Vi starter med en avsluttende oppsummering om Jupiters måner redegjør om hvordan vi tror de er dannet og har fått den differensierte tetthetsfordeling som de har, med Io med høyest tetthet innerst og Ganymede og Callisto ytterst, bestående for en stor del av is og vann. Siden 2004 har satellitten Cassini samlet store og nye kunnskaper om Saturn og dens måner. Titan har vært særlig studert, samtidig som det er kommet mye interessant informasjon om flere av de andre månene i Saturn systemet, ikke minst Enceladus. Vi skal derfor konsentrere oss om Titan og Enceladus. Cassini har også gitt ny kunnskap om ringsystemet til Saturn. Betydningen av Plutos og Charons plass i planetsystemet har endret seg de siste årene. Pluto ble nok feil klassifisert som planet, men oppdagelsen av Kuiperbeltet, hvor Pluto og Charon passer inn, er viktig for forstå hele solsystemet. 1
Igjen minner vi om hvordan de galileiske månene trolig er oppbygd. Nå skal vi ikke gå i detalj, men bare minne om to ting. Det første er at de 3 ytterste månene inneholder store mengder vann. Som vi har sett og skal se er dette vanlig blant kroppene i den ytre delen av solsystemet. Uranus og Neptun har begge mye vann i det indre. De mindre månene til Jupiter, månene rundt Saturn, Uranus og Neptun, hele planeten Pluto med Charon, og andre objekter langt ute (for eksempel kometer), er stort sett laget av vann-is med en del silikater og mindre mengder av andre gasser, i fast form som is, som væske eller i gassform. For det andre merker vi oss variasjonen i middeltett for månene med avstanden fra Jupiter. Den tetteste, Io (3.53 g cm -3 ) ligger nærmest Jupiter, så kommer Europa (2.97 g cm -3 ), Ganymede (1.94 g cm -3 ) og Callisto (1.85 g cm -3 ). Forskjellen kommer trolig av en differensiering i tungt og lett fordampelige grunnstoffer tilsvarende tetthetsdifferensieringen for planetene i solsystemet og årsaken til differensieringen er trolig den samme som for planetene. De tetteste månene er dannet innerst fordi de lette og lett fordampelige grunnstoffene og molekylene (som f.eks. vann) ikke kunne kondensere nær en ung Jupiter, som var mye varmere enn den er i dag. Denne tanken ble satt fram av Gerald Kuiper i 1950-årene og senere modellberegninger har godtgjort at det er et mulig scenario (se figur i neste slide). 2
Kan virkelig Jupiter ha vært så varm da de galileiske månene ble dannet at vi har fått en systematisk endring i grunnstoffene med avstanden fra Jupiter? Dette diagrammet viser en utviklingskurve for temperaturen på overflaten av Jupiter eller et tilsvarende objekt med 1/1000 solmasse. Vi ser at temperaturen øker under sammentrekningen og når en største verdi på om lag 1250 K, men på det punktet er Jupiter fortsatt oppblåst og like stor som sola i dag. Men litt over 1 million år etter at sammentrekningen begynte, nærmer størrelsen seg den nåværende verdien og temperaturen på overflata er i området 1000 K til 600 K. Dette kan være en situasjon hvor Io og det meste av Europa vil kondensere og samles som metall og steinobjekter, mens vannet feies lenger ut i systemet og fryses ut først ute ved Ganymede og Callisto. 3
Titan, den nest største månen i solsystemet, etter Ganymede, ble oppdaget av Christiaan Huygens i 1655. I 1950-årene viste spektroskopiske undersøkelser at Titan hadde en tett atmosfære som inneholdt forholdsvis store mengder metan, en organisk gass. Dermed økte interessen for Titan sterkt og i 1997 ble romfartøyet Cassini sendt av gårde for å utforske saturnsystemet. Temperaturen synes for lav, -180 C, til at det kan finnes liv på Titan. Men noen byggesteiner for liv er til stede i form av metan og etan, gasser som trolig også fantes på jorda i dens begynnelse. Den mest vanlige gassen i Titanatmosfæren er nitrogen med om lag 90%. Det er mange som mener at jordas atmosfære har startet som en blanding av nitrogen og metan og at det var metan og ikke karbondioksid som var den opprinnelige drivhusgassen i jordas tidlige atmosfære. Romfartøyet Cassini ble sendt ut 15 oktober 1997 og ankom Saturn i 2004 etter en ferd på nesten syv år. Siden den ankom har Cassini utforsket hele saturnsystemet, inkludert selve Saturn og ringene og er i ferd med å kartlegge månene, slik Galileo kartla Jupiters måner. Cassini inkluderte en lander, Huygens, som ble satt ned på på Titan 14 januar 2005. De to delene av romobservatoriet er oppkalt etter to sekstenhundretalls astronomer, Cassini og Hygens, som vi har omtalt tidligere i kurset. Begge gjorde viktige oppdagelser om Saturns ringer og måner. Opprinnelig skulle Cassini gjøre noe over 70 runder rundt Saturn i løpet av de godt og vel tre år dens ferd var beregnet å vare. Men da Cassini viste seg å være en stor suksess, ble den i april 2008 forlenget med ytterligere 60 omløp rundt Saturn, til midten av 2011. Særlig grundige studier er gjort av Titan og Cassini har flere ganger fløyet forbi både den andre måner. Den holder seg i nokså god avstand fra Saturn på grunn av en viss risiko for kollisjoner med partikler i ringene, som ligger nær planeten. Under innflygingen til Saturn systemet passerte den gjennom ringene, men dette anses som risikabelt og vil ikke bli gjentatt. Etter hvert har Cassini tatt bilder av alle de større saturnmånene og noen av de små. Flere interessante oppdagelser er gjort, især om månen Enceladus som spyr geysirer av vanndamp og støv ut i rommet. Vi skal derfor samles oss især om å beskrive disse to månene. 4
Før Cassini-Huygens var det kjent at atmosfæren i overveiende grad består av nitrogen (90%). Men metan og andre hydrokarboner kan utgjøre minst 1% og kanskje så mye som 10% av gassen i Titan-atmosfæren. Metan brytes ned av sollyset og det dannes smog, kjent fra forurensningen i storbyer. Hydrogen blir da frigjort og forsvinner fordi Titan ikke klarer å holde på fri hydrogengass. Videre dannes partikler av fast acetylen som aerosoler mens etan danner en dis, og til dels et regn. Noe av dette regnet kan komme til overflaten. Man har derfor spekulert på om det finnes et grunt hav av etan og eller flytende metan. I 2006 fant da også Cassini klare tegn på utstrakte sjøer av metan på Titans overflate. Slike sjøer er blitt bekreftet av senere observasjoner med satellitten. Mange tror til og med at det kan eksister et hav av metan under isoverflaten til Titan. Vedrørende faste eller flytende tilstander: Målte temperaturer på Titan er -183 C på skytoppene og -190 C til -137 C på bakken. En beregnet middelverdi i atmosfæren er -176 C. Kokepunktet for nitrogen er -195 C og frysepunktet på -210 C. Nitrogen er derfor i gassform. For metan er de tilsvarende temperaturene -164 C og -182.5 C. Metan kan derfor være både i fast og flytende form på overflata av Titan, omtrent som vann og is på jorda. Etan har frysepunkt -171 C og kokepunkt -88 C og er i samme kategori, men er trolig oftere i fast form enn metan. Uansett hvordan det måtte være: Titan fascinerer fordi den har organiske stoffer som ofte tas som tegn på liv. 5
Huygens ble frigjort fra Cassini allerede 1 juledag 2004. Den fløy så til Titan, og entret Titans tette atmosfære, som har et gasstrykk ved bakken på 1.5 bar. Fallskjermer ble foldet ut i stor høyde og Huygens svevde langsomt ned mot bakken På veien gjorde den målinger av vindhastigheter, temperatur, trykk og atmosfærens kjemiske sammensetning. Det viste seg at vindhastigheten var lav nær overflaten, men økte med høyden opp til 60 km over bakken. De høyeste vindhastigheter fant man i 120 kilometers høyde hvor det ble målt vindfart på 120 meter per sekund eller 430 km/time. I disse høydene var det også betydelig variabel vind og sterke vertikale vinder. For øvrig var vindretningen hovedsakelig i fra vest mot øst, samme veien som Titan roterer rundt sin egen akse. Det kraftige vindene gjorde at Huygens svingte kraftig der den hang i fallskjermen på veien ned. Dette kan det være greit å huske når vi nå skal se en serie av bilder som ble tatt av kamera på veien ned mot bakken. Huygens hadde batterikapasitet til å fungere i om lag 3 timer. Landingen var vellykket og myk nok til at satellitten fungerte godt på bakken. Man fikk derfor en rekke bilder fra bakkenivå på Titan. 6
Nå skal vi snart vise landingssekvensen for Huygens på Titan. De bildene vi først skal se er tatt med et kamera med tre linser som pekte i ulike retninger. Vi ser vekselvis bilder fra de ulike linsene. Videre gjør svingningene at bildene skifter og viser utsyn mange ulike retninger under turen nedover i atmosfæren. 7
Dette bildet er satt sammen fra flere bilder. Bildene er blitt behandlet og dekker et litt større område. I høyder over 20-25 km ser man vesentlig skyer. Dette bildet er fra 16 km høyde. Her begynner man å se gjenkjennelige landskapstrekk, mørke kanaler eller elveleier i et lysere landskap. Trolig er det flytende metan som en gang har rent i de mørke kanalene. I nederste delen ser man kanskje bunnen i det som en gang har vært en sjø av metan. Opprinnelig forestilte man seg at Titan kunne ha et kjempemessig hav, 1000 meter dypt, som dekket store deler av månen. Observasjonene fra Huygens viste noe annet. Flytende metan fantes ikke i og rundt landingsstedet, men det var klart at elver og sjøer av metan hadde eksistert i området tidligere. Selve bakken på Titan er i hovedsak vann-is, men også dekket med slaps av etan og kanskje også metan. Og Hygens bekreftet at atmosfæren i hovedsak er nitrogen, N 2, i gassform. 8
Her er to andre bilder tatt mens Huygens svevet ned mot Titans overflate. Bildet til venstre viser noe som kan være rester av øyer av is i en sjø av flytende metan. Metansjøen er altså forsvunnet, men øyene vises fortsatt. De lyse og mørke områdene til høyre tror man er igjen is og kanaler hvor det har rent flytende metan.. 9
10
Etter at Huygens landet har Cassini fløyet forbi Titan mange ganger og studert månen med radar. Det er bekreftet at der finnes flere større sjøer av flytende metan. Mange av disse er observert nær nordpolen. Sjøene finnes i mange størrelser. Den største har areal som Lake Superior i USA, og kanskje finnes det en enda større sjø så stor som det Kaspiske Hav. Landingsområdet for Huygens i forrige slide så ut som gammel sjøbunn, men Huygens observerte ikke metan i væskeform. Nedslagkrateret ble observert av Cassini 13 januar 2007. Det er omtrent 180 km i diameter. Foreløpig kjenner man bare et fåtall nedslagkratre på Titan. Det tyder på en ung overflate som kanskje stadig blir fornyet. De etter hvert mange sjøene av metan som er oppdaget på Titan tyder på en sterk fordamping av metan fra månen (jfr. Sirkulasjonssystemene i slide 6). Dette betyr at Titan må ha et stort reservoar av metan, og man tror at Titan kanskje har slike reservoarer under bakken, som jo består av is fra vanlig vann. Titan har også vær med metanskyer og metanregn som vist i neste slide. 11
Her vises bilder tatt med ett års mellomrom mens Cassini har passert nær Titan. Vi ser skyer av metan i atmosfæren og merker oss at sjøer og våte felter av metan i områder nær skyene. De lyse områdene er skyer av metan. Men vi ser også hvordan vi på bakken får nye sjøer av metan som følge av nedbør fra skyene. Ontariosjøen har økt og i tillegg har vi et stort nytt fuktig område hvor metanskyene har sluppet ut sitt regn. 12
Her vises overflatene for noen av Saturns måner observert i de to siste år fra Cassini. Overflatene for de månene som er vist her har mange kratre. Merk især Mimas som har mange små kratre i en overflate som må være gammel, pluss det store krateret, Herschel, med 140 km diameter. Mimas diameter er 400 km. Disse månene synes å være enkle klumper av is og stein, hvor det ikke foregår noen fornyende prosesser. Men ikke alle månene er så enkle! 13
Iapetus har et merkelig utseende med et magebeltet mellom de to halvkulene. Fra nært hold avslører magebeltet seg som en mektig fjellkjede med berg (trolig er det is) fulle av kratre. 14
Saturn-månen Enceladus har vist seg å være spesiell. Her ser vi et utsnitt av overflaten. Kratre, sprekker og bruddsoner er synlig på månens isoverflate, som forøvrig er ganske glatt. Kratrene er gjerne noe utvisket. Formasjonene ligner på de vi finner på Jupitermånene Europa og Ganymede. Det er tydelig at vi har tilsvarende tektonisk aktivitet på Enceladus Men det er ikke bare sprekkene som peker mot aktiv tektonikk. På Enceladus forekommer også utbrudd hvor vanndamp kastes ut i geysiraktige utbrudd. Enceladus er en av bare tre måner i solsystemet hvor vi kjenner slik aktivitet. De to andre er Io, med regulære vulkanutbrudd av svovel, og Neptuns måne, Triton. Foruten vanndamp inneholder utbruddene på Enceladus også støv og mindre mengder molekylært nitrogen, metan og karbondioksid. Cassini har ved en anledning gått rett gjennom strålene fra geysirene på Enceladus. Man har antatt de mikroskopiske støvpartiklene som danner Saturns E-ring hadde Enceladus som kilde, helt siden denne store diffuse ringen først ble observert i bilder fra Voyager. Dette er nå bekreftet. (Om E- ringen se slide 23 senere i forelesningen.) 15
Enceladus har is-tektonsk aktivitet som skyldes cryovulkanisme (isvulkanisme) Bildet til venstre viser en spesiell del av overflaten ved sydpolen, hvor vi finner parallelle striper, så kalte tigerstriper. Temperaturen på overflaten i dette området er kartlagt ved bruk av infrarød spektroskopi, og man finner en overraskende høy temperatur på 180 K (-90 C). Dette er er illustrert i figuren til høyre. Normalt skulle man vente at temperaturen på Enceladus var 60 K. Denne kartleggingen, som ble gjort 12 mars 2008, peker igjen klart mot cryovulkanisme. 16
Noen dager senere etter at de varmes sprekkene var påvist kunne man med sikkerhet forankre støvstrålene i sprekkene ved sydpolen på Enceladus. Dette skjedde ved at Cassini's ultrafiolette spektrometer observert hvordan stjerner sett nær randa på månen ble svakere for en tid idet lyset fra gitte stjerner passerte gjennom strålene de ble formørket. Dermed kunne hver stråle lokaliseres nøyaktig og forankres i et område (I VII på figuren). Det var videre mulig å slå fast at hver stråle kom fra et lite område på overflaten, trolig ikke større enn 300 x 300 meter, at de innholdt vanndamp og støv og at vannmolekylene beveget seg med hastigheter høyere enn 600 m/s. 17
Figuren forsøker å vise vise hvordan utbruddene og den tektoniske aktiviteten henger sammen med det vi kaller kryovulkanisme, som også forekommer på Europa og Ganymede. Den varme steinmantelen på bunnen av havet eller islaget som omslutter månen, varmes opp ved tideeffekter. På Enceladus dannes en lomme av vanndamp under trykk inne i islaget som dekker månen. Utbruddene skjer så fra denne lommen, på tilsvarende måte som magmakammer i jordskorpa lager vulkanutbrudd. Det er et problem hvordan Enceladus blir varmet opp tilstrekkelig til at men får smeltet isen under overflaten. Opprinnelig tenker man seg en periode hvor banen rundt Saturn har vært mer eksentrisk enn i dag, noe som vil gi større endring i tidevannseffekten på månen og dermed føre til oppvarming. En så sterk endring i tidevannskreftene har vi ikke i dag, men påvirkninger fra Saturn og fra nabomånen Dione kan være tilstrekkelig til å opprettholde smeltingen. 18
Ringsystemer. Det viser seg at ringsystemer finnes rundt alle de fire store planetene. Saturn har imidlertid det overlegent største og flotteste ringsystemet. Det ble først sett av Galilei 1610, men han skjønte ikke hva han så. Da han igjen så på Saturn i 1612 så han ingen ringer, fordi ringene da st o med kanten mot jorda. I 1655 observerte Christiaan Huygens det han tolket som en stiv skive rundt Saturn, og 1675 noterte Domenico Cassini at skiven var oppdelt i 2 ringer, som han kalte A og B. De to ringene var atskilt av et gap en åpning nesten 5000 km bred som senere har fått navnet Cassinigapet. En tredje og svakere ring, C-ringen, ble funnet i 1850. Pierre-Simon Laplace viste at store, stive skiver ikke kunne eksistere på grunn av stress i materialet forårsaket av krefter som drar på skivene i ulik styrke på forskjellige steder. Tidevannskrefter vil med andre ord rive dem i stykker. Den store fysiker Maxwell ble i1859 belønnet med en pris fordi han i 1857 viste teoretisk at ringene måtte bestå av små deler dersom de skulle være stabile. Dette ble bekreftet i 1895 da amerikaneren James Keeler ved observasjoner sikkerhet at ringene består av smålegemer i bane rundt Saturn og at disse legemene følger Keplers lover i sitt omløp. 19
Keeler plasserte en spektrografspalt i flere posisjoner over ringene og målte Dopplereffekten i linjene fra det reflekterte lyset. Han målte rød og blåforskyvninger for linjene, og kunne da utlede at hastigheten i ringene varierte som en over kvadratroten av avstanden fra et observert sted i ringen og inn til sentrum av Saturn, altså v ~ r --1/2. Dette samsvarer med variasjonen i baner som følger Keplers 3dje lov og dermed Newtons gravitasjonslov. 20
Bildet viser den indre delen av ringsystemet med de tre klassiske ringene : A, B og C. Den indre kanten av C-ringen ligger 74500 km fra Saturns senter og om lag 14000 km over toppen på Saturns skylag. Den ytre kantene av A- ringen ligger 137000 km fra sentrum av Saturn. Disse tre ringene har vært kjent siden 1850. Men fra Pioneer-, Voyager- og Cassini-ferdene er det funnet flere andre ringer og to av disse er merket av: D-ringen som er svak og diffus og ligger innerst mot Saturn, og den smale F-ringen 140000 km fra Saturn sentrum. Vi skal også nevne en E-ring som som er meget utstrakt og litt tykk og diffus, og ligger fra 181000 km til 483000 km fra Saturn. Denne samt D-ringen skiller seg fra de andre ringene ved at den består av bitte små støvpartikler (ned mot 1 mikrometer), laget av is. Kilden til partiklene i E- ringen er geysir utbruddene på Enceladus. Vi ser også at ringsystemet har finstruktur, deriblant flere åpninger eller gap. Cassini-gapet er det største, men vi vil også nevne Encke-gapet og Keelergapet blant mange andre lignende åpninger. Begge ligger i A ringen nær den ytre kanten. Encke- gapet er 325 km bredt og Keeler-gapet 35 km. 21
Gapene som vi nettopp har omtalt, er forholdsvis grove tilfeller av struktur i Saturns ringer. Dette bildet gir et helt annen inntrykk av finstrukturen vi faktisk har. Vi ser et utsnitt av A-ringen 725 km bredt med strukturer ned til en halv kilometer brede. Tettheten er største i de lyseste områdene bildet. Vi skal etter hvert diskutere hvordan gap og smale ringer som F-ringen og lignede strukturer, dannes og opprettholdes. Her har vi imidlertid en rikdom av strukturer som vanskelig kan detaljforklares. Vi ser likevel to tetthetsbølger. De sterke ringene til venstre er bølgetopper forårsaket av gravitasjonseffekter fra månen Janus, mens vi har svakere bølgetopper til høyre som skyldes månen Pandora, ute ved F-ringen. Finstrukturen forøvrig skyldes trolig bølger satt opp av andre måner. Det er ikke slik at strukturene representerer atskilte ringer. Snarere er det variasjoner i tetthet vi ser. 22
Før vi går over til å diskutere detaljer ringstrukturen skal vi se på noen radielle strukturer. Mørke, og av og til lyse, bånd går som eiker i Saturns hjul av ringer. De er forårsaket av støvpartikler som har en netto elektrisk ladning og som derfor linjerer seg opp langs elektriske felter i ringsystemet. Disse feltene går radielt, fra Saturn og ut mot kanten av ringene. Eikene endrer seg med tiden. De ble klart observert av Voyager, men ble først sett av Cassini i september 2005, 14 måneder etter at den ankom Saturn. Det kan ha noe med de synsvinkler og belysningsforhold som Cassini inntil da hadde av ringsystemet. 23
Noen finstrukturer svarer til steder hvor omløpstiden for ringpartiklene er i resonans med omløpet til en av Saturns måner. Det beste eksempelet er Cassini-gapet. Det skyldes resonant påvirkning fra månen Mimas som nesten tømmer Cassini-gapet for ringpartikler. En partikkel i Cassini-gapet gjør to omløp rundt Saturn på den tiden saturnmånen Mimas gjør ett omløp. Det betyr at annenhver gang partikkelen gjør et omløp rundt Saturn, så står Mimas på samme sted på utsiden av ringsystemet og trekker på partikkelen. Dette er eksempel på en resonans - en såkalt 2:1 resonans. Det blir som å svinge seg i en huske. Hvis noen dytter på samme sted i svingebuen, så er det lett å få stor fart og et stort utslag, en stor svingebue, selv om puffet ikke er sterkt. Her går vi i detalj igjennom hvordan Mimas lager Cassini-gapet. I øverste bildet står Mimas på utsiden av ringen og trekker en partikkel i Cassini-gapet utover med stor kraft. I tredje bildet er Mimas kommet en halv runde rundt Saturn og befinner seg på motsatt side av Saturn som partikkelen. Nå trekker Mimas den samme partikkelen innover, men kraften er mye mindre fordi avstanden fra Mimas til partiklene i ringen er så mye større. Situasjonen i andre og siste bildet er noe midt i mellom. Nettoeffekten er at partikkelen trekkes utover og ut av Cassini-gapet. 24
Måner i Encke og Keeler-gapet. Disse to gapene gapene i A-ringen lages av måner som befinner seg inne i ringen. En slik måne går litt raskere rundt Saturn enn en ringpartikkel på utsiden av dens bane og litt langsommere enn en ringpartikkel like innenfor. Selv om månen er liten, er den likevel mye mer massiv enn selv de største ringpartiklene. Da vil gravitasjonen fra månen påvirke ringpartiklene sterkt, mens månen derimot blir lite påvirket av kollisjonene, som de kalles selv om partiklene og månen ikke er i fysisk kontakt. Vi kan si at en måne inne i en ring prøver å få ringpartiklene rundt seg til å gå med samme fart rundt Saturn som den selv har. I middel er virkningen å bremse ned en (raskere) indre partikkel og speede opp en ytre partikkel. Resultatet blir at den indre partikkelen faller litt innover. Det kommer av at den bruker lenger tid på å gå en gitt bue enn før den ble bremset, og som et resultat vil den falle litt lenger innover mot Saturn enn det fallet den har i en bane som svarer til den sirkelen den går i dersom den ikke blir bremset. Den ytre partikkelen vil på tilsvarende måte svinge utover idet den bruker kortere tid på buen og dermed ikke faller så langt. På den måten åpner gapet seg. Andre åpninger i ringsystemet kan være laget av andre små måner, kanskje så små at vi ikke ser dem, men oppfatter dem som en del av ringsystemet 25
Til venstre ser vi månen Pan i Encke-gapet. Pan har en diameter på 25 km og Encke-gapet er 325 km bredt. Til høyre har vi månen Daphnis i Keeler-gapet oppdaget av Cassini i 2005. Daphnis har en diameter på 7 km og Keeler-gapet er 35 km bredt. Dette er den andre månen vi kjenner til til nå, som har laget et gap. Månen setter opp bølger langs kantene på Keeler-gapet og bølgestrukturene er tydelig. Fra disse bølgene kan månens masse beregnes. Samtidig kan størrelsen måles. Den lave middeltettheten tyder på at månen er porøs som en løs samling av ispartikler eller blokker av is. Det samme er tilfelle med andre små måner nær den ytre kanten av A-ringen og dette kan fortelle noe om hvordan slike måner er dannet og hva de har opplevd av kollisjoner i sin levetid. 26
Gjetermåner. Gjetermåner fungerer etter en slags motsatt mekanisme sammenlignet med måner som åpner et gap i ringene. Her er situasjonen at to små måner i baner nær hverandre samler seg en ring som de passer på gjeter. Partikler like innenfor den ytre månen, nr 1, blir i middel bremset og faller innover, mens partiklene like utenfor den indre månen, måne 2, vil øke farten fordi månen passerer i raskere fart enn partiklene. Fartsøkningen gjør at disse partiklene blir slynget utover. På den måten fokuserer de to månene alle partiklene i mellom seg inn i en tynn ring. Saturns F-ring er eksempel på dette. Det samme gjelder for de tynne ringene rundt Uranus, hvor fenomenet først ble oppdaget, og for ringsystemet til Neptun. 27
Bildene viser F-ringen og de to små månene som passer på den, Prometeus (t.v.) og Pandora (t.h.). I bildet av Prometeus ser vi også kanten av A-ringen og Keeler-gapet nær kanten. Vi ser også hvordan gjetermånene kan trekke på partiklene i ringen og lage bulker i den. Siden Pandora og Prometeus har litt elliptiske baner fører dette til varierende ujevnheter som en slags fletting av ringen. Uranus og Neptun har også ringer, men bara smale ringer som F- ringen, med tilhørende gjetermåner, oppflettinger og knekkpunkter. 28
Vi kan summere opp de ulike mekanismer vi kjenner hvor månene lager struktur i Saturn-ringene: 1. Resonanser med Saturn-måner (eksempel: Cassini-gapet) 2. Måner i ringen som lager åpninger som Encke-gapet og Keeler-gapet. 3. Gjetermåner som stabiliserer smale ringer (eksempel: Saturns F-ring) 4. Måner som setter opp tetthetsbølger og transversale svingninger i ringskiva 5. Små måner inne i ringskiva som visper opp strukturer som vist i dette bildet 29
Hvor tykk er Saturns ringskive? La oss finne en talende sammenligning. Vi vet at avstand fra C-ringens innerkant til A-ringens ytterkant er ca 60,000 km. Ser man inn på systemet fra siden synes ringskiva å være bare 1 km tykk, men tar man videre hensyn til at skiva er bulkete fordi månene trekker på den og setter opp bølgebevegelser, blir den virkelige tykkelsen på det meste lik 10 meter. Dette forholdet mellom tykkelse og utstrekning svarer til den vi får om vi strekker et papir, som er 0.01 mm tykt, ut over et område på 10,000 m 2! Dette arealet svarer omlag til 2 fotballbaner. At skiva blir så tynn er en effekt av kollisjoner mellom ringpartikler. Kollisjonene virker effektivt til å rette inn partikkelbevegelser i skivas plan. Ringene til Saturn, Uranus og Neptun består av partikler og legemer med størrelser fra noen millimeter til 10 m diameter, alt fra grus til mindre steinblokker. Dette kan vi utlede fra hvordan radiobølger fra romfartøyer som Voyager 1 og 2 og nå Cassini påvirkes når de passerer igjennom ringene. En annen mulig måte som brukes til å estimere størrelsene til ringpartiklene er å observere hvor fort de kjøles ned når de passerer fra sollys og inn i skyggen fra Saturn. Små partikler vil kjøle raskt, mens store steinblokker holder en stund på varmen. Disse målingene kan gjøres ved å observere hvor raskt intensiteten endres når vi observerer på infrarøde bølgelengder. 30
Kanskje ser de tette delene av ringskivene omtrent slik ut. Ispartikler og blokker av is er fordelt utover i ringplanet. Kanskje danner noen av dem klumper. Isen i ringene er nokså ren og reflekterer lyset godt. Dette har vært brukt som argument for at ringene er nokså unge slik at de ennå ikke er blitt svertet av støv, slik tilfellet er for eksempel for en Jupiter-måne som Callisto, og trolig også for kometkjerner. Likevel er dette argumentet ikke overbevisende for de fleste og den mest alminnelige forklaring på opphavet til skiven er at materialet kommer fra en måne som er blitt knust i kollisjon med en annen himmelkropp under Late Heavy Bombardement for 4 milliarder år siden. Bildet som her er brukt er et maleri av astronomen William Hamilton, en av de store eksperter på planetastronomi. 31
Saturns system av ringer var altså kjent siden 1600-tallet. At Uranus og Neptuns hadde ringer ble klart i 1970 årene, dels fordi ringene formørket fjerne stjerner, (for Uranus systemets vedkommende) og dels fordi de ble observert fra Voyager. At også Jupiter hadde ringer var en mer overraskende oppdagelse. Det viser seg at Jupiters ringer er forskjellige fra ringene rundt de tre andre gasskjempeplanetene. Vi regner at Jupiter har to ringer: Main ring (hovedringen) og Gossamer-ring (den flortynne ringen). Partiklene i ringene kommer fra overflaten av fire små måner som går i bane nær Jupiter, innenfor den innerste store månen, Io. Størrelsen på ringpartiklene er bare 0.001 mm. Det er for fint støv- eller røykpartikler å regne. Main ring dannes ved at meteorer slår løs bitte små partikler fra overflaten til månene Metis og Adrastea nærmest Jupiter. Disse partiklene spirallerer deretter innover mot Jupiter og danner ringen på innsida av månebanene. Main ring er ikke høy eller tykk om man vil. Gossamer-ringene lages på lignende måte ved at meteorer slår små stykker fra Amalthea og Thebe noe lenger ute. Men baneplanene for disse månene har en liten helning (noen få grader) med Jupiters ekvatorplan og ringene blir derfor tykkere. Partiklene i Gossamer ring driver også innover mot Jupiter. Begge ringene er derfor kortlivede og må hele tiden fornyes. 32
Neptun ble funnet i 1846 fordi det var observert uregelmessigheter i Uranus bane som måtte skyldes gravitasjonskrefter fra en planet utenfor Uranus. Etter at Neptun var funnet mente mange at det fortsatt var uforklarte uregelmessigheter i Uranus bane. Man forsøkte å gjenta suksessen og lette etter en planet enda lenger ute. Perceval Lowell (husk kanalene på Mars) var sentral i prosjektet, men fant aldri noen ny planet. Først om lag 15 år etter at han var død ble en planet funnet av Clyde Tombaugh ved Lowells observatorium i Flagstaff, Arizona. Men Pluto var liten og dens bane var nokså eksentrisk. Det meste om Pluto var ukjent inntil for 30 år siden, men rotasjonstiden rundt egen akse, 6.4 dager, var kjent. Den var fant man fra variasjonen i Plutos lysstyrke med tiden. Det var også klart at Pluto ikke var noen gasskjempe. Men masse, størrelse, oppbygning og fysiske forhold på planeten var ukjent. Derfor sto det i Almanakk for Norge: Om Pluto vet vi lite. Nå er ikke Pluto nevnt en gang, men vi vet en god del. Nøkkelen til vår nye viten om Pluto ligger i at planeten har en måne. Denne har fått navnet Charon. Pluto var guden i det Hellenske dødsriket og Charon var fergemannen som fraktet de døde over elva Styx på veien dit. De første observasjoner av Charon i 1977 var nokså marginale. Så er da også den største avstanden mellom Pluto og Charon bare 0.7 buesekund. Med den tids teknikk så man på fotografisk film at et nokså kornete og utsmurt bilde av Pluto hadde en utbulning som flyttet på seg som om den gikk rundt Pluto på 6,4 dager! 33
Her skisseres banen til Pluto, som er nokså elliptisk. Pluto kan komme nærmere sola enn Neptun i en viss del av sin bane. Likevel vil de to planetene aldri kollidere. Dette kommer av vinkelen mellom deres baneplan. Når Pluto er nærmere sola enn Neptun ligger den langt over (eller under) Neptuns baneplan. Vi legger også merke til at Pluto nylig (i 1999) har avsluttet en periode hvor den er nærmere sola enn Neptun. Den sideriske omløpstida er 248 år. 34
Vi omtaler først bestemmelsen av massene til Pluto og Charon. Vi husker Keplers 3dje lov i Newtons form: L 3 /P 2 = 4π G (M P + M CH ). Omløpstiden kan vi observere meget nøyaktig fra variasjonene i lysstyrke, idet vi med sikkerhet kan anta at rotasjonen rundt egen akse for Pluto er lik omløpstidene for Pluto og Charon. Dette kommer av at tideeffekter for lengst har stilt inn forholdet mellom rotasjon og omløp slik at vi har en perfekt og gjensidig bundet rotasjon. Avstanden mellom planeten og månen kan vi måle fra Hubble bilder som det øverste. Dermed er P og L kjent og vi kjenner summen av massene til Pluto og Charon. Videre husker vi at det er tyngdepunktet for systemet som beveger seg i en rett linje over himmelen. Pluto og Charon svinger så rundt det felles tyngdepunktet. Dette er vist i den lille figuren nede til venstre. Med Hubble Space Telescope (bildet øverst til venstre) kan denne bevegelsen studeres godt. Fra utsvinget av Charon og Pluto rundt det felles tyngdepunkt kan vi da bestemme forholdet mellom massene idet vi husker at produktet av masse og avstand til det felles tyngdepunkt er det samme for begge kroppene, Pluto og Charon. Da har vi med en gang at forholdet mellom avstandene for Pluto og Charon til det felles tyngdepunkt er lik forholdet mellom massene til Charon og Pluto: L P /L CH = M CH /M P. Husker vi så at den totale avstanden i første ligning er gitt ved L = L P + L CH så er det trivielt fra disse målingene å utlede massene til både Pluto og Charon fra summen av dem og forholdet mellom dem. 35
Vi kan også bestemme radius for Pluto og Charon. Det er for unøyaktig å gjøre direkte fra bilder tatt med Hubble teleskopet. Avbildningen (oppløsningen) er ikke god nok og det er mulig at Pluto eller Charon er omgitt av tynne lag med gass, atmosfærer, som også forvansker resultatene. Men andre metoder står til rådighet. Av og til, gjerne med flere års mellomrom, vil Pluto eller Charon passere foran en stjerne og formørke denne. Ved å observere varigheten av formørkelsen fra flere observatorier som ligger på forskjellige steder på jorda kan diameteren bestemmes. Det er viktig å bruke flere observatorier. På et gitt sted på jorda formørkes ikke stjerna nødvendigvis av den fulle diameteren. Dette vil variere etter hvor i skyggen fra Pluto eller Charon vi gjør observasjonene. Sett fra ulike steder på jorda dekkes stjerna av forskjellige deler av Pluto eller Charon. En annen måte har vært å se på gjensidige formørkelser av Charon og Pluto. Vi hadde en serie slike mellom 1985 og 1990. Metoden med formørkelse av en stjerne er imidlertid nå den mest nøyaktige. Her gis resultatene. Vi ser at Plutos masse er liten, mye mindre enn jordas eller månens masse. Med en så liten masse kan Pluto ikke ha forårsaket noen målbare endringer i Neptuns bane. Fra verdiene for masser og diametre er det trivielt å finne middeltetthetene. For Pluto får vi 1.82 g cm -3 og 1.73 g cm -3 for Charon. Dette svarer til tettheter for måner rund Jupiter og Saturn, som gjerne ligger i området 1-2 g cm -3. Diametrene er om lag 2400 km for Pluto og 1200 km for Charon. 36
De første himmellegemer i det ytre solsystem, utenom planetmåner og Pluto og Charon, ble observert så sent som i 1992. Nå, i 2009 kjenner vi over 1000 objekter rundt og utenfor 40 AU, og antallet øker fortsatt raskt. De kalles Kuiperbelte-objekter fordi man mener de tilhører Kuiperbeltet, som regnes for et av reservoarene for kometer. Noen tidlige Kuiperbelte-objekter ble opprinnelig kalt Kentaurer. De har gjerne baner som ligger godt innenfor Neptuns bane, gjerne mellom Neptun og Jupiter. Kentaurenes baner er trolig ustabile. De vil bli forstyrret ved at de en gang passerer for nær Jupiter og kan da bli kastet utover i solsystemet, brytes opp, eller bli kastet innover mot sola, som en komet. 37
Her ser vi hvordan det første Kuiperbelte-objektet ble oppdaget. På eksponeringer av et felt på himmelen ser man at Kuiperbelte-objektet flytter seg merkbar i løpet av de vel tre timene mellom første og siste bilde. Vi legger også merke til asteroiden i bildet. Den avtegner seg som en kort strek fordi den flytter seg så raskt at posisjonen endres i løpet av den tiden det tar å gjøre eksponeringen. 38
Banene for Kuiperbelte-objekter viser at de særlig ligger fra rundt Neptuns avstand fra sola (40 AU) og litt lenger utover. Men noen er nærmere, andre mye lengre borte i deler av sine baner, som da gjerne er svært elliptiske. Likevel er den klar avgrensing på Kuiperbeltet. Det er bare få objekter som går lenger fra sola enn 50 AU og dette regnes som yttergrensen for beltet. I alt mener vi å ha mer enn 70,000 objekter i Kuiperbeltet med diameter over 100 km. I alt kjenner vi nå til ca 1000 Kuiperbelte-objekter. Den skarpe ytterkanten av Kuiperbeltet kommer kanskje av en resonans med Neptun. Et legeme i avstand 48.5 AU fra sola går en gang rundt i bane på samme tid som Neptun bruker på to baner. Likevel: det finnes legemer uten for 50 AU også. Disse kaller spredte skiveobjekter og det er oppdaget flere stor eksemplarer. Det største er Eris som er større enn Pluto. Sedna, et annet objekt i denne gruppen går i en avlang bane med aphel ute ved mer enn 500 AU. Enda lenger ute har vi Oortskya, ute ved 10,000-50,000 AU. Vi skal komme tilbake til Kuperbeltet og Oortskya under omtalen av kometer. 39
40