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Extraterrestrische Physik Dienstag
EP 5 Planeten und Monde
Zeit: Dienstag 14:30–18:10 Raum: HS 15
Hauptvortrag EP 5.1 Di 14:30 HS 15
Extrasolare Planeten — •Rauer Heike — Institut für Weltraumsensorik
und Planetenerkundung, Rutherfordstr. 2, 12489 Berlin
Seit dem Jahr 1995 ist die Zahl der bekannten extrasolaren Planeten
um sonnenähnliche Sterne auf mehr als 70 angestiegen. Es handelt sich
in allen Fällen um massereiche Planeten, die durch die ’Radialgeschwindikeitsmethode’
entdeckt wurden. Dabei wird die periodische Variation
der Radialgeschwindigkeit des Zentralsterns, verursacht durch die Bewegung
um den gemeinsamen Schwerpunkt Stern-Planet, aus der Dopplerverschiebung
des Sternspektrums bestimmt. Eines der wesentlichen
zukünftigen Ziele zur Untersuchung extrasolarer Planeten ist die Entdeckung
terrestrischer Planeten. Eine hierfür viel versprechende Messmethode
ist die sogennante ’Transitmethode’, bei der photometrisch die
Verdunkelung des Zentralsterns bei Durchgang des Planeten durch die
Sichtlinie Erde-Planet gemessen wird. Der Vortrag gibt einen Überblick
ueber die Charakteristika der bisher entdeckten extrasolaren Planeten,
und wird die ’Transitmethode’ und ihre Anwendung in Satellitenmission
(z.B.: COROT/CNES, Eddington/ESA) vorstellen.
EP 5.2 Di 15:10 HS 15
Wo sind die massereichen inneren extrasolaren Planeten? —
•Martin Pätzold1 und Heike Rauer2 — 1Institut für Geophysik
und Meteorologie, Universität zu Köln — 2DLR Institut für Weltraumsensorik
und Planetenerkundung Berlin
Bisher sind 76 extrasolare Planeten um Hauptreihensterne der Spektraltypen
F, G, K entdeckt worden. Die Minimalmassen dieser Planeten
liegen zwischen Bruchteilen einer Jupitermasse und bis zu 15 Jupitermassen.
Die grossen Halbachsen der planetaren Orbits liegen zwischen
0.04 AU < a < 4 AU. Aufgrund des Auswahleffektes der Beobachtungsmethode
wurden nur sehr massereiche (>> eine Jupitermasse) Planeten
auf Orbits mit a > 1 AU gefunden. Für a < 0.1 AU wurden jedoch
keine Planeten gefunden, die massereicher als 1 Jupitermasse sind. Wir
erklären das Nichtvorhandensein dieser massereicher Planeten für a <
0.1 AU durch Gezeitenkräfte, die zwischen dem Zentralstern und dem
Planeten ausgetauscht werden und die direkt zu einer Verringerung der
grossen Halbachse des Planetenorbits führen und den Planeten in die
Roche-Zone des Zentralsterns hineinwandern lassen.
EP 5.3Di 15:25 HS 15
Stratigraphie und Alter vulkanischer Einheiten in der
Gruithuisen-Region des Mondes — •Roland Wagner1 , James
W. Head III2 , Ursula Wolf1 und Gerhard Neukum1 — 1DLR, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung — 2Dept. Geol.
Sciences, Brown Univ., Providence/R.I.
Neben den besonders auf der Mondvorderseite weit verbreiteten Marebasaltflächen
sind nur vereinzelt irdischen Vulkanen ähnliche Dome vorhanden.
Ein derartiges Zentrum vulkanischer Aktivität befindet sich
nahe des Kraters Gruithuisen. Photogeologische Kartierung und Kratermessungen
auf den einzelnen geologischen Einheiten wurden durchgeführt,
um mittels eines Einschlagschronologiemodells den Zeitablauf
der geologischen Entwicklung zu rekonstrieren. (1) Durch einen Großeinschlag
vor ca. 3.9 Gyr (1 Gyr = 1 Milliarde Jahre) entstand das
Imbriumbecken, und an dessen Nordwestrand vor etwa 3.7-3.8 Gyr der
260 km große Krater Iridum. Die Hochlandeinheiten bestehen zum
Großteil aus deren Auswurfsmaterial. (2) Nach einer geologisch kurzen
Zeitspanne entstanden danach durch Förderung viskoser Magmen die
Gruithuisen-Dome vor etwa 3.7-3.8 Gyr. (3) Etwa 150 Millionen Jahre
nach der Tätigkeit der Dome wurden große Mengen basaltischer Magmen
im Imbrium-Becken, im Iridum-Krater, und im angrenzenden Oceanus
Procellarum gefördert. Diese Tätigkeit hielt mit Hauptaktivitäten vor
3.55 Gyr, 3.2-3.3 Gyr, und 2.5 Gyr Jahren mehr als eine Milliarde Jahre
an.
EP 5.4 Di 15:40 HS 15
Die hochauflösende Stereo- und Farbkamera HRSC auf Mars
Express — •Gerhard Neukum für die HRSC Team-Kollaboration
— DLR Berlin, Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung,
Rutherfordstr. 2, 12489 Berlin
Die High Resolution Stereo Camera (HRSC) übernimmt mit der bildhaften
Erfassung der Marsoberfläche in hoher Auflösung und in Stereo
eines der Hauptziele der europäischen Mars Express Mission. Die HRSC
ist ein Zeilenscanner, der mit 9 parallel angeordneten Zeilendetektoren
ausgestattet ist und damit gleichzeitig Bilder in hoher Auflösung (10 m),
in Dreifach-Stereo, in vier Farben und unter 5 unterschiedlichen Beobachtungswinkeln
aufnehmen kann. Daneben verfügt HRSC über einen
besonders hochauflösenden Kanal, der mit einem Flächendetektor ausgerüstet
ist und bis zu 2 m Auflösung erreicht. Die Flughardware des
Experimentes wurde inzwischen fertiggestellt und vor Abgabe an die
ESA intensiv getestet. Die Testdaten belegen die hervorragenden Eigenschaften
und die Leistungsfähigkeit des Instrumentes. Innerhalb der
nominellen Missionsdauer (1 Marsjahr) werden mindestens 50 % der Marsoberfläche
mit besser als 10 m, etwa 70 % mit besser als 30 m und 100 %
mit besser als 100 m Auflösung pro Bildpunkt erfaßt. Wissenschaftlich
konzentriert sich das HRSC Experiment auf Fragen zur geologischen und
klimatischen Entwicklung des Mars und insbesondere auf die Rolle des
Wassers.
Hauptvortrag EP 5.5 Di 16:30 HS 15
Dawn: eine Discovery Mission zu den Protoplaneten Vesta und
Ceres — •R. Jaumann, C. Russell, A. Coradini, B. Feldman, A.
Konopliv, T. McCord, L. McFadden, H. McSween, S. Mottola,
G. Neukum, C. Pieters, C. Raymond, D. Smith, M. Sykes,
B. Williams und M. Zuber — DLR, Rutherfordstr. 2, 12489 Berlin
4 Vesta und 1 Ceres sind zwei gegensätzliche terrestrische Protoplaneten.
Ceres hat sich seit ihrer Entstehung im frühen Sonnensystem kaum
verändert, während Vesta in seiner Frühphase eine signifikante Aufheizung
und Differenzierung erfahren hat. Beide sind seit Anbeginn des
Sonnensystems als planetare Körper intakt geblieben und sind somit ein
Abbild der Ereignisse und Prozesse während der Planetenentstehung.
Ceres hat einen primitiven Aufbau, enthält wasserhaltige Mineralien,
vermutlich Frost auf der Oberfläche und möglicherweise eine dünne Atmosphäre.
Die Oberfläche von Vesta ist mit basaltischer Lava bedeckt
und möglicherweise ähnlich wie beim Erdmond durch das Abkühlen eines
” Magma Ozeans“ entstanden. Vesta weist die Spuren mächtiger Kollisionen
auf, wie ein großer nahe dem Südpol gelegenen Krater zeigt. Von
dort stammen vermutlich die Howardit-, Eucrit -und Diogoni - Meteoriten
(HED).
Eine eingehende Untersuchung der geophysikalischen und geochemischen
Gegebenheiten dieser Asteroiden wird Rückschlüsse über die kritischen
Parameter der Planetenentstehung und die Prozesse der nachfolgenden
Entwicklung erlauben. 200 Jahre nach ihrer Entdeckung sollen
Ceres und Vesta nun im Rahmen der NASA Discovery Mission ”Dawn”
untersucht werden.
EP 5.6 Di 17:10 HS 15
Middle-Late Amazonian Plains Volcanism in Tempe Terra,
Mars — •Ernst Hauber 1 , Peter Kronberg 2 , Ursula Wolf 1 ,
and Gerhard Neukum 1 — 1 Institut für Weltraumsensorik und Planetenerkundung,
DLR, Rutherfordstr. 2, 12489 Berlin — 2 Institut für Geologie
und Paläontologie, TU Clausthal, Leibnizstr. 10, 38678 Clausthal-
Zellerfeld
The Tempe Volcanic Province (TVP) on Mars is characterized by low
shields, cones, sheet flows, pit craters, maars, rift zones, and grabens.
We investigate its topography, morphology, and age. Our morphometric
measurements confirm earlier suggestions that the TVP is directly comparable
to terrestrial plains volcanism as observed in the Snake River
Plains. In addition, we find surface features (lava tubes, sinuous rilles,
cinder cones) which have not been noted in the TVP before. We map
lava flows in Viking images and measure their impact crater density. We
derive absolute crater model ages between 1.1 Ga and 0.5 Ga, corresponding
to Middle-Late Amazonian. We also measure crater density in
high resolution MOC images: A model age of 0.9 Ga is consistent with
the Viking-based ages. The results suggest that the TVP formed over an
extended period relatively late in Martian history. Morphologically, the
TVP resembles basaltic volcanic fields (VF) on Earth. Terrestrial VF are
often associated with hot spots. Even small VF are assumed to be fed by
plumes, and recent work argues for a large number of small plumes on
Earth. In analogy, a diffuse mantle upwelling on top of a hotspot with
low rates of magma supply meeting a previously weakened lithosphere
could have contributed to the formation of the TVP.