zustand, in dem fast das gesamte nicht koplanare Material entfernt wird.

Im Gegensatz zu Sonnensystemen sind Kugelsternhaufen und die Oortsche Wolke Beispiele für Objekte, bei denen es keine einzelne Orbitalebene gibt. Es gibt immer noch einen einzigen durchschnittlichen Drehimpulsvektor, aber die Dichte des Materials in diesen Objekten ist viel geringer. Die Interaktionen hatten also nicht genügend Zeit, um Material zu entfernen, das sich nicht in der orthogonalen Ebene befindet.

Warum sollten sich nicht koplanare Bahnen schneiden? Viele nicht-koplanare Ellipsen schneiden sich überhaupt nicht, und dies auch ohne die Tatsache, dass die Objekte gleichzeitig am Schnittpunkt sein müssen, damit eine Kollision auftritt.

Das hängt von der Anzahl der Bahnen und dem Bahnquerschnitt ab. Wenn Sie 10 zufällige Umlaufbahnen ziehen, gibt es möglicherweise keine Interaktion (zumindest für eine Weile). Aber wenn Sie Milliarden zeichnen und sie einen Querschnitt haben, werden Sie Schwierigkeiten haben, Interaktionen zu vermeiden. Das frühe Sonnensystem begann als Staubpartikel, die nicht nur durch Gravitation, sondern auch durch elektrostatische Kräfte mit Nachbarn interagieren konnten.

Hier ist eine weniger mechanistische Art, darüber nachzudenken. Wenn die Interaktionsrate niedrig ist, findet keine Aggregation statt. Alle Partikel bleiben getrennt. Da das Sonnensystem keine große Staubwolke mehr ist, wissen wir, dass die Wechselwirkungen aufgetreten sein müssen.

Die Aggregation erfordert auch inelastische Kollisionen. Jede perfekt unelastische Kollision erzeugt ein Ausgangsteilchen mit dem Impulsmittel der Eingangsteilchen. Je mehr Adhäsion, desto mehr Partikel wird der Impuls gemittelt. Wenn Sie etwas haben, das einen ausreichend großen Anteil des Ganzen hat (wie ein Planet), ist es keine Überraschung, dass es eine Dynamik in die gleiche Richtung wie der Durchschnitt des Ganzen hat.

Um Planeten während der anfänglichen Bildung in völlig unterschiedlichen Neigungen zu bewegen, wäre ein Mechanismus erforderlich, damit es verschiedene Populationen von Vorläufern gibt, die interagieren und mit sich selbst haften können, um den Planeten zu bilden, aber nicht mit der anderen Population interagieren, um die Drehimpulse zu mitteln aus.

Drehen sich alle Planeten um dieselbe Ebene/Achse?

Stellen Sie sich vor, Sie befinden sich am Nordpol der Sonne und schauen zum Himmel, drehen sich alle Planeten auf einer Ebene, als ob sie ausgerichtet wären.

Gibt es auch nur die geringste Möglichkeit, dass sich alle Planeten ausrichten und eine Art Sonnensystemfinsternis verursachen? Oder drehen sie sich auf verschiedenen Achsen und Ebenen?

Für ein Sonnensystem können wir etwas berechnen, das genannt wird unveränderliche Ebene. Dies ist die eindeutige Ebene, die durch den Massenmittelpunkt verläuft und im rechten Winkel zum Drehimpulsvektor steht. Es ist eine Art gewichteter Durchschnitt aller Drehungen und Umlaufbahnen aller Planeten (größere Planeten tragen also mehr bei).

In unserem eigenen Sonnensystem kommen 98% des Drehimpulses von den Bahnen der vier Gasriesen und diese Bahnen liegen zusammen mit den Bahnen der anderen vier Planeten alle innerhalb weniger Grad der unveränderlichen Ebene. Aber nicht direkt drauf. Die Rotationsachse der Sonne ist selbst einige Grad fehlausgerichtet von der unveränderlichen Ebene, während die Planeten den gesamten Bereich der axialen Neigung abdecken.

Kleinere Objekte haben einen viel größeren Neigungsbereich. Bei Asteroiden gruppieren sie sich immer noch um die invariable Ebene, nur mit viel mehr Variation als die Planeten, und retrograde Asteroiden sind selten. Interaktionen mit Planeten können Asteroiden in Umlaufbahnen mit hoher Neigung katapultieren. Kometen mit langer Periode zeigen wenig Neigung zu einer bestimmten Neigung. Sie stammen aus dem äußeren Sonnensystem, wo die Umlaufgeschwindigkeiten langsam sind, so dass ein kleiner Schubs (vielleicht von einem vorbeiziehenden Stern) einen Kometen in fast jedem Winkel zur Sonne schicken kann.

Wenn ein Planet die Sonne von einem anderen Planeten aus gesehen scheint, wird dies als a . bezeichnet Transit. Da die Umlaufbahnen der Planeten nicht genau ausgerichtet sind, sind diese nicht sehr häufig. Von der Erde aus finden alle 7 oder 8 Jahre Merkurtransite statt. Venustransite treten paarweise auf mit einigen Jahren zwischen den Transiten in einem Paar und dann über ein Jahrhundert vor dem nächsten Paar. In unserem Sonnensystem bedeuten die relativen Größen und Entfernungen der Planeten, dass ein Transit keine vollständige Sonnenfinsternis ist - der Planet im Transit sieht nur wie ein kleiner schwarzer Punkt auf der Sonne aus.

Missionen zu Kometen

Was ist das Besondere an diesen zufälligen Kugeln aus Eis und Staub? Kometen bestehen aus dem primitivsten Material des Sonnensystems. Das heißt, ihre Zusammensetzung hat sich in den letzten 4 Milliarden Jahren kaum verändert. Ein besseres Verständnis ihrer Zusammensetzung und ihres Ursprungs gibt Wissenschaftlern Hinweise auf den Ursprung unseres Sonnensystems und hilft, unsere Theorien über unsere Evolution zu überprüfen.

Sternenstaub

Die Raumsonde Stardust wurde am 7. Februar 1999 gestartet und kehrte am 15. Januar 2006 sicher zur Erde zurück. Es war die erste Mission, die ausschließlich der Erforschung eines Kometen gewidmet war, und die erste Mission, Material von außerhalb der Umlaufbahn des Mond. Die Mission beinhaltete einen Vorbeiflug des Asteroiden Annefrank, bei dem die Raumsonde Bilder und Messungen des berggroßen Felsens machte. Nach einer Schwerkraftunterstützung von der Erde und fast 4 Jahren Raumfahrt erreichte die Raumsonde Stardust ihr Hauptziel, den Kometen Wild-2. Das Ziel der Mission war es, Staub und kohlenstoffbasierte Proben zu sammeln und zu speichern, während man dem Kometen am nächsten flog.

Am 15. Januar 2006 entließ Stardust seine Sample Return Capsule (SRC) in die Erdatmosphäre, um über einen Testbereich der US-Luftwaffe in Utah abzusteigen. Leider führte ein Fallschirmausfall dazu, dass die Kapsel in den Wüstenboden stürzte und viele, wenn auch nicht alle Daten verloren gingen. Auf der offiziellen Website finden Sie die neuesten wissenschaftlichen Ergebnisse.

Tiefe Wirkung

Am 2. Juli 2005 setzte die Hauptsonde der Deep Impact-Mission der NASA einen 370 kg schweren "Impaktor" in die Bahn des Kometen Tempel 1 ein Stunden später. Die Wissenschaftler hofften, Kometen besser zu verstehen, indem sie untersuchten, wie sich Krater bilden und welche Veränderungen der Einfluss auf anderes Material hatte, das auf natürliche Weise ausgegast wird. Sie maßen auch die Größe des Kraters, die Zusammensetzung des Kraterinneren und das ausgestoßene Material.

Sie können mehr über die Deep Impact-Mission auf der offiziellen Website erfahren.

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Liegen Kometenbahnen in derselben Ebene wie die anderen Planeten? - Astronomie

Obwohl Kometen zu den kleinsten Mitgliedern der Sonnenfamilie gehören, enthalten sie Antworten auf einige der größten Fragen zum Ursprung des Sonnensystems. Die Geburt von Kometen ist eng mit der Geburt des Sonnensystems selbst verbunden. Sie scheinen sich im äußeren Sonnensystem als direktes Kondensat aus dem alten Sonnennebel gebildet zu haben. Aufgrund ihrer eisigen Zusammensetzung und geringen Größe haben sie möglicherweise Beweise für ihre Empfängnis und Geburt vor 4,6 Milliarden Jahren erhalten. Kometen könnten auch in der weiteren Geschichte des Sonnensystems eine wichtige Rolle gespielt haben. Viele der Impaktoren, die die stark mit Kratern übersäten Oberflächen der Planeten schufen und die Frühgeschichte des Sonnensystems vom Merkur bis zu den Satelliten des Neptuns dominierten, waren wahrscheinlich Kometen. Als sie zuschlugen, könnten sie jedem Planeten einige seiner flüchtigen Bestandteile gegeben haben. Manche sagen, Kometen könnten auch organische Moleküle implantiert haben, die die Bausteine des Lebens auf der Erde waren. Das ultimative Ziel des Studiums eines Kometen besteht also darin, seine Geburt und seinen Tod zu verstehen und sie dadurch mit der Entstehung, Entwicklung und dem gegenwärtigen Zustand des Sonnensystems in Verbindung zu bringen.

14.1 Hauptkonzepte

1. Kometen sind kleine Körper, die im Wesentlichen aus Eis und Staub bestehen. Ihre eisigen Kerne verdampfen teilweise, wenn sie sich der Sonne nähern, und bilden große diffuse Komas und spektakuläre Schweife aus Gas und Staub.

2. Kometen könnten sich in der Nähe von Uranus und Neptun durch Kondensation von Gas im alten Sonnennebel gebildet haben. Nachfolgende Gravitationsstörungen von Jupiter schleuderten sie wahrscheinlich auf eine ferne Kometenwolke, die derzeit das Sonnensystem umhüllt – die Oortsche Wolke. Von Zeit zu Zeit werden einige Kometen durch die Gravitation auf kürzere elliptische Bahnen gezwungen, die sie in das innere Sonnensystem bringen.

3. Mehrere kleine, die Sonne umkreisende Körper, die erst vor kurzem entdeckt wurden, sind zusammen mit Kometen Überbleibsel der Planetesimalen, die sich zu den äußeren Planeten und ihren Satelliten angesammelt haben. Unbeeinflusst von den Prozessen der planetarischen Differenzierung können Kometen uns über die Natur der Festkörper erzählen, die in den äußeren Bereichen des alten Sonnennebels kondensiert sind.

14.2 Kometen

Kometen, die lange als Vorzeichen für Unglück und Katastrophe angesehen wurden, können uns letztendlich wichtige Daten liefern, die notwendig sind, um viele Mysterien im Zusammenhang mit der Entstehung der Planeten zu erklären. Einzelne Kometen stellen einen sehr kleinen Teil der Gesamtmasse des Sonnensystems dar und die meisten kreisen in so großen Entfernungen um die Sonne, dass sie von unserem Sonnensystem fast verloren gehen. Daher neigen wir dazu, sie zu ignorieren, aber die jüngste Rückkehr des Halleyschen Kometen in das innere Sonnensystem hat Kometen wieder ins Rampenlicht gerückt.

Es wird angenommen, dass die meisten Kometen im Kuiper Gürtel oder eine lose definierte Gruppe namens Oort Cloud in den äußersten Bereichen des Sonnensystems. Es gibt keine direkten Beweise für die Existenz der Oortschen Wolke, aber ihre Anwesenheit wird aus der stark elliptischen Natur der Kometenbahnen abgeleitet, die viele von ihnen sehr weit von der Sonne entfernt führen (Abbildung 14.1). Darüber hinaus sind die Umlaufbahnen von Kometen mit langen Umlaufzeiten nicht auf dieselbe Ebene wie die Planeten beschränkt. So erstreckt sich eine lose Kometenwolke, von der spekuliert wird, dass sie das Sonnensystem umgibt, bis zu 200.000 Mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde, ein Zehntel der Entfernung zum nächsten Stern. Einige Schätzungen behaupten, dass dieses Kometenreservoir bis zu 7 Billionen Kometen mit einer Gesamtmasse von 50 Mal der Erdmasse enthält.

Eine weitere spekulative Kometengruppe könnte näher am Pluto liegen, im sogenannten Kuipergürtel. Diese Gruppe kann Kometen mit kurzen Umlaufzeiten produzieren, die normalerweise Umlaufbahnen haben, die in derselben Ebene wie der Rest der Planeten liegen. Der Kuipergürtel könnte von einem Überrest der Kometengruppe bevölkert sein, die ausgestoßen wurde, um die Oortsche Wolke zu bilden. Die Gesamtzahl der Kometen in diesem die Sonne umkreisenden Gürtel ist wahrscheinlich klein im Vergleich zu der für die Oortsche Wolke geschätzten. Diese Gruppe kann weniger als 1000 Leichen enthalten. Pluto und Charon gelten als Mitglieder des Kuipergürtels.

Da einzelne Kometen so klein sind, sind sie erst sichtbar, wenn sie sich der Umlaufbahn des Mars nähern. Sobald wir uns in unserem Sichtbereich befinden, erscheinen die meisten Kometen wie in Abbildung 14.2. Der kugelförmige, diffuse Bereich an der Vorderseite des Kometen wird als Koma bezeichnet und kann einen Durchmesser von 100.000 bis über 1.000.000 km haben. Im Inneren der Koma befindet sich ein kleiner, fester Körper namens Kern, der wahrscheinlich nicht mehr als 1 bis vielleicht 100 km groß ist. Aus dem Koma strömt ein langer heller Schweif in eine Richtung, die immer von der Sonne weg ist. Diese prächtigen Schwänze können sich über mehrere zehn Millionen Kilometer erstrecken. Ein Komet entwickelt erst in Sonnennähe eine Koma oder einen Schweif. Koma und Schweif entstehen, wenn Eis im Kern sublimiert oder verdampft, Staubpartikel mitnimmt und durch den Sonnenwind wegströmt.

14.3 Komet Halley

Die Passage des Halleyschen Kometen 1986 durch das innere Sonnensystem bot fünf Raumfahrzeugen die Möglichkeit, ihn zu untersuchen, was die Informationen aus bodengestützten Kometenstudien ergänzte. Die chemische Zusammensetzung der Kometenkerne ist entscheidend für das Verständnis der Entstehung von Kometen und Niedertemperatur-Nebelkondensaten. Spektroskopische Studien des Halleyschen Kometen zeigen, dass die Gas- und Staubwolke aus einer Vielzahl von Molekülen bestand, die aus flüchtigen Elementen bestehen – Wasserstoff, Stickstoff, Kohlenstoff und Natrium. Achtzig Prozent des Gases bestehen aus Wasser. Bezeichnend für unsere Modelle der Natur des äußeren Sonnennebels ist Kohlenmonoxid-Eis im Kern von Halley. Magnesium, Eisen, Silizium und Nickel, wahrscheinlich in Staubpartikeln, können nachgewiesen werden, wenn Kometen der Sonne sehr nahe kommen. Dies wird so interpretiert, dass der Kern aus kohlenstoffhaltigen Materialien und hydratisierten Silikatmineralien besteht, die in einer Matrix aus Wasser und anderem Eis (Kohlenmonoxid, Kohlendioxid, Methan und Ammoniak) gemischt sind. Die Temperatur innerhalb des Kerns kann nur 25 bis 40 K betragen. Die Raumsonde fand viele Partikel, die in ihrer Zusammensetzung primitiven kohlenstoffhaltigen Chondriten ähnelten (Kapitel 8). Ungefähr ein Drittel des Komas bestand aus organischen Molekülen, von denen einige von derselben Art in diesen primitiven Meteoriten identifiziert wurden. Beweise vom Halleyschen Kometen zeigen, dass Silikate nur als flauschige, staubgroße Partikel existieren können, daher die gängige Beschreibung von Kometen als schmutzige Schneebälle.

Obwohl von Gas- und Staubströmen verdeckt, zeigten Fotografien von Halleys Kern durch die Sonde Giotto der Europäischen Weltraumorganisation und die sowjetische Vega, dass es sich um eine unregelmäßige dunkle Masse von 15 km Länge und etwa 7 km Breite handelte (Abbildung 14.3). Schätzungen der Dichte des Kerns reichen von 0,1 bis 0,4 g/cm 3 . Der Kern ist offenbar recht flauschig und locker zusammengehalten. Der größte Teil des Kometen ist leerer Raum, ein kosmischer Biskuitkuchen. Raumfahrzeugfotos zeigten auch schmale Gasstrahlen, die aus mehreren Bereichen auf der Tagseite des Halleyschen Kerns ausbrachen. Diese Gasstrahlen scheinen sich entlang von Rissen zu bilden und ermöglichen, dass das durch die Sublimation des inneren Eises gebildete Gas ausbricht. Die Jets werden durch einen Prozess gebildet, der dem der Geysire auf Triton sehr ähnlich ist. Halleys Jets stoßen Staub mit einer Geschwindigkeit von bis zu 10 Tonnen pro Sekunde aus. Das ausgestoßene Material bildet das Koma und wird weggefegt, um den Schwanz zu bilden. Der Kern des Kometen ist ungefähr so dunkel wie das dunkle Material im Fleck auf Saturns Iapetus. Anscheinend bleibt in Sonnennähe ein dicker Rückstand aus dunklem kohlenstoffhaltigem und silikatischem Staub zurück, der sich auf der Oberfläche des Kerns ansammelt, während das flüchtigere Eis unter der Kruste durch die Sonnenwärme verdampft und durch die Strahlen ausbricht (Abbildung 14.4 ). Die dunkle, staubige Verzögerungsablagerung kann sich verdicken und eine Rüstung bilden, die das eisige Innere bedeckt und schützt. Trotzdem verliert Halley bei jedem Eintritt in das innere Sonnensystem 1/1000 seiner Masse durch diese Prozesse.

Wenn ein Komet in einem sonnenfernen Teil seiner Umlaufbahn zu sehen wäre, würde er wahrscheinlich wie ein dunkler Asteroid aussehen. Die Gase sind unter der Oberfläche fest gefroren. In diesem Teil seiner Umlaufbahn würde es kein Koma oder Schweif geben. Die Unterscheidung zwischen Asteroiden und Kometen ist in der Tat unscharf. Asteroiden sind Körper, die nicht entgasen und helle Komas entwickeln, aber was passiert mit einem Kometenkern, der in den Silikattrümmern vergraben ist, die sich nach Jahrtausenden der Sublimation an seiner Oberfläche angesammelt haben? Die Verdampfung flüchtiger Stoffe aus dem Inneren könnte erstickt werden und die Körper würden wie Asteroiden aussehen.

(A) Komet Tempel 1 wie von der Raumsonde Deep Impact fotografiert. Kurz nach der Aufnahme des linken Bildes stürzte die Raumsonde auf die Oberfläche des Kometen und setzte einen Sprühnebel aus verdampften Strahlen frei, die mit Teleskopen auf der Erde untersucht werden konnten. Der Kern von Tempel 1 ist nur ca. 8 km breit. (NASA/JPL/University of Maryland: PIA02142 und PIA02137)

14.4 Planetesimale des äußeren Sonnensystems

Obwohl nicht so häufig wie die kleinen Körper des Sonnensystems, wurden im äußeren Sonnensystem immer mehr kleine eisige Körper entdeckt. Immer empfindlichere Teleskope wurden verwendet, um diese eisigen Äquivalente der Asteroiden aufzuspüren. Neben Pluto und seinen Monden wurden mehrere kleine Körper mit Umlaufbahnen jenseits der von Neptun entdeckt. Die meisten haben noch keine formellen Namen. Liegen sie innerhalb von 50 AE, werden sie in der Regel dem Kuiper Gürtel (1 AE ist der Abstand zwischen Erde und Sonne. Neptun umkreist die Sonne mit etwa 30 AE.) Wenn sie darüber hinaus sind, gehören sie wahrscheinlich zu einer "kugelförmigen" Ansammlung namens Oort-Wolke.

Diese Entdeckungen zeigen, dass das äußere Sonnensystem mit Materialbrocken übersät ist, die von der Bildung der Gasriesen übrig geblieben sind, genau wie die Überreste von Akkretionen, die noch im inneren Sonnensystem gefunden werden, die wir Asteroiden nennen. Diese Körper könnten sich im gleichen Teil des alten Sonnennebels gebildet haben, von dem viele Kometen angenommen werden, dass sie entstanden sind. Darüber hinaus haben sie viele ähnliche Eigenschaften, einschließlich eisreicher Zusammensetzungen. Phoebe, einer der äußeren eingefangenen Satelliten des Saturn, ähnelt in Größe und Farbe Chiron. Es schließt sich den Reihen von Pluto, Charon und Triton als Vertreter einer einst viel größeren Population von Planetesimalen des äußeren Sonnensystems an. Der Hauptunterschied zwischen diesen Körpern und Kometen könnte darin bestehen, dass ihre Umlaufbahnen sie niemals in die Nähe des warmen Herdes des inneren Sonnensystems bringen. Daher fehlen ihnen Komas und Schwänze und ihre Größe nimmt nicht mit jeder vorbeiziehenden Umlaufbahn ab.

14.5 Ursprung und Geschichte der Kometen

Die Umlaufbahnen von Kometen und der hohe Gehalt an flüchtigen Stoffen zeigen, dass sie sich im kühlen (bis zu 20 K) Teil des Sonnennebels gebildet haben. Einige Planetenwissenschaftler haben postuliert, dass sich Kometen als kleine Planetesimale zwischen Uranus und Neptun oder sogar noch weiter draußen in der Nähe von Pluto gebildet haben. Es gibt keinen Grund zu der Annahme, dass der alte Sonnennebel bei Pluto endete. Studien an anderen Sternen zeigen, dass Nebel um junge Sterne bis zu 20-mal weiter als die Pluto-Sonne-Entfernung vom Zentralstern entfernt sind. Kommt es dort zur Kondensation von Feststoffen, enthalten die Feststoffe höchstwahrscheinlich einen großen Anteil an Eis, genau wie Kometen in unserem Sonnensystem. Eine derart ausgedehnte Nebelscheibe kann aus mehreren Gründen keine großen Planeten bilden. Erstens nahm wahrscheinlich die Dichte des Materials im Sonnennebel mit zunehmender Entfernung von der Sonne ab. Es gab einfach weniger Material, um Planetesimale und Planeten zusammenzusetzen. Zweitens wäre die Zeit zwischen Kollisionen zwischen Planetesimalen aufgrund der langen Umlaufzeiten im äußeren Sonnensystem lang. Folglich würde die Akkretion langsam sein.

Nachdem sich ein eisiger Körper in der Nähe von Uranus oder Neptun gebildet hatte, hat die Gravitationsenergie des Jupiter möglicherweise seine Umlaufbahn verändert und ihn in die ferne Oort-Wolke katapultiert, eine Hülle dieser kosmischen Trümmer, die bei der Planetenentstehung übrig geblieben sind. Spätere Gravitationsstörungen, vielleicht von anderen Sternen, veränderten die Umlaufbahnen einiger Kometen weiter und trieben einen stetigen Strom von "neuen" Kometen mit kürzeren Umlaufzeiten an, die das innere Sonnensystem durchqueren. In der Antike könnten diejenigen, die in das innere Sonnensystem eintraten, einige der Einschlagsmerkmale erzeugt haben, die wir heute auf den Planeten und ihren Satelliten sehen. Tatsächlich könnte es sich um einen kleinen Kometen gehandelt haben, der 1908 über Sibirien explodierte und kilometerlange Bäume umriss, aber keinen Krater schuf. Wenn ein kurzzeitiger Komet nicht mit einem Planeten oder Mond kollidiert, verdampft sein Eis schließlich und streut seine staubigen kohlenstoffhaltigen und silikatischen Fraktionen durch das Sonnensystem.

Die letzten Tage des Kometen Shoemaker-Levy 9 veranschaulichen das Schicksal Tausender Kometen davor (Abbildung 14.5). Dieser Komet wurde 1993 entdeckt, kurz nachdem er in die Nähe von Jupiter geflogen war. Dort zerriss die massive Gravitationskraft des Planeten den Kometen in eine Reihe von mindestens 20 perfekt ausgerichteten Fragmenten, die wie eine umlaufende Perlenkette aufgereiht waren. Der fragmentierte Komet wurde zu einem Satelliten des Jupiter, der in einer hochexzentrischen Umlaufbahn um den Planeten schwingt. Jeder neu gebildete Kern war von einer Koma und einem Schweif aus Gas und Staub umgeben, was es schwierig machte, die genaue Größe der eisigen Fragmente zu messen. Den besten Schätzungen zufolge hatte der größte einen Durchmesser von weniger als etwa 3 km. Im Sommer 1994 kollidierten die Juwelen dieser Kometenkette einer nach dem anderen mit dem Jupiter und verursachten eine Reihe spektakulärer Explosionen in der wasserstoffreichen Atmosphäre des Riesenplaneten. Diese Explosionen waren die stärksten Kollisionsserien, die jemals von Menschen beobachtet wurden, was mehreren Millionen Megatonnen TNT entspricht (Abbildung 14.6). Bevor sie explodierten, drangen die Fragmente durch die Wolken auf der Nachtseite des Jupiter. Die schnelle Rotation des Planeten brachte schnell die Einschlagsorte ins Blickfeld.

Umlaufen die meisten Kometen in derselben Ebene wie die Planeten?

Es gibt drei (ish) Arten von Kometen. Kurzperiodische Kometen des inneren Sonnensystems, kurzperiodische Kometen des äußeren Sonnensystems und langperiodische Kometen. Ein typischer kurzperiodischer Komet des inneren Systems könnte etwa 9P/Tempel 1 sein, der die Sonne alle 5,6 Jahre umkreist und eine Bahnneigung von 10,5 Grad hat. Ein typischer kurzperiodischer Komet des äußeren Sonnensystems könnte so etwas wie der Halleysche Komet sein, der alle 75 Jahre die Sonne umkreist und eine Neigung von 162 Grad hat (was ihn effektiv retrograd macht). Ein typischer langperiodischer Komet könnte Hyakutake mit einer Periode von etwa 70.000 Jahren (und einem Aphel von etwa 3400 AE) und einer Neigung von 124 Grad sein.

Die meisten Kometen sind wahrscheinlich unentdeckt und existieren im Kuiper-Gürtel durch die Oortsche Wolke, da sie während der menschlichen Zivilisation der Erde nie nahe genug gekommen sind, um als stereotypischer Komet mit einem Schweif sichtbar zu sein. Diese Kometen haben eine ziemlich große Neigungsverteilung, sie sind nicht genau kugelförmig verteilt, aber sie haben einen größeren Neigungsbereich als die Planeten.

Liegen Kometenbahnen in derselben Ebene wie die anderen Planeten? - Astronomie

Ein Orbit ist der Weg, dem ein Objekt um ein anderes Objekt folgt. Das Wort Orbit wird normalerweise mit Himmelsobjekten in Verbindung gebracht. Es gibt zwei Arten von Umlaufbahnen: geschlossene Umlaufbahnen sind solche, bei denen das fragliche Objekt nach einiger Zeit an denselben Ort zurückkehren kann, und offene Umlaufbahnen sind solche, bei denen das Objekt nie zurückkehrt. Die Planeten unseres Sonnensystems folgen geschlossenen Bahnen. Viele der Kometen, die wir sehen, befinden sich auf offenen Umlaufbahnen, was bedeutet, dass sie einmal an der Sonne vorbeiziehen und dann in den interstellaren Raum fliegen.

In unserem Sonnensystem liegen alle Planetenbahnen auf derselben flachen, imaginären Oberfläche, der sogenannten Ekliptik. Die Ekliptikebene ist definiert als die ebene Fläche, die die Umlaufbahn der Erde um die Sonne enthält. Die Ekliptik enthält also immer die Erde und die Sonne. Die Umlaufbahnen der anderen Planeten sind gegenüber der Ekliptikebene um einige Grad geneigt.

Alle Planeten kreisen in die gleiche Richtung, die von oberhalb der Ekliptikebene (d. h. aus Richtung des Nordpols der Ekliptik) gegen den Uhrzeigersinn betrachtet wird. Diese Ähnlichkeit der Bahnrichtungen kommt nicht von ungefähr, sondern ist auf den Entstehungsprozess des Sonnensystems zurückzuführen.

Prograde und retrograde Bewegung

Wir betrachten die Sonne und Planeten von unserer Erde aus. Da die Erde in Bewegung ist, nehmen wir seltsame Bewegungen der Planeten wahr. Die Sonne scheint sich immer in die gleiche Richtung durch die Sterne zu bewegen, mit einer Geschwindigkeit von 360 Grad alle 365 Tage oder etwa 1 Grad pro Tag. Die Richtung der scheinbaren Drift der Sonne wird als Osten definiert. Wir nennen die Bewegung nach Osten "vorwärts" oder "prograde Bewegung" oder manchmal "Progradation".

Planeten scheinen sich im Allgemeinen in die gleiche Richtung wie die Sonne zu bewegen, kehren jedoch gelegentlich ihre scheinbare Richtung um und bewegen sich für einige Monate nach Westen. Diese kurzlebige, periodische Westbewegung wird "Rückwärts" oder "Rückwärtsbewegung" oder manchmal "Retrogradation" genannt. Retrogradation tritt auf, wenn ein schnellerer Planet einen langsameren Planeten überholt. Bei Planeten außerhalb der Erdumlaufbahn scheint dieser Planet hinter uns zurückzubleiben, wenn die Erde jeden Planeten überholt, was den Anschein einer Westbewegung erweckt. Diese Bewegung ist nicht real, sondern ein Effekt, der durch unsere Perspektive auf eine sich bewegende Erde verursacht wird. Ebenso scheinen Planeten, die näher an der Sonne als an der Erde liegen, eine rückläufige Bewegung zu erfahren, wenn sie uns auf der inneren Bahn passieren.

Vortrag:Orbitalebene (Astronomie)

Pfffttt! —Vorhergehender unsignierter Kommentar hinzugefügt von 75.166.179.110 (Talk) 00:54, 18. Mai 2010 (UTC)

Der zweite Satz, erster Absatz sagt "All diese Umlaufbahnen [von jedem Planeten, Kometen oder Asteroiden, die die Sonne umkreisen] reihen sich aneinander und bilden eine halbflache Scheibe, die Orbitalebene genannt wird". Alle von ihnen kreisen in derselben einzigen Ebene? Ich weiß nicht viel über das Sonnensystem, aber das klingt unglaublich unwahrscheinlich. Klingt aber so, als würde der Autor sagen. Wenn dies nicht der Fall ist, sollte dieser Satz in etwas wie "Jeder dieser Orbits richtet sich nach sich selbst machend" geändert werden. Jemand mit Ahnung von Astronomie sollte diesen Artikel aus Gründen der Klarheit und/oder Genauigkeit bearbeiten. Leider bin ich nicht so jemand.

"Halbflach" ist richtig: Da sich Sonnensysteme (oder Galaxien) aus einer 3D-Kugel aus Gas/Materie entwickeln, bedeuten Kollisionen zwischen den Teilchen, dass sich der Impuls in die meisten Richtungen aufhebt und eine sich drehende, fast flache Scheibe zurücklässt. Ich glaube nicht, dass dies ein einfaches Konzept ist, aber es hilft zu verstehen, warum sich die meisten Planeten in unserem Sonnensystem in fast derselben Orbitalebene befinden und sich in dieselbe Richtung drehen. Eine der üblichen Video-Sharing-Sites hat mehrere nette Simulationen, die dies zeigen, von denen die von MinutePhysics eine ist. Klbrain (Vortrag) 20:54, 23. Dezember 2016 (UTC)

Die Kommentare unten wurden ursprünglich bei Talk:Orbital plane (Astronomy)/Comments hinterlassen und werden hier für die Nachwelt veröffentlicht. Nach mehreren Diskussionen in den letzten Jahren sind diese Unterseiten nun veraltet. Die Kommentare können in diesem Fall irrelevant oder veraltet sein. Bitte entfernen Sie diesen Abschnitt.

Der Artikel über Umlaufbahnen erwähnt nicht die Variation zwischen den Umlaufbahnen der Planeten. Inwieweit weichen die Umlaufebenen verschiedener Planeten von der Erde ab?s Orbitalebene? Ist das mehr oder weniger zufällig? Ujerdr 14:32, 10. März 2007 (UTC)

Zuletzt bearbeitet am 10. März 2007 um 14:32 Uhr (UTC). Ersetzt um 01:56 Uhr, 30. April 2016 (UTC)

7.4 Ursprung des Sonnensystems

Ein Großteil der Astronomie wird von dem Wunsch motiviert, den Ursprung der Dinge zu verstehen: zumindest teilweise Antworten auf uralte Fragen zu finden, wo das Universum, die Sonne, die Erde und wir selbst herkommen. Jeder Planet und Mond ist ein faszinierender Ort, der unsere Vorstellungskraft anregen kann, wenn wir versuchen, uns vorzustellen, wie es wäre, ihn zu besuchen. Zusammengenommen bewahren die Mitglieder des Sonnensystems Muster, die uns über die Entstehung des gesamten Systems erzählen können. Zu Beginn unserer Erforschung der Planeten möchten wir unser modernes Bild von der Entstehung des Sonnensystems vorstellen.

Die jüngste Entdeckung von Hunderten von Planeten im Orbit um andere Sterne hat Astronomen gezeigt, dass sich viele exoplanetare Systeme stark von unserem eigenen Sonnensystem unterscheiden können. Zum Beispiel ist es üblich, dass diese Systeme Planeten enthalten, die zwischen unseren terrestrischen und riesigen Planeten liegen. Diese werden oft genannt Supererden. Einige Exoplanetensysteme haben sogar riesige Planeten in der Nähe des Sterns, was die Reihenfolge umkehrt, die wir in unserem System sehen. In Die Geburt der Sterne und die Entdeckung von Planeten außerhalb des Sonnensystems werden wir uns diese Exoplanetensysteme ansehen. Aber jetzt konzentrieren wir uns auf Theorien darüber, wie sich unser eigenes spezielles System gebildet und entwickelt hat.

Looking for Patterns

One way to approach our question of origin is to look for regularities among the planets. We found, for example, that all the planets lie in nearly the same plane and revolve in the same direction around the Sun. The Sun also spins in the same direction about its own axis. Astronomers interpret this pattern as evidence that the Sun and planets formed together from a spinning cloud of gas and dust that we call the solar nebula ( Figure 1 ).

Solar Nebula.

Figure 1.This artist’s conception of the solar nebula shows the flattened cloud of gas and dust from which our planetary system formed. Icy and rocky planetesimal s (precursors of the planets) can be seen in the foreground. The bright center is where the Sun is forming. (credit: William K. Hartmann, Planetary Science Institute)

The composition of the planets gives another clue about origins. Spectroscopic analysis allows us to determine which elements are present in the Sun and the planets. The Sun has the same hydrogen-dominated composition as Jupiter and Saturn, and therefore appears to have been formed from the same reservoir of material. In comparison, the terrestrial planets and our Moon are relatively deficient in the light gases and the various ices that form from the common elements oxygen, carbon, and nitrogen. Instead, on Earth and its neighbors, we see mostly the rarer heavy elements such as iron and silicon. This pattern suggests that the processes that led to planet formation in the inner solar system must somehow have excluded much of the lighter materials that are common elsewhere. These lighter materials must have escaped, leaving a residue of heavy stuff.

The reason for this is not hard to guess, bearing in mind the heat of the Sun. The inner planets and most of the asteroids are made of rock and metal, which can survive heat, but they contain very little ice or gas, which evaporate when temperatures are high. (To see what we mean, just compare how long a rock and an ice cube survive when they are placed in the sunlight.) In the outer solar system, where it has always been cooler, the planets and their moons, as well as icy dwarf planets and comets, are composed mostly of ice and gas.

The Evidence from Far Away

A second approach to understanding the origins of the solar system is to look outward for evidence that other systems of planets are forming elsewhere. We cannot look back in time to the formation of our own system, but many stars in space are much younger than the Sun. In these systems, the processes of planet formation might still be accessible to direct observation. We observe that there are many other “solar nebulas” or circumstellar disks—flattened, spinning clouds of gas and dust surrounding young stars. These disks resemble our own solar system’s initial stages of formation billions of years ago ( Figure 2 ).

Atlas of Planetary Nurseries.

Figure 2.These Hubble Space Telescope photos show sections of the Orion Nebula , a relatively close-by region where stars are currently forming. Each image shows an embedded circumstellar disk orbiting a very young star. Seen from different angles, some are energized to glow by the light of a nearby star while others are dark and seen in silhouette against the bright glowing gas of the Orion Nebula. Each is a contemporary analog of our own solar nebula—a location where planets are probably being formed today. (credit: modification of work by NASA/ESA, L. Ricci (ESO))

Building Planets

Circumstellar disks are a common occurrence around very young stars, suggesting that disks and stars form together. Astronomers can use theoretical calculations to see how solid bodies might form from the gas and dust in these disks as they cool. These models show that material begins to coalesce first by forming smaller objects, precursors of the planets, which we call planetesimals.

Today’s fast computers can simulate the way millions of planetesimals, probably no larger than 100 kilometers in diameter, might gather together under their mutual gravity to form the planets we see today. We are beginning to understand that this process was a violent one, with planetesimals crashing into each other and sometimes even disrupting the growing planets themselves. As a consequence of those violent impacts (and the heat from radioactive elements in them), all the planets were heated until they were liquid and gas, and therefore differentiated, which helps explain their present internal structures.

The process of impacts and collisions in the early solar system was complex and, apparently, often random. The solar nebula model can explain many of the regularities we find in the solar system, but the random collisions of massive collections of planetesimals could be the reason for some exceptions to the “rules” of solar system behavior. For example, why do the planets Uranus and Pluto spin on their sides? Why does Venus spin slowly and in the opposite direction from the other planets? Why does the composition of the Moon resemble Earth in many ways and yet exhibit substantial differences? The answers to such questions probably lie in enormous collisions that took place in the solar system long before life on Earth began.

Today, some 4.5 billion years after its origin, the solar system is—thank goodness—a much less violent place. As we will see, however, some planetesimals have continued to interact and collide, and their fragments move about the solar system as roving “transients” that can make trouble for the established members of the Sun’s family, such as our own Earth. (We discuss this “troublemaking” in Comets and Asteroids: Debris of the Solar System.)

Schlüsselkonzepte und Zusammenfassung

Regularities among the planets have led astronomers to hypothesize that the Sun and the planets formed together in a giant, spinning cloud of gas and dust called the solar nebula. Astronomical observations show tantalizingly similar circumstellar disks around other stars. Within the solar nebula, material first coalesced into planetesimals many of these gathered together to make the planets and moons. The remainder can still be seen as comets and asteroids. Probably all planetary systems have formed in similar ways, but many exoplanet systems have evolved along quite different paths, as we will see in Cosmic Samples and the Origin of the Solar System.

For Further Exploration

Collaborative Group Activities

Discuss and make a list of the reasons why we humans might want to explore the other worlds in the solar system. Does your group think such missions of exploration are worth the investment? Warum?
Your instructor will assign each group a world. Your task is to think about what it would be like to be there. (Feel free to look ahead in the book to the relevant chapters.) Discuss where on or around your world we would establish a foothold and what we would need to survive there.
In the There’s No Place Like Home feature, we discuss briefly how human activity is transforming our planet’s overall environment. Can you think of other ways that this is happening?
Some scientists criticized Carl Sagan for “wasting his research time” popularizing astronomy. To what extent do you think scientists should spend their time interpreting their field of research for the public? Why or why not? Are there ways that scientists who are not as eloquent or charismatic as Carl Sagan or Neil deGrasse Tyson can still contribute to the public understanding of science?
Your group has been named to a special committee by the International Astronomical Union to suggest names of features (such as craters, trenches, and so on) on a newly explored asteroid. Given the restriction that any people after whom features are named must no longer be alive, what names or types of names would you suggest? (Keep in mind that you are not restricted to names of people, by the way.)
A member of your group has been kidnapped by a little-known religious cult that worships the planets. They will release him only if your group can tell which of the planets are currently visible in the sky during the evening and morning. You are forbidden from getting your instructor involved. How and where else could you find out the information you need? (Be as specific as you can. If your instructor says it’s okay, feel free to answer this question using online or library resources.)
In the Carl Sagan: Solar System Advocate feature, you learned that science fiction helped spark and sustain his interest in astronomy. Did any of the members of your group get interested in astronomy as a result of a science fiction story, movie, or TV show? Did any of the stories or films you or your group members saw take place on the planets of our solar system? Can you remember any specific ones that inspired you? If no one in the group is into science fiction, perhaps you can interview some friends or classmates who are and report back to the group.
A list of NASA solar system spacecraft missions can be found at http://www.nasa.gov/content/solar-missions-list. Your instructor will assign each group a mission. Look up when the mission was launched and executed, and describe the mission goals, the basic characteristics of the spacecraft (type of instruments, propellant, size, and so on), and what was learned from the mission. If time allows, each group should present its findings to the rest of the class.
What would be some of the costs or risks of developing a human colony or base on another planetary body? What technologies would need to be developed? What would people need to give up to live on a different world in our solar system?

Rezensionsfragen

Venus rotates backward and Uranus and Pluto spin about an axis tipped nearly on its side. Based on what you learned about the motion of small bodies in the solar system and the surfaces of the planets, what might be the cause of these strange rotations?

What is the difference between a differentiated body and an undifferentiated body, and how might that influence a body’s ability to retain heat for the age of the solar system?

What does a planet need in order to retain an atmosphere? How does an atmosphere affect the surface of a planet and the ability of life to exist?

Which type of planets have the most moons? Where did these moons likely originate?

What is the difference between a meteor and a meteorite?

Explain our ideas about why the terrestrial planets are rocky and have less gas than the giant planets.

Do all planetary systems look the same as our own?

What is comparative planetology and why is it useful to astronomers?

What changed in our understanding of the Moon and Moon-Earth system as a result of humans landing on the Moon’s surface?

If Earth was to be hit by an extraterrestrial object, where in the solar system could it come from and how would we know its source region?

List some reasons that the study of the planets has progressed more in the past few decades than any other branch of astronomy.

Imagine you are a travel agent in the next century. An eccentric billionaire asks you to arrange a “Guinness Book of Solar System Records” kind of tour. Where would you direct him to find the following (use this chapter and Appendix F and Appendix G):

the least-dense planet
the densest planet
the largest moon in the solar system
excluding the jovian planets, the planet where you would weigh the most on its surface (Hint: Weight is directly proportional to surface gravity.)
the smallest planet
the planet that takes the longest time to rotate
the planet that takes the shortest time to rotate
the planet with a diameter closest to Earth’s
the moon with the thickest atmosphere
the densest moon
the most massive moon

What characteristics do the worlds in our solar system have in common that lead astronomers to believe that they all formed from the same “mother cloud” (solar nebula)?

How do terrestrial and giant planets differ? List as many ways as you can think of.

Why are there so many craters on the Moon and so few on Earth?

How do asteroids and comets differ?

How and why is Earth’s Moon different from the larger moons of the giant planets?

Where would you look for some “original” planetesimals left over from the formation of our solar system?

Describe how we use radioactive elements and their decay products to find the age of a rock sample. Is this necessarily the age of the entire world from which the sample comes? Explain.

What was the solar nebula like? Why did the Sun form at its center?

Thought Questions

What can we learn about the formation of our solar system by studying other stars? Explain.

Earlier in this chapter, we modeled the solar system with Earth at a distance of about one city block from the Sun. If you were to make a model of the distances in the solar system to match your height, with the Sun at the top of your head and Pluto at your feet, which planet would be near your waist? How far down would the zone of the terrestrial planets reach?

Seasons are a result of the inclination of a planet’s axial tilt being inclined from the normal of the planet’s orbital plane. For example, Earth has an axis tilt of 23.4° (Appendix F). Using information about just the inclination alone, which planets might you expect to have seasonal cycles similar to Earth, although different in duration because orbital periods around the Sun are different?

Again using Appendix F, which planet(s) might you expect not to have significant seasonal activity? Warum?

Again using Appendix F, which planets might you expect to have extreme seasons? Warum?

Using some of the astronomical resources in your college library or the Internet, find five names of features on each of three other worlds that are named after real people. In a sentence or two, describe each of these people and what contributions they made to the progress of science or human thought.

Explain why the planet Venus is differentiated, but asteroid Fraknoi, a very boring and small member of the asteroid belt, is not.

Would you expect as many impact craters per unit area on the surface of Venus as on the surface of Mars? Why or why not?

Interview a sample of 20 people who are not taking an astronomy class and ask them if they can name a living astronomer. What percentage of those interviewed were able to name one? Typically, the two living astronomers the public knows these days are Stephen Hawking and Neil deGrasse Tyson. Why are they better known than most astronomers? How would your result have differed if you had asked the same people to name a movie star or a professional basketball player?

Using Appendix G, complete the following table that describes the characteristics of the Galilean moons of Jupiter, starting from Jupiter and moving outward in distance.

Table A

Moon	Semimajor Axis (km 3 )	Durchmesser	Density (g/cm 3 )
Io
Europa
Ganymed
Kallisto

This system has often been described as a mini solar system. Why might this be so? If Jupiter were to represent the Sun and the Galilean moons represented planets, which moons could be considered more terrestrial in nature and which ones more like gas/ice giants? Warum? (Hint: Use the values in your table to help explain your categorization.)

Figuring for Yourself

Calculate the density of Jupiter. Show your work. Is it more or less dense than Earth? Warum?

Calculate the density of Saturn. Show your work. How does it compare with the density of water? Explain how this can be.

What is the density of Jupiter’s moon Europa (see Appendix G for data on moons)? Show your work.

Look at Appendix F and Appendix G and indicate the moon with a diameter that is the largest fraction of the diameter of the planet or dwarf planet it orbits.

Barnard’s Star, the second closest star to us, is about 56 trillion (5.6 × 10 12 ) km away. Calculate how far it would be using the scale model of the solar system given in Overview of Our Planetary System.

A radioactive nucleus has a half-life of 5 × 10 8 years. Assuming that a sample of rock (say, in an asteroid) solidified right after the solar system formed, approximately what fraction of the radioactive element should be left in the rock today?