Inhoudsopgave:
Video: Het mechanisme achter ringenstelsels
Video: Het ontstaan van de Maan
Video: De vorming van planetaire ringen
Het ringenstelsel van Saturnus
Video: The potential for life on Europa Jupiter's moon
Video: Het indrukwekkende ringensysteem van Uranus
Video: Neptune, the closest images ever of this planet
Video: Neptune, Rings and Moons
Video: Pluto zoals je die nog niet kent
Video: Pluto en zijn maan Charon plakten ooit samen
Binnen de astronomie wordt het getijdenkrachten-model gezien als het meest betrouwbare en universele mechanisme voor het ontstaan van grote, prominente ringenstelsels.
- Wanneer een maan of grote asteroïde de Roche-limiet overschrijdt, neemt de getijdenkracht het over van de interne zwaartekracht die het object bijeenhoudt. Het gevolg is een onvermijdelijke en spectaculaire uiteenscheuring in miljarden losse brokstukken, een proces dat binnen enkele uren of dagen voltooid is!!
- Nadat het object is verscheurd, begint een geleidelijke proces van duizenden tot miljoenen jaren voordat de brokstukken een stabiel ringenstelsel vormen.
De Roche-limiet is de minimale afstand waarop een kleiner hemellichaam, een maan, kleine planeet of een grote planetoïde, een planeet kan naderen voordat het door getijdenkrachten uit elkaar wordt gescheurd.
Bron afbeelding: Astronoo.com
Wat is de getijdenkracht?
Getijdenkracht is het verschil in zwaartekracht dat een object ervaart aan zijn voorkant ten opzichte van zijn achterkant. De zwaartekracht wordt zwakker naarmate de afstand groter wordt. Als een object (zoals een maan) dicht bij een groot lichaam (zoals een planeet) staat, trekt de planeet veel harder aan de voorkant van de maan dan aan de achterkant.
- Getijdenkracht zien we bij eb en vloed: de Maan oefent een sterkere aantrekkingskracht uit op het water aan de voorzijde van de Aarde dan op de aardkern zelf. Daardoor ontstaat de getijdenbult die we kennen als vloed.
- Als de getijdenkracht groter wordt dan de eigen zwaartekracht die een maan bij elkaar houdt, wordt deze maan niet alleen vervormd, maar letterlijk uit elkaar getrokken.
De afgelopen 30 jaar was de meest geaccepteerde theorie dat de Maan werd gevormd door een botsing tussen twee protoplaneten: de jonge Aarde en een Mars-grote protoplaneet genaamd Theia. In de Griekse mythologie is Theia de moeder van de Maan. De Maan ontstond uit het puin dat vrijkwam bij deze gigantische botsing.
Waar de grote ringenstelsels van planeten zoals Saturnus voornamelijk ontstaan doordat kometen of ijsmanen door sterke getijdenkrachten uiteen worden getrokken zodra ze de Roche-limiet passeren, ontstond de ring van de jonge Aarde door een gewelddadige kosmische botsing.
Het overige weggeslingerde materiaal na de botsing met Theia, kwam meteen in een baan rond de Aarde. Het vormde een extreem dichte en hete schijf van puin en gas—eigenlijk een ringenstelsel zoals dat van Saturnus, maar dan opgebouwd uit vloeibaar gesteente in plaats van waterijs.
Hoewel de inslag van Theia de bekendste ring veroorzaakte, wijst recent geologisch onderzoek uit dat de Aarde veel later, ongeveer 450 miljoen jaar geleden, mogelijk wél een traditioneel ringenstelsel heeft gehad. Dit stelsel ontstond waarschijnlijk via het universele mechanisme: een grote asteroïde werd door de getijdenkrachten van de Aarde binnen de Roche-limiet uiteengetrokken.
Impressie van de Aarde met haar ringvorming zo'n 450 miljoen jaar geleden.
Bron: Oliver Hull via NOS
Toen de Maan kort na de botsing uit brokstukken en stof samenklonterde, draaide ze in het begin veel sneller om haar as dan nu. In die tijd kon je vanaf de Aarde zelfs alle kanten van de Maan zien. Ook de vroege Aarde draaide veel sneller: een dag duurde 4,5 miljard jaar geleden slechts 3 tot 6 uur! Sindsdien is de Aarde, dankzij de invloed van de Maan, langzamer gaan draaien en zijn onze dagen langer geworden. Dat we nu altijd dezelfde kant van de Maan zien, komt door een proces dat synchrone rotatie of getijdenvergrendeling wordt genoemd.
Onlangs maakten we nog kennis met "The 'Far Dark Side' of the Moon".
Bron afbeelding: NASA LRO / Jatan Mehta.
Ebben en vloeden
De zwaartekracht van de Maan trekt aan de hele Aarde, maar vooral aan het deel dat het dichtst bij de Maan ligt. Dit veroorzaakt een getijdenbult aan die kant van de Aarde en een bult aan de tegenoverliggende kant, waardoor er dagelijks twee vloeden zijn met daartussen twee ebben.
Getijdenbulten in de loop van miljarden jaren
De sterke zwaartekracht van de Aarde trok krachtig aan de nog jonge, heetvloeibare Maan. Hierdoor ontstond er een kleine 'bult' (een getijdenberg) op de Maan. Tegenwoordig is de Maan grotendeels afgekoeld en stijf, waardoor die bult permanent in haar vorm verankerd zit.
De Maan had 200 miljoen jaar lang een oceaan van magma.
Bron afbeelding: Space
Bron afbeelding: EarthSky
De equatoriale verdikking is vermoedelijk een fossiele getijdenbult, die ontstaan is toen de maan veel sneller roteerde. De getijdenbergen zien we tegenwoordig op de Aarde.
Bron afbeelding: hemel.waarnemen.com
Doordat de aarde in 24 uur één maal om haar as draait, is het per etmaal tweemaal hoog water en ook tweemaal laag water. De Aarde draait als het ware onder de twee getijdenbergen door.
Bewegingen in het binnenste van onze dynamische planeet beïnvloeden ook haar rotatie.
Diep onder de korst circuleert de gesmolten buitenkern voortdurend en herverdeelt subtiel de massa binnenin de Aarde. Veranderingen in atmosferische winden en oceaanstromingen kunnen de rotatiesnelheid van de Aarde heel licht beïnvloeden. Er is bewijs dat klimaatverandering eveneens een rol speelt:
Smeltende gletsjers verplaatsen water van de polen naar de oceanen, waardoor de massa van de Aarde iets verandert.
Bron video: NASA
Zoals we al zagen ontstaan planetaire ringen door getijdenkrachten: de zwaartekracht van een grote planeet zorgt er voor dat materiaal niet samenklontert tot een maan, of dat bestaande objecten uit elkaar worden getrokken.
Een alternatief voor het getijdenkrachtenmodel is het primordiale model, waarbij ringen ontstaan uit restmateriaal van de vroege gaswolk waaruit de planeet zelf is gevormd. Maar dit blijkt onmogelijk te zijn:
- De zonnewind en de zwaartekracht van andere manen zouden primordiaal stof in 4,5 miljard jaar allang hebben weggevaagd. Ringen moeten dus wel later zijn ontstaan door actuele verscheuringen.
- De ringen van Saturnus bestaan voor 99% uit puur waterijs. De rest wordt vooral gevormd door piepkleine steenachtige mineralen (silicaten) en complexe organische moleculen (tholinen). Waren ze tegelijk met de planeet ontstaan, dan zouden ze véél meer zwaar steengruis en rotsen bevatten. Dit wijst er op dat de ringen waarschijnlijk zijn gevormd door een gestripte ijsmaan.
De ringen van Saturnus zoals ze dus werkelijk kunnen zijn ontstaan ter zien in de volgende animatie:
Video's en afbeelding tonen het ontstaan van de ringen van Saturnus.
Toen Galileo Galilei in 1610 als eerste zijn telescoop op Saturnus richtte, raakte hij behoorlijk in de war door wat hij zag. Omdat zijn telescoop nog niet zo scherp was, dacht hij dat de planeet geflankeerd werd door twee grote manen of 'oren'. Helemaal zeker van zijn zaak was hij echter niet........
Bron afbeelding: Kuuke's Sterrenbeelden / NASA
Het is alsof er een opening zit tussen Saturnus en de ringen, maar het zijn smalle ringen van fijne stofdeeltjes. De volgende video laat dit zien. Het is ‘Cassini’s Grand Finale’, voor mij het beginpunt van de oorsprong van al deze ringen.
De herdersmaantjes in de ringen van Saturnus
Bron van deze drie afbeeldingen: NASA
De ringen zijn relatief jong (mogelijk slechts 10 tot 100 miljoen jaar oud). Ze zijn ontstaan, zoals we zagen in de video's, door de vernietiging van een ijzige maan die te dicht bij Saturnus kwam.
Zonder de invloed van kleine maantjes zouden de ringen door botsingen langzaam uit elkaar vallen en verdwijnen in de ruimte. Deze maantjes, de zogeheten herdermaantjes, bewegen dicht langs of zelfs in de ringen en gebruiken hun zwaartekracht om de ringdeeltjes te “hoeden”. Zo houden ze de randen strak en zorgen ze voor openingen.
De ringen zijn vernoemd in de volgorde waarin ze zijn ontdekt. De letters weerspiegelen dus exact de volgorde waarin de mensheid deze structuren heeft ontdekt. Omdat telescopen steeds beter werden en we later ruimtesondes stuurden, zijn de zwakkere ringen pas veel later ontdekt en kregen ze de opeenvolgende letters
Ring Jaar Ontdekker Vanaf de planeet Kenmerk
A-ring 1675 Giovanni Cassini 4e ring Heldere hoofdring buitenkant
B-ring 1675 Giovanni Cassini 3e ring Helderste, meest massieve hoofdring
C-ring 1850 Am. William & George Bond 2e ring Doorschijnende binnenzijde
E-ring 1967 Fr. astronoom Georges Fournier 7e ring Buitenste, extreem ijle ring gevoed door Enceladus
F-ring 1979 Ruimtesonde Pioneer 11 5e ring Dunne, actieve ring met de herdermaantjes
G-ring 1980 Ruimtesonde Voyager 1 6e ring Vage stofring
D-ring 1980 Ruimtesonde Voyager 1 1e ring Binnenste, extreem ijle ring dicht bij de planeet
Saturnus heeft op dit moment 140 officieel bevestigde manen, waarmee het de planeet is met de meeste manen in ons zonnestelsel. De manen van Saturnus variëren enorm in grootte: van gigantische werelden met een eigen atmosfeer tot kleine, onregelmatige brokstukken van slechts enkele kilometers groot. Naast de kleine herdermaantjes zijn vooral Titan, Enceladus, Iapetus, Mimas en Rhea de meest fascinerende en wetenschappelijk belangrijke manen van Saturnus. De maan die het meest tot de verbeelding spreekt is Titan
Deze maan heeft een atmosfeer die vergelijkbaar is met die van de vroege Aarde in het Archeïcum, met methaan en stikstofverbindingen zoals ammoniak. Deze werden gevormd door reacties tussen stoffen op het oppervlak, waaronder organisch materiaal (zoals methaan), dat bij vulkaanuitbarstingen vrij kan zijn gekomen onder invloed van zonlicht.
- Er zijn namelijk sterke wetenschappelijke aanwijzingen dat er op Titan vulkaanuitbarstingen hebben plaatsgevonden, maar dit zijn geen vulkanen met hete lava zoals op de Aarde. Vanwege de extreem lage oppervlaktetemperatuur van ongeveer -179 graden Celsius kent Titan een vorm van ijzig vulkanisme dat cryovulkanisme (ijsvulkanisme) wordt genoemd. In plaats van gesmolten gesteente spuwen deze vulkanen een vloeibaar of stroperig mengsel uit van water, ammoniak en methaan.
- Het sterkste bewijs voor actieve of recent actieve ijsvulkanen bevindt zich in een regio die voorheen bekendstond als Sotra Facula. Wetenschappers identificeerden hier een diepe vulkanische krater omringd door bergen en duidelijke, lobvormige stromen van gestolde ijslava.
Op 15 oktober 1997 begon NASA’s Cassini-orbiter aan een indrukwekkende zevenjarige reis naar het Saturnusstelsel. Aan boord reisde ESA’s Huygens-sonde mee, op weg richting Titan, de grootste maan van Saturnus. Het laatste hoofdstuk van Huygens’ interplanetaire avontuur startte op 25 december 2004, toen de sonde zich losmaakte van de orbiter voor een soloreis van 21 dagen naar de mysterieuze, met nevel omhulde maan. Op 14 januari 2005 dook de sonde de atmosfeer van Titan in en overleefde de riskante afdaling van 2 uur en 27 minuten, om uiteindelijk veilig te landen op het bevroren oppervlak.
Wat we zien
- Afgeronde stenen en keien — niet van gesteente, maar van waterijs dat zich gedraagt als steen bij de extreem lage temperaturen van Titan (ongeveer −180 °C). De “stenen” zijn waarschijnlijk afgerond door stromend methaan of ethaan.
- Een vlakke, oranje‑bruine vlakte van bevroren organische stoffen en ijs.
- De dikke, mistige atmosfeer van Titan is rijk aan stikstof en methaan, die het zonlicht filtert tot die karakteristieke oranje gloed.
Titan is een wereld die op het eerste gezicht dor lijkt, maar waar een methaan‑cyclus plaatsvindt die sterk lijkt op onze watercyclus: regen, rivieren, meren en verdamping — alleen met andere chemie.
De kans om een levensvorm te vinden met een andere chemische basis dan leven op Aarde zorgt ervoor dat sommige wetenschappers Titan zien als de meest interessante wereld om buitenaards leven te vinden. Methaan en ethaan zijn bovendien de simpelste koolwaterstofmoleculen die complexe structuren kunnen maken. Complexe koolwaterstoffen vormen de basis van wat wij leven noemen. Zouden de koolwaterstoffen op Titan leven hebben gevormd?
De hoop om een levensvorm te vinden op Titan was eerder gevestigd op de ‘Titan Mare Explorer’ (TiME). Deze lander zou – indien de missie groen licht had gekregen van NASA – na 2015 gelanceerd worden. Maar deze missie werd uiteindelijk niet geselecteerd. NASA koos later voor Dragonfly, een vliegende rotorlander die naar verwachting in 2028 wordt gelanceerd en rond 2034 op Titan aankomt. Dragonfly zal niet rechtstreeks naar leven zoeken, maar op meerdere locaties onderzoeken hoe ver de organische en prebiotische chemie op Titan is gevorderd.
Methaan en ethaan zijn de simpelste koolwaterstofmoleculen. Op zichzelf zijn ze voor de biologie niet erg interessant. Koolwaterstoffen zijn daarentegen veelzijdig. Ze kunnen namelijk prachtige complexe structuren maken. Complexe koolwaterstoffen vormen de basis van wat wij leven noemen. Zouden de koolwaterstoffen op Titan leven hebben gevormd?
De video hieronder: Dragonfly
Enceladus is een andere maan als het gaat om de zoektocht naar buitenaards leven.
- Onder een dikke ijskap ligt op Enceladus een wereldwijde, vloeibare oceaan verborgen. Enorme geisers schieten via scheuren in het ijs, de zogenaamde ‘tijgerstrepen’, waterijs, gassen en organische moleculen ver de ruimte in.
- Omdat de Cassini-ruimtesonde door deze pluimen is gevlogen, weten we dat er hydrothermale activiteit op de oceaanbodem is—vergelijkbaar met de diepzeebronnen op aarde waar leven kan ontstaan.
Rhea is de op één na grootste maan van Saturnus, maar is heel anders dan Titan. De maan met een 'zuurstofsfeer'.
- Rhea is een zwaar gehavende ijsbal die voor driekwart uit waterijs bestaat. Het meest fascinerende is dat astronomen een uiterst ijle atmosfeer van zuurstof en CO₂ rond de maan hebben gemeten.
Hoewel de atmosfeer veel te dun is om te ademen, laat het zien dat chemische processen door straling op ijswerelden spontaan zuurstof kunnen vrijmaken
Het ringenstelsel van Jupiter is een zeer zwak en ijl systeem van planetaire ringen dat, in tegenstelling tot de opvallende ringen van Saturnus, grotendeels uit fijn stof bestaat.
Micro-meteorieten slaan continu met enorme snelheid in op onbeschermde maantjes. Het fijne stof dat hierbij opvliegt, ontsnapt door de lage zwaartekracht van de maantjes en vormt letterlijk de ringen van Jupiter. Zonder deze manen zou Jupiter dus helemaal geen ringen hebben
De getoonde video laat zien hoe het stoffige ringenstelsel van Jupiter is gevormd volgens het getijdenkrachtenscenario.
Zoals eerder gezegd, ontstaan planetaire ringen door getijdenkrachten: de zwaartekracht van een grote planeet zorgt er namelijk voor dat materiaal niet samenklontert tot een maan, of dat bestaande objecten uit elkaar worden getrokken.
Jupiter heeft inmiddels 101 erkende en bevestigde manen.
De vier bekendste en grootste manen zijn in 1610 ontdekt door de Italiaanse geleerde Galileo Galilei. Ze worden daarom de Galileïsche manen genoemd.
- Ganymedes: De grootste maan van Jupiter en het hele zonnestelsel. Ze is zelfs groter dan de planeet Mercurius.
- Callisto: Een oude maan met een dikke laag kraters. Het oppervlak is het oudst bewaard gebleven van het zonnestelsel.
- Io: De meest geologisch actieve wereld in het zonnestelsel, vol met actieve vulkanen.
- Europa: Een maan die volledig is bedekt met een dikke ijskorst, waaronder zich een enorme vloeibare oceaan bevindt.
- Midden in het ringensysteem bevinden zich ook vier kleine maantjes: Metis, Adrastea, Amalthea en Thebe.
- Daarnaast zijn er tientallen kleine, pas ontdekte 'maantjes' die zich miljoenen kilometers verderop bevinden. Het gaat vooral om passerende planetoïden die door de enorme zwaartekracht van Jupiter zijn ingevangen en nu in chaotische, verre banen rond de planeet bewegen.
De 12 nieuwe maantjes zijn ingevangen planetoïden.
Het zijn stuk voor stuk kleine, onregelmatige brokstukken van steen en ijs, variërend van slechts 1 tot 3 kilometer in doorsnee.
En Valetudo is de ultieme "oddball", 'n buitensporige, omdat zij spookrijdt op een buiten-planetaire snelweg.
Zijn we alleen in het heelal – of zou er tóch (microbieel) leven kunnen zijn op één van de manen van Jupiter? Brian Cox legt uit wat er nodig is om leven op een planeet mogelijk te maken – een potentieel dat ook geldt voor Europa, één van de manen van Jupiter.
Zich op Jupiter's maan Callisto bevinden
Callisto is de maan met de meeste kraters in het zonnestelsel en heeft een oud, ijzig landschap dat fungeert als een bewaard gebleven tijdlijn van het vroege zonnestelsel. Als de op één na grootste maan van Jupiter, na Ganymedes, heeft Callisto een oppervlak dat naar schatting zo’n 4 miljard jaar oud is. Dit betekent dat het bijna onveranderd is gebleven sinds de tijd van zware asteroïde-inslagen kort na het ontstaan van deze maan. Het oppervlak bestaat uit een dikke, harde korst van waterijs, silicaten en organische stoffen. In miljarden jaren hebben kleinere inslagen het ijs verbrijzeld, waardoor een donkere, poederige laag puin is ontstaan die de oudere kraters bedekt.
De ringen van Uranus worden aangeduid met wetenschappelijke symbolen. Toen het ringensysteem vanaf 1977 werd ontdekt, kregen de ringen aanduidingen op basis van het Griekse alfabet, cijfers of letters:
- Het binnenste ringensysteem: Deze ringen heten van binnen naar buiten 6, 5, 4, Alpha (α), Bèta (β), Eta (η), Gamma (γ), Delta (δ) en Epsilon (ε). Later werd daar nog de extreem ijle Zeta-ring (ζ) aan toegevoegd.
- Het buitenste ringensysteem: De twee later ontdekte buitenringen, die pas door de Voyager 2-ruimtesonde en de Hubble-ruimtetelescoop zijn gefotografeerd, hebben de Griekse letters Nu (ν) en Mu (μ) gekregen. De μ-ring deelt zijn baan met het maantje Mab, dat haar naam dankt aan de fee uit William Shakespeares toneelstuk Romeo en Julia.
We komen erachter hoe de grootste manen van Uranus de smalle ringen van de planeet in toom houden door met zwaartekrachtresonanties stof uit het systeem te slingeren. Deze trillingen ontstaan wanneer twee hemellichamen elkaar met een regelmatige, periodieke zwaartekracht beïnvloeden.
We zien ook hoe de stoffige ringen worden aangevuld door inslagen op de manen. Net zoals micro-meteorieten continu met enorme snelheid inslaan op de maantjes van Jupiter en zo de kenmerkende stoffige ringen vormen. Het fijne stof dat door de inslagen vrijkomt, ontsnapt door de lage zwaartekracht van de maantjes en vormt de buitenste stofringen van Uranus.
Bron: Notebookcheck Publishing GmbH / Vienna, Austria / Beeldbron: NASA, ESA, Beeldbewerking: Imke de Pater, Matt Hedman
Op basis van waarnemingen van de James Webb ruimtetelescoop en de Hubble ruimtetelescoop blijkt dat de maan Mab, die slechts 12 km in diameter is, de bron is van de μ-ring. Mab is een kleine, binnenste maan van Uranus, die op dezelfde afstand draait als de μ-ring, en zelfs stof aan die ring kan leveren wanneer de maan wordt geraakt door kleine meteoroïden of ringdeeltjes.
Het materiaal van de ν-ring is daarentegen afkomstig van inslagen van micrometeorieten op en botsingen tussen onzichtbare rotsachtige lichamen die rijk zijn aan organisch materiaal en die tussen sommige van de bekende manen moeten cirkelen.
De manen van Uranus
De overgrote meerderheid van de manen draagt namen van personages uit de toneelstukken van Shakespeare. Andere hebben namen gekregen uit een gedicht van Alexander Pope. Deze naamgeving werd bedacht door John Herschel, de zoon van Sir William Herschel die de planeet en haar eerste twee manen ontdekte. Zie Sir William en Caroline Herschel
De vijf grootste manen van Uranus – Titania, Oberon, Umbriel, Ariel en Miranda – worden door astronomen beschouwd als intrigerende ‘miniwerelden’, zoals in de video te zien is.
- Titania ~1.578 km is de grootste maan, heeft diepe canyons en breuklijnen, heeft een sterke vroege tektoniek door bevriezend ijs dat uitzette. Een omvangrijke studie van NASA toonde aan dat Titania zeer waarschijnlijk een interne oceaan herbergt. Evenals overigens drie andere manen (zie afbeelding hieronder). Bovendien heeft deze maan een interne warmtebron: in tegenstelling tot de manen van Jupiter (zoals Europa), die warm worden gehouden door extreme getijdenkrachten van hun moederplaneet, leunt Titania vooral op haar eigen kern. De rotsachtige kern van de maan bevat langlevende radioactieve isotopen. Het langzame verval hiervan produceert genoeg warmte om het binnenste warm te houden.
- Oberon ~1.523 km heeft het oudste oppervlak is zwaar gekraterd met donker materiaal op kraterbodems. Deze maan is voornamelijk gevormd door inslagen van buitenaf.
- Umbriel ~1.169 km is de donkerste maan: reflecteert amper licht en heeft een mysterieuze heldere ring (Wunda-krater).
- Ariel ~1.158 km is de helderste en gladste maan met uitgestrekte valleien en gladde vlaktes. Deze maan vertoont sporen van cryovulkanisme (ijsvulkanen).
- Miranda ~472 km is de kleinste maar meest bizarre maan, met een soort een 'Frankenstein-landschap'. Er zijn gigantische kliffen en streepzones. Deze naan heeft een extreem actief verleden: waarschijnlijk door getijdenkrachten uiteengereten en weer samengevoegd.
Nieuwe modellering toont aan dat er waarschijnlijk een oceaanlaag is in vier van de belangrijkste manen van Uranus: Ariël, Umbriel, Titania en Oberon. Zoute – of zilte – oceanen liggen onder het ijs en bovenop lagen waterrijke en droge rotsen. Miranda is te klein om genoeg warmte vast te houden voor een oceaanlaag.
Bron: NASA/JPL-Caltech
Bron afbeelding: Planetaire Geomorfologie afkomstig van de Voyager 2
Wetenschappers onderzoeken verschillende theorieën over hoe deze ring op de verder gitzwarte maan is ontstaan:
- Koolstofdioxide-ijsval: Koolstofdioxide (CO₂) komt overal op het oppervlak van Umbriel voor in bevroren vorm. Door subtiele temperatuurverschillen kan dit ijs verdampen en zich verplaatsen. De Wunda-krater is relatief diep en koud, waardoor het fungeert als een soort 'koude val'. Het gas dat over het oppervlak migreert, condenseert en bevriest juist daar op de kraterbodem tot een heldere laag rijp.
- Inslag-geïnduceerd cryovulkanisme: Uit recent onderzoek (met behulp van geavanceerde schokfysica-simulaties) blijkt dat de inslag die de Wunda-krater vormde, zo krachtig was dat de ijskorst lokaal doorbroken werd. Hierdoor werd er mogelijk vluchtig, helder materiaal (zoals vers water- of ammoniakijs) vanuit het warmere binnenste omhoog gestuwd, wat de heldere ring vormde.
- Blootgelegd diep ijs: Het oppervlak van Umbriel is waarschijnlijk zo donker door miljarden jaren aan straling die koolstofverbindingen heeft zwartgeblakerd. De inslag kan simpelweg de donkere toplaag hebben weggeblazen, waardoor een schone, reflecterende laag ijs daaronder zichtbaar werd.
Bron afbeelding: Wikimedia commons
Voyager 2 zag Neptunus' Zuidelijk Halfrond, dat er voor iedereen uitziet als het enorme zeshoekige windpatroon dat rond de Noordpool van Saturnus waait.
Het is een golf, geen vaste vorm of solide structuur. Het is een atmosferische golf die ontstaat in een krachtige straalstroom die met zo'n 400 km/u rond de planeet raast
Het meest indrukwekkende fragment heb ik eruit gehaald en ondertiteld.
Omdat Neptunus een gigantische interne warmtebron heeft, zijn de straalstromen daar zó krachtig dat wetenschappelijke computermodellen aantonen dat stabiele veelhoeken, zoals een hexagon, daar net zo goed kunnen ontstaan zodra de windsnelheden licht schommelen.
Het mechanisme: Wanneer de windsnelheden op verschillende breedtegraden sterk van elkaar verschillen, ontstaat er wrijving en instabiliteit. Onder de juiste omstandigheden ontstaat er een stabiele, staande golf rond de pool. Het aantal golven dat precies in de cirkel rond de pool past, bepaalt de vorm. Bij een golfgetal van 6 sluit de golf naadloos aan als een hexagon (zeshoek).
Video: Waarom specifiek een zeshoek?
Het golfgedrag op de Zuidpool van Saturnus is anders: namelijk een decagoon, een tienhoek.
Hoe ontstaan deze geometrische vormen op een planeet?
In de vloeibare, snelstromende atmosferen van gasreuzen kunnen stabiele wervels en golven elkaar tegenwerken. Wetenschappers vermoeden dat een compacte lagedruk- of hogedrukstorm in de omgeving van een straalstroom de winden heeft verstoord. In de meteorologie wordt de geometrie van zo'n polair windpatroon bepaald door het golfgetal van Rossby-golven, dat aangeeft hoeveel volledige golflengtes (golftoppen en golfdalen) er precies in de omtrek van de straalstroom passen.
Neptunus in ware kleur.
De iconische diepblauwe kleur van Neptunus is niet de ware kleur. Uit grootschalig onderzoek van de Universiteit van Oxford is gebleken dat Neptunus en zijn buurplaneet Uranus in werkelijkheid vrijwel dezelfde groenblauwe, bleke cyaankleur hebben.
De bekende diepblauwe foto's van de NASA Voyager 2-missie uit 1989 werden destijds kunstmatig contrastrijker en blauwer gemaakt om subtiele atmosferische kenmerken zoals wolkenbanden en stormen beter zichtbaar te maken. Wetenschappers wisten dit destijds wel, maar in de loop der jaren is die diepblauwe kleur een eigen leven gaan leiden.
Magnetisch veld Neptunus
Neptunus heeft een interne warmtebron, dat de motor is achter de actieve atmosfeer, spectaculaire winden en dynamische wolkenformaties op de planeet. De exacte oorzaak van deze intense interne hitte is nog niet volledig bekend, maar wetenschappers vermoeden dat het een combinatie is van restwarmte uit de vorming van de planeet (4,5 miljard jaar geleden) en warmte die vrijkomt door de langzame inkrimping van het binnenste.
Het magnetische veld van Neptunus ligt, net als bij Uranus, ver buiten het exacte middelpunt van de planeet, wat een identieke, bizarre afwijking van beide planeten tot gevolg heeft.
Het asymmetrische magneetveld heeft een directe invloed op het weer van Neptunus:
- Geladen deeltjes uit de ruimte worden door dit scheve veld heel ongelijkmatig naar de atmosfeer geleid.
Dit veroorzaakt lokale, asymmetrische storingen en energie-wisselingen in de hogere luchtlagen. Deze magnetische krachten 'plagen' de straalstromen continu van binnenuit, wat precies de schommelingen aanjaagt die nodig zijn om polaire veelhoeken te creëren.
Het magneetveld van Neptunus draait in 16,1 uur om z'n as, en deze snelheid heeft een logische mechanische oorzaak:
- Inkrimping van het hete binnenste van de planeet zorgt voor een pirouette-effect.
Tijdens de vorming van de planeet trok de materie zich door de zwaartekracht compact en heftig naar binnen. Net zoals een kunstschaatser sneller gaat spinnen wanneer zij haar armen dicht naar haar lichaam toetrekt (behoud van impulsmoment), zorgde deze sterkere inkrimping ervoor dat het binnenste van Neptunus een snellere basisrotatie kreeg.
In m'n vorige Verdieping lees je meer over de bijna identieke ijsreuzen Uranus en Neptunus
Uranus heeft een atmosfeer van waterstof, helium en methaan.
Wat Uranus zo bijzonder maakt, is zijn gekantelde rotatie-as van 98°, waardoor de polen tientallen jaren achter elkaar op de Zon zijn gericht. Dit leidt tot extreem vreemde en langdurige seizoenswisselingen.
Neptunus heeft eveneens een atmosfeer die voornamelijk bestaat uit waterstof, helium en een beetje methaan.
Waar Uranus extreme, chaotische seizoenen kent waarbij de planeet op zijn zijkant door de ruimte rolt, kent Neptunus een herkenbare en stabiele seizoenscyclus — alleen duurt deze een mensenleven lang!
Enkele feiten over deze kleine planeet:
Met een diameter van 2.368 km is Pluto kleiner dan onze Maan en de afstand tot de Zon is maar liefst 6.900 miljoen km.
De omlooptijd rond de Zon is ongeveer 248 jaar.
Pluto heeft geen magnetisch veld
Metingen en indirecte data van NASA's New Horizons-ruimtesonde hebben bevestigd dat Pluto op dit moment geen meetbaar magnetisch veld heeft. Om in het verleden een magnetisch veld te kunnen genereren via een intern dynamomechanisme, had Pluto aan specifieke geologische en natuurkundige voorwaarden moeten voldoen:
- Een planetair magnetisch veld ontstaat door de beweging van een elektrisch geleidende vloeistof in het binnenste van een planeet (zoals de vloeibare ijzerkern van de Aarde). De interne structuur van Pluto bestaat voor ongeveer 70% uit gesteente en voor 30% uit waterijs. Pluto heeft simpelweg nooit de benodigde hoeveelheid metalen (zoals ijzer of nikkel) of de extreme hitte gehad om een vloeibare, metalen kern te vormen die als dynamo kon dienen.
- Vanwege z’n geringe massa en volume koelde Pluto na de vorming van het zonnestelsel ‘vrij snel’ af.
- Voor een effectieve planetair dynamo is een snelle rotatie nodig om de vloeibare lagen in beweging te zetten via het Coriolis-effect. Pluto draait echter erg traag om zijn as: een dag op Pluto duurt maar liefst 6,4 aardse dagen.
Het oppervlak van Pluto is extreem koud: -230 °C.
Gassen die wij op Aarde kennen, zijn daar zo hard als ijs bevroren:
- Stikstof-ijs vormt veruit het grootste deel van het oppervlak. De bekende, heldere 'hartvorm' op Pluto (Sputnik Planitia) is in feite een gigantische gletsjer van bevroren stikstof.
- Methaan-ijs ligt als een soort glinsterende sneeuw op de bergtoppen.
- Koolmonoxide-ijs is op Pluto vastgevroren en vermengd met het stikstofijs.
De atmosferische dampen
Deze bevroren ijslagen verdampen een klein beetje zodra Pluto iets dichter bij de Zon komt. De gassen die dan in de ijle lucht zweven zijn:
- Stikstofgas (ongeveer 99% van de atmosfeer)
- Methaangas (minder dan 1%)
- Koolmonoxide (in zeer kleine sporen)
De zwaartekracht
Je weegt op Pluto bijna niets. Als je er een normale sprong omhoog maakt, schiet je dankzij de extreem lage zwaartekracht maar liefst 7 tot 9 meter hoog de lucht in. Omdat de zwaartekracht je zo traag terugtrekt, blijf je na één sprong bijna 10 seconden lang in de lucht zweven. Je ervaart dus echt een gevoel van vliegen......
Pluto heeft geen ringenstelsel
Ringen rond planeten ontstaan door botsingen met grote hemellichamen of inslagen op manen, waarbij het puin in een baan om de planeet blijft zweven. Op Pluto is het puin door inslagen en micrometeorieten die inslaan op Pluto's kleinere manen Nix en Hydra, echter door de complexe zwaartekrachtinteractie met zijn relatief grote maan Charon, opgeruimd of de ruimte ingeslingerd. In een normaal planetenstelsel zou dit puin een ring gaan vormen, maar simulaties laten zien dat dit materiaal bij Pluto snel verdwijnt.
Bron: Andrei Stiru // Scientias
Pluto en zijn grootste maan plakten ooit samen als een ‘hemelse sneeuwman’.
De twee hemellichamen draaien als een kosmische wals om elkaar heen, waarbij het zwaartepunt van hun dans tussen hen in ligt. Dit betekent dat Pluto en Charon eigenlijk om elkaar heen draaien, in plaats van dat de maan alleen om de dwergplaneet draait zoals bij de meeste planeet-maan-systemen. Ze houden elkaar ook in een synchrone rotatie: ze laten altijd dezelfde kant aan elkaar zien, alsof ze danspartners zijn die elkaar voortdurend in de ogen kijken.
- Puin dat in de buurt van de omloopbanen komt, krijgt door de voortdurende beweging van het duo Pluto-Charon een zwaartekracht-"schop", waardoor het met hoge snelheid het zonnestelsel in wordt geslingerd.
- Een deel van het rondzwevende puin dat afkomstig is van de buitenste maantjes, wordt door de aantrekkingskracht van Charon opgevangen en stort uiteindelijk neer op het maanoppervlak.
Pluto heeft vijf manen: Nix, Hydra, Kerberos, Styx en Charon, de grootste maan. Omdat Pluto zelf is vernoemd naar de Romeinse god van de onderwereld, hebben alle manen namen gekregen die direct verwijzen naar de onderwereld uit de Griekse en Romeinse mythologie
Bron afbeelding: NASA en ESA
Wetenschappers vermoeden dat miljarden jaren geleden een groot object op Pluto is geklapt, net als Theia op de vroege Aarde. Charon is toen ontstaan uit de brokstukken, en de vier kleine maantjes zijn de overgebleven "splinters" van die enorme botsing.
Pluto en z'n manen zweven als één grote familie samen door de Kuipergordel, omringd door miljarden andere ijzige objecten.
Bron afbeeldingen kleine maantjes: Wikipedia
Nix heeft een diameter van ongeveer 46 km.
Styx meet ongeveer 7 bij 5 km. Ze staat gemiddeld 42.000 km van Pluto vandaan
Kerberos heeft een diameter van 10 tot 12 km.
Hydra heeft een onregelmatige vorm van 43 x 33 km
Charon is de grootste maan en zo groot dat Pluto en Charon samen draaien om een gemeenschappelijk middelpunt buiten Pluto.
Wat Charon uniek maakt, is dat deze maan met een diameter van 1.212 kilometer ongeveer half zo groot is als Pluto zelf.
Als je op Pluto zou staan, zou Charon altijd op precies dezelfde plek aan de hemel staan (en andersom). Bij onze Maan is dat niet het geval. Dit verschil komt doordat de Aarde en de Maan in een andere fase van getijdenvergrendeling zitten.
- Onze Maan zit vast aan de Aarde, waardoor we altijd dezelfde kant zien. Toch draait de Aarde snel om haar as, waardoor het lijkt alsof de Maan gewoon aan ons voorbij schuift. Pluto en Charon draaien daarentegen in hetzelfde tempo om hun eigen as als om elkaar heen, alsof ze met een onzichtbare staaf verbonden zijn. Vanaf de achterkant van Pluto is Charon daardoor nooit te zien.
Pluto's oppervlak
Het oppervlak van Pluto varieert van wit en geel tot diep donkerrood. Vooral de uitgestrekte donkere regio’s bevatten veel tholinen, complexe organische moleculen met een opvallend rode tint.
Bron afbeelding: Vito Technology
Een team van de Universiteit van Bern zegt nu dat een botsing met een object het hartvormige gebied, Tombaugh-regio, deed ontstaan. Dat object had een doorsnede van 700 kilometer en had bij een frontale botsing Pluto volledig kunnen verwoesten, schrijven de wetenschappers in Nature Astronomy.
De westelijke helft hiervan, Sputnik Planitia, is een gigantische gletsjervlakte van vloeibaar stikstof-ijs zonder inslagkraters, wat wijst op recente geologische activiteit.
- Sputnik Planitia is geologisch gezien extreem jong: het oppervlak is minder dan 10 miljoen jaar oud. In de astronomie, waar structuren vaak miljarden jaren oud zijn, is dit te vergelijken met 'gisteren'.
De recente geologische activiteit kent drie hoofdprocessen:
- De stikstofgletsjer, die uit vaste maar zeer plastische en stromende stikstof bestaat, vernieuwt zichzelf voortdurend waardoor inslagkraters verdwijnen. De belangrijkste motor achter deze vernieuwing is thermische convectie. De diepere lagen van het stikstofijs worden opgewarmd door de interne warmte van Pluto, hierdoor stijgt het warmere ijs in het midden naar boven. Aan het oppervlak koelt het ijs af, stroomt het naar de randen en zakt het in de diepe plooien weer naar beneden. Meer over de interne warmte van Pluto volgt later.
- De enorme stikstofmassa gedraagt zich als een dynamisch rivierensysteem. Het ijs stroomt langzaam vanuit de omringende, hoger gelegen gebieden (zoals de waterijskraters en bergen) de diepe kom van Sputnik Planitia in. Deze constante stroom schuurt het landschap uit en verplaatst ijsblokken, wat bijdraagt aan het dynamische, kraterloze uiterlijk.
Dit netwerk van diepe, parallelle kloven (fossae) strekt zich, hier letterlijk uit als een rode draad, over een lengte van meer dan 200 kilometer en snijdt onder andere dwars door de noordrand van de Elliot-krater. Het rode lint is waterijs vermengd met ammoniak én rode tholinen. Het laat astronomen dus letterlijk zien dat er diep onder de ijskorst van Pluto een chemische 'soep' aanwezig is (of was) waarin de bouwstenen voor organische chemie ronddrijven (of ronddreven).
Ten westen van Sputnik Planitia ligt Virgil Fossae, één van de meest fascinerende geologische breukzones op Pluto. De Ten zuiden hiervan is de gigantische vlakte van Cthulhu die zijn diepdonkere, roestachtige kleur volledig te danken heeft aan een dikke laag tholinen. In dít specifieke hoofdgebied zijn de tholinen op de 'klassieke' manier gevormd: methaan- en stikstofgassen. In de dunne atmosfeer van Pluto zijn die miljarden jaren lang door uv-straling en kosmische straling afgebroken, waarna ze als een soort organische, donkere sneeuw over het oeroude landschap zijn neergedwarreld
De witte pijlen wijzen gebieden aan met een ‘afgevlakt’ landschap. Dit zijn geologische structuren die deels bedekt en gladgestreken zijn door een dikke laag cryolava (water- en ammoniak-ijs), die bij recente cryovulkanische erupties vanuit een diepe breuklijn naar boven is gekomen en over de omgeving is uitgevloeid.
Het rode oppervlak van Pluto wordt dus veroorzaakt door tholinen, complexe organische moleculen. Deze rode stoffen ontstaan door een chemische reactie: kosmische straling en ultraviolet licht van de Zon reageren met methaan in de ijzige dampkring en op het oppervlak van Pluto. Een specifiek soort Uv-licht, genaamd Lyman-alpha, zet deze chemische reacties extra goed in werking. Tholinen zorgen ook voor een dikke, oranje waas in de atmosfeer van Saturnusmaan Titan en zouden aan de basis van microbieel leven kunnen staan.......
Onder de dikke laag bevroren gassen van de planeet zit nóg iets bijzonders. Wetenschappers weten dat Pluto’s kern voor zo’n 70% uit hard gesteente bestaat, omringd door een dikke mantel van bevroren waterijs. Er zijn sterke vermoedens dat diep onder de ijskorst een vloeibare oceaan van water verborgen ligt. De oceaan zou zich op zo'n 150 tot 200 kilometer diepte onder het ijskoude oppervlak bevinden en is mogelijk wel 100 kilometer diep.
In deze podcast uit 2024 wordt verteld, dat ondanks de extreme kou op Pluto, verschijnselen zoals cryovulkanen wijzen op het bestaan van een verborgen oceaan onder de dikke ijskorst.
Bron afbeelding: Fandom
De ondergrondse oceaan bevindt zich direct onder Sputnik Planitia, verborgen onder een keiharde dikke korst van waterijs. De ondergrondse oceaan op Pluto bestaat uit een "slijkerige" mix van vloeibaar water, vermengd met grote hoeveelheden ammoniak en methaan. Ammoniak werkt hierbij als een soort antivriesmiddel, waardoor het water zelfs bij extreem lage temperaturen vloeibaar blijft!
De getoonde afbeelding hiernaast is samengesteld door NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.
Bron: EurekAlert // Hokkaido Universiteit
Oorspronkelijke bron: https://www.global.hokudai.ac.jp/blog/gas-insulation-could-be-protecting-an-ocean-inside-pluto/
Radioactief verval in de kern.
Pluto bezit een grote, rotsachtige kern. In dat gesteente zitten zware elementen zoals uranium, thorium en kalium. Door het natuurlijke, miljarden jaren durende radioactieve verval van deze elementen wordt er voortdurend warmte geproduceerd.
De warmte uit de rotsachtige kern van Pluto kan zorgen voor opborrelende bellen van ammoniak en methaan op de bodem van de ondergrondse oceaan.
Wetenschappers hebben bovendien ontdekt dat er zich waarschijnlijk een isolerende ijslaag van methaangas bevindt tussen de oceaan en de buitenste ijskorst.
Een clathraat (gas)hydraatlaag volgens astronomen een cruciale rol bij het vloeibaar houden van een ondergrondse oceaan.
Bron afbeelding: Wikipedia
Omdat clathraten een zeer lage warmtegeleiding hebben en erg stroperig zijn, houden ze de warmte vanuit Pluto's rotsachtige kern effectief vast. Hierdoor blijft het water eronder vloeibaar, terwijl de buitenste ijskorst juist koud en hard blijft.
Dit opwaartse transport van warmte, gassen en vloeistoffen is precies de motor achter het cryovulkanisme dat wetenschappers op Pluto waarnemen. De druk van deze opborrelende gassen en vloeistoffen kan scheuren in de ijstextuur veroorzaken, waardoor het materiaal soms zelfs tot aan het oppervlak ontsnapt.
Sputnik Planitia is dé hotspot voor dit fenomeen. Deze enorme ijsvlakte bevindt zich precies boven de dunste plek van Pluto’s ijskorst, waar een mengsel van ammoniak en methaan de ruimte in wordt gespoten.
