Astronomie

Frequenz von Erdkernen?

Frequenz von Erdkernen?


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Ich habe viele interessante Threads über die Zusammensetzung verschiedener Planetenkerne im Sonnensystem gelesen, während ich versucht habe zu sehen, ob diese Frage bereits gestellt wurde. Es scheint, als ob die Erde in Bezug auf Magnetfeldstärke und innere Aktivität für unsere Größe im Vergleich zu unseren felsigen Nachbarn einzigartig ist.

Ich habe mich gefragt, ob der allgemeine Konsens darin besteht, dass die meisten felsigen Planeten unserer Größe die gleichen Eigenschaften (wie Magnetfeldstärke und Konvektionsfluss) wie wir haben? Oder wenn wir die Ausreißer sind und von den meisten uns ähnlichen zusätzlichen Sonnenplaneten erwartet wird, dass sie eher wie Mars oder Venus sind?


Der Kern der Sonne dreht sich fast viermal schneller als seine Oberfläche, SOHO-Daten enthüllen

Mit Daten des NASA/ESA Solar and Heliosphere Observatory (SOHO) haben Sonnenphysiker Hinweise auf eine Art seismischer Welle (Gravitationswellen oder g-Wellen) in der Sonne gefunden. Diese niederfrequenten Wellen zeigen, dass sich der tiefste Teil des Sonnenkörpers, sein wasserstoffbrennender Kern, etwa viermal schneller dreht als die Sonnenoberfläche.

Flackernde, aktive Regionen der Sonne werden in diesem Bild hervorgehoben, das Beobachtungen von mehreren Teleskopen kombiniert. Hochenergetische Röntgenstrahlen vom Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) der NASA werden blau dargestellt. Niedrigenergie-Röntgenstrahlen von der japanischen Raumsonde Hinode sind grün und extrem ultraviolettes Licht vom Solar Dynamics Observatory (SDO) der NASA ist gelb und rot. Alle drei Teleskope haben ihre Sonnenbilder am 29. April 2015 ungefähr zur gleichen Zeit aufgenommen. Bildnachweis: NASA / JPL-Caltech / GSFC / JAXA.

So wie Seismologen die Art und Weise, wie Erdbeben durch das Erdinnere wandern, nutzen, um die Struktur unseres Planeten zu untersuchen, verwenden Sonnenphysiker die Helioseismologie, um die innere Struktur der Sonne zu untersuchen, indem sie die Wellenbewegungen durch den Stern verfolgen.

Auf der Erde ist es normalerweise ein Ereignis, das zu einem bestimmten Zeitpunkt für die Erzeugung der seismischen Wellen verantwortlich ist, aber die Sonne „klingelt“ aufgrund der Konvektionsbewegungen im Inneren des riesigen Gaskörpers ständig.

Hochfrequente Wellen, auch Druckwellen (p-Wellen oder p-Moden) genannt, sind aufgrund von Schallwellen, die durch die oberen Sonnenschichten rumpeln, leicht als Oberflächenschwingungen zu erkennen. Sie passieren sehr schnell tiefere Schichten und sind daher unempfindlich gegenüber der Kernrotation der Sonne.

Umgekehrt haben g-Wellen mit niedrigerer Frequenz (oder g-Moden), die Schwingungen des tiefen Sonneninneren darstellen, keine klare Signatur an der Oberfläche und stellen daher eine Herausforderung dar, sie direkt zu erkennen.

Im Gegensatz zu p-Wellen, bei denen Druck die Rückstellkraft ist, wirkt bei Schwerewellen der Auftrieb (Schwerkraft) als Rückstellkraft.

„Die bisher untersuchten Sonnenschwingungen sind alle Schallwellen, aber es sollte auch Schwerewellen in der Sonne geben, mit Auf- und Ab- sowie horizontalen Bewegungen, wie Wellen im Meer“, erklärt Erstautor Dr. Eric Fossat , Astronom am Observatorium der Côte d'Azur.

"Wir suchen seit über 40 Jahren nach diesen schwer fassbaren G-Wellen in unserer Sonne, und obwohl frühere Versuche auf Entdeckungen hindeuteten, war keine definitiv."

„Endlich haben wir herausgefunden, wie man ihre Signatur eindeutig extrahiert.“

Dr. Fossat und Co-Autoren verwendeten Daten aus 16,5 Jahren, die mit dem Instrument Global Oscillations at Low Frequencies (GOLF) von SOHO gesammelt wurden.

Durch die Anwendung verschiedener analytischer und statistischer Techniken konnten sie einen regelmäßigen Abdruck der g-Moden auf den leichter zu erkennenden p-Moden ausmachen.

Insbesondere untersuchten sie einen p-Modus-Parameter, der misst, wie lange eine Schallwelle braucht, um durch die Sonne und wieder zurück zur Oberfläche zu wandern – eine Reise, die bekanntermaßen vier Stunden und sieben Minuten dauert.

Sie entdeckten eine Reihe von Modulationen in diesem p-Modus-Parameter: die Signatur von g-Wellen, die die Struktur des Sonnenkerns erschüttern.

Der Abdruck dieser G-Wellen deutet darauf hin, dass sich der Sonnenkern einmal pro Woche dreht, fast viermal schneller als die Oberfläche und die Zwischenschichten der Sonne, die Rotationsperioden zwischen 25 Tagen am Äquator und 35 Tagen an den Polen aufweisen.

Dieses Schnittdiagramm zeigt Schlüsselregionen der Sonne, beginnend mit der äußeren Chromosphäre und dann der Photosphäre, in denen kühle dunkle Merkmale, die als Sonnenflecken bekannt sind, zu sehen sind. Im Inneren der Sonne gibt es eine turbulente äußere Konvektionszone und eine stabilere innere Strahlungszone. Bildnachweis: NASA / ESA / SOHO.

„Die wahrscheinlichste Erklärung ist, dass diese Kernrotation aus der Zeit der Sonnenentstehung vor etwa 4,6 Milliarden Jahren übrig ist“, sagte Co-Autor Roger Ulrich, emeritierter Professor für Astronomie an der University of California in Los Angeles.

"Es ist eine Überraschung und aufregend zu denken, dass wir ein Relikt der Sonne entdeckt haben könnten, als sie sich zum ersten Mal bildete."

„Die Rotation des Sonnenkerns kann einen Hinweis darauf geben, wie die Sonne entstanden ist. Nachdem sich die Sonne gebildet hatte, verlangsamte der Sonnenwind wahrscheinlich die Rotation des äußeren Teils der Sonne.“

„Die Rotation könnte sich auch auf Sonnenflecken auswirken, die sich ebenfalls drehen. Sonnenflecken können enorm sein, ein einzelner Sonnenfleck kann sogar größer sein als die Erde.“

„G-Modi wurden in anderen Sternen entdeckt, und jetzt haben wir dank SOHO endlich überzeugende Beweise dafür in unserem eigenen Stern gefunden“, sagte Dr. Fossat.

„Es ist wirklich etwas Besonderes, in den Kern unserer eigenen Sonne zu schauen, um eine erste indirekte Messung ihrer Rotationsgeschwindigkeit zu erhalten. Aber auch wenn diese jahrzehntelange Suche vorbei ist, beginnt jetzt ein neues Fenster der Sonnenphysik.“

„Obwohl das Ergebnis viele neue Fragen aufwirft, war die eindeutige Detektion von Schwerewellen im Sonnenkern das Hauptziel von GOLF“, sagt Dr. Bernhard Fleck, SOHO-Projektwissenschaftler der ESA.

„Es ist sicherlich das größte Ergebnis von SOHO in den letzten zehn Jahren und eine der Top-Entdeckungen von SOHO aller Zeiten.“

Der Kern der Sonne unterscheidet sich noch auf andere Weise von seiner Oberfläche.

Der Kern hat eine Temperatur von ungefähr 29 Millionen Grad Fahrenheit, was 15,7 Millionen Kelvin entspricht. Die Sonnenoberfläche ist „nur“ etwa 30.000 Grad Fahrenheit oder 5.800 Kelvin.

Die Ergebnisse wurden diese Woche in der Zeitschrift veröffentlicht Astronomie und Astrophysik.

E. Fossat et al. 2017. Asymptotische g-Modi: Hinweise auf eine schnelle Rotation des Sonnenkerns. A&A 604, A40 doi: 10.1051/0004-6361/201730460


Eine Untersuchung von orts- und zeitaufgelösten Hochfrequenzstörungen im FM-Band am Murchison Radio-Astronomy Observatory

Wir präsentieren die erste Untersuchung von Hochfrequenzstörungen (RFI) am zukünftigen Standort des niederfrequenten Square Kilometre Array (SKA), dem Murchison Radio-Astronomy Observatory (MRO), die die RFI sowohl zeitlich als auch räumlich auflöst. Die Untersuchung wird in einem 1-MHz-Frequenzbereich innerhalb des FM-Bands durchgeführt, der die nächstgelegenen und stärksten FM-Sender zum MRO (in Geraldton, ungefähr 300 km entfernt) umfassen soll. Über etwa drei Tage hinweg mit der zweiten Iteration des Engineering Development Array in einem All-Sky-Bildgebungsmodus durchgeführt, finden wir eine Reihe von RFI-Signalen. Wir können die Signale kategorisieren in: diejenigen, die direkt von den Sendern empfangen werden, von ihren Horizontpositionen, Reflexionen von Flugzeugen (die etwa 13% der Beobachtungsdauer einnehmen), Reflexionen von Objekten in der Erdumlaufbahn und Reflexionen von Meteor-Ionisationsspuren. Insgesamt analysieren wir 33 994 Bilder mit 7,92 s Zeitauflösung in beiden Polarisationen mit einer Winkelauflösung von ca. 3,5 $^$ , erkennt ungefähr vierzigtausend RFI-Ereignisse. Diese detaillierte Aufschlüsselung von RFI im MRO-Umfeld wird zukünftige detaillierte Analysen der wahrscheinlichen Auswirkungen von RFI auf die Schlüsselwissenschaft bei niedrigen Funkfrequenzen mit dem SKA ermöglichen.


Wie viele erdähnliche Planeten befinden sich um sonnenähnliche Sterne?

Eine neue Studie liefert die genaueste Schätzung der Häufigkeit, mit der Planeten mit erdähnlicher Größe und Entfernung von ihrem Wirtsstern um Sterne herum vorkommen, die unserer Sonne ähnlich sind. Die Kenntnis der Häufigkeit, mit der diese potenziell bewohnbaren Planeten vorkommen, wird für die Planung zukünftiger astronomischer Missionen wichtig sein, um nahegelegene Gesteinsplaneten um sonnenähnliche Sterne zu charakterisieren, die Leben unterstützen könnten. Ein Artikel, der das Modell beschreibt, erscheint am 14. August 2019 im The Astronomical Journal.

Tausende von Planeten wurden vom NASA-Weltraumteleskop Kepler entdeckt. Kepler, das 2009 gestartet und 2018 von der NASA ausgemustert wurde, als es seinen Treibstoffvorrat erschöpft hatte, beobachtete Hunderttausende von Sternen und identifizierte Planeten außerhalb unseres Sonnensystems – Exoplaneten – durch die Dokumentation von Transitereignissen. Transits-Ereignisse treten auf, wenn die Umlaufbahn eines Planeten zwischen seinem Stern und dem Teleskop verläuft und einen Teil des Lichts des Sterns blockiert, so dass er zu verdunkeln scheint. Durch die Messung des Ausmaßes der Verdunkelung und der Dauer zwischen den Transiten und die Verwendung von Informationen über die Eigenschaften des Sterns charakterisieren Astronomen die Größe des Planeten und die Entfernung zwischen dem Planeten und seinem Wirtsstern.

„Kepler entdeckte Planeten mit einer Vielzahl von Größen, Zusammensetzungen und Umlaufbahnen“, sagte Eric B. Ford, Professor für Astronomie und Astrophysik an der Penn State und einer der Leiter des Forschungsteams. „Wir wollen diese Entdeckungen nutzen, um unser Verständnis der Planetenentstehung zu verbessern und zukünftige Missionen zur Suche nach bewohnbaren Planeten zu planen. Es ist jedoch irreführend, Exoplaneten einer bestimmten Größe oder Bahnentfernung einfach zu zählen, da es viel schwieriger ist, kleine Planeten weit von ihrem Stern entfernt zu finden, als große Planeten in der Nähe ihres Sterns.“

Um diese Hürde zu überwinden, entwickelten die Forscher eine neue Methode, um die Häufigkeit von Planeten über eine Vielzahl von Größen und Bahnentfernungen abzuleiten. Das neue Modell simuliert „Universen“ von Sternen und Planeten und „beobachtet“ dann diese simulierten Universen, um zu bestimmen, wie viele der Planeten von Kepler in jedem „Universum“ entdeckt worden wären.

„Wir haben den endgültigen Katalog der von Kepler identifizierten Planeten und die verbesserten Sterneigenschaften der Raumsonde Gaia der Europäischen Weltraumorganisation ESA verwendet, um unsere Simulationen zu erstellen“, sagte Danley Hsu, ein Doktorand an der Penn State und der erste Autor des Papiers. „Durch den Vergleich der Ergebnisse mit den von Kepler katalogisierten Planeten haben wir die Anzahl der Planeten pro Stern charakterisiert und wie diese von der Planetengröße und der Umlaufbahnentfernung abhängt. Unser neuartiger Ansatz ermöglichte es dem Team, mehrere Effekte zu berücksichtigen, die in früheren Studien nicht berücksichtigt wurden.“

Die Ergebnisse dieser Studie sind besonders relevant für die Planung zukünftiger Weltraummissionen zur Charakterisierung potenziell erdähnlicher Planeten. Während die Kepler-Mission Tausende kleiner Planeten entdeckte, sind die meisten so weit entfernt, dass es für Astronomen schwierig ist, Details über ihre Zusammensetzung und Atmosphäre zu erfahren.

Künstlerische Darstellung des Kepler-Weltraumteleskops der NASA, das Tausende neuer Planeten entdeckte. Neue Forschungen, die Kepler-Daten verwenden, liefern die bisher genaueste Schätzung, wie oft wir erwarten sollten, erdähnliche Planeten in der Nähe sonnenähnlicher Sterne zu finden. Bildnachweis: NASA/Ames Research Center/W. Stenzel/D. Rutter

„Wissenschaftler sind besonders daran interessiert, in den Atmosphären von etwa erdgroßen Planeten, die in der ‚bewohnbaren Zone‘ sonnenähnlicher Sterne kreisen, nach Biomarkern – Molekülen, die auf Leben hinweisen – zu suchen“, sagte Ford. „Die bewohnbare Zone ist ein Bereich von Orbitalentfernungen, in denen die Planeten flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche tragen könnten. Die Suche nach Beweisen für Leben auf erdgroßen Planeten in der bewohnbaren Zone sonnenähnlicher Sterne erfordert eine große neue Weltraummission.“

Wie groß diese Mission sein muss, hängt von der Fülle an erdgroßen Planeten ab. Die NASA und die National Academies of Science untersuchen derzeit Missionskonzepte, die sich in Größe und Leistungsfähigkeit erheblich unterscheiden. Wenn erdgroße Planeten selten sind, dann sind die nächsten erdähnlichen Planeten weiter entfernt und eine große, ehrgeizige Mission wird erforderlich sein, um nach Beweisen für Leben auf potenziell erdähnlichen Planeten zu suchen. Auf der anderen Seite, wenn erdgroße Planeten üblich sind, dann wird es erdgroße Exoplaneten geben, die Sterne umkreisen, die der Sonne nahe sind, und ein relativ kleines Observatorium könnte in der Lage sein, ihre Atmosphären zu studieren.

„Während die meisten Sterne, die Kepler beobachtet hat, in der Regel Tausende von Lichtjahren von der Sonne entfernt sind, beobachtete Kepler eine ausreichend große Stichprobe von Sternen, sodass wir eine strenge statistische Analyse durchführen können, um die Rate erdgroßer Planeten in der bewohnbaren Zone abzuschätzen von nahen sonnenähnlichen Sternen.“ sagte Hsu.

Basierend auf ihren Simulationen schätzen die Forscher, dass Planeten mit einer Größe von dreiviertel bis eineinhalb Mal so groß wie die Erde mit Umlaufzeiten von 237 bis 500 Tagen in etwa einem Millimeter vorkommen sechs Sterne. Wichtig ist, dass ihr Modell die Unsicherheit dieser Schätzung quantifiziert. Sie empfehlen, dass zukünftige Missionen zur Planetensuche eine tatsächliche Rate planen, die von einem Planeten pro 33 Sterne bis zu fast einem Planeten pro zwei Sterne reicht.

„Zu wissen, wie oft wir erwarten sollten, Planeten einer bestimmten Größe und Umlaufperiode zu finden, ist äußerst hilfreich, um die Vermessungen von Exoplaneten zu optimieren und bevorstehende Weltraummissionen zu planen, um ihre Erfolgschancen zu maximieren“, sagte Ford. „Penn State ist führend darin, modernste statistische und rechnerische Methoden in die Analyse astronomischer Beobachtungen einzubringen, um diese Art von Fragen zu beantworten. Unser Institute for CyberScience (ICS) und das Center for Astrostatistics (CASt) bieten Infrastruktur und Unterstützung, die solche Projekte möglich macht.“

Das Center for Exoplanets and Habitable Worlds at Penn State umfasst Dozenten und Studenten, die am gesamten Spektrum der extrasolaren Planetenforschung beteiligt sind. Ein Penn State-Team baute den Habitable Zone Planet Finder, ein Instrument zur Suche nach massearmen Planeten um kühle Sterne, das kürzlich am Hobby-Eberly-Teleskop, dessen Gründungspartner Penn State ist, wissenschaftliche Operationen aufnahm. Ein zweiter von Penn State gebauter Spektrograph wird derzeit getestet, bevor er mit einer ergänzenden Vermessung beginnt, um die Massen von Planeten mit geringer Masse um sonnenähnliche Sterne zu entdecken und zu messen. Diese Studie macht Vorhersagen darüber, was solche Planetenerhebungen finden werden, und wird dazu beitragen, einen Kontext für die Interpretation ihrer Ergebnisse bereitzustellen.


Woher wissen wir, was sich im Kern der Erde befindet?

Heute teilen wir das Innere der Erde in drei Segmente auf: die Kruste, die äußere Schicht, zwischen 5 km und 75 km dick, den Mantel, der sich bis in eine Tiefe von etwa 2.900 km erstreckt, mit der Dicke des Kerns – das Stückchen wir Sie interessieren sich für hier – erstrecken sich rund 3.500 km vom Erdzentrum entfernt, mit zwei unterschiedlichen Segmenten.

Das Herzstück des Kerns ist eine extrem heiße, aber dennoch massive Nickel-Eisen-Kugel mit einem Radius von rund 1.200 km. Mit etwa 5.400°C hat dieser innere Kern eine ähnliche Temperatur wie die Sonnenoberfläche. Der Rest ist der flüssige äußere Erdkern, der hauptsächlich aus Nickel-Eisen besteht, mit ähnlichen Temperaturen, der zum Zentrum hin heißer wird.

Aber wie können wir solche Details über einen Ort wissen, der so unzugänglich ist?

Da es fast unmöglich ist, jemals bis auf tausend Kilometer an den Kern heranzukommen, ist unser gesamtes Wissen indirekt und hängt von der Seismologie ab – der Wissenschaft von Erdbeben.

Nach einem Beben wandern seismische Wellen durch die Erde und ändern ihre Form und Richtung je nach Material, das sie durchdringen. Geophysiker haben diese Informationen verwendet, um abzuleiten, was im Kern der Erde liegt.

Ihre Seismometer, Geräte zur Messung solcher Wellen, entsprechen Teleskopen zur Erforschung des Erdinneren.

Lesen Sie mehr über den Erdkern:

Zu Beginn des 20. Jahrhunderts legten die steigenden Temperaturen, als wir tiefer in die Erde gruben, in Kombination mit der Analyse der Erdwellen durch Seismologen nahe, dass das Innere unseres Planeten zumindest teilweise geschmolzen war – heiß genug, um Gestein und Metall in Flüssigkeit zu verwandeln.

Und die wichtigsten Entdeckungen wurden von zwei Wissenschaftlern gemacht, die beschämenderweise nie für einen Nobelpreis nominiert wurden: dem britischen Geologen Richard Oldham und der dänischen Seismologin Inge Lehmann.

Was können uns Wellen über die Struktur der Erde sagen?

Denken Sie an eine Welle, und Sie werden wahrscheinlich an eine Oberflächenwelle denken, wie Sie sie auf dem Meer sehen würden. Aber viele Wellen – zum Beispiel Schall – wandern durch den Körper eines Materials.

Obwohl die seismischen Wellen, die bei einem Erdbeben Schaden anrichten, diejenigen sind, die sich auf der Oberfläche ausbreiten, gibt es auch zwei Arten von „Körperwellen“, die sich durch die Erde bewegen. P-Wellen („P“ steht für „primary“) sind Longitudinalwellen, genau wie Schall.

Sie schwingen in Bewegungsrichtung, wodurch sich die Erde beim Durchgang zusammendrückt und ausdehnt.

P-Wellen breiten sich schnell aus – etwa 5 km pro Sekunde in einem Gestein wie Granit und bis zu 14 km pro Sekunde in den dichtesten Teilen des Erdmantels.

Die zweite Art von Körperwelle, S-Wellen („S“ steht für „sekundär“), sind langsamere, transversale Wellen, die sich von einer Seite zur anderen bewegen. Im Gegensatz zu P-Wellen können sie sich nicht durch eine Flüssigkeit bewegen, weshalb sich diese beiden Arten von Wellen als wesentlich erwiesen haben, um uns beim Verständnis des Erdkerns zu unterstützen.

Stellen Sie sich vor, es gibt ein riesiges Erdbeben. Wellen beginnen sich durch die Erde zu bewegen.

Die P-Wellen schießen nach vorne, während die S-Wellen mit etwa halber Geschwindigkeit folgen. Beide Wellenarten werden von Seismometern erfasst, mit denen Schwingungen im Boden auf der ganzen Erde gemessen werden.

Aber dort, wo die Wellen den Kern passieren, um eine entfernte Messstation zu erreichen, gibt es eine sogenannte Schattenzone. Reisen Sie etwa 104° um den Erdumfang vom Epizentrum des Bebens und die Wellen verschwinden. Aber ab 140° erscheinen die P-Wellen wieder, ohne begleitende S-Wellen.

Bereits 1906 erkannte Richard Oldham die Implikationen dieses seltsamen Schattens. Oldham verbrachte die meiste Zeit seiner Karriere beim Geological Survey of India und arbeitete oft im Himalaya.

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Als er sich 1903 nach Großbritannien zurückzog, nutzte er die in den letzten Jahren gesammelten Daten, um das Erdinnere zu erforschen. Er erkannte, dass das beobachtete Verhalten von P- und S-Wellen erklärt werden könnte, wenn der Erdmittelpunkt flüssig wäre.

In einem solchen Fall würden P-Wellen von der Flüssigkeit gebrochen, sich wie Licht biegen, wenn es sich vom Wasser in die Luft bewegt, und einen markanten Schatten hinterlassen. S-Wellen hingegen würden durch einen flüssigen Kern vollständig gestoppt.

Oldhams Durchbruch führte zu einem allgemein akzeptierten Bild eines geschmolzenen Kerns, aber 30 Jahre später erkannte Inge Lehmann, dass Oldhams Idee zu einfach war.

Die Brechung der P-Wellen durch die dichte Flüssigkeit im Erdmittelpunkt sollte einen totalen Schatten erzeugt haben.

Tatsächlich zeigten Messungen mit den empfindlicheren Seismometern, die zu Lehmanns Zeiten zur Verfügung standen, dass immer noch schwache P-Wellen in der Schattenzone eintrafen.

Durch die Untersuchung von Daten, die den Planeten von einem Erdbeben in Neuseeland im Jahr 1929 durchquerten, schlug Lehmann vor, dass diese Wellen von der Grenze zwischen einem inneren festen Kern und der äußeren Flüssigkeit reflektiert wurden.

Ihre 1936 veröffentlichten Ergebnisse wurden zwei Jahre später von Beno Gutenberg und Charles Richter bestätigt, die die Auswirkungen eines soliden Kerns genau modellierten.

Direkte Messungen dieser reflektierten seismischen Wellen kamen schließlich 1970.

Woraus besteht der Kern der Erde?

Weitere Studien entdeckten noch subtilere Wellen, die aufgrund ihrer verspäteten Ankunft den flüssigen äußeren Kern als P-Wellen durchquert haben mussten, bevor sie im inneren Kern in transversale S-Wellen und dann wieder in P-Wellen umgewandelt wurden Ausweg.

Diese erst 2005 bestätigte Entdeckung war ein weiterer Beweis für den festen Kern.

Trotzdem ist die genaue Beschaffenheit des inneren Kerns Gegenstand erheblicher Debatten. Temperaturen zum Beispiel können nur aus experimentellen Untersuchungen zum Schmelzen und Erstarren von Materialien unter Druck ermittelt werden.

Tatsächlich kommt die Annahme, dass der Kern hauptsächlich aus Eisen und Nickel besteht, aus einer Kombination der Häufigkeit, mit der verschiedene Elemente in unserer lokalen Region der Milchstraße vorkommen, und unserem Verständnis der Entstehung unseres Planeten.

Unter dem immensen Druck im Erdmittelpunkt – über dem Dreimillionenfachen des Atmosphärendrucks – können sich Materialien ganz anders verhalten als normal.


Ziele/HW

Definieren, illustrieren und wenden Sie die grundlegenden Wellenkonzepte Frequenz, Wellenlänge und Geschwindigkeit an und beziehen Sie diese auf Quelle und Medium.

Lösen Sie mathematische Probleme mit Geschwindigkeit, Frequenz und Wellenlänge.

Beschreiben und veranschaulichen Sie die Natur elektromagnetischer Strahlung.

Nennen Sie die sechs Hauptbereiche des elektromagnetischen Spektrums nach Frequenz und/oder Wellenlänge.

Geben Sie die Farben des sichtbaren Spektrums nach Frequenz und/oder Wellenlänge an.

Definieren, veranschaulichen und wenden Sie die Konzepte von Reflexion, Brechung, Dispersion, Beugung, Interferenz, Opazität und Transparenz an.

Erklären, illustrieren und wenden Sie die grundlegenden Konzepte der Schwarzkörperstrahlung an.

Lösen Sie mathematische Probleme mit dem Weinschen Gesetz.

Erklären, illustrieren und wenden Sie das Konzept des Doppler-Effekts und die astronomischen Begriffe Rotverschiebung und Blauverschiebung an.

Nennen und wenden Sie die Kirchoffschen Gesetze der kontinuierlichen, Emissions- und Absorptionsspektren an und beschreiben Sie die Komponenten und den Betrieb eines Spektroskops.

Erklären Sie, wie Spektrallinien und die Breite und Intensität dieser Linien mit den Eigenschaften von Atomen und/oder Molekülen zusammenhängen.

Beschreiben und veranschaulichen Sie die beiden Haupttypen optischer Teleskope – Brechung und Reflexion und Kontrast in Bezug auf Auflösung, Lichtbündelung und Aberrationen.

Beschreiben Sie, wie sich die Erdatmosphäre auf astronomische Beobachtungen und aktuelle Bemühungen zur Verbesserung der bodengebundenen Astronomie auswirkt.

Vergleichen und kontrastieren Sie Teleskope, die Bilder mit unsichtbarer Strahlung erstellen.

Lösen Sie mathematische Probleme, die die Vergrößerung mit den Brennweiten von Objektiv und Okular in Verbindung bringen.

Lösen Sie mathematische Probleme, die die Beugungsgrenze betreffen und die Winkelauflösung auf Wellenlänge und Durchmesser beziehen.

Lösen Sie mathematische Probleme mit Lichtsammelkapazitäten.

Probleme und Fragen zu Hausaufgaben

1. Was passiert bei einer bestimmten Wellenart, die sich durch ein bestimmtes Medium bewegt, mit der Geschwindigkeit und der Wellenlänge, wenn die Frequenz der Welle erhöht wird?

2. Eine sich durch Wasser bewegende Schallwelle hat eine Frequenz von 256 Hz und eine Wellenlänge von 5,77 m. (a) Wie groß ist die Schallgeschwindigkeit durch das Wasser? (b) Welche Wellenlänge hat dieser Schall, wenn er vom Wasser in die Luft übergeht (wo die Schallgeschwindigkeit 343 m/s beträgt)?

3. Bestimmen Sie die Wellenlänge der folgenden Radiosender:
(a) AM 990 kHz und (b) FM 93,1 MHz.

4. Bestimmen Sie die Frequenz und Farbe des Lichts mit jeder der folgenden Wellenlängen: (a) 500 nm, (b) 700 nm, (c) 590 nm. (Siehe Abbildung 3.9, S. 70)

5. Was wir alle „Licht“ nennen, ist einfach das „Zeug“, das wir mit unseren Augen sehen. Für einen Wissenschaftler ist Licht jedoch nur eine bestimmte Art elektromagnetischer Strahlung. (a) Was hat sichtbares Licht mit anderen Arten elektromagnetischer Strahlung gemeinsam? (b) Was unterscheidet sichtbares Licht von anderen Arten elektromagnetischer Strahlung?

6. Neben jedem astronomischen Bild in Ihrem Buch befindet sich ein Schlüssel mit der Bezeichnung R I V U X G. (a) Was sagt der Schlüssel zu jedem Bild? (b) Wofür stehen die Buchstaben? (c) Warum sind die Buchstaben in dieser Reihenfolge angeordnet?

7. Das Chandra-Röntgenobservatorium umkreist die Erde und nimmt Bilder des Kosmos mit Wellenlängen im Bereich von 0,12 nm bis 12 nm auf. Trotz des Namens des Observatoriums kann die niedrigste Frequenz, die es abbildet, als angenommen angesehen werden ultraviolett - Welche Frequenz und Wellenlänge ist das?

8. Das James-Webb-Weltraumteleskop ist für Strahlung mit Frequenzen von 10,5 bis 500 THz empfindlich. Bestimmen Sie den Wellenlängenbereich und die beiden Strahlungsarten, die von diesem Teleskop gemessen werden können.

9. Reflexion, Brechung, Dispersion, Beugung und Interferenz sind Phänomene, die bei allen Arten von Wellen auftreten. (a) Beim Betrachten eines Regenbogens ist die Sonne immer hinter du und die Farben kommen aus einem Bogen von Regentropfen vor Ihnen um welche der aufgeführten Phänomene handelt es sich? Erklären. (b) Mehrwegeverzerrung tritt auf, wenn Sie einen Radiosender hören und die Antenne Wellen erkennt, die zwei verschiedenen Wegen vom Sender zu Ihnen gefolgt sind – welche Phänomene sind beteiligt? Erklären.

10. Astronomen sagen, dass die Erdatmosphäre ein Radiofenster bei Wellenlängen von etwa 1 cm bis 10 m hat. (a) Erklären Sie, was das Radiofenster ist, indem Sie Wörter wie opaque/opacity und/oder transparent/transparency verwenden. (b) Es gibt auch einen Wellenlängenbereich, der als optisches Fenster bezeichnet wird welche zwei Arten von Strahlung können durch dieses Fenster kommen ? (siehe Abb. 3.9, S. 70)

11. (a) Erklären Sie, was mit Schwarzkörperstrahlung gemeint ist. (b) Was passiert nach dem Wienschen Gesetz mit der emittierten Strahlung eines Objekts, wenn seine Temperatur erhöht wird? (c) Was passiert nach Stefans Gesetz mit der emittierten Strahlung eines Objekts, wenn seine Temperatur erhöht wird?

12. Betrachten Sie das Foto des Sternbildes Orion auf Seite 446, Abbildung 17.8. Die beiden hellsten Sterne sind Beteigeuze (oben links) und Rigel (unten rechts). Dem Aussehen auf dem Foto nach zu urteilen, welches hat Ihrer Meinung nach eine höhere Temperatur und wie können Sie dies feststellen?

13. Verwenden Sie das Weinsche Gesetz, um die Temperatur eines bestimmten Sterns zu bestimmen, basierend auf der Tatsache, dass sein Spektrum eine Spitzenintensität bei etwa 490 nm hat.

14. Sterne können stark in der Temperatur schwanken. Astronomen kategorisieren Sterne in verschiedene Typen, die teilweise auf dieser Tatsache basieren. Bestimmen Sie die Häufigkeit und Art der Strahlung, bei der die Spektren jedes dieser Sterntypen eine Spitzenintensität aufweisen: (a) ein Stern vom Typ O mit einer Temperatur von 30.000 K und (b) ein Stern vom Typ M mit einer Temperatur von 3000 K.

15. Die normale Körpertemperatur des Menschen beträgt ca. 37 °C. Aufgrund dieser Eigentemperatur gibt der menschliche Körper Strahlung ab. Bestimmen Sie die Spitzenwellenlänge und -frequenz dieser Strahlung. Um welche Strahlungsart handelt es sich?

16. (a) Was ist der Doppler-Effekt? (b) Was passiert mit der Wellenlänge, wenn Strahlung eine Rotverschiebung erfährt? (c) Was verursacht eine Rotverschiebung der Strahlung?

17. Die Geschwindigkeit eines Baseballspielfelds wird von einer Radarpistole gemessen, die sich hinter der Home-Plate befindet. Das Radarsignal wird vom Baseball reflektiert, wenn er sich zur Home-Plate bewegt. (a) Was passiert mit der Geschwindigkeit, Wellenlänge und Frequenz des reflektierten Radarsignals? (b) Würde dies als Rotverschiebung oder Blauverschiebung betrachtet? Erklären.

18. (a) Warum ist die Spektroskopie ein so wichtiges „Werkzeug“ für Astronomen? (b) Die Schlüsselkomponente in einem Spektroskop ist entweder ein Prisma oder ein Beugungsgitter. Was ist der Zweck von beiden? (d.h. Was tut es?)

19. Wie hängt das Emissionsspektrum eines bestimmten Elements mit dem Absorptionsspektrum desselben Elements zusammen? Erklären Sie, warum diese Beziehung besteht.

20. Wenn Licht durch einen Nebel (eine Wolke aus Gasen geringer Dichte) hindurchtritt, kann es von den Atomen im Nebel absorbiert werden oder auch nicht. Was muss passieren, damit das Licht absorbiert wird? Was muss passieren, damit es ohne absorbiert wird?

21. Das Spektrum der Sonne ist eine Kombination aus einem kontinuierlichen Spektrum (einer Schwarzkörperkurve) und einem Absorptionsspektrum, das sich als schwache Lücken im ansonsten kontinuierlichen Spektrum zeigt. (a) Welcher Teil der Sonne erzeugt das kontinuierliche Spektrum? Verwenden Sie die Kirchoffschen Gesetze, um dies zu erklären. (b) Welcher Teil der Sonne verursacht die dunklen Absorptionslinien? Verwenden Sie die Kirchoffschen Gesetze, um dies zu erklären.

22. Die Intensität der Wasserstoff-Alpha-Linie (Hα) im Spektrum der Sonne ist nicht sehr groß, obwohl die Sonne hauptsächlich aus Wasserstoff besteht. Was würde Wasserstoffatome daran hindern, diese spezielle Linie zu absorbieren oder auszusenden?

23. Molekulares Gas kann aufgrund anderer Energieänderungen als Elektronenübergängen Strahlung emittieren oder absorbieren. Welche zwei Arten von Änderungen des Energiezustands kann ein Molekül erfahren, die ein einzelnes Atom (einatomiges Gas) nicht kann?

24. Angenommen, zwei Sterne haben Absorptionslinien derselben Wellenlänge und Intensität, aber die Linien von Stern B sind breiter (breiter) als die von Stern A. (a) Welche Eigenschaften würden die beiden Sterne teilen, was durch die gleichen Linien belegt wird? (b) Welcher Unterschied in Stern B könnte möglicherweise die größere Breite seiner Linien erklären?

25. Wenn die Temperatur eines Gases erhöht wird, ändern sich die Emissionsspektren, die es erzeugt. Beschreiben Sie mindestens zwei Veränderungen, die bei steigender Temperatur in den hellen Linien auftreten. Und erklären Sie, warum jede Änderung auftritt.

26. Warum wünschen sich Astronomen immer größere Teleskope? Inwiefern verbessern Zielfernrohre mit größerem Durchmesser die Fähigkeit von Astronomen, weit entfernte Objekte zu analysieren?

27. Was ist der Unterschied zwischen refraktiven Teleskopen und reflektierenden Teleskopen? Beschreiben Sie drei Vorteile von Reflektoren gegenüber Refraktoren.

28. Aberrationen treten in gewissem Maße in allen Teleskopen auf. (a) Der Begriff „Aberration“ (im Zusammenhang mit Teleskopen) weist auf die Unfähigkeit der Optik hin, was richtig zu tun? (b) Welche Art von Aberration wird durch eine falsche Form der Linse oder des Spiegels verursacht? (c) Welche Art von Aberration kann Fehlfarben im Bild eines Teleskops verursachen?

29. Radioteleskope sind oft sehr groß – zum Beispiel Chinas FAST-Teleskop mit einem Reflektor von 450 Fuß (0,31 Meilen!) Spektrum.

30. Das Hubble-Weltraumteleskop (HST) ist eines der besten Teleskope aller Zeiten (bisher). (a) Der Hauptgrund, HST in den Weltraum zu bringen, war, es über der Erdatmosphäre zu platzieren. Welche Probleme bereitet die Atmosphäre für Teleskope am Boden? (b) Welche Nachteile hat es, HST im Orbit zu haben?

31. Seit den späten 1990er Jahren verlassen sich Astronomen immer mehr auf elektronische Bilder, die mit CCD-Detektoren (digitalen Chips) erstellt werden und die auf einem Computer gespeichert, angezeigt und verarbeitet werden können. Dies hat die ältere Technik der Filmkameras fast vollständig ersetzt. (a) Diskutieren Sie mindestens zwei Vorteile digitaler Bilder gegenüber Filmbildern. (b) Diskutieren Sie die Nachteile.

32. Aufgrund der Weiterentwicklung der adaptiven Optik ist es nicht mehr erforderlich, ein Teleskop in die Umlaufbahn zu bringen, um atmosphärische Unschärfen zu vermeiden. (a) Beschreiben Sie, wie adaptive Optik atmosphärische Unschärfe kompensiert. (b) Aus welchen anderen Gründen könnte es noch wünschenswert sein, Teleskope im Weltraum zu platzieren?

33. Ein Okular mit Brennweite 40 mm wird in einem Teleskop verwendet, das einen Hauptspiegel mit Brennweite 1400 mm hat. (a) Wie groß ist die Vergrößerung? (b) Wie groß ist die Vergrößerung, wenn das gleiche Okular in einem Refraktor mit einer Brennweite von 600 mm verwendet wird?

34. Um mit einem Teleskop mit einem Objektiv mit 2000 mm Brennweite eine 120er Vergrößerung zu erreichen, benötigen Sie ein Okular mit welcher Brennweite?

35. Ein bestimmter „Binärstern“ besteht eigentlich aus zwei Sternen, die von der Erde aus gesehen 0,5 Bogensekunden voneinander entfernt sind. Um diesen Doppelstern (d.h. in der Lage sein, es als zwei separate Objekte zu sehen), müssten Sie es durch ein Teleskop mit mindestens welchem ​​Mindestdurchmesser in Zoll beobachten? (Angenommen eine Betriebswellenlänge von 600 nm – sichtbares Licht)

36. Ein bestimmtes weltraumgestütztes Teleskop kann eine (beugungsbegrenzte) Winkelauflösung von 0,05″ für rotes Licht der Wellenlänge 700 nm erreichen. What would this telescope s resolution be (a) in the infrared, at 3.5 μm, and (b) in the ultraviolet, at 140 nm?

37. Estimate the angular resolutions of (a) a radio interferometer with a 5000 km baseline, operating at a frequency of 5 GHz and (b) an infrared interferometer with a baseline of 50 m operating at a wavelength of 1 m m.

38. During opposition, the planet Saturn is at a distance of about 1300 Gm from the Earth. At that distance a telescope can resolve only features of a certain size. Features of Saturn smaller than this size remain invisible . Determine this size for each telescope given its resolving power: (a) the Hale telescope (1″), (b) HST (0.05″), and (c) a radio interferometer (0.001″).

39. The school s telescope is a Celestron C-8, which has a primary mirror with a diameter of 8.0 inches. (1 inch = 2.54 cm) The light entering the telescope has wavelength approximately equal to the center of the visible spectrum – about 600 nm. (a) By what factor does this telescope improve your eye s light gathering capacity if your pupil has a diameter of 5 mm? (b) Determine the theoretical diffraction limit on this telescope s angular resolution.

40. Based on collecting areas, how much more sensitive would you expect the 300-m Arecibo (Figure 5.24) to be, compared with the 105-m Green Bank instrument (Figure 5.23)?

41. A 2 m telescope can collect a given amount of light in 1 hour. Under the same observing conditions, how much time would be required for a 6 m telescope to collect an equal amount of light? How about a 12 m telescope? (Note: When astronomers refer to the size of a telescope, such as 2 m, it is the diameter of the telescope s objective lens or mirror.)

42. The photographic equipment on a telescope is replaced by a CCD. If the photographic plate records 5% of the light reaching it, while the CCD records 75%, how much time will the new system take to collect as much light as the old detector recorded in a 1-hour exposure?


Schlussfolgerungen

Verwenden von Kepler photometry of Sun-like stars (GK-type), we measured the prevalence of planets having different orbital periods and sizes, down to the size of the Earth and out to orbital periods of 1 y. We gathered Keck spectra of all host stars of planets having periods greater than 100 d to accurately determine their radii. The detection of planets with periods longer than 100 d is challenging, and we characterized our sensitivity to such planets by using injection and recovery of synthetic planets in the photometry. After correcting for orbital tilt and detection completeness, we find that 26 ± 3% of Sun-like stars have an Earth-size planet with P = 5–100 d. We also find that 11 ± 4% of Sun-like stars harbor an Earth-size planet that receives nearly Earth levels of stellar energy .

We showed that small planets far outnumber large ones. Only 1.6 ± 0.4% of Sun-like stars harbor a Jupiter-size planet with P = 5–100 d compared with a 23 ± 3% occurrence of Earth-size planets. This pattern supports the core accretion scenario in which planets form by the accumulation of solids first and gas later in the protoplanetary disk (13, 22 ⇓ –24). The details of this family of models are hotly debated, including the movement of material within the disk, the timescale for planet formation, and the amount of gas accretion in small planets. Our measurement of a constant occurrence of 1–2.8 planets per logP interval establishes an important observational constraint for these models.

The occurrence of Earth-size planets is constant with decreasing stellar light intensity from 100 down to 1 . If one was to assume that this pattern continues down to 0.25 , then the occurrence of planets having flux levels of 1–0.25 is also 11 ± 4%.

Earth-size planets are common in the Kepler Feld. If the stars in the Kepler field are representative of stars in the solar neighborhood, then Earth-size planets are common around nearby Sun-like stars. If one were to adopt a 22% occurrence rate of Earth-size planets in habitable zones of Sun-like stars, then the nearest such planet is expected to orbit a star that is less than 12 light-years from Earth and can be seen by the unaided eye. Future instrumentation to image and take spectra of these Earths need only observe a few dozen nearby stars to detect a sample of Earth-size planets residing in the HZs of their host stars.

Note Added in Proof.

Estimates of the occurrence of Earth analog planets appear in several previous works including Catanzarite and Shao (25), Traub (26), and Dong and Zhu (27). These estimates, which range from 1% to 34%, were built upon early catalogs of Kepler planet candidates (based on less than 1.3 years of photometry). These estimates did not address survey completeness with injection and recovery or uncertain stellar radii with spectroscopy.


The code used to make the plots in the paper is available on the UCL Research Data Repository using https://doi.org/10.5522/04/14140679. The code used to generate the datasets in our study is currently in preparation to be made publicly available. In the interim period, the code can be made available from the corresponding author on reasonable request.

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Erste Eindrücke

I couldn't find the make or model so we'll just call it earth in this report. The earth oscillator appears old the photo given to me by NASA was dated December 7, 1972, so it was certainly made prior to that. I have been trying to contact the Manufacturer, but as yet there is no operation or service manual. There is no visible release date or serial number and the original specifications are unknown. It's missing a power cord. It is used and shows signs of wear. In short, very similar to most oscillators one finds on eBay.

Typically, oscillators are housed in cylindrical or rectangular enclosures this one is spherical and spins freely in a high vacuum with gravitational suspension. High mass and low friction makes for very high Q. All in all, a neat design. Like other space-qualified oscillators I have seen, this one contains iron, silicon, aluminum, and titanium.

Earth appears somewhat dirty, dusty, and wet in places. Since I don't own it (on approval only) it was decided to test is in as-is condition even though one could obtain better performance with thorough cleaning.

A close-up photo of Earth (not to scale)

The Earth rotates freely on its axis this makes it a frequency standard. The nominal frequency is approximately 11.5 µHz, or more exactly, 11.5740740e-6 Hz (a period of 86400 s). Unlike a 10811 which delivers a 10 MHz RF output the 11.5 µHz frequency output of Earth is typically detected optically: either shine light onto earth or detect light from earth.

As delivered the average measured frequency, over 40 years, was about 2.2x10 -8 low. A primary component of this earth is quartz (SiO2). The daily drift rate is 1.3x10 -12 making this one of the better quartz oscillators I have measured.


Back Alley Astronomy

Writers throughout the twentieth century engaged in speculation on extraterrestrial life: not only life as we know it, but life as we never knew it. Lately, however, interest has shifted away from such intriguing prospects as crystalline colonial organisms , sentient plasma clouds , and the ecologies of gas giant atmospheres, toward the more prosaic question of carbon-based life on Earth-like worlds. Current investigations invoke habitable zones and habitable planets, which are defined by the conditions that enabled our own mundane biosphere to emerge and endure (Abbildung 1).

The hydrocarbon lakes of Titan and the subsurface oceans of Enceladus and Europa remain topics of keen interest. For all we know, these icy worlds might support exotic biochemistries based on carbon compounds. But we have no secure way of detecting similar environments in exoplanetary systems, whether by present methods or those expected for some time to come (Kasting & Catling 2003, Kasting et al. 2014). This restriction indefinitely tethers our extrasolar speculations to Earth. The best response to such restraint might be simply to look in the mirror. What are the limits of “Earth-like?” Which parameters of our own world can tell us when we’ve found an extrasolar cousin or sibling?

The most widely discussed feature of exoplanetary systems is the habitable zone – the range of orbits where the host star’s flux would permit surface bodies of water on a rocky planet with the appropriate mass and atmosphere. Obviously, Earth is such a planet, so we know where to look for the Solar System’s habitable zone. Recent research continues to explore this concept (Kopparapu et al. 2013, Zsom et al. 2013, Kasting et al. 2014). Kopparapu & colleagues express the more or less standard view: The habitable zone of a G-type star with the same mass as our Sun extends from about 0.9 to 1.5 astronomical units (AU). For a K-type star of 0.75 Solar masses (Msol) the approximate boundaries are 0.5 – 0.9 AU. For an M dwarf of 0.4 Msol, they shrink to 0.15 – 0.30 AU.

It is also universally accepted that a planet needs some minimum mass in order to sustain an active rheology, robust atmosphere, and surface water over billions of years. Mars, at 0.11 Earth masses (Mea), is evidently too lightweight to fulfill this condition, whereas Venus, at 0.81 Mea, would be just right if only its orbit were wider. The lower boundary for mass must be somewhere in between. In a classic study, James Kasting and colleagues (1993) defined a habitable planet as “several times more massive than Mars.” They also reasoned that larger planets “have higher internal heat flows and should therefore be able to maintain tectonic activity” for substantial periods. As far as I know, the only researchers who have offered a precise value for the minimum habitable mass are Sean Raymond and colleagues (2006, 2007), who propose 0.3 Mea.

Finding the maximum mass, however, has been contentious. At least two factors are in play: plate tectonics and atmospheric accretion.

Back in 1993, Kasting & colleagues noted that the carbon-silicate cycle is a necessary enabler of life on Earth. Although they didn’t mention it, this cycle is supported by plate tectonics (Figur 2), a process foregrounded by most subsequent discussions of extrasolar life.

More than a decade later, when theoretical discussions of Super Earths commenced, several studies examined the habitability of planets in the range of 1 to 10 Mea. These objects were typically assigned Earth-like compositions and heavy element atmospheres – rather than, for example, extended hydrogen/helium (H/He) envelopes. At least one study argued that plate tectonics would be “inevitable” on such Super Earths (Valencia et al. 2007). Similar conclusions were implicit in other literature of the time.

To illustrate (their Figure 8), they offer a schema of masses, radii, and chemical compositions that meet this condition, extending as high as an object of 5 Mea and 1.5 Rea. Although they don’t explicitly discuss a mass limit for mantle convection, they do argue that plate tectonics is possible on all the rocky planets encompassed by their schema. As a real-life example they offer Kepler-36b, a classic Hot Super Earth on a 14-day orbit with an approximate mass and radius of 4.45 Mea and 1.49 Rea, respectively.

The findings of U15 invite comparison with the recent work of Courtney Dressing & colleagues (hereafter D15) on the structure of terrestrial planets. D15 tried to find a single composition that could explain the masses and radii of Earth, Venus, and five well-characterized extrasolar terrestrials (CoRoT-7b Kepler-10b, -36b, -78b, and -93b). By contrast, U15 tried to generalize from Earth’s parameters to construct a flexible model that would encompass all potentially Earth-like planets. This difference in goals might explain why D15 used a simpler model of planet structure, with only two layers: a pure iron core accounting for 17% of the total mass and a magnesium silicate mantle accounting for 87%.

Notably, their solution involves a much less massive core than the one proposed by U15. Hence they find a smaller planetary mass at each radius than do U15. As their real-life example of a terrestrial planet, D15 offer Kepler-93b, for which they prefer a mass of about 4 Mea and a radius of 1.48 Rea. For the same radius, U15 provide a mass 10% higher. However, the mismatch between the two studies falls within the range of uncertainties for the parameters of the five exoplanets modeled by D15. For Kepler-93b, they defined the mass range as 3.34-4.70 Mea, while for the same mass range U15 provided a range in radius of about 1.35-1.50 Rea, which encompasses D15’s preferred value.

Happily, then, the results of U15 appear consistent with the those of D15, whose model has been widely endorsed. Their conclusions have the further appeal of supporting plate tectonics on selected planets massing up to 5 Mea. This is a more generous upper bound than I’ve imagined in recent years.

Nonetheless, it’s clear that an appropriate mantle structure is insufficient by itself to guarantee either plate tectonics or life. Water and atmosphere make critical contributions.

The factors governing Earth-like physical conditions and carbon-based life have complex interdependencies. Life needs water, and oceans need plate tectonics, but tectonics also needs oceans (Korenaga 2010, Lammer et al. 2009, 2010). Lubrication is required to facilitate plate movement, and apparently ice won’t do : the eternal wandering of continents is bo rne by water.

For truly Earth-like conditions, however, the amount of water requires titration. Too much is just as bad as not enough, and an excess of water seems quite easy for young planets to accrete, at least according to simulations of Solar System history (Raymond et al 2007). Helmut Lammer & colleagues (2009) pointed out that a rocky planet covered by a water layer 100 km deep, as modeled by studies of “Ocean Planets” (e.g., Leger et al. 2004), would be unsuitable for the development of life. Regardless of temperature, high-pressure ices would form at the bottom of such an ocean and prevent interaction between the water layer and chemicals in the crust. Without this interaction, life could not arise, and the carbon-silicate cycle would not emerge.

Even though we were told as children that three-quarters of our planet is covered by oceans, that water layer is remarkably thin (Figur 3). The total water inventory of Earth, including water in the mantle, is quite small: just 0.05% Mea (Raymond et al. 2014). Yann Alibert (2014) found that a planet of Earth mass and composition can maintain both a global ocean and a carbon cycle only if its water content is 2% or less by mass, with the maximum percentage falling rapidly with rising planet mass. So far, that seems to be the best available constraint on water inventory.

It’s worth noting that although Alibert’s upper limit is 40 times greater than Earth’s current reservoir, it’s still 5 to 25 times smaller than the water fractions proposed for Sauna Planets and Water Worlds.

An atmosphere is generally assumed as a prerequisite for life. One notable exception involves airless bodies like Europa, where biochemistries could evolve in shallow subsurface oceans. However, our focus is Earth-like planets with masses that exceed Europa’s by more than an order of magnitude. These objects are believed to accrete or outgas significant atmospheres during their formation and early evolution.

Any planet above the minimum Earth-like mass (defined here as 0.3 Mea) will likely retain its gas envelope as long as it can withstand the high levels of extreme ultraviolet (XUV) flux emitted by young stars. Planets orbiting near the star are the most vulnerable to atmospheric erosion, while those with masses of several Mea have the best protection.

Pre-Kepler discussions took it for granted that any object under 10 Mea would be incapable of supporting an H/He envelope. Then in 2011 came the discovery of the Kepler-11 system, where at least four planets with masses between 2 and 8 Mea revealed puffy silhouettes consistent with deep H/He atmospheres. Many comparable Kepler planets have been characterized since then. It is now understood that rocky cores similar in mass to Earth can have radically more extensive envelopes. Since H2 is a greenhouse gas, and H/He atmospheres produce surface pressures far in excess of Earth’s, even relatively low-mass planets with deep gas envelopes will not sustain surface bodies of water. By definition, they are not Earth-like.

Two recent studies, led respectively by Rebekah Dawson and Helmut Lammer, explored the conditions needed for terrestrial planets up to 5 Mea to accrete and sustain puffy envelopes. While taking different approaches, these two groups found a similar lower boundary for envelope survival: 2 Mea. Above that mass, unless they orbit very close to their host stars, most planets will accrete and retain H/He atmospheres. Below that mass, even on cooler orbits, primordial H/He will dissipate.

Dawson & colleagues (hereafter D15) conducted N-body simulations to study the vor Ort accretion of rocky objects in protoplanetary disks of varying metallicity, along with their atmospheric evolution up to the dispersion of the nebular gas. They did not address the photoevaporation of primitive atmospheres, a factor that becomes significant only after the nebula disperses. Nonetheless, they cited Lopez & Fortney (2014) for a discussion of atmospheric loss at later stages of system evolution.

The central aim of D15 was to investigate the relationship between the surface density of solid materials suspended in the primordial nebula and the mass and atmospheric composition of the resulting planets. Their simulations followed the evolution of rocky embryos orbiting a Sun-like star between 0.04 and 1 AU in the presence of a dusty H/He nebula that dissipated after 1 million years. The embryos grew by mergers and accreted gas according to their mass. D15 found that 1) planetary cores smaller than 2 Mea did not accrete substantial envelopes from the nebula, and 2) cores of 2 Mea or more could form within 1 million years only in protoplanetary disks with a high surface density of solids. Such environments are typical of highly metallic stars even without significant gas-driven migration of planetesimals or embryos.

D15 also concluded that the inner nebulae of stars with ordinary or depleted metallicity can still achieve a sufficient surface density to build gas dwarfs if they experience migration of solids from outer orbits. In other words, D15’s approach does not require “strict” vor Ort accretion (Chiang & Laughlin 2013). They even permit the migration of full-formed gas dwarfs from outside 1 AU, as in Lee & colleagues (2014, 2015).

This study raises interesting questions on many points, including realistic timeframes for nebula dispersion and the effect of mixed migration pathways on the composition of planets that achieve habitable orbits. Nevertheless, the answers probably wouldn’t change D15’s most salient findings on envelope accretion by young planets. They conclude that planets under 2 Mea are unlikely to capture or sustain H/He atmospheres, while planets above that mass will do so under typical conditions. This result provides a clear constraint on definitions of “Earth-like.”

An earlier study by Lammer & colleagues (hereafter L14) had already looked at the evolution of gas-enveloped planets after nebula dispersion. They studied a single phase of the process under idealized conditions, modeling rocky planets with masses between 0.1 and 5 Mea orbiting a Solar twin at 1 AU. All planets were assumed to reach their final core masses in the presence of the primordial nebula, and to accrete H/He envelopes in proportion to their mass.

L14 differed sharply from D15 in their handling of gas accretion, since even sub-Earth objects in their model captured H/He. Nor did they advance any argument regarding surface densities of solids or the formation pathways of their theoretical planets. Their approach appears agnostic to these factors.

In the most favorable variations on their model, some Super Earths of 5 Mea reached the threshold of runaway gas accretion. In real systems these would become gas giants. The rest, along with all other planets of lower mass, captured smaller but still substantial H/He envelopes before the nebula dispersed. With the loss of this protective cloud, however, the effects of XUV flux became significant.

L14 found that rocky planets down to 2 Mea –in some cases even as low as 1 Mea – suffered minimal atmospheric loss during the phase of “saturated” flux in the first 100 million years of stellar evolution. These planets were able to retain their H/He envelopes indefinitely, resembling typical Kepler planets with masses of 2-5 Mea and radii of 2-4 Rea. Less massive planets, however, lost their envelopes.

Considering L14’s findings alongside the other constraints discussed so far, we see some major shrinkage in the likely mass range of Earth-like planets around Sun-like stars. Evidently it’s about 0.3 to 2 Mea (Figur 4), with potential outliers at slightly higher masses. Given the level of XUV flux typical of the habitable zones of late F, G, and early K-type stars, all planets under 1 Mea lose their primordial H/He, whereas most planets over 2 Mea retain it.

L14 proposed that the relative dustiness of the nebula would be a critical factor determining the survival of H/He envelopes around planets over 1 Mea. Some fraction of rocky planets between 2 and

2.5 M ea might end up with friendly atmospheres of nitrogen and carbon dioxide, but that outcome becomes vanishingly less likely with increasing mass.

The only exception might be planets that reached their final bulk during a phase of giant impacts after the nebula dissipated. This is actually how the Solar System’s small planets formed, but recent work suggests that our system’s evolutionary history is unique. In other potential evolutionary scenarios, we could imagine a collision between two Super Earths of 1.8 Mea each, which (after the dust settles) would create a single gas-free planet of about 3.5 Mea. Since the collision happens after nebula dispersion, the new planet cannot accrete any additional atmosphere. Thus it evolves into a truly super-sized Earth with volcanoes, oceans, and all the rest. Scenarios like that might be rare, though.

On firmer ground, the complementary results of D15 and L14 indicate that rocky planets of 0.3𔃀.0 Mea and 0.7𔂿.2 Rea will be free of troublesome H/He envelopes. Depending on the specifics of formation pathways and XUV flux, these planets would make plausible candidates for Earth 2.

But don’t forget about that X-ray and XUV flux. Indeed, it’s been getting a lot of attention over the past year or so. Most of the studies discussed in this posting used stars of the same mass and effective temperature as our Sun for their standard. The underlying assumption is that factors relevant to thermal environment, such as the location of the system habitable zone, can be scaled to fit stars of different effective temperatures, luminosities, and colors.

But stellar evolution places a limit on such scaling. The earliest discussions of extrasolar life noted that stars above a certain mass – around 1.5 times Solar (1.5 Msol) – have a main sequence lifetime too brief to permit the evolution of life. Even if a planet of the right mass and composition were to orbit comfortably in the habitable zone of an A-type star of 1.8 Msol, it would barely have time to cool down and recover from asteroid bombardment before its parent star began expanding and reddening into the subgiant stage. Rising temperatures would then boil off the planetary ocean and sterilize any emergent biosphere.

Fortunately, high-mass stars of spectral types A, B, and O represent less than 1% of the stellar population in our region of the Milky Way. What about M dwarfs, which account for three-quarters of all main sequence stars? Questions regarding the habitability of their planets are getting complicated.

Earlier studies noted that the close-in habitable zones of M dwarfs would constrain planets with the appropriate insolation to be tidally locked, without benefit of a day/night cycle. M dwarfs are also more likely than higher-mass stars to erupt in intense flares that could destroy volatiles and erode the atmospheres of close-in planets. Nevertheless, neither factor seems an insurmountable barrier to the emergence of life. Presumably organisms could evolve in non-stop daylight and eventually colonize darker longitudes, while robust atmospheres would shield surface ecologies against occasional flares.

Recent literature, however, finds new causes for doubt. A study by Luger & Barnes (2015) provides several reasons for pessimism about the habitability of M dwarf planets. In addition to the propensity of red stars to undergo extreme flaring events, Luger & Barnes note the antagonistic qualities of their evolutionary history. Newborn stars under about 0.65 Msol spend several hundred million years at luminosities one to two orders of magnitude higher than their main sequence brightness. Yet planet formation around any star happens on a much shorter timescale, within a few tens of millions of years after stellar ignition. Luger & Barnes demonstrate what that mismatch in developmental histories means for water and life. Planets that form in a young M dwarf’s habitable zone will freeze out once the star matures, whereas planets that end up in the mature star’s habitable zone will have been roasted for a billion years by intense X-ray and XUV flux, including violent flares. The cool planets will be too cold, while the warm planets will be stripped of volatiles.

These results make M dwarf stars less attractive as potential hosts of Earth-like planets than they looked just a few years ago. It seems that sensibly Sun-like stars in the approximate range of 0.7𔂿.3 Msol are once again the best choice of parents, at least if you want to grow up to be green.

perspectives on known space

In the context of the other constraints outlined here, the findings of Luger & Barnes also call for a harder look at the clutch of small Kepler planets proposed over the past few years as potential Earth analogs. Among the six candidates confirmed to date, four orbit stars less massive than 0.65 Msol – M dwarfs by any other name. Ironically, these are the four smallest planets of the lot (Kepler-438b, -186f, -395c, -442b), with radii ranging from 1.12 to 1.34 Rea. Since all have periods shorter than 130 days, and two have periods shorter than 40 days, they all might have suffered complete desiccation. In fact, a new study just reported that Kepler-438b, with a semimajor axis of only 0.17 AU, experiences powerful flares from its host star that make it vulnerable to complete loss of atmosphere (Armstrong et al. 2015). None of these candidates seem truly Earth-like.

The other two planets (Kepler-62f, -452b) orbit hotter stars on longer orbital periods, so they appear to occupy their systems’ long-term habitable zones. By some definitions their radii place both of them at or near the upper edge of the Earth-like range, but according to the criteria established in this discussion, 452b is definitely, and 62f is probably, just too big.

Assuming the proposed radius of 1.41 Rea, an Earth-like composition would confer a mass of 3.5𔃂 Mea on Kepler-62f, following the models of Dressing et al. (2015) and Unterborn et al. (2015), respectively. Either value would be consistent with plate tectonics (at least according U15). But we have no constraints on this object’s true mass. It seems just as likely to be a less dense and thus less massive planet with a large volatile content: either a deep global ocean, failing the criterion for water, or a remnant H/He envelope, failing the criterion for atmosphere. According to the results of Lammer et al. (2014) and Dawson et al. (2015), it could be a relatively hospitable rocky planet of 3.5𔃂 Mea only if it formed by giant impacts after the system’s protoplanetary nebula dissipated. Because 62f is part of compact multiplanet system with four inner companions, however, a history of dynamical upset seems unlikely.

Assuming a radius 1.63 Rea, Kepler-452b has a similar range of potential compositions, although the all-rocky option is even more unlikely. At 5𔃄 Mea, an ice- and hydrogen-free planet would also need to be iron-free to achieve a radius so large. Such a composition isn’t plausible, and even if it were, it’s hard to see how plate tectonics might develop. A water world or an unlucky Earth-mass object with a residual H/He shroud seems more likely.

Given all these disappointing candidates, imaginary Earth-like planets (Abbildung 5) will have to do for a while longer.


Frequency of Earth type cores? - Astronomie

Seismology is the study of earthquakes and seismic waves that move through and around the earth. EIN seismologist is a scientist who studies earthquakes and seismic waves.

Seismische Wellen are the waves of energy caused by the sudden breaking of rock within the earth or an explosion. They are the energy that travels through the earth and is recorded on seismographs.

There are several different kinds of seismic waves, and they all move in different ways. The two main types of waves are body waves und surface waves. Body waves can travel through the earth's inner layers, but surface waves can only move along the surface of the planet like ripples on water. Earthquakes radiate seismic energy as both body and surface waves.

Traveling through the interior of the earth, body waves arrive before the surface waves emitted by an earthquake. These waves are of a higher frequency than surface waves.

The first kind of body wave is the P-Welle oder primary wave. This is the fastest kind of seismic wave, and, consequently, the first to 'arrive' at a seismic station. The P wave can move through solid rock and fluids, like water or the liquid layers of the earth. It pushes and pulls the rock it moves through just like sound waves push and pull the air. Have you ever heard a big clap of thunder and heard the windows rattle at the same time? The windows rattle because the sound waves were pushing and pulling on the window glass much like P waves push and pull on rock. Sometimes animals can hear the P waves of an earthquake. Dogs, for instance, commonly begin barking hysterically just before an earthquake 'hits' (or more specifically, before the surface waves arrive). Usually people can only feel the bump and rattle of these waves.

P waves are also known as compressional waves, because of the pushing and pulling they do. Subjected to a P wave, particles move in the same direction that the the wave is moving in, which is the direction that the energy is traveling in, and is sometimes called the 'direction of wave propagation'. Click here to see a P wave in action.

Figure 1 - A P wave travels through a medium by means of compression and dilation. Particles are represented by cubes in this model. Image 2000-2006 Lawrence Braile, used with permission.

The second type of body wave is the S-Welle oder secondary wave, which is the second wave you feel in an earthquake. An S wave is slower than a P wave and can only move through solid rock, not through any liquid medium. It is this property of S waves that led seismologists to conclude that the Earth's outer core is a liquid. S waves move rock particles up and down, or side-to-side--perpendicular to the direction that the wave is traveling in (the direction of wave propagation). Click here to see a S wave in action.

Figure 2 - An S wave travels through a medium. Particles are represented by cubes in this model. Image 2000-2006 Lawrence Braile, used with permission.

If you'd like to try your hand at making your own P and S waves, try this little experiment.

Travelling only through the crust, surface waves are of a lower frequency than body waves, and are easily distinguished on a seismogram as a result. Though they arrive after body waves, it is surface waves that are almost enitrely responsible for the damage and destruction associated with earthquakes. This damage and the strength of the surface waves are reduced in deeper earthquakes.

The first kind of surface wave is called a Love wave, named after A.E.H. Love, a British mathematician who worked out the mathematical model for this kind of wave in 1911. It's the fastest surface wave and moves the ground from side-to-side. Confined to the surface of the crust, Love waves produce entirely horizontal motion.Click here to see a Love wave in action.

Figure 3 - A Love wave travels through a medium. Particles are represented by cubes in this model. Image 2000-2006 Lawrence Braile, used with permission.

The other kind of surface wave is the Rayleigh wave, named for John William Strutt, Lord Rayleigh, who mathematically predicted the existence of this kind of wave in 1885. A Rayleigh wave rolls along the ground just like a wave rolls across a lake or an ocean. Because it rolls, it moves the ground up and down, and side-to-side in the same direction that the wave is moving. Most of the shaking felt from an earthquake is due to the Rayleigh wave, which can be much larger than the other waves. Click here to see a Rayleigh wave in action.

Figure 4 - A Rayleigh wave travels through a medium. Particles are represented by cubes in this model. Image 2000-2006 Lawrence Braile, used with permission.