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Bevor diese Newsgroup ganz unlesbar wird...

16/09/2009 - 16:10 von Jörg Yadgar Bleimann | Report spam
High!

...poste ich mal zur Abwechslung einen Beitrag über die neueste
Entdeckung bei extrasolaren Planeten:
http://www.astronews.com/news/artik...-023.shtml

Ein Gesteinsplanet mit 1,8fachem Erdradius (also knapp 23000 km
Durchmesser) und 5facher Erdmasse... das wàre 1,8³ = 5,832faches
Erdvolumen, also muss die Dichte etwas niedriger sein als die der Erde:
5,5 * (5 / 5,832) ~ 4,71 g/cm³. Da die höhere Schwerkraft den Planeten
im Inneren komprimiert (er also bei gleichen Aufbau wie die Erde noch
dichter als 5,5 g/cm³ sein müsste), kann man wohl davon ausgehen, dass
ein etwaiger Eisen/Nickel-Kern relativ zum Gesamtvolumen deutlich
kleiner ist als bei der Erde.

Welche Rolle spielt demgegenüber die Ausdehnung des Gesteins aufgrund
der enormen Strahlungshitze vom Stern? Natürlich ist der Faktor viel
kleiner als bei einem Gasplaneten in gleicher thermischer Situation, und
die Kerntemperatur dürfte sich auch nur unwesentlich von der der Erde
unterscheiden...

Der unten verlinkte PDF-Fachartikel enthàlt leider keine Angabe zur
Metallizitàt des Muttersterns... nach dem gàngigen Modell sollten
eisenarme Planeten (wie z. B. unser Mars) ein ganzes Stück weiter außen
im Planetensystem entstanden sein, nicht allzuweit von der "Schneelinie"
entfernt, jenseits der Eis-Wasser-Planeten vom Typ der Jupiter- und
Saturnmonde entstehen können.

Wie ist der aktuelle Forschungsstand zu Migrationsprozessen in der
Frühgeschichte von Planetensystemen?

Bis bald im Khyberspace!

Yadgar
 

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#1 Ingo Thies
16/09/2009 - 23:12 | Warnen spam
Jörg 'Yadgar' Bleimann schrieb:

Der unten verlinkte PDF-Fachartikel enthàlt leider keine Angabe zur
Metallizitàt des Muttersterns... nach dem gàngigen Modell sollten



Laut Wikipedia und (worauf WP sich bezieht)

http://arxiv.org/abs/0908.0241 (von A&A zur Publikation akzepiert)

betràgt die Metallizitàt [M/H]=0.03+-0.06, also vergleichbar mit der Sonne.

eisenarme Planeten (wie z. B. unser Mars) ein ganzes Stück weiter außen
im Planetensystem entstanden sein, nicht allzuweit von der "Schneelinie"
entfernt, jenseits der Eis-Wasser-Planeten vom Typ der Jupiter- und
Saturnmonde entstehen können.



Hmm, laut dem Paper ist die absolute Magnitude mit +5.78 deutlich
schwàcher als die der Sonne (ca. +4.8), so dass auch die "Schneelinie"
weiter innen liegt.

Wie ist der aktuelle Forschungsstand zu Migrationsprozessen in der
Frühgeschichte von Planetensystemen?



Ich kann zu anderer Tageszeit mal das eine oder andere Paper raussuchen.
Generell geht man davon aus, dass z.B. Uranus und Neptun bis zu 10 AU
nach draußen gewandert sind, wàhrend Hot Jupiters drastisch nach innen
laufen (praktisch bis zum inneren Rand der protoplanetaren Scheibe).
Generell schwer vorhersagbar, da es sehr darauf ankommt, wie viele wie
große Planeten vorhanden sind. Kleinere Planeten neigen AFAIK dazu, eher
nach innen zu wandern (Reibung an der sub-Keplersch rotierenden
Gasscheibe), wàhrend in Multiplanetensystemen wie dem Unseren
Planet-Planet-Wechselwirkungen sehr wichtig (und schwierig
vorherzusagen) sind.

Somit wàre ein Inwàrts-Driften eines eisenarmen Planeten bei einer
anfànglich dichten protoplanetaren Scheibe durchaus vorstellbar.
Tatsàchlich ist es heute eher ein Problem, zu erklàren, warum
"Baby-Planeten" wie die Proto-Erde *nicht* nach innen gewandert und ggf.
gar in die Sonne getrudelt sind (gerade die 1-m-Grenze für Planetesimale
ist diesbezüglich ein ernstes theoretisches Problem).

Gruß,
Ingo

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