LEVEN RONDOM DE GASREUZEN ?

De gasreuzen en enkele van hun unieke satellieten.

Gasreuzen zijn planeten die voornamelijk uit gassen bestaan. In ons zonnestelsel bevinden zich twee gasreuzen :

Jupiter en Saturnus.

              

Tot voor kort werden URANUS en NEPTUNUS ook tot de gasreuzen gerekend maar deze twee planeten worden nu in een aparte groep ondergebracht nl. de ijsreuzen. Maar we willen ons concentreren op de twee gasplaneten en enkele van hun unieke manen. Deze twee planeten hebben beiden een kern van nikkelijzer en silicaten (steen) met daarom heen een dikke mantel van metallisch waterstof en moleculair waterstof. Bij zeer hoge druk kan vloeibaar waterstof overgaan in metallisch waterstof waarbij het de eigenschappen van een metaal krijgt. Moleculair waterstof of waterstofgas is de standaard bouwsteen waarvan sterren gemaakt zijn.

Exoplaneten.

Exoplaneten, dus planeten die zich buiten ons zonnestelsel bevinden, die tot hiertoe rond andere sterren ontdekt werden, zijn doorgaans ook gasreuzen omdat ze met de huidige techniek het eenvoudigst te ontdekken zijn. De op 6 maart 2009 gelanceerde KEPLER telescoop en de DARWIN telescoop (lancering in 2015) zullen op zoek gaan naar niet-gasreuzen of aardachtige planeten (op onze aarde gelijkend) buiten ons zonnestelsel.  De Kepler telescoop is een missie van de NASA voor het zoeken naar aardachtige of rotsachtige planeten zoals onze aarde. De telescoop beweegt zich in een baan om de zon en zal een stukje van de ruimte in kaart brengen (ongev. 100.000 sterren).

De eerste exo-planeet werd al in 1995 gevonden, PEG 51 b genaamd, en is een gasreus die dichter bij haar ster staat dan Mercurius bij onze zon. 

Wat de ontdekking van niet-gasreuzen of aardachtige planeten betreft heeft er zich in september van 2011 een nieuwe ontwikkeling voorgedaan. Hier integraal het bericht dat door http://www.astronieuws.nl op hun website werd gepubliceerd.

Nieuwe Europese exoplanetenoogst bevat 20 super-aardes

Met de extreem gevoelige HARPS-spectrograaf op de 3,6-meter telescoop van de Europese Zuidelijke Sterrenwacht (ESO) in Chili zijn 55 nieuwe exoplaneten ontdekt, waaronder 20 zogeheten super-aardes – planeten die minder dan 10 keer zo zwaar zijn als onze eigen aarde. Eén daarvan bevindt zich aan de binnenrand van de bewoonbare zone van zijn moederster; op het oppervlak van die planeet zou eventueel vloeibaar water, dus leven kunnen voorkomen. HARPS (High-Accuracy Radial-velocity Planet Searcher) meet de minieme schommelingen van sterren die veroorzaakt worden door de zwaartekracht van een rondcirkelende planeet. De spectrograaf is zo nauwkeurig dat er snelheidsvariaties van slechts twee kilometer per uur gedetecteerd kunnen worden. Daardoor is het mogelijk om planeten te vinden zoals HD 85512b, die slechts 3,6 keer zo zwaar is als de aarde. Daarbij helpt het dat de planeet in een vrij kleine baan rond een oranje dwergster beweegt. Eerder rekenden sterrenkundigen al voor dat er op deze planeet vloeibaar water kan voorkomen, vooropgesteld dat hij een redelijk dik wolkendek heeft. Met HARPS zijn tot nu toe al 155 exoplaneten gevonden, waaronder een stelsel dat minstens zes en misschien zeven planeten bevat. HARPS-waarnemingen aan 376 zonachtige sterren wijzen uit dat veertig procent van al die sterren vergezeld wordt door een planeet die lichter is dan Saturnus. Het aantal sterren met aarde-achtige planeten is waarschijnlijk nog veel groter. HARPS ontdekte ook de planeet Gliese 781d, de eerst ontdekte super-aarde die zich zo goed als zeker in de bewoonbare zone van zijn moederster bevindt. Een tweede kandidaat, Gliese 581g, blijkt bij nader inzien niet te bestaan; HD85512b is nu de tweede bekende super-aarde die mogelijk bewoonbaar is. In tegenstelling tot de Amerikaanse ruimteteleskoop KEPLER, die exoplaneten ontdekt wanneer ze gezien vanaf de aarde voor hun moederster langs bewegen, richt HARPS zich vooral op sterren op relatief kleine afstand van de zon. Volgens teamleider Michel Mayor van de Universiteit van Genève, die in 1995 de allereerste exoplaneet bij een normale ster ontdekte, zijn de nieuwe super-aardes dan ook geschikte kandidaten voor toekomstig vervolgonderzoek, waarbij gezocht wordt naar mogelijke ‘biomarkers’, zoals zuurstof in de dampkring. Deze nieuwe ontdekkingen werden op 12 september 2011 gepresenteerd op de ‘Extreme Solar Systems’-conferentie in het Grand Teton National Park in Wyoming, USA en worden gepubliceerd in Astronomy & Astrophysics. Zestien van de twintig super-aardes werden ook aangekondigd op een ESO-persconferentie. Binnenkort wordt een kopie van HARPS geplaatst op de Italiaanse Galileo-telescoop op La Palma. ESO werkt ook aan nieuwe, gevoeliger instrumenten voor de jacht op exoplaneten : ESPRESSO voor de Very Large Telescope en CODEX voor de toekomstige European Extremely Large Telescope (E-ELT). Volgens Markus Kissler-Patig van ESO zal de E-ELT ook in staat zijn om spectroscopisch onderzoek te verrichten aan de samenstelling van de dampkring van HD 85512b.

Water en getijdekrachten.                  

De twee gasplaneten Jupiter en Saturnus zijn gezegend met een overvloed aan satellieten. Al deze manen zijn beduidend kleiner dan de aarde, maar een zestal ervan zouden geschikt zijn als planeten indien ze rond de zon zouden wentelen. Vooral Jupiter’s manen Europa, Callisto, Ganymedes en Io en de manen van Saturnus Titan en Enceladus, komen hiervoor in aanmerking. In de veronderstelling dat ons zonnestelsel niet atypisch (van de normen afwijkend) is, zullen velen van de tot nu toe ontdekte exo-gasplaneten vermoedelijk ook veel manen bezitten.

De manen van gasplaneten, dus ook de zestal manen van Jupiter en Saturnus, zouden geschikt zijn voor biologisch of micro-biologisch leven indien er genoeg water voorhanden is en het er niet te heet of te koud is om dit water vast te houden. Dit beweert Caleb Scharf, directeur Astrobiologie van de universiteit van Columbia, die hiernaar onderzoek heeft verricht. Hij zegt dat vooral de grootte van de manen en de zwaartekracht hierin een belangrijke rol spelen. Manen met ongeveer 10 % van de aardmassa en die een gematigde temperatuur hebben zouden genoeg zwaartekracht bezitten om waterdamp of nevel en andere gassen vast te houden. Manen met een massa gelijk aan de planeet Mars of groter zouden zelfs tegelijk een atmosfeer en vloeibaar water kunnen vasthouden indien de moederplaneet niet te ver van de ster verwijderd is. Maar zelfs wanneer de moederplaneet  relatief ver van de ster verwijderd is heeft Scharf kunnen aantonen dat leven op manen, in ons zonnestelsel of daarbuiten, mogelijk is dankzij het proces van opwarming door getijdekrachten. De zwaartekracht van de manen zal variëren naarmate ze zich dichter of verder van hun moederplaneet bevinden. Op manen die in een cirkelvormige baan rond hun moederplaneet draaien zal de zwaartekracht ongeveer constant blijven. Manen die in een excentrische (afwijkende) baan rondom hun moederplaneet draaien zullen in een vast patroon hun planeet benaderen en zich daarna terugtrekken. Dit veroorzaakt kleine verschuivingen in de zwaartekracht en zal resulteren in een ritmische compressie van de maankern. In andere woorden, de moederplaneet zal deze maan (manen) langzaam kneden zoals een klomp deeg.

Deze aktiviteit zou dan heel wat warmte genereren zelfs al hebben deze manen een vaste kern. In feite wordt de spin of centrifuge energie uit de moederplaneet gehaald, en in het geval van Jupiter en Saturnus zal deze energie enorm zijn en de opwarming door deze getijdekrachten mogelijk onbeperkt in stand houden. Ten einde de potentie van dit proces aan te tonen geeft Scharf volgend voorbeeld : als je de planeet Mars in een baan rond Jupiter moest brengen op de plaats waar de maan Europa nu staat, zou dit de oppervlakte van Mars met tientallen graden opwarmen onder invloed van deze getijdewerking. Dit zou zeer waarschijnlijk de vulkanische aktiviteit op Mars terug opstarten. Het komt erop neer dat opwarming door getijdewerking van groot belang kan zijn voor manen die doorgaans te weinig licht en warmte ontvangen van hun ster in het  stelsel waarin ze zich bevinden. Scharf denkt dat vooral Jupiter’s maan Europa en de Saturnus maan Enceladus vormen van organisch leven zouden kunnen herbergen. De oppervlakte temperatuur van zulke manen moet koud genoeg zijn om het ijs te kunnen conserveren, zelfs indien er geen atmosfeer aanwezig is. Maar het proces van opwarming door getijdewerking zou genoeg potentie in zich hebben om de maan (manen) op te warmen en een warme, vloeibare oceaan onder de ijslaag te creëren. Tot daar in het kort de hypothese van Scharf.

De planeet Jupiter.

De meest massieve planeet in ons zonnestelsel. Samen met haar manen vormt Jupiter een soort van miniatuur zonnestelsel. Jupiter lijkt op een wandtapijt met mooie kleuren en atmosferische karakteristieken. De meest zichtbare wolken zijn samengesteld uit ammoniak. De strepen op de planeet zijn donkere gordels en lichtzones gecreërd door sterke oost-west winden in de bovenlagen van Jupiter’s atmosfeer. Binnenin deze gordels en zones bevinden zich stormsystemen die er al jaren woeden.

De grote rode vlek (zie foto hiernaast) is een gigantische ronddraaiende storm die al meer dan 300 jaar wordt geobserveerd.De kern van Jupiter staat onder zeer hoge druk, is zeer waarschijnlijk zo groot als de aarde, en is vermoedelijk samengesteld uit nikkelijzer steen. Jupiter bezit een enorm magnetisch veld dat zeker 20.000 maal zo sterk is als dat van de aarde en dat wordt gegenereerd door electrische stromen die worden aangedreven door de snelle rotatie van de planeet. De planeet bezit ook enkele ringen die in 1979 werden ontdekt door de sonde Voyager 1 en die samengesteld zijn uit donkere partikels en microscopisch puin.

Jupiter’s manen.

In 1610 ontdekte Galileo Galilei met zijn primitieve telescoop vier kleine sterren in de nabijheid van Jupiter. Hij ontdekte toen de vier grootste en waarschijnlijk meest interessante manen van deze planeet. Ze worden ook wel eens de Galileïsche manen genoemd en kregen de naam Io, Europa, Ganymedes en Callisto (zie afbeelding hiernaast).Galileo zou versteld staan over hetgeen we nu 400 jaar later weten over Jupiter en haar satellieten. Alleen al in het jaar 2003 ontdekten astronomen 23 nieuwe manen die rond deze gigantische gasplaneet draaien. In totaliteit heeft Jupiter nu 50 manen die allen officieel een naam kregen. Er draaien nog talrijke kleine maantjes rond de planeet maar dat zijn naar alle waarschijnlijkheid asteroïden die omwille van de enorme zwaartekracht in een baan rondom de planeet terechtkwamen.

De Galileo sonde.

Deze sonde van de NASA (artistieke impressie hiernaast) werd in oktober 1989 gelanceerd voorzien van hi-tech apparatuur en een verkenner die aan een parachute in Jupiter’s atmosfeer zou neerdalen. Het opzet was het verrichten van een systematisch onderzoek. In december 1995 kwam de sonde Galileo in een baan rondom de gasplaneet en daalde de 339 kg zware verkenner in Jupiter’s atmosfeer. De zes boordinstrumenten registreerden hun metingen en straalden de gegevens door middel van een zendertje naar de ronddraaiende sonde. Bijna een uur lang was de verkenner in staat gegevens door te seinen en viel daarna stil onder invloed van de zware stormen en de verpletterende druk. Inmiddels is bekend dat Jupiter’s dampkring complexer in elkaar zit dan gedacht. Gegevens van de Galileo sonde wijzen erop dat de hoeveelheid water heel wat lager is dan men aanvankelijk dacht. Uit de metingen van de sonde bleek dat ook de hoeveelheid zuurstof heel wat lager is dan bij de zon. Eveneens verbazend was de hoge temperatuur en druk in de bovenste lagen van de atmosfeer. Galileo’s spectrometer detecteerde in de atmosfeer van Jupiter, concentraties van argon, krypton en xenon die hoger uitvielen dan verwacht. Deze chemische elementen worden edele gassen genoemd omdat ze zich heel onafhankelijk gedragen en niet combineerbaar zijn met andere chemicaliën. In de Aardse atmosfeer worden er slechts minieme hoeveelheden van deze gassen gevonden.

De sonde richtte zich ook vooral op de manen Europa, Io en Amalthea en zijn missie werd tot tweemaal toe verlengd. Tenslotte viel de hoofdcomputer uit en werd er besloten de sonde in Jupiter’s atmosfeer te laten opbranden. De Galileo sonde was een van de succesvolste missies van de NASA ooit.

De planeet Saturnus.

In de oudheid was Saturnus bekend als de meest verre van de vijf gekende planeten. De planeet werd in het jaar 1610 ontdekt door de Italiaanse astronoom Galileo Galilei met behulp van een primitieve telescoop. Hij observeerde ook een paar “objecten” aan de beide kanten van deze  planeet die hij interpreteerde als een soort afzonderlijke sferische lichamen die aan de planeet vastgehecht waren. De Nederlandse astronoom Christiaan Huygens gebruikte in 1659 een krachtigere telescoop dan die van Galileo en veronderstelde dat Saturnus omgeven werd door een dunne en platte ring. In 1675 ontdekte de Italiaanse astronoom G.D. Cassini een afscheiding in de ring hetgeen we nu kennen als de A en B ringen. Deze afscheiding wordt veroorzaakt door de invloed van het zwaartekrachtveld van de Saturnus maan Mimas (zie afbeelding links).

Saturnus heeft een volume dat 755 maal groter is dan dat van de aarde. In de bovenste lagen van de atmosfeer woeden enorme orkanen die, in de equatoriale regio,  500 meter per seconde halen. ( de sterkste orkanen op aarde halen 110 meter per seconde). Deze super-snelle winden gecombineerd met de warmte die het binnenste van de planeet uitstraalt, veroorzaken de gele en gouden banden in de atmosfeer van Saturnus. Een opmerkelijke eigenschap van Saturnus zijn de ringen die hoofdzakelijk samengesteld zijn uit water en ijs, afgewisseld door opvallende donkere gebieden. De afstand van de ringen tot de planeet bedraagt enkele honderdduizenden kilometers terwijl in sommige ringen de vertikale diepte ongeveer 10 meter bedraagt. Het magnetisch veld van Saturnus is niet zo omvangrijk als dat van Jupiter maar het is toch nog 578 maal sterker dan dat van de aarde.

De manen van Saturnus.

Volgens het Jet Propulsion Laboratory van de NASA draaiden er einde 2009, 62 manen in een baan rond Saturnus en 53 ervan hebben officieel een naam gekregen. Het exacte aantal manen zal zeer waarschijnlijk nooit kunnen worden vastgesteld omdat elk brokstuk in deze planetaire ringen zich in een baan rond de planeet beweegt en technisch gezien dan ook als maan kan worden beschouwd. Het is dus moeilijk een arbitraire scheiding te maken tussen een brokstuk en een kleine maan. Gebruikmakend van grote op aarde gevestigde  observatoria en de camera’s van de Cassini sonde, worden er voortdurend nieuwe kleine manen ontdekt. Nieuwe manen ontdekken rond een verre planeet als Saturnus is behoorlijk lastig. Het vergt van de astronomen veel geduld en nauwgezet vergelijken van beeldmateriaal.

De tientallen ijsachtige manen die rond Saturnus draaien variëren drastisch in omvang, vorm, origine en ouderdom, kortom het zijn werelden gekenmerkt door een enorme diversiteit. Sommige manen hebben harde en groffe oppervlakten, terwijl anderen een poreuze structuur hebben omringd door een mantel van ijsachtige partikels. Ze hebben allen meer of minder kraters, velen zijn heuvel of bergachtig en bij een paar manen werd er zelfs tectonische aktiviteit vastgesteld. Deze gegevens werden vooral verzameld door de Cassini ruimtesonde die een aantal van deze manen heeft geëxploreerd en veel opmerkelijke beelden naar de aarde heeft doorgeseind. Hieruit bleek dat vooral twee Saturnus manen in het oog springen met name Titan  en Enceladus. Deze beide manen bezitten veel potentieel in verband met een mogelijke aanwezigheid van organisch leven en zijn een verleidelijk doelwit voor toekomstige exploratie.

Het Cassini-Huygens project.

Deze missie werd vernoemd naar de Italiaanse astronoom G.D.Cassini (1625-1712) en de Nederlandse astronoom C. Huygens (1629-1695) reeds eerder vermeld. Dit project werd gerealiseerd door de NASA, ESA en ASI (Italian Space Agency) en bestaat uit een hoofdsonde en een kleine hulpsonde (Huygens) en is een van de grootste, zwaarste en meest complexe van de interplanetaire sondes tot nu toe gebouwd. Hier enkele kenmerken :

Hoogte : 6,8 meter  - Doorsnede : 4 meter – Gewicht: 2150 kg (hoofdsonde) 365 kg (Huygens-sonde) – Krachtbron : radio-isotoop thermo-electrische generator – Aantal instrumenten : 12 (hoofdsonde) 6 (Huygens-sonde).

De lancering van de sonde vond plaats op 15 oktober 1997 en bereikte de Saturnus regio zes en een half jaar later op 1 juli 2004. Naast een gedetailleerde kijk op de planeet zelf werd het uitgebreide instrumentarium gericht op de magnetosfeer, de atmosfeer, de ringen en vooral de satellieten van deze gasreus. Vooral Saturnus grootste maan Titan stond in de belangstelling en het spectaculairste deel van de missie bestond uit het afdalen van de Huygens hulpsonde (zie afbeelding) in de atmosfeer van Titan. In december 2004 werd de Huygens sonde van de hoofdsonde losgemaakt en op 14 januari 2005 drong Huygens de atmosfeer van Titan binnen. De eerste signalen toonden aan dat de sonde de tocht door de dampkring en de landing goed had doorstaan en nog dezelfde dag liepen de eerste foto’s binnen.

Hoe krijgen planeten en manen hun exotische namen ?

De planeten in ons zonnestelsel werden allen vernoemd naar figuren uit de Romeinse mythologie en voor de benaming van manen doet men eveneens een beroep op figuren uit de Griekse en Romeinse mythologie. Ook Inuit (Eskimo’s van Groenland en Canada), Gallische en Noorse goden komen in aanmerking. Een nieuw ontdekte maan wordt eerst een werktitel gegeven die de astronomen gebruiken voor identificatie in afwachting van een officiële naam. Een voorbeeld van zo’n voorlopige identificatie is : S/2005-S1 - de eerste S staat dan voor Saturnus (de planeet) – 2005 is het jaar van de ontdekking en de tweede S staat voor satelliet. Nadat het bestaan van de maan werd bevestigd en de baan of traject rond de planeet vastgesteld, wordt er door de Internationale Astronomische Unie (International Astronomical Union) een officiële naam aan gegeven. In principe mag iedereen een suggestie indienen maar uiteindelijk is het toch de voornoemde organisatie die het laatste woord heeft.

De maan IO.  

Kenmerken

Links een foto gemaakt door de Galileo sonde in 1999. Alhoewel het op Io’s oppervlak bitterkoud is, is Io het meest vulkanisch actieve hemellichaam en, op de zon en Venus na, de heetste plek van ons zonnestelsel. Enkele van de heetste plekken op Io kunnen temperaturen van 1.727 Celcius bereiken (gemiddelde temp. is min 143 Celcius). De naam IO is afkomstig uit de Griekse mythologie waar het één van de geliefden van Zeus was.

De beelden van Io die de eerste Amerikaanse ruimtesonde Voyager 1 terugstuurde naar de aarde toonden een gevlekt oppervlak en een collage van diverse kleuren die deze maan het uitzicht geven van een soort gigantische pizza. De oorzaak van dit uitzonderlijke kleurenpallet zijn vulkanen ! Io barst letterlijk van de actieve vulkanen die aanzienlijke hoeveelheden sulferachtig materiaal uitspuwen en die het landschap bedekken. Het kleurrijke uitzicht van Io wordt veroorzaakt door de verschillende temperaturen die de uitgespuwde zwavel (mogelijk ook zwaveldioxide) aanneemt. Zoals reeds eerder vermeld wordt de energie voor deze aktiviteit gegenereerd door de getijdewerking van de moederplaneet en ook wel enigzins door de invloed van de manen Europa en Ganymedes. De ontdekking van buitenaards actief vulkanisme werd enthousiast door wetenschappers gadegeslagen en sommige van Io’s vulkaanpluimen rijzen meer dan 300 km boven het oppervlak uit. Een mindere, niet onbelangrijke, bron van energie is dat Io door de magnetische veldlijnen van Jupiter heensnijdt hetgeen een elektrische stroom van mogelijk 1 triljoen Watt veroorzaakt. Volgens de recente gegevens van de Galileo sonde zou Io een ijzeren kern hebben van minstens 900 km. Onder invloed van het actieve vulkanisme verandert het landschap op Io continu en behalve vulkanen bevat Io’s oppervlak eveneens : * niet-vulkanische bergen * meren van gesmolten zwavel * kilometers diepe caldera’s (grote komvormige kraters) * kilometers lange stromen van gesmolten zwavel of silicaat. Volgens recente observaties zouden er op Io verschillende materialen aanwezig zijn zoals o.a. gesmolten silicaatrots en natrium. Io bevat weinig of geen water en de dunne atmosfeer is samengesteld uit zwaveldioxide en andere gassen.

Beeldmateriaal

Dit is een digitaal bewerkte foto van IO in 1997 opgenomen door de Galileo sonde op een afstand van ongev. 600.000 km. Recente analyse van de Galileo gegevens heeft aangetoond dat er zich, onder het oppervlak van IO, een magma oceaan zou bevinden.

Onderaan : een gebied op Io met vulkanische aktiviteit.

De maan Europa.

Kenmerken

Europa heeft een bevroren oppervlak en de temperatuur is er gemiddeld min 170 Celcius. Toch is deze maan heel bijzonder omdat er waarschijnlijk tweemaal zoveel vloeibaar water voorkomt als op onze aarde. Het bestaan van primitief buitenaards leven wordt dan ook niet uitgesloten. Europa is volledig bedekt met een laag ijs van tien tot dertig kilometer. Onder deze ijzige oppervlakte zou er zich een oceaan bevinden van vloeibaar zout water met een diepte van rond de honderd kilometer. Gezien de gemiddelde temperatuur aan het oppervlak lijkt dit zeer onwaarschijnlijk, maar er zijn twee mechanismen die deze oceaan verwarmen :

1) Net als in de aarde wordt er warmte geproduceerd door het vervallen van radioactieve elementen in het gesteente in de maankern, waarbij straling vrijkomt en er energie wordt gegenereerd die de omgeving verwarmt.

2) De getijdekrachten die de planeet op de maan Europa uitoefent zorgen voor wrijving en kneding waarbij opnieuw warmte vrijkomt.

Deze twee processen zouden dan voldoende zijn om de oceaan vloeibaar te houden.

Onder invloed van deze getijdekrachten ontstaan er scheuren, men noemt ze ook Lineae, in de ijslaag. Hierdoor wordt de ijskorst enigzins vervormd en ontstaan er deze lineae. De rozige kleur van de lineae zou te verklaren zijn door aanwezigheid van mogelijk bacterieel leven op het oppervlak (zie beeldmateriaal). Europa bezit een ijle atmosfeer van zuurstof. Deze zuurstof wordt geproduceerd door inwerking van energierijke deeltjes op het ijzige oppervlak van deze maan. Omdat het Europa-oppervlak erg jong is wordt het voortdurend ververst door verschillende geologische processen. Volgens geoloog Richard Greenberg van de Universiteit van Arizona worden er bij deze processen grote hoeveelheden zuurstof in de Europa-oceaan afgeleverd. Ook Greenberg beweert dat daardoor leven mogelijk is in de oceaan die zich onder het Europa oppervlak zou bevinden, zelfs in de vorm van grote, complexe organismen.

Beeldmateriaal

Onderaan : foto van het Europa oppervlak genomen door de Galileo sonde in 1996.

Nog een  foto van de Europa ijskap genomen door Galileo in 1997.

Onderaan : nog twee opnamen gemaakt door de Galileo sonde in 1996.

De maan Ganymedes.

 

Kenmerken

 

Ganymedes is niet enkel de grootste maan van de planeet Jupiter maar is eveneens de grootste maan uit ons zonnestelsel. Ganymedes is ook groter dan de planeet Mercurius. De naam Ganymedes stamt uit de Griekse mythologie, het was de zoon van koning Tros de oprichter van Troye. Volgens de bevindingen van de Galileo sonde heeft Ganymedes een metalen kern van vermoedelijk 400 tot 1300 km doorsnede. De mantel die de kern omringt bestaat uit ijs en silicaten en het oppervlak bestaat vermoedelijk uit een ijskorst die zich voortbeweegt over de dikke mantel. De gemiddelde oppervlakte temperatuur bedraagt min 164 Celcius.

De Hubble ruimtetelescoop heeft ontdekt dat de atmosfeer van Ganymedes rijk zou zijn aan zuurstof maar lang niet voldoende om enige vorm van leven te herbergen. Het oppervlak van deze maan is erg verweerd. Zo komen er barsten voor van enkele kilometers breed en honderden kilometers lang. In tegenstelling tot de maan IO waarvan het oppervlak bestaat uit vulkanen is het oppervlak van Ganymedes veel saaier en bestaat het uit oudere met kraters bezaaide gebieden van ongev. 3,5 miljard jaar oud, maar ook jongere gebieden.

Net zoals op de aarde is de korst van Ganymedes samengesteld uit tektonische platen die zich elk afzonderlijk kunnen voortbewegen door middel van breuklijnen. Wat betreft de dikte en de samenstelling van het ijzige oppervlak van deze maan en de mogelijke aanwezigheid van bacteriologisch leven, bestaat er tot nu toe nog onenigheid en is verder onderzoek aangewezen.

Beeldmateriaal

 

 Een Hubble foto van 2007. Ganymedes verdwijnt achter de moederplaneet Jupiter.

 

Het Ganymedes oppervlak met een rij van een 13 tal inslagkraters.

 

 

 

Bovenaan een paar foto’s van Ganymedes oppervlaktestructuren met inslagkraters.

 

 

De maan Callisto.

Kenmerken

Callisto is de derde grootste maan uit ons zonnestelsel en heeft, met zijn diameter van  4.800 km, ongeveer dezelfde omvang als de planeet Mercurius. Mercurius is de planeet die het dichts bij de zon staat.

Deze maan werd in 1610 ontdekt door Galilei Galileo en de naam is eveneens afkomstig uit de Griekse mythologie. Callisto was een nimf en één van de geliefden van Zeus. Het oppervlak van Callisto wordt gekenmerkt door een enorm aantal kraterinslagen met bijhorende concentrische ringen. Op Callisto bestaan er geen vulkanen of grote bergketens omdat ze weggeveegd worden door het bewegen van de korst die uit ijs bestaat.

Afgezien van de wanden van de kraters is er op Callisto geen ander reliëf. Het oppervlak is donker en ongeveer 4 miljard jaar oud.  De vlakke struktuur wordt veroorzaakt door het traag voortbewegen van de ijskorst die ervoor zorgt dat na verloop van tijd het reliëf terug wordt gladgestreken. Opvallend is de aanwezigheid van twee grote ringvormige inslagbassins die de namen VALHALLA en ASGARD kregen.

Valhalla is het grootste inslagbassin en is een gekleurd gebied met een diameter van 4000 km. Asgard heeft een diameter van ongv. 1600 km. Wellicht zijn deze structuren afkomstig van een zeer zware inslag. (zie beeldmateriaal)

Callisto heeft een ijle atmosfeer van kooldioxide, een temperatuur van  ongev. 120 Kelvin (min 153 Celcius) en er is geen spoor van een magnetisch veld. Onder het oppervlak van Callisto ligt vermoedelijk een zoutoceaan, die meer dan 10 km dik moet zijn, met mogelijk organisch leven. Ook hier is verder onderzoek aangewezen.

Beeldmateriaal

 

Links een foto van het Valhalla bassin en rechts een foto van het Asgard bassin.

Een scherp beeld van een inslagkrater.

De maan Titan.

 

Kenmerken

 

Titan is de grootste maan van de planeet Saturnus en werd in 1655 ontdekt door de Nederlandse astronoom Christiaan Huygens. In de Griekse mythologie waren de Titans een familie van reuzen, de kinderen van Uranus en Gaia. Titan heeft een diameter van ongev. 5.150 km en met schat de ouderdom op 4,5 miljard jaar. Van alle manen in ons zonnestelsel is Titan wellicht de meest intereressante voor wetenschappers en astronomen omdat men al vele jaren vermoed dat er zeeën en rivieren voorkomen op deze maan en dat de atmosfeer van Titan veel gelijkenissen vertoont met de atmosfeer van de aarde tijdens het ontstaan van het leven. Ook Titan is een ijsmaan die bestaat uit een stenen kern met daar rond een dikke mantel van verschillende ijslagen. Titan’s atmosfeer bestaat uit 95 % stikstof en sporen van methaan, argon, ethaan en koolstofdioxide en de temperatuur bedraagt er 94 Kelvin (min 179 Celcius). Rond deze maan hangt steeds een zeer dikke smog en volgens vele wetenschappers zou een gelijkaardig fenomeen zich ook hebben afgespeeld op de aarde in de periode dat het leven ontstaan is.

Titan beschikt niet over een magnetisch veld en daarom is de atmosfeer onderhevig aan verschillende chemische reacties o.a. de vorming van watersterstofgas. Titan’s atmosfeer bevat ook “aerosols” (vliegende stofdeeltjes) en zijn vermoedelijk de oorzaak voor de oranje kleur die de maan heeft. Het oppervlak van Titan was in het verleden zeer moeilijk waar te nemen door de dikke laag smog in de atmosfeer maar dankzij de geslaagde landing van de Huygens sonde, hebben we voor het eerst duidelijk foto’s gezien over het landschap van deze maan. Op één van deze foto’s die de Huygens lander maakte tijdens zijn afdaling is een stelsel van kanalen te zien waardoor wetenschappers denken dat in deze kanalen een vloeistof zou lopen die mogelijk zou moeten uitmonden in een zee of een reusachtig meer. Wetenschappers vermoeden dat deze rivieren en zeeën zouden bestaan uit methaan doordat deze op het oppervlak van Titan in vloeibare toestand kan voorkomen en recente radarfoto’s van de Cassini ruimtesonde, die zich nog steeds in een baan om Saturnus bevindt, tonen inderdaad aan dat er sporen van meren te zien zijn op het oppervlak van Titan.

Titan vertoont enorm veel  gelijkenissen met de aarde in de periode dat hier het leven ontstond en doordat er nog steeds methaan wordt aangemaakt in de atmosfeer van Titan zou dit kunnen wijzen op eventuele organische levensvormen want op aarde wordt ditzelfde methaan aangemaakt door tal van levensvormen. Indien er zich dus in ons zonnestelsel ergens leven bevindt, anders dan dat van op aarde, dan is de kans dus groot dat het op Titan is. Uiteraard blijft dit theorie en is verder onderzoek noodzakelijk.

Recente opnamen van de Cassini ruimtesonde tonen volgens sommige wetenschappers aan dat Titan ook over een ondergrondse oceaan zou beschikken, en vermoedelijk zou deze oceaan bestaan uit water en sporen van ammonia. Deze oceaan bevindt zich vermoedelijk onder een honderd kilometer dikke ijslaag.

Het weer op Titan.

Eerder had men al droge structuren waargenomen die op rivierbeddingen lijken maar nu gaan onderzoekers ervan uit dat het regent op Titan.

Een internationaal team van wetenschappers onder de leiding van Elisabeth Turtle van de John Hopkins Universiteit hebben onlangs een daling van de oppervlaktehelderheid vastgesteld rond de evenaar van Titan. Deze “verdonkeringen” traden op nadat men boven dit gebied wolken had waargenomen op foto’s die genomen werden door de Cassini ruimtesonde. Het gebied werd op 27 september 2010 gefotografeerd en is ongev. 2.000 km lang en 100 km breed. De meest voor de hand liggende oorzaak voor deze verdonkeringen is volgens onderzoekers neerslag. Tot nog toe gingen wetenschappers ervan uit dat de eerder ontdekte structuren overblijfselen waren van een vochtiger klimaat uit het verleden. Dankzij deze nieuwe waarnemingen lijkt het er nu op dat de structuren ontstaan door een seizoensgebonden neerslag. In tegenstelling tot het proces van verdamping en neerslag op aarde, bestaat deze “neerslag” op Titan niet uit water maar uit vloeibaar methaan en ethaan. Op aarde kunnen deze stoffen enkel in vloeibare toestand bestaan als ze onder hoge druk gebracht worden. Hieronder een artistieke impressie van het weer op Titan.

De wetenschap zal ongetwijfeld altijd interesse blijven tonen in Titan en in de volgende decenia zal deze maan wellicht nog meermaals bezocht worden door onbemande ruimtetuigen.

Beeldmateriaal

 

 

Bovenaan enkele opnamen gemaakt door Huygens terwijl de sonde Titan’s atmosfeer binnendrong.

Bovenaan twee artistieke impressies van hoe het landschap op Titan er zou kunnen uitzien.

Hierboven een artistieke impressie van een inktvisachtig wezen zoals het zou kunnen existeren onder de kilometers dikke ijskorst van een van de Jupiter of Saturnus manen.

De maan Enceladus.

Kenmerken

Enceladus is de zesde grootste maan van Saturnus en werd in 1789 ontdekt door William Herschel een Brits astronoom van Duitse afkomst. In de Griekse mythologie was Enceladus één van de Giganten die werd begraven onder de Etna vulkaan door de god Athena. De eerste gedetailleerde foto’s van deze maan kwamen van de ruimtesonde Voyager in augustus 1981.

Enceladus heeft de grootste albedo (weerkaatsing van het licht) in ons zonnestelsel, hetgeen wil zeggen dat het oppervlak van deze maan bijna alle zonlicht reflecteert. Hierdoor weten we o.a. dat het oppervlak van Enceladus moet bestaan uit vers en proper ijs. Deze maan heeft een diameter van ongv. 500 km en de gemiddelde temperatuur bedraagt er 75 Kelvin (min 198 Celcius). Er zou rond Enceladus een zeer dunne atmosfeer bestaan, maar de massa van Enceladus is zo gering dat de zwaartekracht niet voldoende kan zijn om de atmosfeer bij elkaar te houden. Als er tóch een atmosfeer zou zijn, dan moet deze door een andere oorzaak ontstaan zijn, zoals door “water vulcanisme”.
Wetenschappers hebben kunnen aantonen dat er in het oppervlak van Enceladus tektonische aktiviteit bestaat. Volgens geologen zou het oppervlak vrij jong zijn (minder dan 100 miljoen jaar) en dat het terrein bestaat uit kraters, bergketens, vlakten en groeven. De Cassini ruimtesonde heeft ontdekt dat deze maan zou beschikken over vloeibaar water en er werden ook geisers op het oppervlak teruggevonden die een hoogte van wel 500 km bereiken.

Dit bewijst dat Enceladus inderdaad geologisch aktief is en dat het interieur van deze maan verwarmd wordt, net zoals bij de maan Europa. Onderzoek naar de geisers op Enceladus heeft aangetoond dat er zich mogelijk, diep onder het bevroren oppervlak, een vloeibare oceaan bevindt. Dit is wellicht het eerste bewijs van natuurlijk voorkomend vloeibaar water buiten de aarde, wat deze maan een interessant doelwit maakt voor de astrobiologie. Uiteraard bestaat ook hier de mogelijkheid van organisch leven diep onder de ijskorst van deze maan.

Beeldmateriaal

Bovenaan enkele voorbeelden van de oppervlakte-structuren op deze maan.

Onderaan een foto van Enceladus waarop duidelijk tektonische aktiviteit te zien is.

Hier een paar artistieke impressies van hoe het landschap op Enceladus er zou kunnen uitzien :

TOEKOMSTIGE PROJECTEN.

Het is duidelijk dat de succesvolle Galileo en Cassini/Huygens missies niet het einde betekenen van de exploraties van Jupiter, Saturnus en hun vele fascinerende manen. Bij zowel NASA en ESA liggen voorstellen klaar om ambitieuse nieuwe missies naar de gasgiganten en hun manen te lanceren, een ongeziene samenwerking tussen de twee ruimteagentschappen.

Terugkeer naar Jupiter.

Op vrijdag 5 augustus 2011 werd van op Cape Canaveral in Florida USA met een krachtige Atlas-V draagraket de JUNO sonde met bestemming de planeet Jupiter succesvol gelanceerd. De 1,1 miljard dollar kostende Juno begon dan aan een reis van vijf jaar naar de grootste planeet van ons zonnestelsel. De sonde zal in oktober 2013 een scheervlucht langs de Aarde maken om aan snelheid te winnen. Na aankomst in juli 2016 zal de 4 ton wegende Juno ongeveer een jaar rondom de gasgigant draaien, om tot op een hoogte van nauwelijks 5000 km boven de wolkentoppen te komen. Deze sonde heeft acht instrumenten aan boord die Jupiter’s atmosfeer onder de loupe zullen nemen, zoals de hoeveelheid water en de verdere samenstelling, temperatuur, wolkenbewegingen en andere eigenschappen. Ook onderzoek van magnetische en zwaartekrachtvelden staat op het programma. De studie van de magnetosfeer nabij de polen – in het bijzonder de aurora’s – moet verduidelijken hoe het enorme magnetisch veld van Jupiter invloed heeft op zijn atmosfeer. Het tuig zal welllicht 33 omlopen maken vooraleer in Jupiter’s atmosfeer te worden opgeslorpt. Links een artistieke impressie van Juno.

Daarnaast ligt er bij de NASA en ESA nog een groter project ter studie de Europa Jupiter System Mission genaamd. Het is de bedoeling twee ruimtesonde’s in een baan rond de planeet en de grootste manen Io, Europa, Gamymedes en Callisto te brengen om deze hemellichamen verder in detail te bestuderen en in kaart te brengen.

De Jupiter Europa is de sonde die door NASA gebouwd wordt en de ESA zal instaan voor de Jupiter Ganymedes.

De beide tuigen zouden in 2020 gelanceerd worden om Jupiter rond 2026 te bereiken. Voorzien is een drie jaar durende studieronde van de planeet en de vier manen. Deze eerstvolgende vlaggeschip-missie van NASA en ESA zou in het totaal rond de 4 miljard dollar kosten. Het gezamenlijk opzet is te onderzoeken of er potentieel bewoonbare manen zijn rond deze gasgigant. Het is vooral de maan Europa die met deze missie de volle aandacht krijgt.

Zoals reeds eerder vermeld in dit artikel zou er onder de dikke ijskorst van Europa een vloeibare oceaan liggen. Dit zal men proberen te detecteren door middel van bodempenetrerende radar en sensoren om de zwaartekracht te meten. Ook zal aandacht besteed worden aan het nauwkeurig in kaart brengen van Europa’s oppervlak, topografie en bodemsamenstelling. De sonde die door de ESA zal gelanceerd worden zal ongeveer hetzelfde doen rond Ganymedes, Jupiter’s grootste maan en tevens de grootste maan van ons zonnestelsel. Hieronder een artistieke impressie van de E.J.S.M. Bovenaan de Jupiter Europa en onderaan de Jupiter Ganymedes.

Terugkeer naar Saturnus.

Ook deze toekomstige missie wordt een gezamenlijk project van NASA en ESA. Dit vlaggeschip wordt de Titan Saturn System Mission genoemd en omvat een door de NASA ontwikkelde en gebouwde ruimtesonde die de planeet Saturnus en enkele van zijn manen zal aandoen en eveneens een door de ESA ontwikkeld landingstuig en een ballon voor een doorgedreven wetenschappelijk onderzoek van de atmosfeer rond de maan Titan. Ook de maan Encelades met zijn ijsspuwende geisers is het doel van verder onderzoek. Volgens de huidige plannen van NASA zou deze missie eveneens in het jaar 2020 gelanceerd worden en de ruimtetuigen zouder er ongeveer 10,5 jaar over doen om Saturnus te bereiken.

Dit ruimtetuig zou ongeveer 2 jaar rond Saturnus, Encelades en enkele andere manen cirkelen en verder ongev. 1,5 jaar rond Titan draaien. Ondertussen zal men proberen de Cassini ruimtesonde eveneens door NASA, ESA en het Italiaanse Ruimteagenstschap gelanceerd, nog zeven jaar (tot 2017) in een baan rond Saturnus te houden. In ieder geval zijn deze beide missies een voortreffelijke samenwerking tussen de Amerikaanse en Europese ruimteagentschappen en bedoeld om het ruimteonderzoek verder te stimuleren en in goede banen te leiden.

Hierboven een artistieke impressie van de T.S.S.M. Zowel de sonde, de lander en de ballon zijn hier afgebeeld.

 

Bronnen.

http://wetenschap.infonu.nl

www.allesoversterrenkunde.nl

http://solarsystem.nasa.gov

http://nl.wikipedia.org

http://saturn.jpl.nasa.gov

www.physorg.com

http://noorderlicht.vpro.nl

www.space.com

www.planetaryexploration.net

www.sterrenkunde.nl

www.spacepage.be