Welche Monde haben Kühlfallen? (d.h. geringe Ekliptikneigung in Orbital- und Rotationsachse)

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Sowohl der Mond als auch Merkur haben polare Kühlfallen in polaren Kratern mit Anzeichen von flüchtigen Stoffen. Auf einem Mond im äußeren Sonnensystem, der ohnehin aus flüchtigen Stoffen besteht, ist das natürlich nicht so interessant. Aber nehmen wir an, es gibt eine Verwendung für sehr kalte Immobilien, die von der Sonne abgeschirmt sind.

Welche Monde sind Kandidaten für ewig beschattete (oder ewig sonnenbeschienene) Regionen, und wären sie nicht noch kälter als die auf dem Mond? Jupiter und Neptun haben weniger als 2 Grad Neigung, daher sind ihre Monde vielleicht gute Kandidaten.

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Viele der Monde von Jupiter und Saturn sind durch die Gezeiten gesperrt und bewegen wahrscheinlich Eis von ihren äquatorialen Regionen in ihre Polarregionen. Ganymed ist das beste Beispiel für helle Polkappen und eine dunkle Äquatorzone. Auf all diesen Monden findet ein Migrationsprozess statt, bei dem das Licht der Sonne von Wassereismolekülen absorbiert wird und sie auf zufällige Sprünge schickt. Nach einem langen zufälligen Spaziergang landen sie schließlich in der Nähe des Pols, wo sie lange bleiben, auch wenn sie sich nicht in einem ewigen Schatten befinden, und sie bleiben dort fast für immer, wenn sie es sind.

Wenn der Mond jedoch überall eine sehr dicke Eisschicht hat, hat sich dieser Prozess möglicherweise nicht tief genug eingegraben, so dass er immer noch überall mit Eis bedeckt ist, in diesem Fall ist es schwer, den Effekt zu sehen.

Haumea oder Ataecina

Haumea, formale Bezeichnung 136108 Haumea, ist ein Zwergplanet, der sich jenseits der Umlaufbahn von Neptun befindet. Es ist nur ein Drittel der Masse von Pluto und wurde 2004 von einem Team unter der Leitung von Mike Brown von Caltech am Palomar-Observatorium in den Vereinigten Staaten und 2005 von einem Team unter der Leitung von JL Ortiz am Sierra Nevada-Observatorium in Spanien entdeckt , obwohl letztere Behauptung angefochten wurde und beides nicht offiziell ist. Am 17. September 2008 wurde es als Zwergplanet von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) und benannt nach &ldquoHaumea&rdquo, der hawaiianischen Geburtsgöttin.

Haumea&rsquos Seine extreme Dehnung macht ihn einzigartig unter den bekannten Zwergplaneten. Obwohl seine Form nicht direkt beobachtet wurde, deuten Berechnungen seiner Lichtkurve darauf hin, dass es sich um ein Ellipsoid handelt, dessen Hauptachse doppelt so lang ist wie seine Nebenachse. Nichtsdestotrotz wird angenommen, dass seine Schwerkraft ausreicht, um sich in das hydrostatische Gleichgewicht zu entspannen und damit die Definition eines Zwergplaneten zu erfüllen. Diese Dehnung, zusammen mit seiner ungewöhnlich schnellen Rotation, der hohen Dichte und der hohen Albedo (ab einer Oberfläche von kristallines Wassereis), sind vermutlich das Ergebnis einer riesigen Kollision, die Haumea &ndash das größte Mitglied einer Kollisionsfamilie, die mehrere große transneptunische Objekte (TNOs) umfasst &ndash und seine beiden bekannten Monde (Hiʻiaka und Nāmaka).

Haumea ist ein Plutoid, ein Begriff, der verwendet wird, um Zwergplaneten jenseits der Umlaufbahn von Neptun zu beschreiben. Sein Status als Zwergplanet bedeutet, dass er vermutlich massiv genug ist, um durch seine eigene Schwerkraft gerundet zu werden, aber seine Umgebung nicht von ähnlichen Objekten befreit zu haben. Obwohl Haumea scheint alles andere als kugelförmig zu sein, seine ellipsoide Form ist vermutlich auf seine schnelle Rotation zurückzuführen, ähnlich wie sich ein Wasserballon ausdehnt, wenn er mit einer Drehung geworfen wird, und nicht auf einen Mangel an ausreichender Schwerkraft, um die Druckfestigkeit sein Material. Haumea wurde zunächst 2006 vom Minor Planet Center als klassisches Kuipergürtel-Objekt (klassisches KBO) gelistet, jedoch nicht mehr. Die nominelle Trajektorie deutet darauf hin, dass sie sich in einer 7:12-Resonanz fünfter Ordnung mit Neptun befindet, da der Perihelabstand von 35 AE bei Neptun nahe der Stabilitätsgrenze liegt. Es gibt Precovery-Bilder von Haumea aus dem Palomar Mountain Digitized Sky Survey vom 22. März 1955. Weitere Beobachtungen der Umlaufbahn sind erforderlich, um ihren dynamischen Status zu überprüfen.

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2. BEMERKUNGEN UND DATENREDUKTION

Unsere Datenanalyse verwendet Beobachtungen von verschiedenen Kameras auf dem Hubble-Weltraumteleskop (HST) und die NIRC2-Kamera mit Laser Guide Star Adaptive Objects am W. M. Keck Observatory. Diese Beobachtungen werden auf unterschiedliche Weise verarbeitet. Hier beschreiben wir die allgemeine Technik und im Folgenden diskutieren wir die einzelnen Beobachtungen. Selbst auf unseren relativ schwachen Zielen (V ≈ 21, 22) können diese leistungsstarken Teleskope relative Astrometrie mit einer Genauigkeit von wenigen Millibogensekunden erreichen. Das Julianische Beobachtungsdatum, die relative astrometrische Entfernung am Himmel und die geschätzten astrometrischen Fehler sind in Tabelle 1 aufgeführt.

Tabelle 1. Beobachtete astrometrische Positionen für das Haumea-System

Julian Date	Datum	Teleskop	Kamera	ΔxH (Bogensekunden)	ΔjaH (Bogensekunden)	(Bogensekunden)	(Bogensekunden)	ΔxNein	ΔjaNein
2453397.162	26. Januar 2005	Keck	NIRC2	0.03506	−0.63055	0.01394	0.01394	.	.	.	.
2453431.009	2005 März 1	Keck	NIRC2	0.29390	−1.00626	0.02291	0.02291	0.00992	0.52801	0.02986	0.02986
2453433.984	2005 März 4	Keck	NIRC2	0.33974	−1.26530	0.01992	0.01992	.	.	.	.
2453518.816	28. Mai 2005	Keck	NIRC2	−0.06226	0.60575	0.00996	0.00996	.	.	.	.
2453551.810	30. Juni 2005	Keck	NIRC2	−0.19727	0.52106	0.00498	0.00996	−0.03988	−0.65739	0.03978	0.03978
2453746.525	11. Januar 2006	HST	ACS/HRC	−0.20637	0.30013	0.00256	0.00256	0.04134	−0.18746	0.00267	0.00267
2453746.554	11. Januar 2006	HST	ACS/HRC	−0.20832	0.30582	0.00257	0.00257	0.03867	−0.19174	0.00267	0.00267
2454138.287	6. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21088	0.22019	0.00252	0.00197	−0.02627	−0.57004	0.00702	0.00351
2454138.304	6. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21132	0.22145	0.00095	0.00204	−0.03107	−0.56624	0.00210	0.00782
2454138.351	6. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21515	0.23185	0.00301	0.00206	−0.03009	−0.55811	0.00527	0.00564
2454138.368	6. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21402	0.23314	0.00192	0.00230	−0.03133	−0.56000	0.00482	0.00663
2454138.418	6. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21705	0.24202	0.00103	0.00282	−0.03134	−0.54559	0.00385	0.00376
2454138.435	6. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21449	0.24450	0.00323	0.00254	−0.02791	−0.54794	0.00571	0.00524
2454138.484	6. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21818	0.25301	0.00153	0.00224	−0.02972	−0.53385	0.00797	0.01330
2454138.501	7. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21807	0.25639	0.00310	0.00291	−0.03226	−0.53727	0.00531	0.00400
2454138.551	7. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.22173	0.26308	0.00146	0.00230	−0.03429	−0.53079	0.00497	0.00582
2454138.567	7. Februar 2007	HST	WFPC2	−0.21978	0.26791	0.00202	0.00226	−0.03576	−0.52712	0.00270	0.00479
2454469.653	4. Januar 2008	HST	WFPC2	0.23786	−1.27383	0.00404	0.00824	−0.02399	−0.28555	0.00670	0.00831
2454552.897	27. März 2008	Keck	NIRC2	0.19974	−0.10941	0.00930	0.00956	.	.	.	.
2454556.929	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.32988	−0.77111	0.00455	0.00557	0.00439	−0.76848	0.01239	0.01280
2454556.948	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.33367	−0.77427	0.00890	0.00753	0.01363	−0.76500	0.01976	0.01252
2454556.964	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.33267	−0.77874	0.00676	0.00485	0.00576	−0.77375	0.01212	0.01283
2454557.004	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.33543	−0.78372	0.00404	0.00592	0.00854	−0.77313	0.01199	0.00897
2454557.020	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.33491	−0.78368	0.00374	0.00473	0.00075	−0.76974	0.00907	0.01015
2454557.039	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.33712	−0.78464	0.00740	0.00936	0.00988	−0.77084	0.01793	0.01543
2454557.058	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.33549	−0.78692	0.00868	0.00852	0.01533	−0.76117	0.00765	0.01571
2454557.074	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.33128	−0.78867	0.01431	0.01411	0.00645	−0.76297	0.01639	0.01390
2454557.091	31. März 2008	Keck	NIRC2	0.33687	−0.79462	0.00803	0.00717	0.00708	−0.76986	0.01532	0.00787
2454593.726	7. Mai 2008	HST	NICMOS	−0.18297	1.08994	0.00354	0.00425	0.00243	−0.75878	0.00576	0.00761
2454600.192	13. Mai 2008	HST	WFPC2	0.10847	0.17074	0.00508	0.00427	−0.02325	0.19934	0.00480	0.01161
2454601.990	15. Mai 2008	HST	WFPC2	0.18374	−0.13041	0.00729	0.00504	−0.02293	0.50217	0.00618	0.00614
2454603.788	17. Mai 2008	HST	WFPC2	0.24918	−0.43962	0.00207	0.00574	−0.01174	0.59613	0.00366	0.00485
2454605.788	19. Mai 2008	HST	WFPC2	0.29818	−0.75412	0.00467	0.00966	0.00006	0.29915	0.00425	0.00613

Anmerkungen. Zusammenfassung der Beobachtungen der astrometrischen Positionen von Hi'iaka (H) und Namaka (N) relativ zu Haumea. Der Helligkeitsunterschied (

6) und Orbitalebenen ermöglichen eine eindeutige Identifizierung jedes Satelliten ohne Verwechslungsgefahr. Die Methode zur Ermittlung der astrometrischen Positionen und Fehler ist in Abschnitt 2 und B05 beschrieben. An einigen Tagen wurde das schwächere Namaka nicht entdeckt, weil die Beobachtungen nicht tief genug waren oder Namaka sich innerhalb der PSF von Haumea befand. Diese Daten sind in Abbildung 2 grafisch und die Residuen zur Anpassung in Abbildung 3 dargestellt. Aus den im Text beschriebenen Gründen werden nur die HST Daten werden verwendet, um die Bahnparameter zu berechnen, die in Tabelle 2 gezeigt sind.

Beobachtungen von Keck sind wie in B05 reduziert. Bekannte fehlerhafte Pixel wurden überinterpoliert und jedes Bild durch ein mittleres Flat-Field geteilt. Die Bilder wurden dann paarweise subtrahiert (von Bildern, die mit dem gleichen Filter aufgenommen wurden). Der astrometrische Schwerpunkt jedes der sichtbaren Objekte wird durch Anpassung zweidimensionaler Gaußscher bestimmt. Die Umwandlung der Bildentfernung in die astrometrische Entfernung am Himmel wird unter Verwendung der kürzlich abgeleiteten Pixelskala von Ghez et al. erreicht. (2008), die die absolute Astrometrie der NIRC2-Kamera kalibrieren und einen Plattenmaßstab von 0009963 Pixel −1 (gegenüber dem zuvor angenommenen Wert von 0009942 Pixel −1 ) und eine zusätzliche Drehung von 013 gegenüber den in Bild bereitgestellten Drehinformationen finden Überschriften. Ghezet al. (2008) und Hełminiak & Konacki (2008) stellen fest, dass die Plattenskala und die Rotation über die Zeitskala unserer Beobachtungen stabil sind. Aus der Streuung der gemessenen Abstände zu jedem einzelnen Bild werden Fehlerbalken bestimmt, typische Integrationszeiten lagen bei etwa 1 Minute. Wenn der innere Satellit in Einzelbildern nicht erkannt wird, aber im Stapelbild zu sehen ist, dann wird die Position nach Einzelrotation aus dem Stapelbild übernommen und die Fehlerbalken einfach auf die Fehlerbalken des äußeren Satelliten um skaliert Multiplikation mit der Quadratwurzel des Signal-Rausch-Verhältnisses (

5). Das winzige Warping der NIRC2-Felder 1 ist viel kleiner als die angegebenen Fehlerbalken.

HST profitiert von einer bekannten und stabilen Point-Spread-Funktion (PSF) und einer gut kalibrierten relativen Astrometrie. Dies ermöglicht präzise Messungen, selbst wenn sich die Satelliten ziemlich nahe an Haumea befinden. Für jeden der HST Beobachtungen wurden Modell-PSFs mit Tiny Tim generiert. 2 Die Modell-PSFs nahmen die für Haumea und seine Satelliten angemessenen Sonnenfarben an und wurden ansonsten gemäß den Angaben in verarbeitet Das Tiny Tim-Benutzerhandbuch. Alle drei PSFs wurden dann gleichzeitig angepasst, um χ 2 zu minimieren, wobei Fehler aus Photonen und Himmelsrauschen in Quadratur hinzugefügt wurden. Schlechte Pixel und kosmische Strahlung wurden von Hand identifiziert und aus der χ 2 -Bestimmung ausgeblendet. Die Verzerrungskorrektur von Anderson & King (2003) für WFPC2 ist kleiner als unsere Fehlerbalken für unsere Engwinkel-Astrometrie und wurde nicht berücksichtigt. Relative Himmelspositionen wurden unter Verwendung der xyad-Routine der IDL Astro Library berechnet, die Astrometrieinformationen aus den Bildheadern verwendet.

Die Aufnahme und Auswertung der 2005 bei Keck aufgenommenen Satellitenbilder sind in B05 beschrieben. Es gibt jedoch einen Vorzeichenfehler in der R.A. Die in Tabelle 1 von B05 aufgeführten Offsets sind tatsächlich die Abweichungen am Himmel (wie aus ihrer Abbildung 1 ersichtlich). Trotz dieses Tippfehlers wurde die Anpassung von B05 korrekt durchgeführt. Die beobachteten Positionen und geschätzten Fehler des inneren Satelliten sind in Brown et al. (2006). Die in Tabelle 1 angegebenen astrometrischen Positionen unterscheiden sich geringfügig, basierend auf einer erneuten Analyse einiger der Daten sowie einer neuen Plattenskalierung und -rotation, die oben erörtert wurden. Basierend auf unserer Orbitallösung und einer erneuten Untersuchung der Bilder haben wir festgestellt, dass die Beobachtung von Namaka vom 28. Mai 2005, die in Brown et al. (2006) war falsch verbleibende langlebige Speckles aus der adaptiven Optikkorrektur sind oft schwer von schwachen nahen Satelliten zu unterscheiden.

In 2006, HST beobachtete Haumea mit der High-Resolution Camera (HRC) der Advanced Camera for Surveys (ACS-Programm 10545). Zwei 5-Minuten-Integrationen wurden am Anfang und am Ende einer einzelnen Umlaufbahn genommen. Die Rohbilder wurden zum Anpassen verwendet, was verzerrte PSFs und verzerrungskorrigierte Astrometrie erforderte. Die astrometrische Genauigkeit von ACS wird auf geschätzt

0,1 Pixel, zu denen wir den Photonenrauschfehler in den Positionen der drei Objekte addieren. Die hohe Präzision von ACS ermöglicht die Erkennung von Bewegungen zwischen diesen beiden Aufnahmen, sodass diese Fehler nicht wie bei allen anderen Messungen auf der Streuung mehrerer Messungen beruhen.

Anfang Februar 2007, Hubble beobachtete Haumea auf fünf Umlaufbahnen und erhielt hochgenaue Positionen für beide Satelliten (Programm 10860). Die Bewegung der Satelliten von Umlaufbahn zu Umlaufbahn ist leicht zu erkennen, und Bewegungen während einer einzelnen Umlaufbahn können sogar signifikant sein, daher haben wir diese Bilder in 10 separate "Beobachtungen" unterteilt. Der Zeitpunkt der Beobachtungen wurde so gewählt, dass sich ein Stern im Sichtfeld befindet, von dem die Tiny Tim PSF-Parameter in der von Brown & Trujillo (2004) beschriebenen Weise modelliert werden. Die Beobachtungen verfolgen Haumea nicht, sondern werden auf den Stern fixiert, um die beste PSF zu erhalten, die dann für die Bewegung der Objekte entsprechend verschmiert wird. Obwohl diese Beobachtungen mit der Wide Field Planetary Camera (WFPC2) gemacht wurden – das ACS HRC war erst eine Woche zuvor ausgefallen – funktioniert die PSF-Anpassung hervorragend und liefert präzise Positionen. Astrometrische Fehler für diese Beobachtungen wurden aus der beobachteten Streuung der Positionen bestimmt, nachdem der am besten passende quadratische Trend von den Daten abgezogen wurde, so dass die beobachtete Bahnbewegung nicht in der Fehlerschätzung enthalten ist. Wir stellen hier fest, dass kombinierte tiefe Stapel dieser Bilder keine zusätzlichen äußeren Satelliten zeigten, die heller als waren

0,25% gebrochene Helligkeit bei Entfernungen bis zu etwa einem Zehntel der Hill-Kugel (d. h. etwa 0,1% des Volumens, wo zusätzliche Satelliten stabil wären).

Im Jahr 2008 beobachteten wir Haumea mit Keck NIRC2 in den Nächten vom 28. März auf den 31. März. Die Beobachtungen am 31. März im H-Band dauerten unter guten Bedingungen etwa 5 Stunden, mit deutlichen Erkennungen beider Satelliten in jedem Bild. Diese wurden wie oben beschrieben verarbeitet. Beobachtungen, bei denen Haumea eine große FWHM hatte, wurden entfernt, etwa 75% der Daten wurden aufbewahrt. Wie beim Februar 2007 HST Daten haben wir die Beobachtungen in 10 separate Epochen unterteilt und Fehler durch Streuung bestimmt, nachdem ein quadratischer Trend abgezogen wurde. Die Bewegung des äußeren Satelliten ist leicht zu erkennen, aber der innere Satellit bewegt sich (relativ zu Haumea) nicht innerhalb der Fehler, da er sich in Südlängung befindet. Die Daten vom 28. März waren aufgrund der schlechten Wetterbedingungen nicht annähernd so gut wie die Daten vom 31. März und nur der äußere Satellit wird deutlich erkannt.

Anfang 2008 Mai, HST beobachtete Haumea mit der NICMOS-Kamera (Programm 11169). Diese Beobachtungen wurden wie oben beschrieben verarbeitet, obwohl einige Bilder mit offensichtlichen astrometrischen Fehlern (aufgrund der kosmischen Strahlung, die diese Bilder durcheinander bringt) verworfen wurden. Dies sind die gleichen Beobachtungen, die von Fraser & Brown (2009) diskutiert wurden.

Mitte Mai 2008 beobachteten wir Haumea in fünf Epochen mit dem WFPC2 über 8 Tage (Programm 11518). Jeder dieser Besuche bestand aus vier

10 Minuten Belichtung. Diese Daten wurden zusammen mit einer Beobachtung im Januar 2008 wie oben beschrieben verarbeitet. Obwohl wir erwarten, dass in einigen dieser Fälle zwischen den vier Aufnahmen eine geringfügige Bewegung der Satelliten festgestellt wurde, hat das Ignorieren der Bewegung nur den Effekt, dass die Fehlerbalken für diese Beobachtungen leicht aufgebläht werden. Namaka war zu nah an Haumea (01), um es im Bild vom 12. Mai 2008 zu beobachten, das nicht verwendet wird.

Die abgeleitete relative Astrometrie am Himmel für jeden Satelliten, zusammen mit dem durchschnittlichen Julian-Datum der Beobachtung und anderen Informationen, sind in Tabelle 1 zusammengefasst. Dies sind die astrometrischen Daten, die für die Orbitanpassung in diesem Artikel verwendet werden. Bei früheren Versuchen, die Umlaufbahn von Namaka zu bestimmen, haben wir auch andere Beobachtungen erhalten. In den Nächten vom 20. auf den 21. April 2006 beobachteten wir Haumea mit der OSIRIS-Kamera und LGSAO in Keck. Obwohl OSIRIS ein Integralfeldspektrometer ist, wurden unsere Beobachtungen im photometrischen Modus aufgenommen. In gemeinsam hinzugefügten Bildern wurden beide Satelliten in beiden Nächten erkannt. Wir erhielten auch Warteschlangen-geplante Beobachtungen von Haumea mit der NIRI-Kamera auf Gemini und dem LGSAO-System Altair. Im Jahr 2007 führte unser Gemini-Programm zu vier guten Datennächten am 9. und 13. April, 4. Mai und 5. Juni. Im Jahr 2008 wurden am 20. April, 27. Mai und 28. Mai gute Beobachtungen gemacht. In jedem der Zwillingsbilder , der hellere Satellit ist leicht zu finden, aber der schwächere Satellit ist oft nicht nachweisbar.

Die Genauigkeit des Plattenmaßstabs und der Rotation, die für die Einbeziehung von OSIRIS- und Gemini-Beobachtungen erforderlich sind, ist unbekannt, daher werden diese Daten nicht für die Bestimmung der Umlaufbahn verwendet. Wir haben jedoch die unten abgeleiteten Bahnen auf die Positionen aller bekannten Beobachtungen projiziert. Die Streuung in den Monte-Carlo-Orbitalsuiten (unten beschrieben) zu den Zeitpunkten dieser Beobachtungen ist im Vergleich zu den astrometrischen Fehlerbalken jeder Beobachtung gering, was bedeutet, dass diese Beobachtungen für die Verbesserung der Anpassung nicht wichtig sind. Die vorhergesagten Orte unterscheiden sich nicht wesentlich von den beobachteten Orten, für jede uns bekannte Beobachtung, einschließlich der in Barkume et al. (2006) und Lacerda (2009).

Mit diesen Beobachtungen können wir auch grundlegende relative Photometrie der Satelliten durchführen. Die Helligkeit der Satelliten wurde aus der Höhe der am besten passenden PSFs berechnet, die mit dem 15. Mai 2008 übereinstimmten. HST/WFPC2-Beobachtung. Basierend auf der bekannten Periode und Phase der Lichtkurve von Haumea (Lacerda et al. 2008 D. Fabrycky 2008, private Mitteilung) war Haumea während dieser Beobachtungen am schwächsten und ändert sich nicht signifikant in der Helligkeit. Hi'iaka wurde gefunden

10 mal schwächer als Haumea und Namaka

3,7 mal schwächer als Hi'iaka.

28. Oktober 2014

Die großen dunklen Flecken

Der Große Dunkle Fleck ist eigentlich eine Reihe von Stürmen, die erstmals 1989 von Voyager 2 entdeckt wurden. Sie sind antizyklonisch (Wettersysteme mit Hochdruckaugen) ähnlich wie der Große Rote Fleck auf dem Jupiter. Im Gegensatz zum Großen Roten Fleck sind diese Stürme jedoch im Allgemeinen wolkenfrei und dauern nur wenige Monate bis einige Jahre.

Die Winde, die mit den Great Dark Spots verbunden sind, sind die schnellsten im Sonnensystem, die mit 2400 Kilometern pro Stunde (etwa 1500 Meilen pro Stunde) erreicht werden. Es wird angenommen, dass es sich um Löcher im Methanwolkendeck handelt, die in der Troposphäre in niedrigeren Höhen als die Wolken auftreten. Der erste entdeckte Ort variierte in Größe und Form, wenn er von der Erde aus betrachtet wurde, und es war geplant, den Sturm 1994 mit dem Hubble-Weltraumteleskop zu fotografieren. Als Hubble in der Lage war, ein Bild aufzunehmen, war der Sturm bereits zerstreut. Auf Neptun tauchen die Flecken jedoch wieder auf, und auf der nördlichen Hemisphäre von Neptun trat ein neuer Sturm auf. Im Gegensatz zum Großen Roten Fleck, der ein einzelner Sturm ist, handelt es sich bei den Großen Dunklen Flecken um eine Reihe von Stürmen mit ähnlichem Aussehen und ähnlichen Eigenschaften.

Eine der vorherrschenden Theorien darüber, was mit den Stürmen passiert, ist, dass die Stürme aufbrechen und verschwinden, wenn die Stürme in Richtung des Äquators von Neptun wandern. Außerdem erscheinen Wolken normalerweise außerhalb der Stürme, so dass ein Sturm sich gerade aufgelöst hat oder bald auftauchen könnte.

Die Stürme selbst sind relativ stabil, weil sie Wirbel sind, aber sie dauern nicht so lange wie der Große Rote Fleck.

Astronomie-Finale

die Erdumdrehung beträgt etwas weniger als genau 365,25 Tage.

der Mond folgt der Ekliptik, statt dem Äquator.

die Sonnenwinde blasen die Erde weiter von der Sonne weg.

die Grundlage des Jahres, das wir in unserem modernen Kalender verwenden.

basierend auf der Position des Mondes relativ zu den Sternen.

etwa zwei Tage kürzer als der siderische Monat.

verursacht durch die Rotationen der Erde und des Mondes.

Wolf 1061 ist näher an der Erde als Ross 652.

Ross 652 ist näher an der Erde als Wolf 1061.

Beide Sterne befinden sich außerhalb der Milchstraße.

Wolf 1061 muss eine größere Eigenbewegung haben als Ross 652.

südlich des Himmelsäquators.

östlich der Frühlings-Tagundnachtgleiche.

nördlich des Himmelsäquators.

westlich der Frühlings-Tagundnachtgleiche.

A. Ungefähr so ​​viele Sonnenstunden wie keine Sonnenstunden am Tag.

B. Weniger Sonnenstunden als keine Sonnenstunden am Tag.

der Unterschied zwischen Sonnen- und Sternzeit.

die Position des Himmelsäquators.

auf Equanten statt Epizykeln zu sein.

viel größer, als Kopernikus es sich vorgestellt hatte.

um die Sonne, nicht um die Erde.

Machen Sie eine Reihe von Vorhersagen basierend auf der Theorie und führen Sie Experimente (Beobachtungen) durch, um zu zeigen, dass diese Vorhersagen richtig sind.

Wiederholte Tests über einen langen Zeitraum.

Vervollständigen Sie die Schritte der wissenschaftlichen Methode.

Produkt der beiden Massen.

Kehrwert des Abstands zwischen den beiden Körpern.

inverses Quadrat des Abstands zwischen den beiden Körpern.

bei der oberen Konjunktion, wenn der Mars auf der anderen Seite der Sonne liegt.

bei der unteren Konjunktion, wenn der Mars die Erde umrundet und zwischen uns und der Sonne vorbeizieht.

in Opposition, wenn die Erde den Mars überholt und sich zwischen Mars und Sonne bewegt.

bei Quadratur, wenn der Mars genau 90 Grad östlich oder westlich der Sonne liegt.

Eisige Satelliten: Innenstruktur, Dynamik und Evolution

Dieser Artikel besteht aus drei Abschnitten. Der erste diskutiert, wie wir die internen Strukturen von Satelliten bestimmen und was wir über sie wissen. Die primären Sonden der inneren Struktur sind Messungen der magnetischen Induktion, der Schwerkraft und der Topographie sowie des Rotationszustands und der Orientierung. Enceladus, Europa, Ganymed, Callisto, Titan und (vielleicht) Pluto haben alle unterirdische Ozeane Callisto und Titan können nur unvollständig unterschieden werden. Der zweite Abschnitt beschreibt dynamische Prozesse, die das Innere und die Oberflächen von Satelliten beeinflussen: Gezeiten- und radioaktive Erwärmung, Biegung und Relaxation, Konvektion, Kryovulkanismus, echte Polarwanderung, nicht-synchrone Rotation, Bahnentwicklung und Einschläge. Der letzte Abschnitt beschreibt, wie sich die Satelliten gebildet und entwickelt haben. Antike Gezeitenerwärmungsepisoden und das anschließende Wiedereinfrieren eines unterirdischen Ozeans sind die wahrscheinlichste Erklärung für die bei Ganymed, Tethys, Dione, Rhea, Miranda, Ariel und Titania beobachtete Verformung. Die hohe Wärmeabgabe von Enceladus ist eine Folge des stark dissipativen Inneren des Saturn, aber die Verlustrate ist stark frequenzabhängig und bedeutet nicht unbedingt, dass die Monde des Saturn jung sind. Zu den wichtigsten verbleibenden Fragen gehören die Ursprünge der Titanatmosphäre und der hohen Exzentrizität, der regelmäßige Dichteverlauf in den Galileischen Satelliten und die Bahnentwicklung der Saturn- und Uranmonde.

Schlüsselwörter

Themen

Die eisigen Körper des äußeren Sonnensystems bieten ein faszinierendes und vielfältiges Bild (Abbildung 1). Vom winzigen, aktiven Enceladus über Titan mit seiner einzigartigen Atmosphäre bis hin zu den Stickstoffgletschern von Pluto ist eine erstaunliche Vielfalt zu sehen. Das Ziel hier ist es, einen Teil dieser Vielfalt zu beschreiben und zu versuchen zu erklären, wie es dazu kam.

Dabei steht insbesondere das Innere dieser Körper im Fokus: ihre inneren Strukturen, welche Prozesse ablaufen und wie sie sich im Laufe der Zeit entwickelt haben. Besondere Aufmerksamkeit wird Körpern gewidmet, von denen angenommen wird, dass sie unter der Oberfläche Ozeane haben, da diese potenziell bewohnbaren Umgebungen hochpriore Ziele für zukünftige Raumfahrzeugmissionen sind. Obwohl Pluto kein Satellit ist, ist es eine eisige Welt und als solche eingeschlossen, aber Ceres, ein flüchtiger Asteroid, ist es nicht.

Zu Beginn jedes Abschnitts werden einige Übersichtsartikel erwähnt, die in die Tiefe gehen als dieser Artikel. Es gibt auch ganze Bücher, die bestimmten eisigen Satelliten gewidmet sind, insbesondere Europa (Pappalardo, McKinnon, & Khurana, 2009), Titan (Muller-Wodarg, Griffith, Lellouch & Cravens, 2014) und Enceladus (Schenk, Clark, Howett, Verbiscer, & Waite, 2018).

Abbildung 1. (meistens) eisige Welten des äußeren Sonnensystems, mit dem maßstabsgetreuen Mond der Erde. Namen in Blau sind Körper, die wahrscheinlich unterirdische Ozeane besitzen.

Innenstruktur

Die innere Struktur eines Körpers aus Fernbeobachtungen abzuleiten, ist eine anspruchsvolle Aufgabe. In diesem Abschnitt wird zunächst erläutert, wie es gemacht wird, und dann beschreiben, was wir gelernt haben. Eine zentrale Frage ist, ob die Eissatelliten differenziert sind (d. h. in silikatdominierte und eisdominierte Schichten getrennt sind). Dies ist wichtig, da es Beschränkungen auferlegt, wie sie ursprünglich gebildet wurden. Ein weiteres wichtiges Thema sind unterirdische Ozeane – wie sie entdeckt und gepflegt werden. Viele Übersichtsartikel behandeln ähnliche Themen, darunter Hussmann, Sohl und Spohn (2006) und Nimmo und Pappalardo (2016) für generische Satelliten und Kapitel von Schubert, Anderson, Spohn und McKinnon (2004) für die Galileischen Satelliten, Tobie, Lunine , Monteux, Mousis und Nimmo (2014) für Titan und Hemingway, Iess, Tajeddine und Tobie (2018) für Enceladus.

Bevor beschrieben wird, wie innere Strukturen abgeleitet werden, werden zwei grundlegende Themen vorgestellt: die physikalischen Eigenschaften von Eis und die Rolle der Gezeiten.

Eiseigenschaften

Genau wie Gestein ist Eis an der Oberfläche eines äußeren Planetensatelliten kalt und reagiert spröde oder elastisch auf Belastungen. Bei höheren Temperaturen und Tiefen fließt es zähflüssig, was möglicherweise zu Konvektion führt. Im Gegensatz zu Gestein ist die Tiefdruckphase von Wassereis (Eis I) Weniger dichter als sein flüssiges Äquivalent, während das gleiche für die Eispolymorphen gilt, die sich bei höheren Drücken bilden (Sotin, Grasset, & Beauchesne, 1998). Als Ergebnis wird ein generischer Großsatellit aus einem „Eis-Sandwich“ bestehen: Eis I oben, Wasser in der Mitte, Hochdruck-Eis-Polymorphe darunter. Ein fortschreitend zufrierender Ozean in dieser Situation wird gleichzeitig von oben und unten gefrieren. Kleinere Satelliten werden keine High-P-Eisphasen haben, da diese nur oben erscheinen

0,2 GPa. In Abwesenheit von High-P-Eis führt die Volumenänderung von Wasser zu Eis zu einer Ausdehnung der Oberfläche (möglicherweise zu einer Dehnungsoberflächentektonik Nimmo, 2004) und zu einer Druckbeaufschlagung des Ozeans (möglicherweise zu Eruptionen Manga & Wang, 2007). Obwohl der Gefrierpunkt von Wasser nicht sehr druckempfindlich ist, reagiert er sehr empfindlich auf die Konzentration von Verunreinigungen: Salze können den Gefrierpunkt um mehrere zehn K senken und in Gegenwart von NH₃ der Gefrierpunkt kann so niedrig wie 176 K sein (Kargel, 1998, Leliwa-Kopystynski, Maruyama & Nakajima, 2002). Da das Einfrieren Verunreinigungen ausschließt, wird die verbleibende Flüssigkeit zunehmend kontaminiert und somit schwerer einzufrieren.

Gezeiten

Gezeiten dominieren einen Großteil der Satellitengeodynamik. Eine zugängliche Einführung in die Gezeiten findet sich in Kapitel 4 von Murray und Dermott (1999). Fast alle Satelliten sind synchron und rotieren einmal pro Umlauf. Die mittlere Form eines solchen Satelliten ist ein Ellipsoid, das zum Primären hin verlängert ist. Diese Form resultiert aus Gezeiten- und Rotationsverzerrungen. Wenn die Umlaufbahn nicht kreisförmig ist mit einer Exzentrizität e, aus Sicht des Satelliten führt die Primäre eine Ellipse am Himmel aus (Abbildung 2). Der sich ändernde Abstand und die Richtung des Primärteils üben Drehmomente auf den Satelliten aus. Sie verursachen auch kleine periodische Änderungen der ellipsoidalen Gleichgewichtsform, was zu sogenannten tagaktiven Gezeiten führt. Diese tageszeitliche Gezeitendeformation ist viel kleiner (um den Faktor 3e) als die ellipsoide Gleichgewichtsform, aber ihre zeitveränderliche Natur verursacht Spannungen und kann bei einem nicht starren Körper auch Wärme erzeugen. Ein ähnlicher Prozess tritt auf, wenn der Satellit eine endliche Schiefe hat (d. h. sein Spinpol steht in einem Winkel zu seinem Bahnpol). Diese Gezeitenerwärmung ist der Hauptantrieb der geologischen Aktivität auf den eisigen Satelliten (siehe unten). Die Heizrate hängt stark von der inneren Struktur des Satelliten, der Exzentrizität der Umlaufbahn und der Entfernung zum Primärteil ab. Sie variiert räumlich über den Satelliten. Die exzentrische Gezeitenerwärmung zirkuliert die Umlaufbahn eines Satelliten zunehmend, so dass es eine komplizierte Rückkopplung zwischen der Umlaufbahn und der thermischen Entwicklung gibt.

Abbildung 2. Schema der Satelliten-Gezeiten. Im Referenzrahmen des Satelliten betrachtet, führt die Primärseite eine Ellipse aus. Die Tageskomponente der Gezeitenwölbung verfolgt die Position der Primärseite.

Woher wissen wir?

Für die eisigen Satelliten gibt es verschiedene Arten von Beobachtungen, die ihre inneren Strukturen einschränken können.

Schüttdichte

Sogar ein einzelner Vorbeiflug an einem Mond wird normalerweise seine Masse (durch Messung von Störungen der Flugbahn des Raumfahrzeugs) und sein Volumen (über Bilder) liefern. Die resultierende Schüttdichte gibt keine Auskunft darüber, wie die Masse im Satelliten verteilt ist. Dennoch kann es immer noch nützlich sein, da Gesteins-Metall-Mischungen Dichten von 3–4 g/cm³ haben, viel höher als die von Wasser oder Tiefdruck-Eis-Polymorphen (

1 g/cm³). Beispielsweise erfordert die hohe Schüttdichte von Europa (Tabelle 1), dass die beobachtete Oberflächeneisschicht nicht sehr tief in ihr Inneres reichen kann. Umgekehrt deutet die extrem niedrige Schüttdichte von Tethys darauf hin, dass es fast vollständig aus Eis besteht und somit eine Erwärmung durch radioaktiven Zerfall begrenzt ist. Bei kleinen Körpern könnte eine niedrige Dichte durch einen hohen Eisanteil oder eine hohe Porosität erklärt werden, aber da sich die Poren unter Druck schließen, ist dieser Effekt für die größeren Monde weniger wichtig (z. B. Matson, Castillo-Rogez, Schubert, Sotin, & McKinnon, 2009 ).

Tabelle 1. Basisdaten für Satelliten.

Hinweis: Die Entfernung wird in Planetenradien (R_p), Exzentrizitäten stammen von Murray und Dermott (1999) mit Ausnahme von Charon (Buie et al., 2012). Hier ABC bezeichnen die drei Achsen der am besten passenden Ellipsoidform. Quellen für Formdaten sind: Europa – Nimmo et al. (2007), Ganymed und Callisto – Davies et al. (1998), Saturn-Satelliten außer Titan-Thomas (2010), Titan-Hemingway et al. (2013) (Tabelle S1), Uran-Satelliten – Thomas (1988), Triton – Thomas (2000), Pluto und Charon – Nimmo et al. (2017). Die Größen in Klammern wurden unter der Annahme des hydrostatischen Gleichgewichts abgeleitet.

Induktion

Ein elektrisch leitender Körper in einem zeitlich veränderlichen Magnetfeld erfährt Induktionsströme, die ein sekundäres Magnetfeld erzeugen. Dies ist die Grundlage für die erfolgreiche Detektion von unterirdischen Ozeanen auf Europa, Ganymed und Callisto durch die Galilei Raumsonde (Zimmer, Khurana &. Kivelson, 2000 Kivelson, Khurana &. Volwerk, 2002). Diese Satelliten erfahren ein zeitabhängiges Magnetfeld, da der Magnetpol des Jupiter von seinem Rotationspol versetzt ist, sodass sich das Feld während der Umlaufperiode von Jupiter ändert. Europa und Callisto zeigten interne Magnetfelder, die mit dem externen Feld variieren – ein Beweis für Induktion. Die Größe des induzierten Feldes setzt der Tiefe und der Leitfähigkeit der verantwortlichen Schicht Grenzen. Die sparsamste Erklärung ist ein salziger Ozean. Bei Ganymed wurde neben dem induzierten Feld auch ein konstantes Feld nachgewiesen, was darauf hindeutet, dass Ganymed (einzigartig) über einen aktiven Dynamo verfügt. Da das Magnetfeld des Saturns mit seinem Rotationspol ausgerichtet ist, kann diese Technik leider nicht von den Cassini Raumsonde, um in den Saturn-Satelliten nach Ozeanen zu suchen.

Form und Schwerkraft

Wenn ein Planet keine langfristige Stärke hat, entspricht seine Oberfläche einem Äquipotential, das durch die Rotation des Körpers, die Gezeitenverzerrung und die interne Massenverteilung bestimmt wird (Murray & Dermott, 1999). Das dominierende Merkmal der resultierenden Form wird durch eine sphärische Harmonische vom Grad . beschrieben l=2. Bemerkenswerterweise kann diese Form über die sogenannte Darwin-Radau-Näherung (z. B. Stacey, 1969) verwendet werden, um die Massenverteilung abzuleiten, die durch das Trägheitsmoment oder MoI beschrieben wird, bezeichnet mit C. Äquivalent ist die l=2 Gravitationskoeffizienten können ebenfalls verwendet werden, um C. Es ist somit einfach zu messen C für einen kraftlosen Körper. Das normalisierte MoI gegeben durch C/MR 2 wird in der Regel zitiert, da sie direkt mit der eines einheitlichen Körpers verglichen werden kann (für den C/MR 2 =0.4).

Leider sind eisige Satelliten nicht offensichtlich kraftlos – zum Beispiel hat Iapetus bekanntlich eine Rotationswölbung, die früh in seiner Geschichte „eingefroren“ ist (Castillo-Rogez et al., 2007). Eine Möglichkeit zu überprüfen, ob Form oder Schwerkraft dem festigkeitslosen („hydrostatischen“) Ideal entsprechen, besteht darin, das Verhältnis der beiden Hauptkoeffizienten der sphärischen Harmonischen zu messen, C₂₀/C₂₂. Für einen langsam rotierenden hydrostatischen Körper beträgt dieses Verhältnis -10/3 (z. B. Tricarico, 2014). Auch wenn Form und Schwerkraft nicht hydrostatisch sind, ist es manchmal möglich, die hydrostatischen und nicht-hydrostatischen Komponenten zu trennen und ein Trägheitsmoment festzulegen (z. B. Iess et al., 2014).

Tabelle 2. Zusammenfassung der Schwerkraftmomente und des abgeleiteten normalisierten Trägheitsmoments für eisige Satelliten.

Hinweis: Hier J₂=−C₂₀. Werte in Klammern geben das Verhältnis an J₂/C₂₂ wurde am 10/3 festgelegt. Für Titan werden zwei unabhängige Lösungen angegeben.

Geodäsie

Es gibt mehrere Möglichkeiten, aus präzisen Messungen der Orientierung und Oberflächenposition eines Satelliten seine innere Struktur abzuleiten. Eine besteht darin, die Amplitude der täglichen Gezeiten des Satelliten zu messen (Wahr et al., 2006), indem entweder seine Oberflächenverformung verfolgt wird (was die sogenannten Gezeiten ha₂ Liebeszahl Stacey, 1969) oder durch Messung der resultierenden zeitvariablen Schwerkraft (die die Gezeiten ergibt k₂ Liebeszahl). Ein Satellit ohne Ozean weist normalerweise niedrigere Gezeiten auf ha₂ und k₂ als ein Satellit, der einen Ozean besitzt, liegt dies daran, dass der Ozean das tiefe Innere (das typischerweise starr und verformungsbeständig ist) von der darüber liegenden Eisschale entkoppelt (Moore & Schubert, 2000).

Ein zweiter Ansatz besteht darin, nach Librationen zu suchen, kleinen periodischen Abweichungen von einer konstanten Rotationsrate (Tiscareno, Thomas &. Burns, 2009). Ein ellipsoider starrer Satellit in einer exzentrischen Umlaufbahn erfährt periodische Drehmomente, wenn er seinen Primärkreis umkreist. Diese Drehmomente bewirken, dass sich der Satellit im Verlauf einer Umlaufbahn auf- und abdreht. Die Amplitude der resultierenden Librationen hängt von der (bekannten) Form und Bahncharakteristik des Satelliten sowie seinem Trägheitsmoment ab. Wenn die Librationsamplitude gemessen werden kann, kann somit auf das Trägheitsmoment geschlossen werden. Bei einem nicht starren Satelliten werden die Dinge komplizierter (Van Hoolst, Baland &. Trinh, 2013), aber das Grundprinzip bleibt gleich.

Ein letzter Ansatz besteht darin, die Schiefe zu messen: die Neigung der Rotationsachse des Satelliten von der Normalebene zu seiner Orbitebene. Sowohl der Bahnpol als auch der Rotationspol werden die Dissipation im Satelliten präzedieren und diese beiden Pole dazu bringen, koplanar mit der mittleren Bahnpolposition zu bleiben, einem sogenannten Cassini-Zustand. Ähnlich wie bei Librationen hängt die Schiefe von der bekannten Form, der Bahnneigung und dem Trägheitsmoment ab. Wenn also die Schiefe gemessen werden kann, kann das Trägheitsmoment abgeleitet werden (Bills & Nimmo, 2011). Beachten Sie, dass im Gegensatz zum Libration-Ansatz eine zusätzliche Annahme (dass sich der Satellit in einem Cassini-Zustand befindet) gemacht werden muss.

Andere Ansätze

Wie unten beschrieben, können in einigen Fällen Informationen aus anderen Messungen helfen, auf die innere Struktur zu schließen. Zum Beispiel halfen chemische Messungen der ausgebrochenen Materialien bei Enceladus, ihren inneren Zustand zu bestimmen, und ähnliche Kommentare gelten für Messungen der Titanatmosphäre. Direkte Messungen der am Südpol von Enceladus abgegebenen Wärme haben sich als wichtig für das Verständnis seiner Entwicklung erwiesen. Teleskopische Beobachtungen von Europa deuten auf das Vorhandensein von Eruptionswolken dort hin, und erdbasierte Messungen seiner Schiefe können letztendlich dazu beitragen, seine innere Struktur zu bestimmen.

Was wissen wir?

Nachdem die verfügbaren allgemeinen Techniken erörtert wurden, wird nun jeder Satellit der Reihe nach beschrieben. Abbildung 3 fasst die abgeleiteten inneren Strukturen der Monde zusammen, die am stärksten untersucht wurden.

Abbildung 3. Abgeleitete interne Strukturen für ausgewählte Monde. Fragezeichen weisen auf Regionen mit besonderer Unsicherheit hin. Beachten Sie den klumpigen Kern von Mimas und dass Mimas und Enceladus dreimal so groß wie die anderen Monde sind.

Titan

Titan ist ein besonders komplizierter Satellit, der sowohl eine dicke Atmosphäre als auch flüssige Kohlenwasserstoffe an der Oberfläche besitzt. Wegen seiner Größe wurde ein unterirdischer Ozean schon vor der Cassini Mission (z. B. Sohl et al., 2003).

Cassini Messungen der Schiefe von Titan (Stiles et al., 2008) liefern den stärksten Beweis für einen unterirdischen Ozean. Die Schiefe von Titan ist etwa dreimal größer als für einen Festkörper zu erwarten wäre dieser große Unterschied lässt sich erklären, wenn die oberflächennahe Schale durch einen Ozean vom Inneren entkoppelt wird (Bills & Nimmo, 2011 Baland et al., 2014) . Titan ist derzeit der einzige eisige Satellit, dessen Gezeitenreaktion gemessen wurde, was zu k₂ ≈ 0,4–0,7 (Iess et al., 2012). Dies ist höher als theoretisch vorhergesagte Werte (Sohl et al., 2003) und deutet neben einem flachen Entkopplungsozean auf ein stark verformbares Inneres hin. Es macht auch Titans hohe Exzentrizität schwer zu erklären (wie später diskutiert).

Früh Cassini Vorbeiflüge zeigten, dass Titans l=2 Schwerkraft war ungefähr hydrostatisch (Iess et al., 2010), während seine Topographie dies nicht war (Zebker et al., 2009). Eine wahrscheinliche Erklärung dafür ist, dass Titan räumliche Variationen der Schalendicke erfährt, die aufgrund räumlicher Variationen der Gezeitenerwärmung erwartet werden und zu einem Topographiesignal, aber keinem entsprechenden Gravitationssignal führen (Nimmo & Bills, 2010). Die abgeleiteten Schalendickenvariationen können durch leichte Gezeitenerwärmung erklärt werden, erfordern jedoch, dass die Eisschale eher leitfähig als konvektiv ist. Das Fehlen von Konvektion kann erklärt werden, wenn die Basis der Schale kalt ist (z. B. weil der Ozean NH . ist₃-Reich).

Unter der Annahme, dass die Schwerkraft von Titan vom Grad 2 hydrostatisch ist, wurde ein MoI von 0,34 abgeleitet (Iess et al., 2012 Tabelle 2). In jüngerer Zeit wurden Messungen von l=3 Schwerkraft und Topographie wurden verwendet, um eine nicht hydrostatische Komponente zu identifizieren, die wahrscheinlich aus einer starren oberflächennahen Schicht resultiert

100 km dick (Hemingway et al., 2013). Subtrahiert man diese nicht hydrostatische Komponente vom l=2 Gravitation und Topographie ergibt ein normalisiertes MoI, das modellabhängig ist, aber bis zu 0,36 betragen kann. Leider sind unterschiedliche Interpretationen dieser Zahl möglich (Tobie et al., 2014). Es kann bedeuten, dass Titan wirklich unvollständig differenziert ist, eine innige Mischung aus Gestein und Eis enthält oder dass die Silikate hydratisiert und daher relativ niedrig sind (Castillo-Rogez & Lunine, 2010).

Europa

Die Schüttdichte von Europa weist darauf hin, dass es sich hauptsächlich um Gestein handelt (Tabelle 1). Wegen der begrenzten Anzahl von Vorbeiflügen sind Europas Schweregrad-zwei-Koeffizienten nicht unabhängig bestimmt (Tabelle 2), so dass mit ihnen nicht geprüft werden kann, ob der Körper hydrostatisch ist (Anderson et al., 1998). Europas Form ist fast hydrostatisch, aber die Unsicherheiten sind beträchtlich (Nimmo et al., 2007). Unter Annahme hydrostatischen Verhaltens können die Schwerekoeffizienten jedoch verwendet werden, um einen normalisierten MoI von 0,346 abzuleiten, der mit einem dünnen (

100 km) H₂O-Schicht über den Silikaten.

Die Induktionstechnik ist der stärkste Beweis für einen unterirdischen Ozean auf Europa (Zimmer et al., 2000). Die vorliegenden Daten zeigen nur den Induktionseffekt in einer einzigen Periode (Jupiter-Rotation), sodass ein Kompromiss zwischen der abgeleiteten Leiterdicke und der Leitfähigkeit besteht (Khurana et al., 2002). Dennoch scheint eine oberflächennahe flüssige Wasserschicht unausweichlich. Dagegen ist die Dicke der Eisschale derzeit ungewiss. Wenn das Silikatinnere Europas Io-ähnlich wäre, könnte die erzeugte Gezeitenwärme eine nur wenige Kilometer dicke Hülle aufrechterhalten (Greenberg et al., 2002). Niedrigere Gezeitenheizwerte, die wahrscheinlich in der Eisschale konzentriert sind, würden zu einer Schalendicke von einigen Dutzend Kilometern führen (Hussmann, Spohn, &. Wieczerkowski, 2002, Tobie, Mocquet &. Sotin, 2005). Die größten Einschlagsmerkmale auf Europa stimmen eher mit einer dickeren Schale überein (Turtle & Pierazzo, 2001 Schenk, 2002), aber die meisten Oberflächenbeobachtungen können nicht zwischen dünnen und dicken Schalen unterscheiden. Im Gegensatz zu Titan zeigen die begrenzten topographischen Daten keine Hinweise auf Veränderungen der lateralen Schalendicke (Nimmo et al., 2007).

Ganymed und Callisto

Bei Ganymed und Callisto wurden die gleichen Grundtechniken wie bei Europa angewendet. Die Induktion ergab einen unterirdischen Ozean unter Callisto (Zimmer et al., 2000) und einen wahrscheinlichen bei Ganymed (Kivelson et al., 2002), wobei die Interpretation bei letzterem durch das Vorhandensein eines intern erzeugten permanenten Feldes erschwert wird. Da die Gravitationskoeffizienten Grad 2 wie in Europa nicht unabhängig voneinander bestimmt werden konnten, musste vom hydrostatischen Gleichgewicht ausgegangen werden. Unter dieser Annahme haben Ganymed und Callisto MoIs von 0,312 und 0,355 normalisiert (Anderson et al., 1996 Anderson et al., 2001). Die Interpretation der Gravitation von Ganymed wird durch das Vorhandensein scheinbar lokaler Anomalien erschwert, ähnlich den „Mascons“ auf dem Mond (Palguta et al., 2006).

Das MoI für Ganymed schlägt ein differenziertes Interieur vor. Dies steht im Einklang mit seiner offensichtlichen Fähigkeit, ein internes Magnetfeld zu erzeugen, was einen flüssigen Eisenkern impliziert, in dem Konvektion – angetrieben durch thermischen oder kompositorischen Auftrieb – auftritt (Hauck, Aurnou &. Dombard, 2006). Bei Callisto weist der MoI-Wert auf einen unvollständig differenzierten Körper hin. Dies ist überraschend, da der abgeleitete unterirdische Ozean ein gewisses Maß an Differenzierung impliziert. Obwohl Szenarien konstruiert wurden, in denen diese beiden scheinbar widersprüchlichen Beobachtungen in Einklang gebracht werden können (Nagel, Breuer & Spohn, 2004), kann es sein, dass Callisto kalt genug ist, dass die hydrostatische Annahme (und damit das abgeleitete MoI) einfach falsch ist (McKinnon , 1997).

Enceladus

Eine der größten Überraschungen der Cassini Mission war, dass der winzige Enceladus geologisch aktiv war und an seinem Südpol Wasserdampf und Wärme in den Weltraum ableitete (Porco et al., 2006 Spencer et al., 2006). Messungen der Eruptionsprodukte ergaben salzige Eiskörner (Postberg et al., 2011), die sofort auf das Vorhandensein von unterirdischem Wasser hindeuten. In jüngerer Zeit haben Messungen seiner ungewöhnlich großen Librationen bewiesen, dass dieses unterirdische Wasser ein globaler Ozean ist, nicht nur ein regionales Meer (Thomas et al., 2016).

Die Schwerkraft und Topographie von Enceladus wurden ähnlich wie bei Titan analysiert, wobei sie in hydrostatische und nicht hydrostatische Komponenten zerlegt wurden und die Auswirkungen der schnellen Rotation berücksichtigt wurden (Iess et al., 2014). Durch Kombination dieser Ergebnisse mit der gemessenen Librationsamplitude ist ein ziemlich genaues Bild entstanden (Hemingway et al., 2018), mit einer 20 bis 30 km dicken Eishülle, die über einem Ozean vergleichbarer Dicke und einer vermutlich porösen, Silikatkern mit einem Radius von ca. 190 km. Am Südpol ist die Eishülle auf vielleicht nur wenige Kilometer ausgedünnt, was vermutlich auf die dort verstärkte Gezeitenerwärmung zurückzuführen ist.

In-situ-Messungen der Plume-Chemie wurden verwendet, um chemische Hochtemperaturreaktionen zwischen Wasser und Silikaten abzuleiten (Hsu et al., 2015 Waite et al., 2017). In Verbindung mit der geringen abgeleiteten Dichte des Kerns deuten diese Beobachtungen darauf hin, dass Wasser durch den Kern gespült und dort erhitzt wird, wahrscheinlich weil der Kern verformbar ist und durch die Gezeiten erhitzt wird (Roberts, 2015 Choblet et al., 2017).

Andere mittelgroße Saturn-Satelliten

Für die anderen Saturn-Satelliten sind weniger Einschränkungen verfügbar. Ihre Schüttdichten weisen auf unterschiedliche Gesteins-Eis-Verhältnisse hin (Tabelle 1) Insbesondere Tethys muss fast reines Eis sein. Mimas, Enceladus, Iapetus, Titan und (wohl) Tethys haben alle Formen vom Grad 2, die nicht hydrostatisch sind (Thomas, 2010 Nimmo et al., 2011). Die anderen Satelliten sind weniger verzerrt, sodass die Unsicherheiten in ihren Formen zu groß sind, um sicher sein. Iapetus zeichnet sich durch seine große Rotationswölbung aus, die für eine Rotationsperiode von . charakteristisch ist

16h und wurde lange vor Erreichen des heutigen synchronen Spinzustands erfasst (Castillo-Rogez et al., 2007).

Die Schwerkraft von Rhea ist in Kombination mit den Unsicherheiten in seiner Topographie nicht hydrostatisch, was es schwierig macht, die innere Struktur einzuschränken (Tortora et al., 2016). Im Gegensatz dazu, obwohl Diones Schwerkraft ebenfalls nicht hydrostatisch ist, zeigt eine Enceladus-ähnliche Analyse ein Trägheitsmoment von

0,33 (Hemingway et al., 2016) und die Existenz einer kompensierten Eisschale, die auf einen unterirdischen Ozean schließen lässt (Beuthe et al., 2016). Für Mimas, Tethys oder Iapetus sind keine Schwerkraftmomente verfügbar.

Wie bei Enceladus wurden bei Mimas Librationen gemessen und haben eine etwas größere Amplitude, als man für einen starren Körper der Form von Mimas erwarten würde (Tajeddine et al., 2014). Es gibt zwei mögliche Interpretationen: Entweder hat Mimas einen unterirdischen Ozean oder es gibt unterirdische Massenanomalien, die ein größeres Drehmoment liefern, als aufgrund der Oberflächenform zu erwarten wäre. Angesichts der geringen Größe von Mimas und des Fehlens geologischer Aktivität ist die letztere Erklärung viel wahrscheinlicher und könnte auf einen „klumpigen“ felsigen Kern zurückzuführen sein.

Uranische Satelliten

Für diese Stellen liegen fast keine Informationen vor. Obwohl ihre Formen ungefähr bekannt sind (Thomas, 1988), sind ihre Massen (und damit die Schüttdichten) in einigen Fällen nur unzureichend eingeschränkt. Ariel, Miranda und Titania zeigen alle eine erhebliche Oberflächenverformung (Collins et al., 2010), höchstwahrscheinlich aufgrund der antiken Gezeitenerwärmung.

Kuipergürtel-Objekte

Triton mit seiner retrograden Umlaufbahn um Neptun wird allgemein als gefangenes Kuipergürtel-Objekt angesehen (Agnor & Hamilton, 2006). Das Einfangen und die anschließende Zirkularisierung der Orbita hätte zu einer starken Gezeitenerwärmung und der Erwartung einer vollständigen Differenzierung geführt (Goldreich et al., 1989). Tritons Größe und Dichte machen es zu einem engen Cousin von Pluto. Das Neue Horizonte Mission hat kürzlich genaue Formen für Pluto und Charon ermittelt und zeigt, dass Charon etwa 10 % weniger dicht ist als Pluto (Nimmo et al., 2017). Die Schüttdichten aller drei Objekte deuten darauf hin, dass sie zu etwa zwei Dritteln aus Gestein bestehen (McKinnon et al., 2017).

Die ellipsoide Form von Triton ist etwas stärker verzerrt, als dies für einen vollständig differenzierten Körper zu erwarten wäre (Thomas, 2000), aber die Unsicherheiten sind so groß, dass dieses Ergebnis möglicherweise nicht aussagekräftig ist. Es gibt keine Hinweise auf eine Rotationsabflachung von Pluto oder Charon (Nimmo et al., 2017) und keine Gravitationsdaten. Es wird angenommen, dass Pluto differenziert ist, hauptsächlich weil, wenn es undifferenziert wäre, Hochdruck-Eisphasenänderungen zu einer erheblichen Kontraktion geführt hätten (McKinnon et al., 2017). Stattdessen ist die Oberfläche mit Dehnungsstörungen gespickt, die mit einem wieder einfrierenden unterirdischen Ozean übereinstimmen (Moore et al., 2016).

Dynamik

Auf den eisigen Satelliten dürften verschiedene geodynamische Prozesse gewirkt und deren Oberflächen verändert haben. In einigen Fällen können wir anhand von Oberflächenbeobachtungen mit Sicherheit darauf schließen, dass ein bestimmter Prozess funktioniert hat (z. B. Einschlagskrater). In anderen Fällen können die Oberflächenbeobachtungen jedoch mehrdeutig oder umstritten sein. Oberflächenbrüche können beispielsweise durch verschiedene Mechanismen wie Eisschalenverdickung, Gezeitenspannungen oder Polarwanderung entstehen. Bilder allein reichen im Allgemeinen nicht aus, um „kryovulkanische“ Ablagerungen definitiv zu identifizieren (siehe unten „Kryovulkanismus“).

Im Folgenden werden diese Prozesse als entweder intern oder extern kategorisiert. Interne Prozesse auf generischen Eissatelliten werden in McKinnon (1998) Matson et al. (2009) und Collinset al. (2010). Für externe Prozesse werden Auswirkungen von Melosh (1989) und Gezeiten und Orbitalentwicklung von Murray und Dermott (1999) und Peale (1999) behandelt.

Interne Prozesse

Radioaktiver Zerfall und Langzeitkühlung

Der Zerfall langlebiger radiogener Elemente (K,U,Th) kann große Satelliten warm halten (Hussmann et al., 2006). So hätte Pluto beispielsweise auch ohne Gezeitenheizung einen unterirdischen Ozean bis heute rein durch radioaktive Erwärmung aufrechterhalten können, solange die darüber liegende Eisschale nicht konvektionierte (Robuchon & Nimmo, 2011). Ähnliche Schlussfolgerungen gelten für Titan, Callisto und Ganymed Europas Eispanzer ist so dünn, dass zusätzlich ein gewisses Maß an Gezeitenerwärmung erforderlich ist (siehe „Gezeitenerwärmung“ unten).

Die heutige chondritische Heizrate beträgt etwa 3,4x10 -12 W/kg, wobei die Rate bei 4,5 Ga fast zehnmal höher ist. Für einen typischen Satelliten, der zu zwei Dritteln aus Gestein besteht und einen Radius von 200 km oder 2.000 has hat km würden die resultierenden heutigen Wärmeströme etwa 0,3 bzw. 3 mW m −2 betragen (unter Vernachlässigung jeglicher gespeicherter Wärme).

Die langsame Abnahme der radioaktiven Hitze bedeutet, dass die unterirdischen Ozeane im Laufe der Zeit dazu neigen, wieder zu gefrieren. Aufgrund der damit verbundenen Volumenänderungen kommt es zu oberflächennahen Dehnungsspannungen (Nimmo, 2004), sofern keine Hoch-P-Eisphasen vorhanden sind. Dieser Prozess erklärt wahrscheinlich die allgegenwärtigen tektonischen Dehnungsmerkmale, die auf mittelgroßen Eiskörpern beobachtet werden – Dione, Rhea, Tethys, Ariel, Titania und Charon (Collins et al., 2010).

Gezeitenheizung

Wie oben erwähnt, erfährt ein Satellit eine Gezeitenerwärmung mit einer Rate von (Wisdom, 2008)

wo nein ist die mittlere Bewegung, R ist der Satellitenradius, G ist die Gravitationskonstante, e ist die Exzentrizität und θ ‎ die Satellitenschiefe. Die Quantität k₂ ist die Gezeitenzahl der Liebe und Q ist der dimensionslose Verlustfaktor, bei dem ein hoher Q impliziert eine geringe Dissipation und eine kleine Phasenverzögerung zwischen dem angelegten Potential und der Gezeitenantwort. Die Quantität k₂/Q kann auch geschrieben werden als Im(k₂), wo k₂ ist jetzt eine komplexe Zahl (Tobie et al., 2005). Ein vollkommen elastischer oder vollkommen reibungsfreier Satellit hätte k₂/Q=0. Ein viskoelastischer Satellit hat a k₂/Q das hängt von der Viskosität und Steifigkeit der einzelnen Schichten und der Kraftfrequenz ab (Tobie et al., 2005). Die Präsenz eines Ozeans nimmt zu k₂ (Moore & Schubert, 2000) und führt in der Regel auch zu einem größeren k₂/Q (mehr Ableitung).

Bei einem isolierten Satelliten neigen die mit der Gezeitenerwärmung verbundenen Drehmomente dazu, die Umlaufbahn zu zirkularisieren (Murray & Dermott, 1999). Als Ergebnis nimmt die Gezeitenheizrate ab. Daher würde man erwarten, dass sich ein isolierter Satellit in einer kreisförmigen Umlaufbahn befindet und keine Gezeitenerwärmung erfährt. Triton kommt dieser Erwartung nahe, aber andere Körper (Europa, Enceladus usw.) befinden sich in sogenannten Orbitalresonanzen, die die Exzentrizität ständig aufpumpen und dem Effekt der Zirkularisierung entgegenwirken. Ein Satellit mit einer größeren Neigung hat typischerweise eine höhere Neigung, so dass Resonanzen vom Neigungstyp auch zu einer verstärkten Gezeitenerwärmung führen können.

Die lokale Geschwindigkeit der Gezeitenerwärmung hängt von den lokalen Materialeigenschaften ab. Eis nahe seinem Schmelzpunkt hat eine viskoelastische Reaktionszeitskala, die mit der Umlaufzeit von Satelliten vergleichbar ist, was zu einem großen in k₂/Q und hohe Gezeitenheizung (Moore & Schubert, 2000). Feste Gesteinskerne haben viel längere Reaktionszeiten, was zu einer viel geringeren Erwärmung führt. Die Gezeitenerwärmung variiert auch seitlich (Beuthe, 2013) in dünnen Eisschalen, die Erwärmungsrate beträgt einen Faktor von

2 höher an den Polen als am Äquator und kann zu Schwankungen der Schalendicke führen (Ojakangas & Stevenson, 1989).

Auch unterirdische Ozeane reagieren auf Gezeiten und könnten im Prinzip Wärme abführen (Tyler, 2008). Die Physik unterscheidet sich von der fester Regionen, weil Ozeane fast flüssig und turbulent sind. Obliquity-Gezeiten treiben die Erwärmung der Ozeane effektiver voran als Exzentrizitäts-Gezeiten, aber es scheint jetzt, dass die Gesamtverlustleistung in unterirdischen Ozeanen höchstwahrscheinlich zu klein ist, um eine Rolle zu spielen, außer vielleicht für Triton (Chen, Nimmo, & Glatzmaier, 2014). Das Vorhandensein einer starren Hülle auf dem Ozean reduziert die Verlustleistung weiter (Beuthe, 2016).

Gezeitenheizung ist am deutlichsten bei Enceladus, wo die 5-15 GW Wärme, die am Südpol emittiert wird (Spencer et al., 2018), letztendlich von den Gezeiten stammen muss. Obwohl ursprünglich angenommen wurde, dass die Wärme in der Eisschale erzeugt wird, wird die Schale heute als so dünn angesehen, dass ein verformbarer Kern als wahrscheinlicher Ort der Wärme erscheint (Roberts, 2015). Dies stimmt auch mit vermuteten Produkten der hydrothermalen Zirkulation überein, die in den ausgebrochenen Materialien nachgewiesen wurden (Choblet et al., 2017). Die Asymmetrie zwischen dem Nord- und Südpol von Enceladus ist schwer zu erklären, da die Gezeitenerwärmung symmetrisch zum Äquator ist.

Die Existenz einer relativ dünnen Eisschale auf Europa ist auch durch die Gezeitenerwärmung erklärbar. Ganymed und Callisto werden aufgrund ihrer größeren Entfernung vom Jupiter jetzt nicht wesentlich von den Gezeiten erhitzt. Titan wird wahrscheinlich durch die Gezeiten leicht erwärmt, wobei seitliche Erwärmungsschwankungen wahrscheinlich für abgeleitete Schalendickenschwankungen verantwortlich sind. Wie Titans hohe Exzentrizität mit seinem hohen Maß in Einklang gebracht werden kann k₂ stellt eine offene Frage dar: vermutlich Titans Q hoch ist (geringe Verlustleistung), wobei jedoch ungewiss ist, wie dies zustande kommt.

Triton wurde in der Vergangenheit mit ziemlicher Sicherheit heftig durch die Gezeiten erhitzt, es erfährt derzeit keine signifikanten Exzentrizitäts-Gezeiten, kann aber aufgrund seiner vorhergesagten Schiefe eine Erwärmung erfahren (Chen et al., 2014). Charon wurde möglicherweise zuvor durch Gezeiten erhitzt (Rhoden, Henning & Hurford, 2015), aber seine Umlaufbahn ist derzeit kreisförmig (Buie, Tholen & Grundy, 2012). Weitere Diskussionen über andere mögliche antike Gezeitenerwärmungsepisoden werden später in diesem Artikel verschoben.

Beugung und Entspannung

Es wird erwartet, dass die Viskosität von Eis mit der Tiefe abnimmt. Diese Rheologiestruktur kann näherungsweise beschrieben werden, indem man eine elastische Schicht mit einer durch eine bestimmte Isotherme definierten Dicke annimmt. Wenn also die Dicke der elastischen Schicht bestimmt werden kann, kann näherungsweise auf die Temperaturstruktur zum Zeitpunkt der Belastung (und damit auf den Wärmefluss) geschlossen werden (z. B. Nimmo et al., 2002). Dies ist nützlich, um thermische Vorgeschichten abzuleiten. In der Praxis weisen verschiedene Regionen eines Satelliten manchmal unterschiedliche elastische Dicken auf: Dies kann entweder an räumlichen Schwankungen des Wärmeflusses oder daran liegen, dass die Lasten zu unterschiedlichen Zeiten eingeleitet wurden.

Für die meisten eisigen Satelliten ist eine Topographie verfügbar, die aus der Höhenmessung oder (normaler) Stereobildgebung abgeleitet wird. Anhand der Topographie lassen sich oft einzelne Belastungen und die daraus resultierende Oberflächenverformung erkennen. Im einfachsten Fall die charakteristische Wellenlänge der Antwort, bekannt als Biegeparameter α ‎, kann aus der Topographie abgeleitet und direkt auf die Dicke der sich verformenden elastischen Schicht bezogen werden, T_e:

wo hier E ist der Elastizitätsmodul von Eis (nominell 9 GPa), ν ‎ ist die Poissonzahl, G ist die Oberflächenbeschleunigung und Δρ ‎ ist der Dichtekontrast zwischen dem Material unter der Schale und dem darüber liegenden Material (in diesem Fall Vakuum) (Turcotte & Schubert, 2002).

Grob gesagt wird der Übergang vom elastischen zum viskosen Verhalten bei etwa der halben Schmelztemperatur oder etwa 130 K erwartet. Bei diesen Temperaturen beträgt die Wärmeleitfähigkeit des Eises etwa 5 Wm −1 K −1 (Kargel, 1998), also für Enceladus (Oberflächentemperatur 80 K) würde eine elastische Dicke von 1 km einen Wärmefluss von ungefähr 250 mWm −2 implizieren, vergleichbar mit dem, was am Südpol beobachtet wird.

Tabelle 3 gibt eine Auswahl von abgeleiteten elastischen Dicken für verschiedene Körper. Für Europa eine breite Palette von T_e Werte je nach untersuchtem Merkmal erhalten wurden (Billings & Kattenhorn, 2005). Dies könnte an der hohen räumlichen Variabilität des Wärmeflusses liegen, zum Beispiel an den allgegenwärtigen Doppelkämmen (die niedrige T_e Werte) können in irgendeiner Weise erhitzt werden (Dombard et al., 2013). Tabelle 3 zeigt typische T_e Werte von einigen Kilometern, verglichen mit den Dutzenden oder Hunderten von Kilometern, die für Silikatkörper erhalten wurden. Die impliziten Wärmeströme liegen bei einigen zehn bis hunderten von mWm −2 , viel höher als der erwartete heutige radiogene Wärmestrom (siehe „Radioaktiver Zerfall und langfristige Abkühlung“ oben).

Welche Monde haben Kühlfallen? (d.h. geringe Neigung der Ekliptik in Orbital- und Rotationsachse) - Astronomie

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Am 1. September 2019, 18:51.

Belege

Scheiben im Orionnebel

Das Bild rechts ist eine Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops einer Staubscheibe, die im 1.500 Lichtjahre entfernten Orion-Nebel von der Kante zu sehen ist.Es wird angenommen, dass solche Scheiben ein protoplanetares System sind. Da die Scheibe auf der Kante liegt, ist der Stern im Inneren weitgehend verborgen. Mit dem 17-fachen Durchmesser unseres eigenen Sonnensystems ist diese Scheibe die größte von mehreren, die Mitte der 1990er Jahre im Orionnebel entdeckt wurden. [3]

Die Bilder links sind andere Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops von vier Scheiben um Sterne im Orionnebel, der 1.500 Lichtjahre entfernt liegt. Gas- und Staubscheiben, die von Astronomen lange als frühes Stadium der Planetenentstehung vermutet wurden, können von Hubble direkt im sichtbaren Licht gesehen werden. [4]

Spektrographischer Nachweis von Scheiben um Sterne

Mit der Technik der Spektroskopie können Wissenschaftler die Temperatur und die chemische Zusammensetzung des Materials um einen Stern ableiten, auch wenn sie die Scheibe selbst nicht sehen können. Bei der Spektroskopie wird das Licht eines Sterns in ein Spektrum gestreut (im sichtbaren Licht ist weißes Licht bekannt, das sich beim Durchgang durch ein Prisma zu einem Regenbogen ausbreitet) und dann genau zu messen, wie viel Licht in jeder Wellenlänge vorhanden ist.

In diesen Diagrammen sehen wir das Spektrum eines Sterns mit einer Scheibe aus Staub und Gas um ihn herum. Bei einem Stern wird aufgrund der hohen Temperatur der Sternoberfläche das meiste Licht bei kürzeren Wellenlängen (linke Seite des Diagramms) erzeugt. Auf der rechten Seite des Diagramms nehmen die Wellenlängen zu niedrigeren Energien zu (was auf niedrigere Temperaturen hinweist) und das Sternenlicht fällt ab.

Die warme Staub- und Gasscheibe um den Stern erzeugt ihr eigenes Infrarotlicht, das die Form des Spektrums verändert. Das zirkumstellare Material ist kühler als die Oberfläche des Sterns, daher emittiert es den größten Teil seines Lichts bei längeren Infrarotwellenlängen, näher an der rechten Seite des Diagramms. Nun gibt es einen Überschuss an Infrarotstrahlung, der nicht vom Stern selbst stammen kann. Die Scheibe wird enthüllt. [5]

Dies zeigt zwar nicht die Bewegung der Materie um einen Stern, deutet aber auf das Vorhandensein einer Materialscheibe um Sterne hin, selbst wenn solche Scheiben optisch nicht gesehen werden können. Manchmal scheinen diese Daten Staub und Gas zu suggerieren, während manchmal Trümmer wie Asteroiden. Es sollte beachtet werden, dass diese Daten keine Hinweise auf Planetenentstehung enthalten.

HD141569

Das Bild rechts ist eine weitere angebliche protoplanetare Scheibe. In diesem Fall deutet die Struktur jedoch stark darauf hin, dass sich Materie von der Masse wegbewegt. Es sei noch einmal darauf hingewiesen, dass es in diesem Bild keine Hinweise auf eine Planetenentstehung gibt.

Fußnoten

Basierend auf Beobachtungen mit MegaPrime/MegaCam, einem Gemeinschaftsprojekt von CFHT und CEA/DAPNIA, am Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT), das vom National Research Council (NRC) von Kanada betrieben wird, dem Institute National des Sciences de l'Universe des Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS) von Frankreich und der Universität von Hawaii. Diese Arbeit basiert teilweise auf Datenprodukten, die am Canadian Astronomy Data Center im Rahmen des Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey, einem Gemeinschaftsprojekt von NRC und CNRS, erstellt wurden.

Die Literatur ist gemischt, ob die Perioden oder die mittleren Bewegungen das ganzzahlige Verhältnis sein sollten, und daher würden einige die externe Resonanz mit der doppelten Umlaufperiode von Neptun die 1:2-Resonanz nennen.

Die Levison et al. (2008) Simulationen werden im Kontext des Nizza-Modells durchgeführt, von dem normalerweise gesagt wird, dass es 600 Myr nach der Bildung des Sonnensystems auftritt. Die Implantationsphysik des Kuipergürtels würde jedoch genauso gut funktionieren, wenn die Auswanderung in den wenigen Myr nach der Planetenentstehung stattfinden würde.

Es ist noch nicht sicher bekannt, dass TNOs Mean-Motion-Resonanzen mit anderen Planeten bewohnen.

Charakterisierte Detektionen sind solche, die Detektionseffizienzen >40% in ihrem CFEPS-Entdeckungsblock aufweisen, wie in Jones et al. (2006).

Wir glauben nicht, dass es eine statistische Signifikanz dafür gibt, dass sich beide Kozai-Objekte auf derselben -Insel befinden. Pluto selbst befindet sich auf der 90°-Insel.

Kozai Plutinos haben immer noch ihre ₃₂ Argument librate, mit dem Argument, dass das Perizentrum ungefähr zwei Größenordnungen langsamer libiert als ₃₂.

Eine gewisse Mean-Motion-Resonanz kann immer in der Nähe eines bestimmten Punktes im Haupt-Kuipergürtel gefunden werden.

Es gibt einen Tippfehler in Tabelle 2 von Gladman et al. (2008) im 5:3-Eintrag für K03UT2S = 2003 US₂₉₂, dessen unverpackte Bezeichnung fälschlicherweise als 2003 US . angegeben ist₉₆. Nach 2008 wurde diese TNO 143751 nummeriert.

Das einzige sichere twotino mit ich > 15° ist 130391 = 2008 JG₈₁, mit ich = 235, was ein symmetrischer Librator zu sein scheint.

Obwohl der MPC derzeit L4k09 = 2004 KV18 als L5-Trojaner listet (Horner et al. 2012), ist die Exzentrizität von 0,184 größer als numerisch ermittelte Stabilitätsgrenzen (Nesvorný & Dones 2002). Jedoch "nahe" der L5-Wolke, die Gladman et al. (2008)-Analyse zeigt, dass das Objekt auf Zeitskalen <10 Myr stark streut und Petit et al. (2011) berichteten, dass L4k09 ein streuendes TNO ist, auch wenn es auf einer sehr kurzen Zeitskala vorübergehend in der Nähe des L5-Zustands sein kann. Erdnahe Asteroiden zeigen ein ähnliches temporäres koorbitales Verhalten (Morais & Morbidelli 2002).

Horner & Lykawka (2010) schlugen vor, dass die Neptun-Trojaner allein eine wichtige Quelle der Zentauren sein könnten, aber es scheint unwahrscheinlich, dass die anderen (weitaus stärker besiedelten) Resonanzen die Leckageversorgung nicht dominieren würden.