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sherif

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  1. wir suchen spendenziele für schwoaze helfen 2019. wenn ihr einzelschicksale oder wohltätige vereine kennt, die unbedingt unterstützung benötigen, dann meldet euch bei uns unter [email protected] wir werden alle anfragen prüfen und im laufe des oktobers entscheiden, wen wir heuer mit eurer hilfe etwas unter die arme greifen werden. weitere infos: http://www.schwoazehelfen.at/graz/spendenziele-fuer-schwoaze-helfen/
  2. ...und somit war das schicksal von dsv leoben besiegelt
  3. hm, sehr erdähnlich ist dieser planet nicht. die masse ist > 6.1 Erdmassen, also womöglich noch schwerer, Gleichgewichtstemperatur liegt bei 219 K, also -54°C. dazu kreist er um einen m-stern (aber gut, relativ gesehen, in recht großer entfernung). aber schönes exoplaneten-system.
  4. https://www.sturmstadion-liebenau.at/CMS/2019/08/01/heute-grosser-stadiongipfel/
  5. yes! nasa hat gestern seine neue flagship mission zur erforschung des sonnensystems im rahmen des new frontiers programmes bekannt gegeben. und es wurde dragonfly dragonfly ist eine titan-mission. eine drohne wird dabei für zwei jahre den saturnmond erkunden, kann landen, wissenschaftliche untersuchungen durchführen und wieder starten. sehr schöne mission! https://www.nasa.gov/press-release/nasas-dragonfly-will-fly-around-titan-looking-for-origins-signs-of-life/ und als nächstes hoffe ich, dass nasa und esa bald außertourlich (d.h. zusätzlich zu deren normalen programmen - nasas new frontiers und esas cosmic vision) eine gemeinsame ice giants-zwillingsmission zu neptun und uranus bekannt geben werden. die chancen stehen jedenfalls nicht so schlecht.
  6. mit den derzeitigen instrumenten ist es leider noch nicht möglich via absorptionslinien im spektrum des sterns atmosphären erdähnlicher exoplaneten zu detektieren. was man aber bereits beobachten hat können, sind absorptionslinien von hot jupiter-atmosphären. diese sind massiv, heiß und sehr nah an der heimatsonne. potentielle atmosphären um die trappist-planeten lassen sich aber momentan bei einem transit nicht nachweisen, ergo auch kein wasserdampf bzw. wasser. möchte man also den wassergehalt eines exoplaneten abschätzen, geht das derzeit nur über die dichte des planeten. kennt man diese, kann man rückschlüsse auf seine zusammensetzung ziehen, da sich die gesamtdichte des exoplaneten - vereinfachend - aus seinen wasser-, silikat- und metall-anteilen ergibt. unterschiedliche zusammensetzungen ergeben demnah unterschiedliche dichten. nur so kann man derzeit auf den wassergehalt schließen. diese methode hat nun aber 2 haken: i) für die dichte muss man sowohl den radius als auch die masse eines planeten mehr oder weniger exakt wissen. bei der transitmethode bekommt man mit relativ hoher genauigkeit aber nur den radius, die masse jedoch nicht. man braucht also entweder eine andere methode zur bestimmung der masse oder muss diese über annahmen seiner zusammensetzung schätzen. genau das wollen wir in diesem fall aber nicht. wir wollen ja - gerade umgekehrt - die zusammensetzung aufgrund der masse bestimmen. ii) wie schätzt man überhaupt die zusammensetzung eines exoplaneten ab? selbst bei bekannter dichte, ist das nicht so einfach. beispiel: hat unser exoplanet eine dichte die etwa jener der erde entspricht, ergeben sich mehrere möglichkeiten. eine zusammensetzung vergleichbar zur erde, eine komposition mit höherem wassergehalt und geringerem silikatanteil oder etwa auch weniger wasser und ein höherer eisenkern. man braucht also weitere indizien. hinzu kommt, dass dichte und/oder ausgedehnte atmosphären auch "falsche" radien und in weiterer folge falsche dichten liefern können. also zurück zur bestimmung der masse eines exoplaneten: um diese abschätzen zu können, müsste man neben der transitmethode am besten auch die radialgeschwindigkeits-methode (kurz: rv-methode) anwenden können. diese funktioniert wie folgt: da der stern sich mit dem planeten um den gemeinsamen schwerpunkt bewegt, sieht man im spektrum des sterns ein wobbeln (yes, doppplereffekt!). daraus kann man die masse des planeten ableiten (oder für freaks: eigentlich m*sin(i)). beobachtet man einen exoplaneten demnach in transit und mit der rv-methode, kann man die dichte recht gut berechnen sofern der planet keine ausgedehnte atmosphäre besitzt. obwohl es bereits rund 5000 entdeckte exoplaneten gibt, gibt es nur ein paar dutzend bei denen man sowohl masse als auch dichte hinreichend genug kennt. die trappist-planeten sind derzeit mit der rv-methode noch nicht zu detektieren. man kann aber den gravitativen einfluss der planeten aufeinander bestimmen, indem man minimale unterschiede in der transitzeit misst - also der zeit zwischen zwei transits eines planeten. da das gesamte system sehr komprimiert ist, ziehen die planeten aneinander und verkürzen oder verlängern die umlaufzeiten marginal. einmal vergeht also etwas mehr und einmal etwas weniger zeit zwischen zwei transits, da sich die relativen positionen der exoplaneten zueinander bei jedem umlauf periodisch ändern. aus diesen unterschieden kann man dann in weiterer folge die jeweiligen massen ableiten. diese methode nennt sich transit-timing-variation und wurde tatsächlich verwendet um die masse und daraus folgend die dichte der einzelnen trappist-planeten zu bestimmen. die unsicherheiten bleiben dabei aber noch relativ hoch. die letzte studie, die sich mit dem wassergehalt des trappist-systems beschäftigte, kam auf einen anteil von 0-25% für alle einzelnen planeten. es kommt eben darauf an, welche (vernünftigen) zusammensetzungen man annimmt. auch wenn diese studie - ebenso eine vorhergehende aus 2018 - also durchaus vermuten lässt, dass manche der trappist-planeten einen hohen wasseranteil haben könnten, bleibt das ganze sehr ungewiss. wobei: die erde hat ca. 0.1% wasser, selbst 1% wäre demnach also schon beachtlich. es hängt bei diesen studien also sehr viel an planeten-dichte und -komposition. mit den in bau befindlichen erdegbundenen teleskopen e-elt und gmt sowie den potenziellen zukünftigen weltraummissionen luvoir und habex, wird man aber wohl in der lage sein atmosphären um erdähnliche planeten nachweisen zu können. dann eventuell auch wasserdampf und somit wasser auf der oberfläche. bis dahin bleibt man darauf angewiesen den wasseranteil über die dichte abzuschätzen, was naturgemäß hohe schwankungsbreiten nach sich zieht. ps: sorry, wurde wieder etwas länger
  7. es stimmt definitiv. zeit an solchen instrumenten ist extrem teuer und wird meistens via einem hoch-kompetitiven antragsverfahren vergeben, dem sich ein jeder stellen kann. demnach kurz zur einleitung: ca. 90% der beobachtungszeit des hst wird über ebensolche antragsverfahren vergeben. bis zu 10% der zeit aber sind der sogenannten Director's Discretionary Time zugeordnet (DDT). im rahmen der ddt wird zum beispiel beobachtungszeit für sehr kurzfristig auftretende ereignisse vergeben (eine supernova wäre so ein ereignis). von 1993 bis 1998 war robert williams direktor des space telescope science institutes und somit für die vergabe der ddt verantwortlich. und jetzt etwas ausführlicher über das erste hubble deep field (hdf) und wie es sich in der tatsächlichen Wirklichkeit abgespielt haben könnte: noch vor dem start des hst gab es simulationen und abschätzungen, die nahelegten, dass hubble bei der beobachtung und kartographierung von entfernten und demnach stark rotverschobenen galaxien (rotverschiebung z>1) nicht besser performen würde, als erdgebundene teleskope. zur erläuterung: je höher die rotverschiebung einer galaxie, desto höher ist im schnitt ihre entfernung und niedriger ihre helligkeit. bezüglich galaxienzählung ("galaxy counts") gab es also scheinbar recht wenig neues von hubble zu erwarten. nach der reparatur des hst 1993 wurde jedoch sehr schnell klar, dass entfernte galaxien eine eindeutig höhere helligkeit besitzen, als ursprünglich angenommen. junge galaxien sind nämlich wesentlich aktiver als ältere und somit heller und leichter zu beobachten als man es zu beginn der 90er vermutet hatte. so wurde eine der key research areas des hst ab 1993 auch tatsächlich die kartografierung ebensolcher galaxien und ein großer anteil der beobachtungszeiten wurde bereits recht früh an sogenannte "medium-deep surveys" (mdf) vergeben. hierbei beobachten zwei der kameras parallel die umgebung des eigentlichen zielobjektes und untersuchen und klassifizieren die dort vorgefundenen galaxien. bereits mit dieser methode erreichte man rotverschiebungen im bereich ~0.5<z<3.5 und somit wesentlich mehr als man ursprünglich erwartet hatte. aufgrund dieser erfolgreichen performance, entschied williams 1995 (richtig, das ist der wissenschaftler mit dem guten standing), dass ein guter teil der ddt im selbigen jahr für ein deep field survey aufgewendet werden wird - here we go: die beobachtung des "hubble deep field" war beschlossen! man erhoffte dabei galaxien bis z≤6 abbilden zu können. aufgrund erdgebundener beobachtungen, die bis in die zeit hubbles (des astronomen und entdecker der galaxien, nicht der weltraummission) zurückreichen, den mdf- beobachtungen des hst sowie theoretischer modelle, konnte man die erwartbare anzahl der zu beobachtenden galaxien auch recht gut bereits im vorhinein abschätzen und wusste dementsprechend was vom hdf in etwa zu erwarten war. und tatsächlich stimmen die hst-ergebnisse mit älteren daten auch sehr gut überein und führen diese für niedrigere helligkeiten bzw. stärkere rotverschiebungen erfolgreich fort. wie ebenso zu erwarten war "zählte" man bei niedrigeren scheinbaren helligkeiten mehr galaxien als über theoretische modelle (sogenannte "no-evolution-modelle") vohergesagt wurden; abhängig vom modell um einen faktor 2 bis 7. wie oben bereits geschrieben, sind junge galaxien im schnitt heller als ältere, weswegen "no-evolution-modelle", welche von einer gleichbleibenden helligkeit ausgehen, die counts für ältere galaxien unterschätzen. die hubble deep fields waren tatsächlich bahnbrechend und haben viele großartige wissenschaftliche erkenntnisse nach sich gezogen und angeregt. sie waren also sicherlich auch "augenöffner". was vom hdf in etwa zurückkommen würde und dass es "abermillionen galaxien" geben muss, war jedoch auch vor 1995 abzusehen. dass man diese galaxien mit hubble aber so erfolgreich beobachten konnte, war anfangs hingegen durchaus unerwartet. wer sich näher mit den ersten hubble deep fields beschäftigen möchte, wie es dazu kam, warum man sich tatsächlich für diese beobachtungen entschied und welche wichtigen erkenntnisse unmittelbar daraus erwuchsen, dem kann ich einerseits das ursprüngliche paper zum ersten hubble deep field (williams et al. 1996; arxiv-link zum download: https://arxiv.org/abs/astro-ph/9607174) empfehlen oder ein review der ersten beiden hdfs von ferguson, dickinson & williams 2000 (https://arxiv.org/abs/astro-ph/0004319). beide lassen sich auch von interessierten laien durchaus lesen und sind ein guter (wissenschaftlicher) einstieg in die thematik. haben mein wissen über die hubble deep fields definitiv vertieft. noch kurz zur anzahl der galaxien im sichtbaren universum: via hubble schätzte man diese ursprünglich auf ca. 200 milliarden. jedoch kommt eine studie aus dem jahr 2016 (https://arxiv.org/abs/1607.03909), welche hst-daten neu auswertete, auf das ungefähr 10-fache. eine konkrete prä-hubble-abschätzung habe ich auf die schnelle nicht gefunden. wichtiger als die anzahl der galaxien ist aber ohnehin die galaxien-dichte, da man darüber die massendichte des universum abschätzen und somit einen einblick in das schicksal desselbigen bekommen kann. so, ich belasse es jetzt dabei und freue ich mich aufs james webb!
  8. er meint eine deep field-aufnahme. man richtet dabei das teleskop über einen sehr langen zeitraum auf eine stelle im himmel, in der sich keine lichtstarken objekte befinden (ein scheinbar dunkler, leerer fleck quasi). durch die lange belichtungszeit erfasst man so unzählige lichtschwache und sehr alte, rotverschobene galaxien. beispiel: das "Hubble Ultra Deep Field" (belichtungszeit mehrere monate, ca. 10.000 galaxien am bild): https://de.wikipedia.org/wiki/Hubble_Ultra_Deep_Field @Patrax Slater die erforschung des frühen universums bzw der ersten galaxien gehören zu den science goals von jwst, man kann also durchaus damit rechnen, dass es solche beobachtungen wieder geben wird. auch sind die spezifikationen von jwst recht gut für solche beobachtungen geeignet. gerade gefunden, simulation einen james webb deep fields: https://imgur.com/a/JuoA4
  9. ich nehme an, du meinst das james webb space telescope? der start wurde nun von 2020 auf 2021 verlegt. bei der konzepterstellung war der start der mission für 2007 vorgesehen, nachdem das teleskop von der nasa genehmigt wurde, war es 2015. dann 2018, kurz vorm start 2020 und jetzt 2021. mit dem verschobenen start wuchsen natürlich auch die kosten und im letzten jahr musste die mission neu genehmigt werden, da man das maximalbudget überschritt. keine erfolgsgeschichte. ich hoffe jwst fliegt tatsächlich 2021.
  10. stimmt natürlich. eine sehr dünne exosphäre hast du praktisch überall, sei es via ausgasung bzw. sublimation an der oberfläche oder durch wechselwirkung mit dem sonnenwind bzw. mit mikrometeoriten. eine stickstoff-dominierte atmosphäre finde ich aber durchaus besonders interessant, auch wenn sie nur recht dünn ist.
  11. auch pluto (~6-24 μbar) und triton (~14-40 μbar) besitzen eine - wenn auch sehr dünne - stickstoff-atmosphäre.
  12. du kannst entweder jederzeit etwas auf das schwoaze helfen-konto einzahlen* oder natürlich vor weihnachten während die aktion offiziell läuft deine spende bar in die dafür vorgesehenen spendenboxen werfen. jede spende auf das schwoaze helfen-konto bis einschließlich 31.12.2019 kommt der diesjährigen aktion zugute, d.h. schwoaze helfen 2019. *offizielles spendenkonto: Schwoaze Helfen IBAN: AT72 3800 0000 0433 5436
  13. und ich sag gleich mal danke im namen von schwoaze helfen
  14. für all jene die heute in die nordkurve gehen: es gibt um 5€ ein kleines andenken an den sektoreingängen, das man sich um diesen preis nicht entgehen lassen sollte
  15. über 25.000€ wurden bereits für maya gesammelt: http://www.schwoazehelfen.at/graz/maya-und-ihre-grosseltern-sagen-danke/ ab sofort gibt es auch ein eigenes treuhandkonto, auf welches man nun weiter spenden kann: mj.maya: IBAN AT98 5100 0909 1444 0800 danke für die großartige vereinsübergreifende unterstützung aus dem asb
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