Sonnensystembaukasten mit Simulation
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Fortgeschrittenen Softwarepraktikum<br />
<strong>Sonnensystembaukasten</strong> <strong>mit</strong> <strong>Simulation</strong><br />
Physikalische Grundlagen<br />
30. Mai 2005<br />
von<br />
Julian M. Kunkel und Jan C. Neddermeyer<br />
(Julian.Kunkel@web.de - Jan@Neddermeyer.net)
1 Physikalische Grundlagen (Weltraum-Mechanik)<br />
1.1 Gravitationskraft<br />
Für alle Himmelkörper im Weltraum stellt die Gravitation die entscheidene<br />
Wechselwirkung dar. Aus diesem Grund haben wir uns bei der <strong>Simulation</strong><br />
der dynamischen Prozesse auf die Gewichtskraft der Objekte als einzige<br />
Einflußgröße beschränkt.<br />
1.2 Gravitationsgesetz<br />
Zwei Körper der Masse m1 und m2 ziehen sich gegenseitig <strong>mit</strong> der Gravitationskraft<br />
F in Richtung der Verbindungslinie ihrer Schwerpunkte an.<br />
F = γ m1m2<br />
r 2<br />
wobei γ = 6, 673 ∗ 10 −11 Nm 2 /kg 2 die Gravitationskonstante und r der<br />
Schwerpunktabstand ist. In unserem Modell verwenden wir γ als Skalierungsfaktor.<br />
Da unsere Planeten, Sterne, Monde etc. alle kugelförmig sind,<br />
ist der Schwerpunkt immer gleich dem Mittelpunkt der jeweiligen Kugel.<br />
1.3 Zwei-Körperproblem in R<br />
Das Grundprinzip unserer Simuation ist das Zwei-Körperproblem, das wir<br />
auf viele Körper ausdehnen. Die beiden Körper ziehen sich <strong>mit</strong> der Kraft F<br />
(1) (Gravitationskraft) gegenseitig an. Die Massen m1 und m2 sind bekannt<br />
genauso wie ihr Abstand r. Die Frage ist nun um wieviel sich jeder der beide<br />
Körper in einem (kurzen) diskreten Zeitraum t auf den anderen zubewegt.<br />
Aus der simplen Mechanik kennt man folgende Gleichungen:<br />
F = aimi =⇒ ai = F<br />
mi<br />
(1)<br />
(2)<br />
vi = vi0 + ait (3)<br />
si = ait 2 + vi0t + si0 (4)<br />
wobei i = 1, 2; ai ist die (durch die Gravitation bewirkte) Beschleunigung<br />
des i-ten Körpers. si ist der Ort, auf den der i-te Körper (nach t in Richtung<br />
der Verbindungslinie) vorgerückt ist.<br />
1.4 n-Körperproblem in R 3<br />
Die Verallgemeinerung auf n Körper und 3 Dimensionen geschieht straight<br />
forward:<br />
Sei aijk die Beschleunigung, die zum Zeitpunkt k (k = 1, ...T ) durch den<br />
j-ten Körper (j = 1, ...n) auf den i-ten Körper (i = 1, ...n) bewirkt wird.<br />
1
Natürlich ist aijk = 0 für i = j.<br />
Analog seien Fijk, vik, aik und sik definiert. Wir erhalten so<strong>mit</strong>:<br />
n n Fijk<br />
aik = aijk = =<br />
mi<br />
j=1 j=1<br />
n<br />
j=1<br />
γ mj<br />
r 2<br />
(5)<br />
vik = v i(k−1) + aikt (6)<br />
sik = aikt 2 + v i(k−1)t + s i(k−1)<br />
wobei sik der Ortsvektor des i-ten Körpers zum Zeitpunkt k ist.<br />
1.5 Zentraler unelastischer Stoß<br />
Eine Kollision von zwei oder mehreren (m ≥ 2) Körpern simulieren wir als<br />
zentralen elastischen Stoß. D.h. die Körper verschmelzen zu einem einzigen<br />
Körper, der sich gemaß der Impulserhaltung weiterbewegt. Seien pi = mivi<br />
die Impulse der kollidierenden Körper. Dann folgt aus dem Impulserhaltungssatz<br />
m<br />
m<br />
(8)<br />
1.6 Energieerhaltung<br />
pi = ps = vs mi<br />
i=1<br />
i=1<br />
1.6.1 Energieerhaltungssatz der Mechanik<br />
In einem abgeschlossenen System ist die Summe der mechanischen Energien,<br />
d.h. die Summe aus kinetischer und potenieller Energie konstant, solange die<br />
Vörgänge im System reibungsfrei ablaufen.<br />
1.6.2 Energieerhaltung auf Bahnellipse<br />
Die Gesamtenergie setzt sich aus kinetischer (zentripetaler) und potentieller<br />
(gravitativer) Energie zusammen und ist konstant.<br />
EG = Ekin + Epot = 1<br />
2 mv2 − γ mM<br />
r<br />
(7)<br />
= const. (9)<br />
wobei M die Masse des Zentralkörpers ist. Für den Spezialfall der Kreisbahn<br />
gilt<br />
mv 2 /r = γmM/r 2 =⇒ EG = 1<br />
2 Epot<br />
2<br />
(10)
1.7 Keplersche Gesetze<br />
Die Keplerschen Gesetze beschreiben wie sich die Planeten um die Sonne<br />
bewegen. Diese Gesetze gelten aber auch allgemein im Weltraum.<br />
• Die Planeten bewegen sich auf Ellipsen, in deren gemeinsamen Brennpunkt<br />
die Sonne steht.<br />
• Der Radiusvektor von der Sonne zum Planeten übersteicht in gleichen<br />
Zeiten gleiche Flächen.<br />
• Die Quadrate der Umlaufzeiten zweier Planeten verhalten sich wie die<br />
Kuben ihrer großen Bahnhalbachsen.<br />
1.8 Umlaufbahnen<br />
In unserem Modell sollten sich Körper herauskristalisieren, die um einen anderen<br />
Körper herum kreisen bzw. sich auf einer elliptischen Bahn um diesen<br />
herum bewegen.<br />
Der Verbleib auf einer solchen Umlaufbahn hängt davon ab, ob der Betrag<br />
der kinetischen Energie kleiner als der der potentiellen Energie bleibt.<br />
Gleichsetzen der kinetischen <strong>mit</strong> der poteniellen Energie liefert die Grenzgeschwindigkeit<br />
v 2 = 2γM/r<br />
Wenn v ∗ r = 0 (d.h v steht senkrecht auf die Verbindunglinie zwischen<br />
den beiden Körpern) folgt, daß alle Kegelschnitte als Bahnform vorkommen<br />
können:<br />
für v 2 > 2γM/r eine Hyperbel (EG > 0), (11)<br />
für v 2 = 2γM/r eine Parabel (EG = 0), (12)<br />
für v 2 < 2γM/r eine Ellipse (EG < 0), (13)<br />
für v 2 = γM/r eine Kreis (EG < 0). (14)<br />
wobei EG die Gesamtenergie des Körpers ist.<br />
2 Realisierung in unserem Programm<br />
2.1 Himmelsmechanik<br />
Für die Beschreibung der gravitativen Wechselwirkungen von n Himmelskörpern<br />
(<strong>mit</strong> Hilfe des newtonschen Gravitationsgesetzes) verwendet man folgendes<br />
3
Differentialgleichungssystem<br />
mi<br />
d2xi = γ mi<br />
dt2 xj − xi<br />
mj<br />
|xj − xi|<br />
j=i<br />
3 i = 1, . . . , n (15)<br />
wobei γ = 6, 67 ∗ 10−11Nm2 /kg2 die Gravitationskonstante ist, mi die Massenwerte<br />
sind und xi die Positionen im Raum.<br />
Um dieses System numerisch zu lösen, muß es in ein Differentialgleichungssystem<br />
erster Ordnung umgeschrieben werden<br />
(komponentenweise Notation k = 1, 2, 3)<br />
aik := γ xjk − xik<br />
mj<br />
3<br />
(16)<br />
dvik<br />
dt<br />
dxik<br />
dt<br />
j=i<br />
3l=1 (xjl − xil) 2 )<br />
= aik (17)<br />
= vik (18)<br />
<strong>mit</strong> den Anfangsbedingungen xik(0) und vik(0).<br />
Um dieses Systems zu lösen, werdet man nun einen Integrator, etwa ein<br />
Rungekutta-Verfahren.<br />
In unserem Programm kann man ein einfaches RungeKutta-Verfahren oder<br />
einen RungeKutta-Verfahren <strong>mit</strong> adaptiver Schrittweitenwahl auswählen. Es<br />
ist möglich noch weitere Verfahren hinzuzufügen.<br />
2.2 Astronomische Objekte<br />
Wir haben die Objekttypen Stern (Sonne) und Planet implementiert, aber<br />
es besteht die Möglichkeit leicht noch weitere Objekttypen hinzuzufügen.<br />
2.2.1 Objekteigenschaften<br />
• Radius, Masse, Geschwindigkeit, Position, Textur, Name<br />
2.2.2 Gravitation<br />
In jedem Zeitpunkt t wird die Gravitationswechselwirkung entsprechend des<br />
Gravitationsgesetzes bestimmt (Lösung der DGL’n), der Geschwindigkeitsvektor<br />
jedes Objektes angepasst, das Objekt bewegt und eine Kollisionskontrolle<br />
durchgeführt.<br />
2.2.3 Kollisionen<br />
Die Kollisionen werden als zentraler unelastischer Stoß simuliert. Dabei wird<br />
dem Impulserhaltungsgesetz (??) Rechnung getragen. Die Eigenschaften<br />
(Radius, Masse... ) des nun entstandenen Objekts werden sinnvoll angepasst.<br />
4<br />
2
3 Himmelskörper<br />
3.1 Sterne<br />
3.1.1 Weißer Zwerg<br />
• entwickelt sich aus einem Roten Riesen, der seine äuere Hülle abgestoßen<br />
hat<br />
• klein und sehr heiß<br />
• Temperatur: 10.000 − 100.000 Grad =⇒ weiße Farbe<br />
• Bestandteile: hauptsächlich C, O, N<br />
3.1.2 Gelber Zwerg<br />
• Hauptreihenstern<br />
• Masse und Größe wie Sonne, aber kühler<br />
• T ∼ 5500 Grad<br />
• Farbe: gelb (Spektralklasse G)<br />
3.1.3 Roter Zwerg<br />
• Hauptreihenstern<br />
• 8 − 9 % < Masse < Sonnemasse<br />
• kühler als Sonne, Leuchtkraft deutlich geringer<br />
• Farbe: rot (Spektralklasse M)<br />
• Lebensdauer: mehrere 100 Mio. Jahre (sehr lang)<br />
• 70 % aller Sterne sind rote Zwerge<br />
3.1.4 Brauner Zwerg<br />
• Zwischenstellung zwischen Planeten und Sternen<br />
• entsteht, wenn Masse einer Gaswolke nicht zur Wasserstofffusion ausreicht<br />
• Masse: 13 − 75 Jupitermassen (Jupitermasse = 1, 9876 ∗ 10 27 kg<br />
• Radius ∼ M −1/3<br />
• T = 3 Mio. Kelvin<br />
• Farbe: abhängig vom Alter und der Masse (Spektralklasse M, L, T)<br />
5
3.1.5 Schwarzer Zwerg<br />
• Sternüberrest<br />
• entsteht aus Weißem Zwerg oder Neutronenstern, in denen keine Kernfusion<br />
mehr stattfindet (gesamte Energie abgestrahlt)<br />
• Farbe: schwarz, daher schwierig zu beobachten<br />
3.1.6 Roter Riese<br />
• entsteht aus vielen Hauptreihensternen<br />
• sehr groß, ≤ 100 Sonnenradien<br />
• T = 2000 − 3500 Kelvin (relativ kühl)<br />
• Farbe: rot (Spektralklasse M)<br />
• Bestandteile: hauptsächlich Eisen, schwere Elemente (daher auch die<br />
große Ausdehnung)<br />
3.1.7 Blauer Riese<br />
• gleiche Ausdehnung wie roter Riese, aber deutlich höhere Masse ( 10−<br />
50 Sonnenmassen)<br />
• nicht wie der rote Riese erst im Endstadium einer Sternenentwicklung<br />
groß, sondern von Anfang an<br />
• hohe Masse =⇒ hohe Dichte =⇒ hohe Temperatur<br />
(20.000 − 30.000 Grad an der Oberfläche)<br />
• Farbe: blau (liegt eigentlich im ultravioletten Teil des Lichtspektrums)<br />
• Lebensdauer: (nur) 10 Mio. Jahre, danach wird er zum Roten Überriesen<br />
und endet in einer Typ-2 Supernova<br />
3.1.8 Roter Überriese<br />
• sehr ausgedehnter Stern, der am Ende seiner Entwicklung angelangt<br />
ist<br />
• ähnelt dem Roten Riesen, ist aber wesentlich größer und massereicher<br />
• Drei-Alpha-Prozess läuft im Kern ab (Fusion dreier Helium-Kerne zu<br />
Kohlenstoff)<br />
6
3.1.9 Neutronenstern<br />
• entsteht aus einem Stern (1, 4 − 3 Sonnenmassen ) im Rahmen einer<br />
Supernova<br />
• Durchmesser: nur 20 km, aber durchschnittliche Masse<br />
• anfangs T = 100 Milliarden Kelvin , später dann (nur noch)<br />
1 Milliarde Kelvin<br />
3.2 Nebel<br />
3.2.1 Planetarischer Nebel<br />
• Gashülle, die von einem Roten Riesen (M < 8 Sonnenmassen) abgestoßen<br />
wird (es bleibt schließlich ein Weißer Zwerg übrig)<br />
• gehört zu den Emissionsnebeln<br />
• sieht ein bißchen wie eine neblige Scheibe aus<br />
• Ausdehnung: einige Lichtjahre<br />
• Masse ≤ Sonnenmasse<br />
• Bestandteile: hauptsächlich H (70%) und He (28%), aber auch K, N<br />
und O<br />
• Temperatur: 10.000 − 25.000 Grad<br />
• Farben: rot, gelb, weiß, grün, blau<br />
3.2.2 Reflextionsnebel<br />
• Wolken interstellaren Staubs, die das Licht eines oder mehrerer benachbarter<br />
Sterne reflektieren<br />
• Bestandteile: F e, Ni u.a.<br />
• Farbe: meistens blau<br />
• es existiert formale Beziehung zwischen scheinbarer Größe R des Nebels<br />
und der scheinbaren Helligkeit m des assoziierten Sterns<br />
7
3.2.3 Dunkelwolke/Dunkelnebel<br />
• entsteht vor allem aus Supernovaexplosionen<br />
• Temperatur 7 − 15 Kelvin<br />
• besteht aus Staub und Gas und verfärbt das Sternenlicht<br />
• Bestandteile: vorwiegend H<br />
• Größe ≤ 150 Lichtjahre, Masse ≤ 1 Mio. Sonnenmassen<br />
• ihre Form ist höchst irregulär<br />
3.3 Sonstiges<br />
3.3.1 Planet/Asteroid<br />
• ein Himmelskörper, der nicht selbst leuchtet und sich in einer keplerschen<br />
Umlaufbahn um einen Stern bewegt<br />
• Planetesimale aus der Entstehungsphase eines Sonnensystems<br />
• Unterscheidung Planet Asteriod: ”Ein Objekt im Sonnensystem wird<br />
als Planet bezeichnet, wenn es eine größere Masse hat, als alle anderen<br />
Objekte zusammen, die sich im selben Orbit befinden.”<br />
3.3.2 Schwarzes Loch<br />
• Gravitation so stark, daß selbst Licht nicht entweichen kann =⇒ schwarze<br />
Farbe<br />
• entsteht aus einem Stern (> 3 Sonnenmassen ) im Rahmen einer<br />
Supernova<br />
3.3.3 Supernova<br />
• Eine Supernova ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines<br />
Sterns, der dabei millionen- bis milliardenfach heller wird, vergleichbar<br />
hell wie eine ganze Galaxie<br />
• Man unterscheidet historisch nach ihren Spektrallinien grob zwei Typen<br />
von Supernovae: Typ I (<strong>mit</strong> den Untergruppen Ia, Ib und Ic) und<br />
Typ II<br />
8
3.3.4 Supernova Typ II<br />
• tritt am Ende des Lebens eines Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff<br />
komplett verbraucht hat.<br />
• Der Wasserstoff ist bereits zu Helium fusioniert; nun geht die Fusion<br />
weiter und zwar immer schneller: zunächst entsteht Kohlenstoff (Drei-<br />
Alpha-Prozess), danach Sauerstoff und schließlich Neon, Aluminium,<br />
Calcium, Titan und zuletzt Eisen. Währenddessen heizt sich der Kern<br />
des Stern immer weiter auf.<br />
• Wenn im Kern des Stern nur noch Eisen ist, kommt die Fusion zu<br />
erliegen =⇒ es fehlt Gegenkraft zu Gravitation =⇒ Explosion<br />
• Bei der Explosion werden die auf den Eisenkern stürzenden Gasschichten<br />
extrem stark erhitzt und erbrüten dabei sämtliche schweren Elemente<br />
jenseits des Eisens wie z.B. Kupfer, Germanium, Silber, Gold<br />
oder Uran.<br />
3.3.5 Supernova Typ Ib und Ic<br />
• im Prinzip genauso wie Typ II, nur das bei Typ Ib bzw. Typ Ic bereits<br />
vor der Explosion die Wassenstoffhülle bzw. die Wasserstoff- und<br />
Heliumhülle abgestoßen worden ist.<br />
3.3.6 Supernova Typ Ia<br />
• entsteht nur im Doppelsternsystemen, wobei der eine Stern ein Weißer<br />
Zwerg und der andere ein Roter Riese ist<br />
• Es bleibt nach der Explosion kein Himmelskörper übrig.<br />
9
4 Unser Sonnensystem<br />
4.1 Sonne und Planeten<br />
Name Radius (in m) Masse (in kg) Entfernung 1 (in m)<br />
Sonne 6.96 ∗ 10 8 1.99 ∗ 10 30 0<br />
Merkur 2.44 ∗ 10 6 3.30 ∗ 10 23 5.79 ∗ 10 10<br />
Venus 6.05 ∗ 10 6 4.86 ∗ 10 24 1.08 ∗ 10 11<br />
Erde 6.38 ∗ 10 6 5.97 ∗ 10 24 1.49 ∗ 10 11<br />
Mars 3.4 ∗ 10 6 6.42 ∗ 10 23 2.27 ∗ 10 11<br />
Jupiter 7.1 ∗ 10 7 1.89 ∗ 10 27 7.78 ∗ 10 11<br />
Saturn 6.03 ∗ 10 7 5.68 ∗ 10 26 1.43 ∗ 10 12<br />
Uranus 2.55 ∗ 10 7 8.68 ∗ 10 25 2.87 ∗ 10 12<br />
Neptun 2.46 ∗ 10 7 1.02 ∗ 10 26 4.49 ∗ 10 12<br />
Pluto 2.39 ∗ 10 6 1.25 ∗ 10 22 5.87 ∗ 10 12<br />
1 <strong>mit</strong>tlerer Abstand zur Sonne<br />
4.2 Monde (Auswahl)<br />
Name Radius (in m) Masse (in kg) Entfernung 2 (in m) Planet<br />
Mond 1.74 ∗ 10 6 7.35 ∗ 10 22 3.85 ∗ 10 8 Erde<br />
Io 1.82 ∗ 10 6 8.94 ∗ 10 22 4.21 ∗ 10 8 Jupiter<br />
Miranda 2.35 ∗ 10 5 6.59 ∗ 10 19 1.29 ∗ 10 8 Uranus<br />
Charon 5.86 ∗ 10 5 1.90 ∗ 10 21 1.94 ∗ 10 7 Pluto<br />
2 <strong>mit</strong>tlerer Abstand zum umlaufenden Planeten<br />
5 Anhang<br />
5.1 Physikalische Konstanten<br />
c = 299792458 ms −1 (Lichtgeschwindigkeit)<br />
e = 1, 602176462(63) ∗ 10 −19 C (Elementarladung)<br />
G = 6, 67259(85) ∗ 10 −11 m 3 /(kgs 2 ) (Gravitationskonstante)<br />
h = 4, 13566727(52) ∗ 10 −15 eV s = 6, 62606876(52) ∗ 10 −34 Js (Planck’sche<br />
Konstante)<br />
me = 9, 10938188(72) ∗ 10 −31 kg (Ruhemasse des Elektrons)<br />
mp = 1, 67262158(13) ∗ 10 −27 kg (Ruhemasse des Protons)<br />
Ms = 1, 99 ∗ 10 30 kg (Sonnenmasse)<br />
NA = 6, 0221367 ∗ 10 23 mol −1<br />
−273, 15 C = 0 K (Absoluter Nullpunkt)<br />
1 pc = 3, 086 ∗ 10 16 m = 3, 26 Lj (Parsec)<br />
1 u = 1, 66053873(13) ∗ 10 −27 kg (atomare Masseneinheit)<br />
10
Rs = 6, 96 ∗ 10 8 m (Sonnenradius)<br />
σ = 5, 67 ∗ 10 −8 W/(m 2 K 4 ) (Stefan-Boltzmann-Konstante)<br />
11
Literatur<br />
[1] Grehn, Krause (Hrsg.) - Metzler Physik, Schroedel Verlag GmbH, Hannover,<br />
1998<br />
[2] Wikipedia<br />
[3] M.Treichel - Teilchenphysik und Kosmologie, Springer-Verlag, Berlin<br />
Heidelberg, 2000<br />
[4] H.Schafer - Astronomische Probleme und ihre physikalischen Grundlagen,<br />
Vieweg, Braunschweig, 1988<br />
[5] Wikipedia - Die freie Enzyklopadie, www.wikipedia.de<br />
[6] K.-H.Spatschek - Astrophysik, Teubner Verlag, Wiesbaden, 2003<br />
[7] Povh, Rith, Scholz, Zetsche - Teilchen und Kerne, Springer-Verlag, Berlin<br />
Heidelberg, 1999<br />
[8] G.Musiol, J.Ranft, R.Reif, D.Seeliger - Kern- und Elementarteilchenphysik,<br />
VCH, Weinheim, 1988<br />
[9] Ranu Malhotra: Chaos and stability of the solar system<br />
12