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MIZZOU / Astronomy / ASTRON 1010 / planets study guide

planets study guide

planets study guide

Description

School: University of Missouri - Columbia
Department: Astronomy
Course: Introduction to Astronomy
Professor: Haojing yan
Term: Spring 2017
Tags: planets, Solar, system, moon, and universe
Cost: 50
Name: Astronomy 1010 Midterm Study Guide
Description: These notes cover The Essential Cosmic Perspective Chapters 1-9 for the midterm.
Uploaded: 03/02/2017
24 Pages 215 Views 0 Unlocks
Reviews



­ Why is the greenhouse effect stronger on Venus than on Earth?




Where do objects get their energy?




Why doesn’t distance matter?



Astronomy 1010 Study Guide­ Midterm Important Terms to Know ● Universe­ The sum of all matter and energy ● Observable universe­ The portion of the universe that can be seen from Earth ● Galaxy­ a big island of stars, containing perhaps trillions of stars ● Galaxy cluster­ A group of more than a few dozen large galaxies ● Superclusters­ If you want to learn more check out select progeny of the cross rt/rt×rt/rt.
Don't forget about the age old question of Enuemrate the types of authority.
We also discuss several other topics like present oriented definition
If you want to learn more check out acg 2021 usf
If you want to learn more check out hy 224 study guide
If you want to learn more check out caroline faria ut austin
Regions of galaxies and galaxy clusters that are tightly packed ● Star­ Ball of gas, generates heat + light through nuclear fission in its core ● Planet­ A moderately sized object that orbits a star and shines by reflecting light  from its star ● Moon (or satellite)­ An object that orbits a planet ● Asteroid­ A small rocky object that orbits a star ● Comet­ A small icy object that orbits a star ● Nuclear fusion­ The process in which lightweight atomic nuclei bond to make  heavier nuclei ● Constellation­ A region of the sky with well defined borders ● Zenith­ The point directly overhead ● Horizon­ All points 90° away from the zenith ● Meridian­ Line passing through zenith and connecting north and south points on  the horizon ● Angular size­ Physical size x [360°/ (  x dist.)] 2� ● Latitude­ Position north or south of equator ● Longitude­ Position east or west of prime meridian ● Sidereal day­ 23hrs 56 mins ● Sidereal month 27.3 days (Moon’s orbital period around the Earth) ● Synchronous rotation­ A rotation with each orbit ● Speed­ Rate at which objects move ● Velocity­ Speed & direction ● Acceleration­ Any change in velocity ● Momentum= mass x velocity ● Net force­ Changes momentum, which generally means an acceleration ● Angular Momentum­ The rotational momentum of a spinning or orbiting object ● Mass­ The amount of matter in an object ● Weight­ The force that acts on an object ● Thermal Energy­ The collective energy of many particles ● Ellipse­ Elongated circle ● Escape velocity­ If an object gains enough orbital energy, it may escape ● Nebula­ elements that formed planets were made in stars and then recycled  through interstellar space● The Nebular Theory of Solar System Formation­ Our solar system formed from a  giant cloud of interstellar gas ● Lithosphere­ A planet’s outer layer of cool, rigid rock ● Impact Cratering­ Impacts by asteroids or comets ● Volcanism­ Eruption of molten rock onto surface ● Tectonics­ Disruption of a planet’s surface by internal stresses ● Erosion­ Surface changes made by wind, water, or ice ● Greenhouse gas­ molecules with two different types of elements ● Astronomical Unit (AU)­ Average distance between the earth and the sun (93  million miles) ● Light­year­ The distance that light can travel in a year ○ Not a measurement of time ○ 1 light­year is about 9.46 trillion kilometers The Scale of the Universe On a scale of 1­to­10 billion ● A light­year is about one millimeter ● The sun is the size of a large grapefruit ● Earth is the size of a ball point ● The distance from Pluto and the next star is about the distance from the East  Coast to the West Coast The Milky Way cannot be put on the 1­to­10 billion scale The Milky Way­ has about 100 billion stars                         ­ Is one of about 100 billion galaxies                         ­ 10^11 stars/galaxy x 10^11 galaxies = 10^22 stars Sun moves randomly relative to the other stars ● Typical relative speeds of more than 70,000 km/hr ● Sun orbits the galaxy every 230 million years The History of the Universe ­ We know that the universe is expanding because the space between galaxies is  increasing.­ This means that at some point, they were very close together. ­ If you go far back enough, you reach the beginning, which we call the Big Bang. ● 14 billion years ago Stars ­ Are not living organisms, but they still go through “life cycles.” ­ Are born when gravity compresses the material to the point at which the center  becomes dense and hot enough to generate energy by nuclear fusion. ­ “Live” as long as they can generate energy. ­ Die and blow much of their content back out into space. Cosmic Calendar ­ The 14 billion year age of the universe compressed into one year. ­ The Big Bang occurred on January 1. ­ The Milky Way formed in February ­ Our solar system did not form until September ­ Recognizable animals came into existence mid­December ­ The entire history of human civilization falls into just the last half minute of the  year ­ The ancient Egyptians built the pyramids about 11 seconds ago ­ The average college student was born about 0.05 seconds ago How the earth moves ­ The Earth rotates once each day around its axis ­ Earth rotates from west to east ­ Earth rotates at a speed of more than 1000 km/hr (600 mph) ­ Earth is orbiting the sun  at more than 100,00 km/hr (60,000 mph) ­ Earth orbits counterclockwise  ­ Earth’s orbital path makes a flat plane called the ecliptic plane ­ Earth’s axis is tilted by 23.5° ­ The axis points almost directly at Polaris or the North Star Our solar system­  moves around other stars at about 70,000 km/hr                               Orbits the Milky Way at about 800,000 km/hrPatterns in the sky ­ We can see more than 2000 stars with the naked eye ­ The brightest stars in a constellation may actually be very far from each other Our view from Earth ­ As Earth orbits the sun, the sun appears to move eastward along the ecliptic ­ Earth rotates west to east, so stars appear to circle from east to west ­ At midnight, the stars on our meridian are opposite the Sun ­ Stars near the north celestial pole are circumpolar and never set ­ We cannot see most of the stars near the south celestial pole ­ Everything else rises in the east and sets in the west Constellations depend on latitude because your position on Earth determines which  constellations remain below the horizon Seasons ­ Seasons depend on how Earth’s axis affects the directness of the light ­ Axis tilt changes directions of sunlight throughout the year ­ Sun’s altitude changes with the seasons Why doesn’t distance matter? ­ Variation of Earth­ Sun distance is small­ about 3° ­ This small variation is overwhelmed by the effects of axis tilt The Moon ­ The only satellite of Earth ­ Lunar phases are a consequence of the Moon’s 27.3 day orbit around Earth ­ Half the moon is illuminated by the Sun, the other half is dark ­ Synchronous rotation ­ This is why only one side is visible from Earth ­ 41% of the Moon is hiddenMoon phases ­ Eclipses ­ The Earth and the Moon cast shadows ­ When either passes through the other’s shadows, it causes an eclipse ­ Lunar eclipses  ­ Can occur only at full moon ­ Can be penumbral, partial, or total ­ Solar eclipses ­ Can occur only at new moon ­ Can be partial, total, or annular ­ No eclipse every month ­ Moon’s orbit is tilted 5° to the ecliptic plane ­ We have two eclipse seasons each year, with a lunar eclipse at  new moon and solar eclipse at full moon ­ Predicting eclipses: eclipses recur with the 18­ year, 11.3 day saros cycle but  type and location vary Acceleration of Gravity­ All falling objects accelerate at the same rate (not counting friction of air  resistance) ­ On Earth, speed increases 10m/s with each second of falling ­ Galileo showed that g is the same for all falling objects regardless of their mass Mass vs. Weight ­ There is no gravity in space ­ Weightlessness is due to a constant state of free­fall ­ Weight can change, mass does not ­ Force causes change in momentum producing acceleration Newton’s Laws of Motion ­ Newton (1642­ 1727) realized that the same physical laws that operate on Earth  also operate in the heavens ­ First Law of Motion: An object moves at constant velocity unless a net force acts  upon it ­ Second Law: Force = Mass x Acceleration ­ Third Law: For every force, there is always an equal and opposite reaction force Conservation Laws ­ The total momentum of interacting objects cannot change unless an external  force is acting upon them ­ Interacting objects exchange momentum Angular Momentum ­ The angular momentum of an object cannot change unless an external force is  acting on it ­ Earth experiences no twisting force as it orbits the Sun, so its rotation and orbit  will continue indefinitely­ The rotation speed of the cloud from which our solar system formed must have  increased as the cloud contracted Angular momentum conservation explains why objects rotate faster as they shrink in  size Where do objects get their energy? ­ Energy makes matter move ­ Energy is conserved but… ­ It can transfer from one object to another ­ It can change in form Energy ­ Basic types of energy ­ Kinetic (motion) ­ Radiative (light) ­ Stored or potential ­ Energy can change type but cannot be destroyed Thermal Energy ­ Related to temperature, but not the same ­ Temperature is the average kinetic energy of the many particles in a substance ­ Measure of the total kinetic energy of all the particles in a substance Gravitational Potential Energy ­ On Earth, depends on… ­ An object’s mass ­ The strength of gravity ­ The distance an object could potentially fall ­ In space, an object or gas cloud has more gravitational energyMass Energy ­ A small amount of mass can release a great deal of energy ­ Concentrated energy can spontaneously turn into particles Conservation of Energy ­ Energy cannot be created or destroyed ­ It can change form or be exchanged between objects ­ A planet keeps rotating because of conservation of angular momentum The Universal Law of Gravitation 1. Every mass attracts every other mass 2. Attraction is directly proportional to the product of their masses 3. Attraction is inversely proportional to the square of the distance between their  centers Kepler’s Laws of Planetary Motion ­ First Law: The orbit of each planet around the Sun is an ellipse with the Sun at  one focus ­ Second Law: As a planet moves around its orbit it sweeps out equal areas in  equal times ­ This means that a planet travels faster when it is nearer to the Sun and slower when it is farther from the Sun ­ Third Law: More distant planets from the Sun orbit the SUn at slower average  speed, obeying the relationship ­ Kepler’s first two laws apply to all orbiting objects, not just planets Gravity & Tides ­ The Moon’s gravity pulls harder on the near side of Earth than on the far side ­ The difference in the Moon’s gravitational pull stretches Earth­ The Sun also exerts tides on the Earth ­ The net tides are the combined effects of the two ­ Size of tides depends on the phase of the Moon ­ Tidal Friction ­ Tidal Friction gradually slows Earth’s rotation (and makes the  Moon get farther from Earth) Two Categories of Planets ­ Terrestrial­ small, rocky,  ­ Small particles of rock and metal were present inside the frost line ­ Planetesimals of rock and metal ­ Jovian­ large, hydrogen­rich ­ Ice could also form small particles outside the frost  line ­ Larger planetesimals and planets were able to form ­ The gravity of these larger planets was able to draw in surrounding H + He gasses ­ Moons of jovian planets form in  miniature disks ● Swarms of asteroids and comets populate the solar system.  ● Notable Exceptions­ Some planets have unusual axis tilts, unusually large  moons, or moons with unusual orbits ● Planets are tiny compared to the distance between them Sun ­ Biggest body in the solar system ­ Over 99.8% of solar system’s mass ­ Made mostly of H/He gas (plasma) ­ Converts 4 million tons of mass into energy each second Mercury­ Made of metal and rock; large iron core ­ Desolate, cratered ­ Very hot and very cold ­ 425 C C°  (day) ­ 170°C (night) ­ Smooth plains ­ Cliffs Moon ­ Craters ­ Smooth plains ­ No water Venus ­ Nearly identical in size of Earth ­ Hellish conditions due to greenhouse effect ­ Volcanoes ­ Few craters Earth ­ Oasis of life ­ Surprisingly large moon ­ Volcanoes ­ Some craters ­ Mountains ­ Riverbeds  Mars ­ Looks Earth­like ­ Giant volcanoes, huge canyon, polar caps ­ No atmosphere ­ Riverbeds? Water flowed in distant past ­ Some craters Jupiter ­ Much farther from Sun than inner planets ­ Mostly H/He; no solid surface ­ 300 times more massive than Earth ­ Many moons, rings ­ Io­ Active volcanoes ­ Europa­ Possible subsurface ocean ­ Ganymede­ Largest moon in solar system ­ Callisto Saturn ­ Giant and gaseous ­ Spectacular rings ­ Rings are not solid­ made of chunks of rock and ice Uranus ­ Smaller than Jupiter/ Saturn but much larger than Earth ­ Made of H/He gas and hydrogen compounds ­ Extreme axis tilt ­ Moons and rings Neptune ­ Similar to Uranus (except for axis tilt) ­ Many moons (including Triton) Pluto ­ Much smaller than other planets ­ Icy comet­like composition ­ Pluto’s moon Charon is similar in size to PlutoFlattening ­ Collisions between particles in the cloud caused it to flatten into a disk ­ Collisions between gas particles in a cloud gradually reduce random motion ­ Collisions between gas particles also reduce up and down motions ­ The spinning cloud flattens as it shrinks  Disks around other stars ­ Observations of disks around other stars support the nebular hypothesis Inside the frost line­ too hot for hydrogen compounds to form ices Outside the frost line­ cold enough for ices to form Accretion ­ Gravity draws planetesimals together to form planets ­ Many smaller objects collected into just a few large ones Asteroids and Comets ­ Leftovers from the accretion process ­ Rocky asteroids inside frost line ­ Icy comets outside frost line Heavy Bombardment ­ Leftover planetesimals bombarded other objects in the late stages Origin of Earth’s water ­ May have come to Earth by way of icy planetesimals from the outer solar systemCaptured moons ­ The unusual moons of some planets may be captured planetesimals Dating the Solar System ­ We cannot find the age of a planet but we can find the age of the rocks that make it up ­ Age dating of meteorites that are unchanged since they condensed and acreted  tells us that the solar system is about 4.6 billion years old ­ Radiometric dating tells us that the oldest moon rocks are 4.4 billion years older ­ The oldest meteorites are 4.55 billion years old ­ Planets probably formed 4.5 billion years ago Radioactive Decay ­ Some isotopes decay into other nuclei ­ A half­life is the time for half the nuclei in a substance to decay Earth’s Interior ­ Core­ Highest density, nickel, and iron ­ Mantle­ Moderate density ­ Crust­ Lowest density, granite, basal, etc. Differentiation ­ Gravity pulls high­ density material to center ­ Lower­density material rises to surface. ­ Material ends up separated by density Lithosphere­ “Floats” on the warmer softer rock that lies beneath Heat drives ­ Convection­ Hot rock rises, cool rock falls ­ One convection cycle takes 100 million years on Earth Sources of Internal Heat ­ Gravitational potential energy of accreting planetesimals ­ Differentiation ­ Radioactivity Heating of Interior over Time ­ Accretion and differentiation when planets were young ­ Radioactive decay is most important heat source today.  Cooling of Interior ­ Convection transports heat as hot materials rise and cool materials fall ­ Conduction transfers heat from hot material to cool material ­ Radiation sends energy into space Role of size ­ Smaller worlds cool off faster and harden earlier ­ The Moon and Mercury are now geologically “dead” Surface Area­to­Volume Ration ­ Heat content depends on volume ­ Loss of heat through radiation depends on surface area ­ Time to cool depends on surface area divided by volume ­ Larger objects have a smaller ration and cool more slowlyPlanetary Magnetic Fields ­ Moving charged particles create magnetic fields ­ A planet’s interior can create magnetic fields if its core is electrically conducting,  convecting, and rotating Earth’s Magnetosphere ­ Earth magnetic field protects us from charged particles from the Sun ­ The charged particles can create aurorae (Northern Lights) Geological Processes ­ Impact cratering ­ Most cratering happened soon after the solar system was formed ­ Craters are about 10 times wider than the objects that made them ­ Small craters outnumber the larger ones ­ Volcanism ­ Happens when molten rock (magma) finds a path through  lithosphere to the surface ­ Molten rock is called lava after it reaches the surface ­ Releases gases from Earth’s interior into the atmosphere ­ Tectonics ­ Convection of the mantle creates stresses in the crust called  tectonic forces ­ Compression forces make mountain ranges ­ A valley can form where the crust is pulled apart  ­ Erosion ­ A blanket term for weather­ driven processes that break down or  transport rock ­ Processes that cause erosion ­ Glaciers ­ Rivers ­ WindRadiation Protection ­ All x­ray light is absorbed very high in the atmosphere ­ Ultraviolet light is absorbed by Ozone (O3) The Greenhouse Effect ­ Certain molecules let sunlight through but trap escaping infrared photons A Greenhouse Gas ­ Any gas that absorbs infrared ­ Not a greenhouse gas: molecules with one or two atoms of the same element ­ CO2 etc. absorb IR photons and get excited to a higher level of vibrational state Mercury and the Moon­ geologically dead Moon ­ Some volcanic activity 3 billion years ago must have flooded lunar craters,  creating lunar maria that appear to be rather smooth ­ Now geologically dead Mercury ­ Mixture of heavily cratered and smooth regions like the moon ­ The smooth regions are likely ancient lava flows Tectonics of Mercury ­ Long cliffs indicate that Mercury shrank early in its history Mars vs. Earth­ 50% of Earth’s radius, 10% Earth’s mass ­ Considerably smaller than Earth ­ 1.5 AU from the Sun ­ Axis tilt about the same ­ Similar rotation period ­ Thin CO2 atmosphere: little greenhouse ­ Main difference­ size Climate Change on Mars ­ Mars has not had widespread surface water for 3 billion years ­ The greenhouse effect probably kept the surface warmer before that ­ Somehow Mars lost most of its atmosphere ­ Magnetic field may have preserved early Martian atmosphere ­ Solar wind may have stripped atmosphere after field decreased because of  interior cooling Venus ­ Still geologically active ­ Very hot, volcanoes ­ Impact craters, fewer than Moon, Mercury, Mars ­ Fractured and contorted surface indicate tectonic stresses ­ Little erosion ­ Plate tectonics ­ Most of Earth’s major geological features can be attributed to plate tectonics, which gradually remakes Earth’s surface Venus Temperatures ­ The greenhouse effect keeps its surface at 470℃ ­ Why is the greenhouse effect stronger on Venus than on Earth? ­ Very thick carbon dioxide atmosphere with a surface pressure 90  times than that on Earth ­ Earth escapes this fate because most of its carbon and water are  in rocks and oceansAtmosphere on Venus ­ Reflective clouds contain droplets of sulfuric acid ­ The upper atmosphere has fast winds that remain unexplained Runaway Greenhouse Effect ­ Would account for why Venus has so little water Earth’s Unique Features Necessary for Life ­ Surface liquid water ­ Earth’s distance from Sun and moderate greenhouse effect make  liquid water possible ­ Atmospheric oxygen ­ Photosynthesis is required to make high concentrations of O2  which produces the protective layer of O3 ­ Plate tectonics ­ Seafloor recycling­ seafloor is recycled through a process known  as subduction ­ Important step in the carbon dioxide cycle 1. Atmospheric CO2 dissolves in rainwater 2. Rain erodes minerals that flow into the ocean 3. Minerals combine with carbon to make rocks on  ocean floor 4. Subduction carries carbonate rocks down into the  mantle 5. Rock melts in mantle and outgassed CO2 back into atmosphere  through volcanoes ­ Climate stability ­ The CO2 cycle acts like a thermostat for Earth’s temperature Long­term Climate change­ Changes in Earth’s axis tilt might lead to ice ages ­ Widespread ice tends to lower global temperatures by increasing Earth’s  reflectivity ­ CO2 from outgassing will build up if oceans are frozen, ultimately raising global  temperatures again Habitable Planets ­ Located at an optimal distance from the Sun for liquid water to exist ­ Large enough for geological activity to release and retain water and atmosphere Jovian Planet Formation ­ Beyond the frost line, planetesimals could accumulate ice ­ Hydrogen compounds are more abundant than rocks and metals so jovian  planets got bigger ­ The jovian cores are very similar  ­ Mass of 10 Earths ­ The jovian planets differ in the amount of H/He compounds Differences ­ Timing: The planet that forms earliest captures the most hydrogen + helium gas.  Capture ceases after the initial solar wind blows the leftover gas away ­ Location: The planet that forms in a denser part of the nebula forms its core first ­ Density ­ Uranus and Neptune are denser than Saturn because they have  less H/He proportionally ­ But that explanation does not work for Jupiter Size of Jovian planets ­ Adding mass to a jovian planet compresses the underlying gas layers­ Greater compression is why Jupiter is not much larger than Saturn in size, even  though it is three times more massive ­ Jovian planets with even more mass can be smaller than Jupiter Interiors of Jovian Planets ­ No solid surface ­ Layers under high pressure and temperatures ­ Cores (­10 earth masses) made of hydrogen compounds, metals, and rock ­ The layers are different or the different planets Jupiter ­ Interior ­ High pressure causes the phase of hydrogen to change with depth ­ Hydrogen acts like a metal at great depths because its electrons  move freely Comparing Jovian Interiors ­ Models suggest that cores of jovian planets have similar composition ­ Lower pressures inside Uranus and Neptune mean no metallic hydrogen Jupiter’s Magnetosphere ­ Jupiter’s strong magnetic field gives it an enormous magnetosphere ­ Gases escaping Io feed the donut­shaped Io torus around Jupiter Aurora on Jupiter ­ Jupiter’s aurorae are permanent­ their intensities vary ­ The satellite spots­ where the magnetic field lines connect to Jupiter’s biggest  moonsJupiter’s Atmosphere ­ Hydrogen compounds in Jupiter form clouds ­ Different cloud layers correspond to freezing points of different hydrogen  compounds ­ Other jovian planets have similar cloud layers Jupiter’s Colors ­ Ammonium sulfide clouds reflect red/brown ­ Ammonia, the highest, coldest layer, reflects white Saturn’s Colors ­ Saturn’s layers are similar but are deeper in and further out from the Sun Methane on Uranus and Neptune ­ Methane gas on Neptune and Uranus absorbs red light but transmit blue light ­ Blue light reflects off methane clouds, making those planets look blue Jupiter’s Great Red Spot ­ A storm twice as wide as Earth ­ Has existed for at least three centuries Weather on Jovian planets ­ All have strong winds and storms Satellites­ Size of Moons ­ Small Moons (<300 km) ­ No geological activity ­ Far more numerous than the medium and large  moons ­ Not enough gravity to be spherical ­ Medium + Large Moons (>300 km) ­ Enough self­gravity to be spherical ­ Have substantial amounts of ice ­ Circular orbits in same direction as planet rotation Jupiter’s Galilean Moons ­ Tidal Heating ­ Io is squished and stretched as it orbits Jupiter ­ Tidal heating arises because Io’s elliptical orbit causes varying  tides ­ Io’s orbit is elliptical because of the orbital resonance Io shares ­ Europa ­ Interior warmed by tidal heating ­ Ganymede ­ Largest moon in the solar system  ­ Clear evidence of geological activity ­ Tidal heating plus heat from radioactive decay ­ Callisto ­ Classic cratered iceball ­ No tidal heating, no orbital resonances ­ But it might have a magnetic field Saturn’s Moons ­ Titan ­ Largest moon of Saturn ­ Only moon in solar system that has a thick atmosphere ­ It consists mostly of nitrogen with some argon, methane, and  ethane ­ Surface has liquid methane, “rocks” made of ice­ Radar imaging of Titan's surface has revealed dark, smooth  regions that may be lakes of liquid methane.  ­ Medium Moons  ­ Almost all show evidence of past volcanism ­ Fountains of ice particles and water vapor Jovian Planet Rings ­ Saturn’s Rings ­ Made up of numerous, tiny individual particles ­ Orbit over Saturn’s equator ­ They are very thin ­ Gap Moons ­ Some small moons create gaps within rings ­ Ring Systems ­ All four jovian planets have ring systems ­ Others have ring particles that are smaller and darker than  Saturn’s ­ They formed from dust created in impacts on moons orbiting those planets ­ Rings aren't’ leftover from planet formation because the particles are too small ­ There must be a continuous replacement of tiny  particles ­ The most likely source is impacts within the jovian  moons ­ Ring Formation ­ Jovian planets all have rings because they possess many small  moons close­in ­ Impacts on these moons are random  ­ Saturn’s incredible rings may be an “accident” of our time

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