Diskussion:Kepler (Weltraumteleskop)/Archiv/1

Diese Seite ist ein Archiv abgeschlossener Diskussionen. Ihr Inhalt sollte daher nicht mehr verändert werden. Benutze bitte die aktuelle Diskussionsseite, auch um eine archivierte Diskussion weiterzuführen.

Um einen Abschnitt dieser Seite zu verlinken, klicke im Inhaltsverzeichnis auf den Abschnitt und kopiere dann Seitenname und Abschnittsüberschrift aus der Adresszeile deines Browsers, beispielsweise

[[Diskussion:Kepler (Weltraumteleskop)/Archiv/1#Thema 1]]

oder als Weblink zur Verlinkung außerhalb der Wikipedia

https://de.wikipedia.org/wiki/Diskussion:Kepler_(Weltraumteleskop)/Archiv/1#Thema_1

Beobachtungsradius

Habe gerade den Artikel zu Terrestrial_Planet_Finder gelesen, und da steht dass der TPF ab vllt dem Jahre 2020 150 Sterne beobachten soll, und im Beobachtungsradius Radius von 45-50 Lichtjahren arbeitet. Frage: Wie kann es dann sein, dass Kepler dann 100.000 Sterne beobachten kann, in einem Ausschnitt? Was für ein Radius ist das, bzw. kann man das wirklich eingrenzen? Kepler arbeitet mit Fotometer und Schmidt-Teleskop, TPF mit optischem Teleskop und zusätlich Infrarot-Interferometer, also eigtl vergleichbare Techniken (bemerke zu TPF: mit Infrarot, weniger Sterne im Fokus). Bin astronomischer Laie, aber interessiert :-) Gruß --Quemelin 09:59, 8. Mär. 2009 (CET)

Siehe spektroskopische Analyse. Das ist eine völlig andere Spezialisierung als beim Keplerteleskop. Kepler misst nur Helligkeitsänderungen aber das dann sehr genau. Dazu reicht theoretisch der Vergleich von 2 Photos bei denen sich auf einem eine (kleine) Detailänderung abbildet. Dabei ist es dann völlig egal ob die restlichen 50 oder die restlichen 100.000 "Details" gleich bleiben. Gruß --Maron W 14:40, 8. Mär. 2009 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Maxus96 02:28, 25. Mär. 2009 (CET)

Kleinerreien

Wann wird die Sonde ihre Umlaufbahn erreichen und mit der Arbeit beginnen?

Fotometer finde ich, zumindest nach dem verlinkten Artikel, unglücklich gewählt. Es werden einfach Helligkeiten gemessen und dann eventuelle Unterschiede festgestellt. NoBuddy 10:36, 8. Mär. 2009 (CET)

(Engineers acquired a signal from Kepler at 12:11 a.m. Saturday, after it separated from its spent third-stage rocket and entered its final sun-centered orbit, trailing 950 miles behind Earth.) Umlaufbahn ist also bereits erreicht.
Zu deiner Kritik: Die Nasa selbst benennt das Instrument als "Photometer" Gruß --Maron W 02:56, 9. Mär. 2009 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Maxus96 02:28, 25. Mär. 2009 (CET)

Nur eine Erde von 338 Erden wird entdeckt

Man sollte erwähnen, daß nur eine Erde von 338 Erden entdeckt wird.

Berechnung:
1391400 km Sonnendurchmesser
149597870 km Erdbahnradius
12735 km Erddurchmesser

Die Erde überquert die ganze Sonnenscheibe:
29,78 km/s Orbitalgeschwindigkeit, * 3600 =
107208 km/h Orbitalgeschwindigkeit
1391400/107208 = 12,98
12,98 Stunden maximale Bedeckungszeit
bei Erdmitte auf Sonnenrand,
der Erddurchmesser geht nur zu 1/109 ein.

Flächenverhältnis und Helligkeitsverringerung:
109 = Sonnendurchmesser/Erddurchmesser
11937 = (Sonnendurchmesser/Erddurchmesser)^2
0,000084 = 1/11937 = rund 0,01 % Helligkeitsverringerung.

Nur eine Erde von 338 Erden wird entdeckt:
108 = Erdbahnradius/Sonnendurchmesser
3,141593 = Pi = 4*ARCTAN(1)
Der halbe Erdbahnumfang in Sonnendurchmessern, denn
Bahnneigungen über 180 Grad ergeben das gleiche Bild.
Bedeckungen gibt es nur in einem Winkelbereich,
der Sonnendurchmesser auf Erdbahnradius beträgt.
338 = Pi*(Erdbahnradius/Sonnendurchmesser)
0,003 = 1/338 Bedeckungswahrscheinlichkeit.

Karl Bednarik 13:33, 8. Mär. 2009 (CET).

Wegen der theoretisch möglichen unterschiedlichen Ekliptik ist dein Ansatz formal vermutlich richtig (Nachrechnen werd ich das jetzt aber nicht :p). Das sich die Ekliptik von Systemen willkürlich (gleichmäßig) verteilt halte ich aber in einer Spiralgalaxie für fragwürdig. Bei 100.000 beobachteten Sonnen bleiben aber auch dann immernoch reichlich überig. Die Keplermission soll nur eine Grundlage schaffen um dann hochzurechnen wie häufig erdähnliche Planeten in anderen Systemen vorkommen. Eine 2. Erde in z.B. 5000 Lichtjahren Entfernung zu entdecken ist überigens ansonsten sowieso völlig sinnfrei da "Überlichtgeschwindigkeitsantriebe" etc. reine Phantasie sind und auch bleiben werden. Gruß --Maron W 15:11, 8. Mär. 2009 (CET)

Hallo Karl, einer der Grundsätze von Wikipedia lautet keine Theoriefindung. Deine Berechnung müsste zuerst von anerkannter Fachliteratur veröffentlicht und bestätigt werden um als Fakt in den Artikel einfliessen zu können. Siehe hierzu bitte auch WP:Belege. MfG, --R.Schuster 16:24, 8. Mär. 2009 (CET)

Hallo R.Schuster, diese 1/338 Bedeckungswahrscheinlichkeit für erdähnliche Planeten ist, ebenso wie die 0,000084 Helligkeitsverringerung, und die 12,98 Stunden maximale Bedeckungszeit, primitivste Geometrie, die schon die antiken Griechen geschaffen haben, und nicht im geringsten eine "Theoriefindung". Wie lang wird wohl eine halbe Erdumlaufbahn in Sonnendurchmessern sein?. 338. Frage mal Deinen Mathematikprofessor. MfG, Karl Bednarik 19:26, 8. Mär. 2009 (CET).

Hallo Karl, ich will ja nicht behaupten dass Dein Rechenweg falchs ist, sondern dass die daraus abgeleitete Schlussfolgerung unzulässig ist. Du hast die Daten unseres Sonnensystems zu Grunde gelegt, Du müsstest jedoch mit 3, eigentlich 4, Unbekannten rechnen. MfG, --R.Schuster 19:47, 8. Mär. 2009 (CET)

Hallo R.Schuster, erdähnliche Planeten, die sonnenähnliche Sterne auf erdbahnähnlichen Bahnen umkreisen, liegen in allen ihren physikalischen Parametern statisisch gleichmäßig um die Parameter der Erde verteilt vor, die Erde liegt also definitionsmäßig an der Spitze der Gausskurve, denn das ist ja die Bedeutung des Begriffes "erdähnlich".
Dafür war meine Formel falsch.
The geometric probability for seeing a transit for any random planetary orbit is simply d/2a.
http://kepler.nasa.gov/sci/basis/character.html
Also Bedeckungswahrscheinlichkeit = Sonnendurchmesser/(2*Erdbahnradius) = 0,00465.
Daher wird nur eine von 215 Erden gefunden.
Die 13 Stunden Dauer gelten nur for transits across the center of the star.
MfG, Karl Bednarik 21:11, 8. Mär. 2009 (CET)

Müßte die Wahrscheinlichkeit nicht doppelt so groß sein wie die dafür, daß ich zu einem beliebigen Zeitpunkt in der Ekliptik des beobachteten Systems eine Bedeckung sehe, also d / (pi * r)? Oder seh ich da Gespenster? --Maxus96 02:54, 12. Mär. 2009 (CET)

Eure Berechnungen sind ja schön aber sie sind rein akademisch (ohne Praxisbezug) so lange eine Statistik der Planetenbestückung von Sternen fehlt. Ihr zäumt das Pferd von hinten auf. Gruß --Maron W 02:41, 9. Mär. 2009 (CET)

Hallo Maron W,
auch die NASA und die englische Wikipedia zäumen das Pferd von hinten auf:
NASA - Characteristics of Transits
Kepler in der englischen Wikipedia
Für eine zufällige Verteilung der Bahnebenen spricht des weiteren, daß die Gas- und Staubwolken in den Sternentstehungsgebieten turbulent strömen.
Orionnebel
Gruß Karl Bednarik 08:09, 9. Mär. 2009 (CET)

Hallo Karl
Zufällige Verteilung sagt aber auch nichts über die ebenso unbekannte Materieverteilung. Könnte also z.B. sein das 95% aller Planeten Gasplaneten sind und "unser" System eine Außnahme. In 3-6 Jahren wird die Warscheinlichkeit durch die Keplermission wohl beantworten. Bis dahin bleibt es eine Luftnummer. Diese Frage sollten wir IMHO hier im Artikel nur ganz kurz fassen. Das gehört ehr in den Artikel Exoplanet oder Umlaufbahn. Gruß --Maron W 23:43, 9. Mär. 2009 (CET)

Hallo Maron W,
wenn man von einer Abdunkelung von 84 ppm für einen Zeitraum von 13 Stunden schreibt, dann muß man auch von einer Bedeckungswahrscheinlichkeit von 0,00465 oder 0,465 % oder 1 von 215 schreiben, so wie es die englische Wikipedia und die NASA auch macht.
Denn hier geht es keineswegs darum, wieviele Planeten es gibt, oder welche Arten von Planeten es gibt, sondern nur darum, wie sich erdähnliche Planeten verhalten würden, deren physikalische Parameter definitionsgemäß statistisch gleichmäßig um die physikalischen Parameter der Erde herum verteilt vorliegen.
Gruß Karl Bednarik 07:30, 10. Mär. 2009 (CET).

Diese 0,465 % sind für eine Wahrscheinlichkeit mit so vielen Unbekannten Quatsch. Auch von der NASA verbreiteter Quatsch ist in diesem Zusammenhang welcher. Eine sinnvolle Angabe ist ein halbes Prozent. Ich werde daß im Artikel wieder ändern. Nix für Ungut, --Maxus96 01:59, 11. Mär. 2009 (CET)

Der Plot mit der Transitwahrscheinlichkeit ist ja nett, aber geht das auch ein bisschen zurückhaltender (kleiner)? Und, btw.: Die vielen Nullen an den Achsen sind nicht schön. Trag das mal lieber in A.E. und Erdradien auf, und ändere den Plot so ab, daß die Wahrscheinlichkeitsskala nicht bei 1 endet. Das sieht nämlich auf den ersten Blick nach 1 = 100% aus. Und gib dem Plot mal einen Text mit, im Moment steht er da rum wie bestellt und nicht abgeholt. Kannst du übrigens die Formel Posten, die deinen Plot erzeugt? Falls jemand nachrechnen will? Gruß, --Maxus96 21:33, 11. Mär. 2009 (CET)

Noch was: Die Länge deiner Achsen ist etwas unglücklich : Merkur und Mars würden schon rausfallen, und die Sterne haben auch ein größeres Spektrum an Radien.--Maxus96 21:42, 11. Mär. 2009 (CET)

Ok, mach es selbst. Karl Bednarik 02:14, 12. Mär. 2009 (CET).

He, kein Grund eingeschnappt zu sein, ich dachte der Plot ist von dir!?! Mach ihn einfach noch mal mit anders skalierten Achsen, ich finde die Darstellung grundsätzlich sehr erhellend! Kann ich natürlich auch selber machen, aber dazu brauche ich deine Formel, weil ich keine Lust habe, die mir selber aus den Fingern zu saugen ;-). Gruß, --Maxus96 02:26, 12. Mär. 2009 (CET)

Saug nur, Karl Bednarik 03:08, 12. Mär. 2009 (CET)

OK, bin dabei. Nur komm ich auf p = d / (pi*r) statt d / (2*r) wie du und die NASA, s.o. Hilf mir mal meinen Fehler zu finden, ich steh auf dem Schlauch. --Maxus96 03:12, 12. Mär. 2009 (CET)

Na, ja, wie man etwas weter oben sieht, habe ich selbt die falsche Gleichung verwendet.

Die falsche Gleichung beruht enfach auf der Vermutung eines bloß gekippten Planetenorbitals.

Die richtige Gleichung beruht auf den Positionen der Pole der Planetenorbitale.

Vier Pi ist der Raumwinkel einer Kugel.

Weiter hier:

http://kepler.nasa.gov/sci/design/orbit.html

OK, jetz hab ich´s kapiert: Man sieht die Bedeckung, wenn die Orbitalachse maximal um den halben Winkeldurchmesser des Zentralsterns (vom Planet aus gesehen) von der Ebene abweicht, die unsere Sichtlinie als Normale aufspannt. Die Kugel um den Stern hat die Oberfläche (4pi r^2), der Streifen, durch den die Achse muß, ist für d << r (2pi r x d) groß. TNX, --Maxus96 21:14, 12. Mär. 2009 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Maxus96 02:28, 25. Mär. 2009 (CET)

Eintritt in die Umlaufbahn

Wann wird denn Kepler auf seiner Bahn sein? Und wird Kepler näher bei der Sonne sein oder weiter weg als die Erde? --Jobu0101 11:05, 9. Mär. 2009 (CET)

Keplers Umlaufbahn ähnelt stark der Erdbahn.
Nur ein Stück hinter der Erde, und ganz wenig außerhalb der Erdbahn.
Um dort hin zu kommen, könnte es vermutlich einen Monat dauern.
Siehe die Bilder hier:
http://kepler.nasa.gov/sci/design/orbit.html
Karl Bednarik 17:56, 9. Mär. 2009 (CET)

Schonmal beantwortet. [[1]] Gruß --Maron W 23:45, 9. Mär. 2009 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Maxus96 02:28, 25. Mär. 2009 (CET)

Erdähnlicher Planet?

Sucht die Keplermission nach erdähnlichen Planeten oder nach Planeten in der gleichen Größe wie die Erde? Es könnte ja auch ein kleiner Gas- oder ein Eisplanet in Erdgröße auf einer inneren Bahn entdeckt werden. Mit der Differenzfotometrie wäre das nicht unterscheidbar. Zusätzlich gibt es sicherlich auch einen Unterschied zwischen erdähnlich und bewohnbar. --Maron W 18:09, 10. Mär. 2009 (CET)

Kleine Gasplaneten gibts nicht, schon gar nicht in Sonnennähe. Eisplaneten auch nicht. Erdähnlich bedeutet kugelförmiger Steinplanet in Sonnennähe, bewohnbar bedeutet Temperaturen ähnlich wie Erde. Aber ja: Eine photometrisch festgestellte Bedeckung sagt nur etwas über Bahngeschwindigkeit (=radius) und Größe. Gruß, --Maxus96 21:26, 11. Mär. 2009 (CET)

Eine aus unserer Richtung beobachtbare Bedeckung Bild:TRANSWA2.PNGKarl Bednarik 15:05, 11. Mär. 2009 (CET)

Sorry, aber das Bild ist ja schon im Artikel, da brauchen wir es hier nicht nochmal, oder?--Maxus96 21:26, 11. Mär. 2009 (CET)

Zitat: (nicht: Zitrat)

Marilyn vos Savant:

"Lösungen mathematischer Probleme werden nicht durch Abstimmung entschieden."

84.113.130.25 16:06, 11. Mär. 2009 (CET)

Wenn Du meine verdammte Meinung hören willst:

Excel rules.

Karl Bednarik+

Hey, Mann, hier iss ja gar kein breites Bild, Mann,

Datei:TRANSWA2.PNG

Karl Bednarik 02:20, 12. Mär. 2009 (CET).

Wäre doch vieleicht ne schöne Ergänzung für den Artikel Exoplaneten :D Gruß --Maron W 08:28, 12. Mär. 2009 (CET)

Jaahh! Tus rein, tus rein! Karl Bednarik 09:17, 13. Mär. 2009 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Maxus96 02:28, 25. Mär. 2009 (CET)

Wunschgemäß verbessertes Bild

Datei:TRANSWA5 Transitwahrscheinlichkeit.PNG

Karl Bednarik 12:48, 18. Mär. 2009 (CET)

Danke! Ich nehm die Bild hier aber wieder raus, nimmt ja nur Platz weg, OK? -- Maxus96 02:39, 23. Mär. 2009 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Maxus96 02:28, 25. Mär. 2009 (CET)

Umlaufbahn

"(...) wird das Teleskop nicht in eine Umlaufbahn um die Erde, sondern um die Sonne gebracht. Das Teleskop wird die Erde aber auf ihrer Bahn um die Sonne begleiten." Bedeutet dies, dass sich das Teleskop also auf einem Lagrange-Punkt, zum Beispiel Nr. 2 oder 5, befindet? Auf der Webseite der NASA finde ich bisher nichts dazu. 95.88.123.222 10:34, 7. Mär. 2009 (CET)

Die Entfernung zu diesen Punkten wäre für umfangreiche Datenübertragungen und für eine kostengünstige/schnelle Plazierung ehr ungünstig. Im englischen fand ich als Beschreibung nur "earth-trailing heliocentric orbit" (frei übersetzt: erd-verfolgend sonnenzentrische Umlaufbahn).

Mehr siehe: http://kepler.nasa.gov/sci/design/orbit.html
Gruß --Maron W 15:00, 7. Mär. 2009 (CET)

Die Lagrange-Punkte sind allerdings nicht richtig scharf definiert. Im Artikel dazu gibt es einen Unterpunkt "Stabilität", wo das ganz gut erklärt ist. Ich würde vermuten, daß sich Kepler auf so einer großen, nierenförmigen Umlaufbahn um L5 befindet. Das mit der Entfernung/Datenübertragung stimmt übrigens nicht. Kepler wird sich ziemlich weit entfernen. Es ist allerdings teuer, einen Satelliten auf L1 oder L2 zu schießen, da man ihn bei der Ankunft dort wieder abbremsen muß, vermute ich. --Maxus96 01:40, 11. Mär. 2009 (CET)

1 von 215

Wenn 1 von 215 zu genau ist, warum ist dann eine Abdunkelung von 84 ppm für den Zeitraum von 13 Stunden nicht ebenfalls zu genau? Karl Bednarik 06:44, 13. Mär. 2009 (CET)

Entweder, wir geben hier an, wie unsere Erde von außen erkennbar wäre, oder wir geben hier an, daß wir noch keine Informationen über andere Erden haben. Eine 2/3-Information ist inkonsequent. Karl Bednarik 09:12, 13. Mär. 2009 (CET)

Vergleiche meine erste (gerundete) Formulierung [[2]]

"..wird eine Helligkeitsänderung von nur 1/10.000 für einen Zeitraum von 2 bis 16 Stunden erwartet."

Gruß --Maron W 21:53, 18. Mär. 2009 (CET)

Hallo Karl, es ist ziemlich unfreundlich, eine begründete Korrektur einfach wieder rückgängig zu machen, ohne ein solides Gegenargument zu bringen. Also : Wie geht erd"ähnlich" mit einer auf drei Kommastellen genauen Wahrscheinlichkeit zusammen? Erdähnlich hat beim Sonnenabstand eine Unsicherheit von plusminus dreißig Prozent oder so, daß muß auch für jede Zahl gelten, die du aus dieser Zahl berechnest. Stichwort "Fehlerfortpflanzung". Bitte ändere das im Artikel selbst wieder, ich hab keinen Bock auf Edit-War. Gruß, -- Maxus96 02:51, 23. Mär. 2009 (CET)

Noch was technisches : Du schreibst oben, daß die Parameter erdähnlicher Planeten um die der Erde gleichverteilt wären. Das ist ein Trugschluß. "Erdähnlich" heißt "flüssiges Wasser auf Oberfläche". Die Erde liegt da zwar wohl ziemlich in der Mitte, aber nicht per Definition.-- Maxus96 02:58, 23. Mär. 2009 (CET)

Hallo Maxus96, hallo Maron W, hallo an alle,
ich habe solide Gegenargumente vorgebracht.
Ich schlage daher den folgenden Kompromiß vor:
...
Bei einem Durchgang eines extrasolaren Planeten in Erdgröße wird am Weltraumteleskop eine Abdunkelung in der Größenordnung von einem zehntel Promille erwartet (für die Erde 0,000084). Das erfolgt bei zentralem Durchgang vor dem Bild des Sternes für einen Zeitraum von rund einem halben Tag (für die Erde 13 Stunden). Ist der Durchgang nicht zentral, dann ist die Zeit der Abdunkelung kürzer.

Das stimmt beides nur, wenn auch noch der Stern genausogroß ist wie die Sonne.-- Maxus96 00:54, 24. Mär. 2009 (CET)

Ich habe jetzt deshalb drei mal "für Erde und Sonne" eingefügt. Karl Bednarik 08:28, 24. Mär. 2009 (CET)

...
Aufgrund der unterschiedlichen Bahnneigungen der Planeten gegen unsere Sichtlinie tritt allerdings nur bei rund einem halben Prozent etwaiger erdähnlicher Planeten eine aus unserer Richtung beobachtbare Bedeckung auf (für die Erde 0,465 %).
...
Mit freundlichen Grüßen,
Karl Bednarik 07:06, 23. Mär. 2009 (CET).

Wo ist die Zusatzinformation, die in 84ppm und 0,465% liegt? -- Maxus96 00:17, 24. Mär. 2009 (CET)

Genau das ist ja die Zusatzinformation, die einen Teil der Leser interessiert. Ich kann unmöglich der einzige Leser sein, den das interessiert. "Wie würden Erde und Sonne von außen aussehen?"Karl Bednarik 08:28, 24. Mär. 2009 (CET)

Die dreizehn Stunden und 84 ppm kannst du total vergessen, da die zeitliche Auflösung von Kepler bei 6,5 Stunden liegt. Der Abschnitt sollte nach Lekture von [3] komplett überarbeitet werden, wozu ich gerade leider keine Zeit habe. -- Maxus96 21:37, 24. Mär. 2009 (CET)

Die 84 ppm haben überhaupt nichts mit der zeitlichen Auflösung zu tun, sondern nur mit der photometrischen Helligkeitsbestimmung. Die drei Antworten auf die Frage: "Wie würden Erde und Sonne von außen aussehen?" (0,084 ‰, 13 h, und 0,465 %) haben mit den konkreten Eigenschaften von Kepler ebenfalls nichts zu tun. Diese drei Antworten geben aber die Randbedingungen für die Arbeit von Kepler an, was sehr wichtig ist. Karl Bednarik 05:53, 25. Mär. 2009 (CET)

Defekte Weblinks

• http://kepler.nasa.gov/sci/basis/images/New_FOV_6m.pdf (Internet Archive)
• http://www.wissenschaft-aktuell.de/artikel/Kepler__Die_Suche_nach_Planeten_beginnt_1771015586005.html

– GiftBot (Diskussion) 07:23, 19. Sep. 2012 (CEST)

erledigt --Asdert (Diskussion) 14:59, 16. Feb. 2013 (CET)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Yoursmile (Diskussion) 11:51, 16. Mai 2013 (CEST)

Ungültiges Archivierungsziel

Die Zielangabe bei der automatischen Archivierung dieser Seite ist ungültig. Sie muss mit demselben Namen wie diese Seite beginnen. Wende dich bitte an meinen Besitzer, wenn das ein Problem darstellen sollte. ArchivBot (Diskussion) 03:22, 20. Sep. 2012 (CEST)

Ich nehme an, dass es an einer fehlenden Klammer lag. Die habe ich nachgetragen. --Asdert (Diskussion) 10:37, 20. Sep. 2012 (CEST)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Yoursmile (Diskussion) 11:51, 16. Mai 2013 (CEST)

Zeitauflösung

Ist Kepler schnell genug, um die Kontaktzeiten aufzulösen? Dann hätte man ja sogar den Durchmesser des Planeten! Muß ja eigentlich, sonst weiß man ja nicht, ob der Durchgang zentral oder am Rand war, und dann ist die Dauer des Durchgangs ja wertlos. Das könnte man aber mal genauer erklären.-- Maxus96 02:39, 23. Mär. 2009 (CET)

Venustransit am 6. Dezember 1882

Hallo Maxus96, hallo Maron W, hallo an alle,
12,98 Stunden maximale Bedeckungszeit für die Erde bei zentralem Durchgang
Ist der Durchgang nicht zentral, dann ist die Zeit der Abdunkelung kürzer.
109 = Sonnendurchmesser/Erddurchmesser
7,14 Minuten Kontaktzeit für die Erde bei zentralem Durchgang
Ist der Durchgang nicht zentral, dann ist die Kontaktzeit länger.
Ob der Durchgang zentral oder am Rand war, erkennt man alleine an der Dauer der Abdunkelung.
Der Durchmesser des Planeten spielt dabei kaum eine Rolle.
Mit freundlichen Grüßen,
Karl Bednarik 07:06, 23. Mär. 2009 (CET).

Hmmm, also wenn ich das hier richtig verstehe, überlegt ihr euch, ob es möglich ist, zu beobachten wie lange es dauert bis das Planetenscheibchen vom Rand der Sonne ins Blickfeld wandert und als ganzer Kreis zu erscheint. Die Zeit ist im Verhältnis Sonnen- zu Planentenradius kleiner als die gesamte Dauer des Transits. Ich denke aber, dieses Verhältnis ist viel einfacher zu bestimmen, nämlich über die relative Verdunklung also dem Verhältnis von Planeten- zu Sonnenfläche. --88.152.231.121 19:23, 13. Feb. 2012 (CET)

Ja, aber die Frage ist, ob der Durchgang zentral oder am Rand erfolgt ist. Ich vermute, dass ist sehr schwer zu entscheiden. --88.152.231.121 19:29, 13. Feb. 2012 (CET)

Ok, hatte vergessen, daß man die Umlaufzeit ja kennt, wenn man zwei Durchgänge gesehen hat. Wobei da ja immer noch das Problem bleibt, daß man die Masse des Zentralsterns nur aus seiner Leuchtkraft/Spektrum schätzen kann. Wenn man also alle vier Kontakte genau bestimmen könnte, hätte man zusätzlich noch die Masse des Zentralsterns bestimmt. Den Durchmesser hat man ja sowieso aus der Verdunkelung. -- Maxus96 00:49, 24. Mär. 2009 (CET)

Ich würde behaupten, die Masse der Sonne kann nicht bestimmt werden, weil weder die Entfernung Sonne-Planet, der Radius der Sonne noch wie znetral der Durchgang erfolgt bekannt sind. Ich denke die Kontakte helfen da nicht viel weiter. --88.152.231.121 19:35, 13. Feb. 2012 (CET)

Oha. Hier [4] ist die Meßmethode mal genauer erklärt. Wenn ich das richtig verstanden habe, hat man nur alle 6,5 Stunden einen Meßwert. Das heißt die Dauer ist mehr oder weniger unbestimmt, man sieht nur, ob da ein Durchgang war oder nicht, und wenn der Durchgang sehr kurz war, und der Planet klein, hat man ne gute Chance, ihn nicht zu sehen. Allerdings müßte ein schneller Durchgang oft zu sehen sein, und dann sollte er durch das Falten wieder zu bemerken sein. Zum Kalibrieren von Sterngrößen taugt das Verfahren auf jeden Fall nicht. -- Maxus96 21:16, 24. Mär. 2009 (CET)

Wobei der Durchmesser nur über einen gewagten Umweg zu ermitteln ist. Aus der Umlaufzeit und dem Sterndurchmesser kennt man die Länge der Bedeckung, und damit kann man dann die tatsächliche Tiefe abschätzen. Ich fürchte ich mache mich hier der Theoriefindung schuldig ;-). Damit Schluß.-- Maxus96 06:19, 25. Mär. 2009 (CET)

Die genaue "Zeitauflösung" könnte aber interessant sein, denn der Planet könnte ja Monde haben. --88.152.231.121 19:54, 13. Feb. 2012 (CET)

näheres zur Umlaufbahn

Ich fände es gut, wenn der Abschnitt "Umlaufbahn" noch etwas ergänzt würde, zum Beispiel um Kilometerangaben (Abstand zur Sonne von/bis, Abstand zur Erde von/bis). Würde man das Thema "Umlaufbahn um die Erde" noch um Hubble (als ein Beispiel) erweitern, hätte man eine Überleitung, um noch die Info aufzunehmen, ob ähnlich wie bei Hubble Reparatur-Missionen möglich wären (und wenn ja, wie). --Zopp (Diskussion) 17:07, 16. Mai 2013 (CEST)

240000 Planeten

Das Kepler-Weltraumteleskop beobachtet nur 105 Quadratgrad permanent, um keinen der kurzen Transite zu verpassen, und die volle Himmelskugel hat rund 41253 Quadratgrad. Für die Erde und die Sonne wäre die Transitwahrscheinlichkeit für zahlreiche über die ganze Himmelskugel verteilte Beobachter 0,465 Prozent groß. Das Kepler-Weltraumteleskop beobachtet also nur rund 1/400 der Himmelskugel, und nur rund 1/200 aller Planetensysteme sieht Kepler von der Kante her, sodass die Planeten vor ihrem Zentralstern vorbei laufen können. Für jeden der beobachteten erdähnlichen Planeten in der habitablen Zone gibt es daher rund 80000 weitere erdähnliche Planeten, die von Kepler nicht gesehen werden können. Das Kepler-Weltraumteleskop hat drei erdähnliche Planeten in der habitablen Zone nachgewiesen, was insgesamt 240000 derartiger Planeten entspricht. Sollte man diese Information nicht in irgend einer Form in diesen Artikel einbringen? --Karl Bednarik (Diskussion) 09:14, 19. Mai 2013 (CEST)

Die meisten entdeckten Planeten sind näher am Stern (eben wegen der Transitwahrscheinlichkeit), gleichzeitig sind aber auch die meisten Sterne etwas kleiner als die Sonne. Ich rate davon ab, hier selbst irgendwelche Berechnungen anzustellen, was 400 Kepler-Teleskope finden könnten, wenn alle Sternensysteme günstig ausgerichtet wären - sie sind es nicht und wir haben auch nur ein Kepler-Teleskop. Die statistische Analyse der durchschnittlichen Zahl an erdähnlichen Exoplaneten pro Stern ist da schon interessanter. --mfb (Diskussion) 15:40, 19. Mai 2013 (CEST)

Man muss noch beachten, dass das Sichtfeld von Kepler in der Nähe der Ebene der Milchstraße liegt. Dort gibt es eine größere Dichte an Sternen als anderswo.

Häufigkeitsbetrachtung: Kepler beobachtet ca. 150 000 Sterne (so viele werden laut Website kontinuierlich beobachtet), das ergibt bei einer Transitwahrscheinlichkeit von 1/200 und 3 entdeckten erdähnlichen Planeten in habitablen Zonen ca. einen erdähnlichen Planeten in einer habitablen Zone pro 250 Sterne.

Usr2 (Diskussion) 12:33, 20. Mai 2013 (CEST)

Hallo mfb, hallo Usr2, wenn wir sagen, der mittlere Abstand zwischen den Sternen wäre in unserer Gegend der Galaxis ungefähr 10 Lichtjahre, dann wären in einem Würfel von 100 Lichtjahren Kantenlänge 1000 Sterne, und daher vier erdähnliche Planeten in habitablen Zonen. Mit freundlichen Grüssen von Graf Hombug und --Karl Bednarik (Diskussion) 09:39, 21. Mai 2013 (CEST).

Ein mittlerer Abstand von 10 Lichtjahren und ein Stern pro 1000 Kubiklichtjahre sind verschiedene Dinge. Und woher kommt der Wert von einem erdähnlichen Planet in der habitablen Zone pro 250 Sterne? Die Kepler-Daten deuten auf mehr hin. --mfb (Diskussion) 11:37, 21. Mai 2013 (CEST)

Der Wert kommt nur von den als sichere Entdeckung veröffentlichten Planeten. Bei den Kandidaten sind es natürlich mehr. Je nachdem, wie erdähnlich und eine habitable Zone genau abgegrenzt werden, kommt man auf verschiedene Werte. Die (schon etwas ältere) Kandidatenliste findet man hier:

http://kepler.nasa.gov/files/mws/appendixTable_2012Feb26.txt

Die Anzahl der erwarteten geeigneten Planeten unter den von Kepler beobachteten Sternen berechne ich, indem ich einfach die Werde von d/R* aufsummiere, denn das sind die Kehrwerte der Transitwahrscheinlichkeiten. Ergebnisse:

	Radiusobergrenze in Erdradien ->	1,5	2,0	2,5
Temperaturbereich in Kelvin
250-330		790	1653	2924
230-350		1094	2345	4327

Wenn man die Ergebnisse durch die 150 000 Sterne dividiert, dann erhält man die noch nicht ganz richtige Wahrscheinlichkeit, dass ein Stern einen erdähnlichen Planeten in einer habitablen Zone hat. Korrekturen dazu sind z.B. Falsch-Positive unter den Kandidaten oder dass vermutlich nicht alle 150 000 Sterne hell und konstant genug sind, um auch Transits von kleinen Planeten aufzuspüren; und vor allem, dass der Großteil der Sterne eher lichtschwach ist, während Kepler von den lichtschwachen Sternen aber nur die Naheliegenden untersuchen kann (die Wahrscheinlichkeit, dass ein Stern einen geeigneten Planeten hat, kann auch bei verschiedenen Sterntypen unterschiedlich sein).

Einige Autoren kommen auf recht hohe Wahrscheinlichkeitswerte um 0,5: [5], [6].

Usr2 (Diskussion) 02:13, 22. Mai 2013 (CEST)

Anzahlen der gefundenen Planeten

Gerade habe ich einen Wert angepasst, da sehe ich, das die Liste oben überhaupt nicht mit den unten im Fließtext aufgelisteten Werten übereinstimmt.--Mideal (Diskussion) 15:20, 16. Aug. 2013 (CEST)

Hallo Mideal, kannst du etwas konkreter werden? Ich hab' deine fehlerhaften Werte nicht gefunden und heute daher den Überarbeiten-Baustein wieder rausgenommen. Gruß, --Lämpel ^Disk. 07:39, 17. Aug. 2013 (CEST)

zweites Reaktionsrad mit Problemen oder ganz ausgefallen?

Unter Verlauf > 16. Mai 2013 heißt es, ein zweites Reaktionsrad hätte Probleme bekommen. Mehr dazu habe ich im Artikel nicht gefunden. Es heißt aber mehrfach (15. August 2013, 25. November 2013), dieses Reaktionsrad wäre komplett ausgefallen. --Zopp (Diskussion) 13:15, 25. Apr. 2016 (CEST)

Ausgefallen; im Artikel jetzt klargestellt mit NASA-Mitteilung vom 21. Mai 2013 als Beleg. -- Karl432 (Diskussion) 20:25, 25. Apr. 2016 (CEST)

Archivierung dieses Abschnittes wurde gewünscht von: Karl432 (Diskussion) 20:25, 25. Apr. 2016 (CEST)