AstronomieAntwoorden
AstronomieAntwoordenBoek: Planeten


[AA] [Woordenboek] [Antwoordenboek] [UniversumFamilieBoom] [Wetenschap] [Sterrenhemel] [Planeetstanden] [Reken] [Colofon]

1. Planeten in het algemeen ... 1.1. Wat is een planeet? ... 1.2. Het weer op planeten ... 1.3. Kleuren van planeten ... 1.4. Planeetingrediënten ... 1.5. Zonlicht op planeten ... 1.6. Zwaartekracht op andere planeten ... 1.7. Joviaanse planeten ... 1.8. Lucifer op een gasplaneet ... 1.9. De tiende planeet ... 1.10. Vulkanen op planeten ... 1.11. De posities van de planeten ... 1.12. Verborgen planeten ... 1.13. Planeetsamenstanden ... 1.14. De best zichtbare planeet ... 1.15. De heetste planeet ... 1.16. Planeten zijn heet van binnen ... 1.17. Manen van planeten ... 1.18. Planeetbanen ... 1.19. De Wet van Titius-Bode ... 1.20. Helling van planeetbanen ... 1.21. Snelheden van planeten ... 1.22. Leven op planeten ... 1.23. Bezoek aan andere planeten ... 1.24. Lusbeweging van de planeten ... 1.25. Ronde planeten ... 1.26. Planeetsymbolen ... 1.27. De draaiperioden van planeten ... 1.28. Rotatierichting van planeten ... 1.29. Herhalende planeetposities ... 1.30. Afstanden tot de Zon ... 1.31. Afstanden tot de Aarde ... 1.32. Wanneer de planeten het dichtste bij de Aarde zijn ... 1.33. Grootte, massa en dichtheid van planeten ... 1.34. Planeetatmosferen ... 1.35. Maakt het uit als je een planeet verschuift? ... 2. Specifieke planeten ... 2.1. Venus ... 2.1.1. Geen Venusmanen ... 2.1.2. Venusovergangen ... 2.2. De Aarde ... 2.2.1. De ontdekking dat de Aarde rond is ... 2.2.2. De meting van de omtrek van de Aarde ... 2.2.3. De ontdekking dat de Aarde rond zijn as draait ... 2.2.4. De bepaling van de massa van de Aarde ... 2.2.5. De afstand tot de Zon ... 2.2.6. Het perihelium van de Aarde ... 2.3. Mars ... 2.3.1. Water op Mars ... 2.3.2. Vulkanen op Mars ... 2.3.3. De samenstelling van de planeet Mars ... 2.3.4. Mars het dichtste bij ... 2.3.5. Verkleuring van voertuigsporen op Mars ... 2.4. Jupiter ... 2.5. Saturnus ... 2.6. Uranus ... 2.7. Pluto

Deze bladzijde beantwoordt vragen over planeten. De vragen zijn:

De bladzijde over het Zonnestelsel bevat ook informatie over de planeten (die deel zijn van het Zonnestelsel).

Specifieke planeten:

Venus Aarde Mars Jupiter Uranus Pluto

1. Planeten in het algemeen

1.1. Wat is een planeet?

Het valt niet mee om een goede definitie te geven van een planeet. Een planeet is een klomp materie in de ruimte, maar er zijn heel veel klompen materie in de ruimte die we toch geen planeten noemen, zoals manen en asteroïden en sterren. Er is geen duidelijke scheiding (wat betreft de eigenschappen van het hemellichaam zelf) tussen grote planeten en kleine sterren, en ook niet tussen kleine planeten en grote asteroïden of manen.

In 2006 heeft de IAU na lang beraad een definitie van een planeet opgesteld. Een planeet is nu een voorwerp dat

  1. direct rond een ster draait (en niet om iets anders dat zelf rond een ster draait)
  2. door zijn eigen zwaartekracht een (bijna) ronde vorm heeft
  3. de omgeving van zijn baan heeft schoongeveegd (ofwel: geen soortgelijke voorwerpen in de buurt van zijn baan heeft)

Regel 1 maakt verschil tussen planeten en manen. Sommige manen zijn groter dan sommige planeten, maar omdat de manen rond iets anders en niet direct rond de ster (zoals de Zon) zijn het zelf geen planeten.

Regel 2 maakt verschil tussen planeten en kleinere hemellichamen, die niet rond zijn maar bijvoorbeeld aardappelvormig.

Regel 3 betekent dat sommige ronde hemellichamen die direct rond de Zon draaien toch geen planeten zijn. Dit geldt ook voor Pluto, die vanaf zijn ontdekking in 1930 tot aan 2006 wel een planeet genoemd werd, en voor 1 Ceres (de grootste asteroïde) en diverse hemellichamen die ongeveer net zo groot zijn als Pluto en door hetzelfde deel van de ruimte bewegen als Pluto.

Als een hemellichaam wel aan regels 1 en 2 voldoet maar niet aan regel 3, dan wordt het nu een dwergplaneet genoemd.

[411]

1.2. Het weer op planeten

Op sommige breedtegraden bewegen wolken en het weer naar het oosten, en op andere breedtegraden naar het westen. Hitte reist gemiddeld van hetere gebieden naar koelere gebieden. De evenaar is warmer dan de polen, dus reist hetere lucht gemiddeld van de evenaar naar de polen, en koudere lucht van de polen naar de evenaar, dus is er meestal een noord-zuidbeweging in de wind.

Planeten draaien rond hun as, waardoor er Corioliskrachten ontstaan die lucht die naar het noorden of zuiden beweegt van zijn rechte koers afbuigt. Dit geeft de beweging van de lucht (en het weer) ook een oost-westbeweging.

De bewegingsrichting van de lucht en het weer wisselt met de tijd, met de plaats op de planeet, en ook met de hoogte in de dampkring. De precieze details hangen af van eigenschappen van de dampkring, van hoe snel de planeet rond zijn as draait, en van de hoeveelheid zonlicht die de planeet ontvangt (dus van de afstand tot de Zon en van de seizoenen), en kan niet eenvoudig voorspeld worden zonder gebruik van computermodellen.

Als je meer wilt weten, vraag het dan aan een meteoroloog (weerkundige).

[361]

1.3. Kleuren van planeten

De gemiddelde kleuren van de planeten staat hieronder aangegeven, zoals ik die afleidde uit een foto van die planeet. Je moet wel oppassen met zulke foto's want daarop worden de kleuren vaak wat overdreven om bepaalde details beter zichtbaar te maken. Ik weet niet zeker dat alle foto's wat dat betreft natuurgetrouw waren.

planeet kleurcode foto
Mercurius #FFA7AE ALPO 2002-04-20
Venus #FFE49A APOD 2004-05-16
Mars #FFCFC2 APOD 2003-12-18
Aarde #EFE9FF APOD 1999-01-31
Maan #FFF6E2 APOD 1999-12-22
Jupiter #FFFEF2 APOD 2000-10-11
Saturnus #FFF5EB APOD 2003-08-17
Uranus #CEE9FF APOD 2001-08-26
Neptunus #81FFFE HST 1994-06-28
Pluto #FFC49A APOD 2001-03-19

[348] [354]

1.4. Planeetingrediënten

De aardse planeten zijn gemaakt van rotsen en metalen, met elementen zoals zuurstof, silicium, ijzer en nikkel. The jupiter-achtige planeten zijn hoofdzakelijk van waterstof en heliumgas gemaakt. Het kan zijn dat ze ook een rotsige kern ver onder de gaslagen hebben, en die kern is dan waarschijnlijk van ongeveer dezelfde elementen gemaakt als de aardse planeten. Wij weten echter niet zeker of die Joviaanse planeten echt een rotsige kern hebben en wat daar dan de samenstelling van is, want er is nog nooit een ruimtevaartuig onder de bovenste gaslagen geweest om daar metingen te doen. Zie ook vraag 281.

[547] [548]

In tabel 1 staat wat voor soort elke planeet is.

Tabel 1: Planeetingrediënten

Planeet Binnenkant IJs? Atmosfeer?
Mercurius rots nee nee
Venus rots nee heel dik
Aarde rots polen dik
Mars rots polen heel dun
Jupiter rots?; gas nee heel dik
Saturnus rots?; gas nee heel dik
Uranus rots?; gas nee heel dik
Neptunus rots?; gas nee heel dik
Pluto rots?; ijs ja heel dun?

[334]

1.5. Zonlicht op planeten

Hoeveel zonlicht een planeet per eenheid van oppervlak ontvangt hangt af van de afstand van die planeet tot de Zon. De volgende tabel toont de gemiddelde afstand \(r\) van de Zon (in AE), de hoeveelheid zonlicht \(L\) die een planeet per eenheid van oppervlak ontvangt, vergeleken met de hoeveelheid op een soortgelijke plek op Aarde, en de visuele magnitude \(V\) van de Zon zoals gezien van net buiten de dampkring van de planeet.

Tabel 2: Zonlicht op Planeten

planeet rLV
Mercurius 0,387 6,67 −28,8
Venus 0,723 1,91 −27,4
Aarde 1,000 1,00 −26,7
Mars 1,524 0,43 −25,8
Jupiter 5,203 0,037 −23,1
Saturnus 9,539 0,011 −21,8
Uranus 19,181 0,0027 −20,3
Neptunus 30,058 0,0011 −19,3
Pluto 39,44 0,00064 −18,7

[315]

1.6. Zwaartekracht op andere planeten

Zwaartekracht op andere planeten werkt hetzelfde als zwaartekracht op Aarde, maar kan sterker of minder sterk zijn dan op Aarde. Als de zwaartekracht aan het oppervlak van een planeet sterker is dan die op Aarde, dan weeg je meer op die planeet en kun je er minder hoog springen. Als de zwaartekracht juist minder is dan op Aarde, dan weeg je minder en kun je hoger springen. Zie het antwoord op vraag 135.

[241]

1.7. Joviaanse planeten

Joviaans betekent "als Jupiter". Een joviaanse planeet is een planeet die een vergelijkbare opbouw en grootte heeft als Jupiter. Zo'n planeet is veel groter dan de Aarde en is bedekt door gaslagen van duizenden kilometers dik die voornamelijk waterstof en helium bevatten (net als de Zon). In ons Zonnestelsel zijn Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus joviaanse planeten.

Een joviaanse planeet kan een rotsige kern hebben ver onder de gaslagen, maar misschien ook niet. Je kunt zeker niet op het gas staan, en als er een rotsige kern is dan zou je er niet op kunnen leven, omdat de temperatuur en druk daar enorm hoog zijn.

[515]

1.8. Lucifer op een gasplaneet

Een gasplaneet (joviaanse planeet) ontploft niet wanneer je er een brandende lucifer op gooit, omdat de inhoud van een gasplaneet geen brandbaar mengsel is.

Een ontploffing die wordt veroorzaakt door een brandende lucifer is een snelle chemische reactie waarbij veel energie vrijkomt. Niet alle chemische reacties leveren energie op: veel soorten chemische reacties kosten juist energie, en die zullen dan ook niet vanzelf gebeuren en kunnen zichzelf niet in stand houden.

Chemische reacties waarbij wel energie vrij komt kunnen wel spontaan gebeuren (als de juiste ingrediënten bij elkaar gebracht worden) en kunnen zichzelf in stand houden zolang er nog voldoende van alle ingrediënten over is.

Een gasplaneet bestaat voor het grootste deel uit waterstofgas, en dat reageert niet chemisch met zichzelf. Naast waterstofgas bevatten gasplaneten ook helium (met ongeveer 10 keer meer waterstofatomen dan heliumatomen), maar helium is een edelgas en reageert vanzelf met niets. Een gasplaneet bevat ook nog andere stoffen, maar naar verhouding is dat maar een heel erg klein beetje (minder dan 1 procent). Als je al die andere stoffen met een lucifer aan kon steken (wat niet zo is), dan nog zou daarmee maar een heel klein deel van de gasplaneet verbranden.

Op Aarde is een lucifer gevaarlijk omdat de lucht van de Aarde voor 20% uit zuurstof bestaat, wat heel graag chemische reacties aangaat met veel (brand)stoffen. Zonder zoveel zuurstof zouden die brandstoffen niet branden. Sterker nog, zonder zuurstof zou ook het hout van een lucifer niet blijven branden.

Als je een gasplaneet wilt laten ontploffen dan moet je er een ongeveer even grote hoeveelheid zuurstof op spuiten. Misschien is dan ook nog een vonkje nodig.

[222]

1.9. De tiende planeet

(Waarschuwing: Pluto werd tussen zijn ontdekking in 1930 en 2006 beschouwd als een planeet, maar sinds 2006 als een dwergplaneet. Van 1930 tot 2006 waren er daarom 9 planeten in ons Zonnestelsel, maar sinds 2006 nog maar 8. "De tiende planeet" dateert uit de periode tussen 1930 en 2006 toen er 9 planeten bekend waren, en slaat op "de eerstvolgende nieuw ontdekte planeet".)

De laatste jaren wordt er af en toe voorbij de baan van Neptunus een nieuw hemellichaam ontdekt dat dan (tot 2006) als een mogelijke nieuwe planeet gepresenteerd wordt. Recente voorbeelden zijn 50000 Quaoar (ook 2002 LM60 genoemd) en 90377 Sedna (2003 VB12). Deze twee hemellichamen zijn waarschijnlijk gemaakt van ijs en stof en rots, net zoals kometen, en net zoals de dwergplaneet Pluto. Ze zijn waarschijnlijk kleiner dan Pluto, maar niet verschrikkelijk veel kleiner.

Als zo'n bericht over een "mogelijke nieuwe planeet" in het nieuws komt, dan is er meestal nog maar weinig over het nieuwe hemellichaam bekend, behalve zijn helderheid aan de hemel, een mooie naam die door de ontdekkers voorgesteld wordt, en een schatting voor de grootte, die dan meestal in de buurt van de grootte van Pluto uitkomt. Echter, het is niet eenvoudig om de grootte te meten van een klein hemellichaam op zo'n enorme afstand. (Zie hiervoor de grootteschattingpagina.) De afmeting die gepresenteerd wordt is vaak gebaseerd op de waargenomen helderheid en op een schatting van het albedo van het hemellichaam. Als je het albedo lager inschat (dus het oppervlak van het voorwerp is donkerder), dan krijg je vanzelf een grotere afmeting, en dus meer kans om met je ontdekking in de krant te komen. Je moet de genoemde afmeting dus met een korreltje zout nemen, behalve als de afmeting op een onafhankelijke manier gemeten is (bijvoorbeeld via een temperatuurmeting aan het hemellichaam).

Hemellichamen zoals Quaoar en Sedna werden als mogelijke planeet gepresenteerd omdat ze vergelijkbaar zijn met Pluto: Ongeveer even groot, met waarschijnlijk ongeveer dezelfde samenstelling, en allemaal voorbij de baan van Neptunus. Volgens sommige mensen hebben deze hemellichamen er daarom evenveel recht op om planeet genoemd te worden als Pluto, dus óf allemaal wel planeten, óf allemaal niet. Er zijn sinds pakweg 1992 al honderden kuipergordelobjecten gevonden, waarvan Pluto, Quaoar en Sedna (tot nu toe) de grootste zijn. Het is best mogelijk dat er nog eens zo'n hemellichaam gevonden wordt dat groter is dan Pluto.

In augustus 2006 bedacht de IAU een definitie van een planeet die betekende dat Pluto en soortgelijke hemellichamen geen planeten zijn, maar dwergplaneten. Sindsdien is Pluto dus geen planeet meer, maar een dwergplaneet.

Pluto heeft inmiddels een officieel nummer (134340) gekregen net zoals andere kuipergordelobjecten en asteroïden dat krijgen, zodat Pluto gemakkelijk samen met de andere kuipergordelobjecten in gegevensbestanden gezet kan worden.

[212]

1.10. Vulkanen op planeten

Er komen werkende vulkanen voor op tenminste de Aarde en op de maan Io bij Jupiter. Er zijn ook vulkanen op Mars (zoals Olympus Mons, de grootste vulkaan die nu in het Zonnestelsel bekend is), maar die zijn al ongeveer honderd miljoen jaar rustig. Op Venus zijn door radarsatellieten structuren gevonden die vulkanisch van oorsprong zouden kunnen zijn, maar of dat echt zo is weten we nog niet zeker. De zogenaamde zeeën op de Maan zijn van vulkanische oorsprong, maar zijn al miljarden jaren oud, en de lava kwam waarschijnlijk uit scheuren in de grond en niet uit vulkaanbergen. Er zijn voor zover ik weet tenminste geen vulkaanbergen bekend op de Maan. Op Mercurius zijn geen vulkanen bekend, en Pluto is veel te klein en te koud om vulkanen te hebben. De andere planeten (Jupiter, Saturnus, Uranus, en Neptunus) zijn grote gasplaneten en daarvan zien we alleen maar de buitenkant van de hele dikke gaslagen, en van gas kun je geen vulkanen bouwen.

[192]

1.11. De posities van de planeten

Als je de posities van de planeten aan de hemel heel nauwkeurig wilt weten, dan kun je ze laten uitrekenen door JPL of door een planetariumprogramma, of ze opzoeken in een astronomische almanak (zoals de Sterrengids), of ze zelf berekenen met behulp van formules die in een toepasselijk boek staan (zoals het boek "Astronomical Algorithms" van Jean Meeus). Als je genoegen neemt met redelijke nauwkeurigheid, dan kun je formules gebruiken die op de Hemelpositiespagina staan.

[165]

1.12. Verborgen planeten

Onontdekte planeten kunnen zich alleen nog tussen de andere planeten verbergen als ze geen merkbare invloed hebben op de andere planeten. Dat betekent dat ze óf heel weinig massa hebben (en dus eerder een asteroïde of komeet dan een planeet zijn), óf heel ver weg van de Zon zijn (zodat ze maar heel langzaam langs hun baan bewegen).

Volgens mij kan er geen "anti-Aarde" aan de andere kant van de Zon zijn in dezelfde baan als de Aarde, omdat het ten eerste bijzonder onwaarschijnlijk is dat zo'n hemellichaam precies aan de andere kant van de Zon in precies dezelfde baan als de Aarde zou ontstaan, en het ten tweede bijzonder onwaarschijnlijk is dat zo'n hemellichaam altijd precies aan de andere kant van de Zon zou blijven.

De baan van de Aarde verandert langzaam onder invloed van de zwaartekracht van de andere planeten, en als bijvoorbeeld Mars het dichtst bij de Aarde staat en dus de aardbaan het meest kan veranderen, dan staat Mars juist het verste van de anti-Aarde en verandert de baan daarvan dan juist het minst. De geschiedenis van zwaartekracht van de andere planeten zou dus voor de anti-Aarde anders zijn dan voor de Aarde, en daarom zou de anti-Aarde niet altijd precies aan de andere kant van de Zon blijven.

Een klein verschil in de afmeting van de lange as (zeg maar de gemiddelde afstand tot de Zon) van de banen van de Aarde en de anti-Aarde zou al voldoende zijn. Als de anti-Aarde bijvoorbeeld gemiddeld één kilometer (één hondervijftigmiljoenste deel) dichter bij de Zon stond dan de Aarde, dan zou de omlooptijd (het jaar) van de anti-Aarde 0,3 seconden minder zijn dan dat van de Aarde. Na één jaar zou de anti-Aarde dus 0,3 seconden voor lopen op de Aarde in zijn baan rond de Zon, na twee jaar 0,6 seconden, enzovoorts. Na tien miljoen jaar zou de anti-Aarde 37 dagen voor lopen op de Aarde en aan de hemel al 17 graden van de Zon verwijderd zijn, en de Aarde is al veel ouder dan tien miljoen jaar.

De invloed van de zwaartekracht van een anti-Aarde op de andere planeten en op satellieten die we die kant uit stuurden zou ook vast wel te merken zijn. De planeet Neptunus werd tenslotte ook ontdekt aan de hand van zijn zwaartekrachtinvloed op de andere toen bekende planeten, hoewel die planeten zo ver weg blijven van Neptunus dat de zwaartekrachtversnelling die Neptunus zou uitoefenen op die andere planeten minder is dan de zwaartekrachtversnelling die een anti-Aarde zou uitoefenen op de aardse planeten.

Het is wel mogelijk dat verschillende hemellichamen langdurig in dezelfde baan rond de Zon zijn, maar alleen als de kleinere hemellichamen (zeg, de asteroïden) veel minder massa hebben dan het grote hemellichaam (zeg, de planeet) in dezelfde baan, en alleen als de kleinere hemellichamen gezien vanaf de Zon ongeveer 60 graden voor of achter lopen bij het grote hemellichaam in dezelfde baan. Gezien vanaf het grote hemellichaam staan de kleine hemellichamen dan 60 graden van de Zon, en gezien vanaf de kleine hemellichamen staat het grote hemellichaam óók 60 graden van de Zon. Dit is bijvoorbeeld het geval met de zogenaamde Trojaanse en Griekse asteroïden die in dezelfde baan rond de Zon draaien als de planeet Jupiter.

Ook zijn er voorbeelden van hemellichamen die in bijna dezelfde banen ronddraaien, bijvoorbeeld de zogenaamde herdermaantjes van Saturnus. Die hebben banen die maar een paar kilometer in grootte verschillen en komen daarom regelmatig dicht bij elkaar, en dan wisselen ze van baan.

[157] [533]

1.13. Planeetsamenstanden

Af en toe verschijnen er her en der berichten over speciale samenstanden van planeten die invloed zouden hebben op Aarde of belangrijke gebeurtenissen zouden aankondigen of inluiden. Astrologie zit vol met zulke ideeën, maar ook bij speciale kalenderpunten in onze of andermans kalender wordt aan de hemel naar bijbehorende speciale verschijnselen gezocht.

Zo was er bijvoorbeeld ophef in 1996 vanwege de vermeende 6000-ste verjaardag van de traditionele scheppingsdatum van de Aarde die afgeleid was uit de Bijbel, en weer in mei 2000 toen een aantal planeten relatief dicht bij elkaar aan de hemel stonden. Op 21 december 2012 zal in de kalender van de Maya's een nieuwe grote cyclus beginnen, en ook daarvan verwachten sommige mensen dat daar speciale verschijnselen aan de hemel bij komen, omdat ze geloven dat de Maya's hele nauwkeurige kennis van de beweging van planeten hadden en die kennis in hun kalender stopten.

Echter, samenstanden van planeten hebben geen invloed op Aarde en zijn dus onbelangrijk, behalve dat je er misschien een leuke foto van kan maken. Het is puur toeval als de planeetstanden op een mooie ronde datum in een willekeurige of een specifieke kalender interessanter dan gewoonlijk zijn, al was het maar omdat planeetstanden van meer dan twee planeten helemaal geen mooie ronde perioden volgen en naar mijn weten geen enkele veelgebruikte kalender perioden van planeten gebruikt, anders dan de perioden van de Aarde en de Maan.

Wat betreft december 2012, wij kunnen met grote nauwkeurigheid de stand van de planeten voorspellen voor die periode. Een paar van zulke voorspellingen staan bijvoorbeeld op de bladzijde over planeetverschijnselen in 2012. Je kunt planeetposities tot ver in het verleden of de toekomst laten uitrekenen door het Horizons-systeem van JPL van de NASA via //ssd.jpl.nasa.gov/horizons.html. Er is volgens mij niets bijzonders aan de hand met de planeetstanden in december 2012. Daar bedoel ik het volgende mee:

Als je de planeetstanden van een aantal willekeurige gekozen data en ook van 21 december 2012 elk op een eigen blaadje schrijft zonder dat je de data er herkenbaar bij schrijft, en als je dan iemand die niet al weet wat de planeetposities op al die data zijn vraagt om het blad met de meest speciale planeetposities uit te kiezen, dan voorspel ik dat het blad van 21 december 2012 niet veel favorieter zal zijn dan die van de andere data.

Ik denk dat de terugkeer van de beginstand van de Lange Telling van de Maya's in 2012 even onbelangrijk is als de 6000-ste Bijbelse verjaardag van de Aarde (gevierd in 1996), of de planeetsamenstand van mei 2000, of allerlei data die in het verleden zijn genoemd voor het einde van de wereld. Iemand die er niet van tevoren van hoorde heeft op die data niets speciaals gemerkt, en dat zal, zo voorspel ik, ook in december 2012 zo zijn.

De wetenschap ziet geen reden waarom er in het jaar 2012 een plotselingen ijstijd of andere rampen zullen gebeuren. Ik zie wilde beweringen en voorspellingen voor 21 december 2012, maar geen daarvan geven betrouwbaar bewijs voor de beweringen. Sommige mensen zeggen dat dan het einde van de wereld zal komen, maar anderen zeggen dat dan een tijdperk van vrede en harmonie zal aanbreken. Die dingen kunnen niet tegelijkertijd waar zijn. Ik denk dat ze geen van allen waar zijn, en dat 21 december 2012 zal voorbijgaan net als elke andere dag, behalve dat er veel nerveuze mensen naar de hemel zullen kijken.

De datum 21 december 2012 is een mooie ronde datum in de kalender van een samenleving die eeuwen geleden is ingestort. Het is helemaal niet duidelijk waarom we meer aandacht zouden moeten besteden aan de kalender van die samenleving dan aan de kalenders van de vele andere volkeren uit het verleden en het heden, waarvoor 21 december 2012 geen mooie ronde datum is. Het is ook niet duidelijk dat dat volk zelf verwachtte dat de wereld op die datum zou veranderen, of dat er op eerdere mooie ronde data in hun kalender zulke wereldveranderende dingen gebeurden.

Er zijn veel voorspellingen gedaan dat het einde van de wereld zou komen, en geen ervan is uitgekomen (zie //www.bible.ca/pre-date-setters.htm). Die voorspellingen werden niet ondersteund door de wetenschap, en de wilde voorspellingen over 21 december 2012 zijn dat ook niet.

Er is een kans dat een natuurramp zal gebeuren in 2012, of zelfs precies op 21 december 2012, maar die kans is in 2012 niet veel anders dan in andere (recente) jaren.

Er is niets speciaals op 21 december 2012, behalve dat het een mooie ronde datum is in een of andere kalender. Elke kalender heeft mooie ronde data erin op sommige dagen, maar dat betekent niet het einde van de wereld.

Sommige mensen verdienen er geld aan om te beweren dat het einde van de wereld nabij is (bijvoorbeeld om hun boeken te verkopen). Je moet alle beweringen van grote veranderingen wantrouwen als er geen duidelijke redenen voor die veranderingen gegeven worden.

Zie ook //en.wikipedia.org/wiki/Mayanism#December_21.2C_2012 (in het Engels).

Ik maak me helemaal geen zorgen over 21 december 2012, behalve dat er misschien een paar mensen hele stomme dingen zullen doen omdat ze denken dat de wereld dan ten onder zal gaan zodat ze dan slechte dingen kunnen doen en er niet genoeg tijd zal zijn om ze ter verantwoording te roepen.

Je kunt meer lezen over de kalenders van de Maya's op de bladzijde over historische kalenders, over samenstanden van planeten op de planeetsamenstandbladzijde, en in het algemeen op de bladzijde over 21 december 2012.

[139]

1.14. De best zichtbare planeet

Volgens mij is Jupiter de planeet die je het vaakste kunt zien zonder een telescoop. Jupiter is minder dan 15 graden van de Zon aan de hemel (dus slecht of helemaal niet te zien) tijdens ongeveer 10 procent van de tijd. Venus is ongeveer 25 procent van de tijd minder dan 15 graden van de Zon. Venus is vaak helderder dan Jupiter en kan dus een beetje dichter bij de Zon en dan toch nog zichtbaar zijn, maar het verschil is niet groot genoeg dat Venus uiteindelijk toch vaker te zien is dan Jupiter.

[138]

1.15. De heetste planeet

Welke planeet het heeste is hangt er van af waar je de temperatuur meet. Als je kijkt naar de gemiddelde hitte (infrarode straling) die van de planeten komt, dan is Mercurius de heetste, hoofdzakelijk omdat Mercurius het dichtste bij de Zon is. Als je de temperatuur aan de onderkant van de dampkring meet (als de planeet een dampkring heeft), dan is Venus zeker heter dan Mercurius (want dat hebben we gemeten). Het is waarschijnlijk dat Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus onder hun atmosfeer nog heter zijn dan Venus, maar dat weten we niet zeker omdat we nog niets zo diep (duizenden kilometers) onder hun zichtbare oppervlak hebben kunnen meten.

[169]

1.16. Planeten zijn heet van binnen

De vraag waarom planeten van binnen heet zijn is eigenlijk drie vragen:

  1. waarom is het centrum van een planeet heter dan het oppervlak?
  2. waar komt de hitte in een planeet vandaan?
  3. waarom zijn de planeten nog niet afgekoeld tot de temperatuur van de ruimte?

Wat betreft het eerste punt: Zelfs als een planeet begint met overal precies dezelfde temperatuur zal het snel aan het oppervlak kouder zijn dan in het midden, omdat de planeet alleen aan zijn oppervlak hitte kan verliezen, dus is het eenvoudig om het oppervlak af te koelen, maar moeilijk om het midden af te koelen. Een planeet is altijd heter als je dieper gaat, behalve misschien als de planeet van buiten verwarmd wordt.

Wat betreft het tweede punt: Ik weet drie mogelijke bronnen voor de hitte in een planeet:

  1. zwaartekracht. De planeten werden gevormd uit een grote wolk van gas en stof. Als zo'n wolk in elkaar stort dan botsen de verschillende delen en verliezen een deel van hun snelheid. De stukken die van het verste komen gaan meestal het snelste (net zoals je sneller gaat onder aan de hogere achtbaan). De kinetische energie (snelheidsenergie) die ze verliezen wordt in hitte omgezet, dus is een net gevormde planeet erg heet. Hoe groter de planeet wordt, hoe sterker zijn zwaartekracht wordt, en hoe meer hitte het haalt uit extra gas en stof dat er nog bij komt, dus zijn de grotere planeten meestal heter in het midden als ze gevormd zijn.

    Grote planeten kunnen nog miljarden jaren lang langzaam verder krimpen en daaruit hitte halen. Van Jupiter en Saturnus is bekend dat ze eigen hittebronnen hebben, en zwaartekracht is een goede kandidaat.

  2. radioactiviteit. Sommige atomen kunnen spontaan uit elkaar vallen in verschillende delen (meestal een groot stuk en één of meer kleine stukjes), en daar komt een beetje hitte bij vrij. Als er genoeg radioactief materiaal in een planeet zit, dan kan dat een merkbare hoeveelheid hitte opwekken.
  3. zonnestraling. De Zon schijnt op de planeet en verhit het van buiten af. Dit zorgt ervoor dat de planeet niet verder kan afkoelen dan tot de gemiddelde oppervlaktetemperatuur die past bij de hoeveelheid zonlicht die het oppervlak opneemt.

Wat betreft het derde punt: In het algemeen doet iets er langer over om af te koelen als het groter is. Een klein ding zoals een steentjes raakt zijn hitte snel kwijt tot het even koud is als zijn omgeving, maar een groot ding zoals een planeet heeft er miljarden jaren voor nodig om af te koelen.

Dus een planeet is heet van binnen, en heter van binnen dan van buiten omdat (a) hij zwaartekrachtenergie en radioactieve energie omzette in hitte, (b) hitte gemakkelijk van het oppervlak ontsnapt maar niet van het midden, en (c) de planeet niet genoeg tijd heeft gehad om af te koelen tot zijn evenwichtstemperatuur.

[137] [244]

1.17. Manen van planeten

Mercurius en Venus hebben geen manen. Alle andere planeten van het Zonnstelsel hebben er tenminste één. Je kunt meer lezen over de manen in het Zonnestelsel op de Maanbladzijde uit de Universumfamilieboom.

[399] [426]

1.18. Planeetbanen

De oude Griekse filosofen dachten al na over de struktuur van de banen van de planeten. De meest populaire mening hierover in oude geschriften tot aan de 16e eeuw was dat alle planeten en de Zon en de Maan rond de Aarde draaiden.

Er wordt echter gezegd (bijvoorbeeld door de Romeinse schrijver Chalcidius die rond het jaar 300 leefde) dat Herakleides van Pontus, die in de 4e eeuw voor onze jaartelling in Griekenland woonde, beweerde dat Mercurius en Venus rond de Zon draaien terwijl de Zon rond de Aarde draait [Dreyer, p. 126]. Geen van de geschriften van Herakleides zijn bewaard gebleven, dus kunnen we zijn eigen werk er niet op nalezen.

Martianus Capella nam het idee dat Mercurius en Venus rond de Aarde draaiden op in een encyclopedie in de 5e eeuw [Dreyer, p. 127].

De eerste persoon die voorstelde dat alle planeten rond de Zon draaien was Nicolaas Copernicus, wiens boek met dat idee erin gedrukt werd net voor hij stierf in 1543 [Dreyer, Hoofdstuk XIII] [Pannekoek, Hoofdstuk 18] [Crowe, Hoofdstuk 6].

[432]

De afstanden tussen de planeten veranderen de hele tijd omdat elke planeet langs zijn eigen baan gaat met een eigen snelheid. Je kunt het vergelijken met verschillende hardrenners die elk met een verschillende snelheid hun rondjes in eigen baan afleggen. Soms zijn de hardrenners een halve ronde uit elkaar, en soms zijn ze een tijdje dicht bij elkaar. Net zo zijn twee planeten soms dichter bij elkaar en soms verder weg van elkaar. Zie ook vraag 54.

Fig. 1: Binnenplaneetbanen
Fig. 1: Binnenplaneetbanen

Figuur 1 toont de banen van de planeten (van binnen naar buiten) Mercurius, Venus, de Aarde en Mars. De getrokken lijnen geven de banen aan gezien van hoog boven de noordpool van het Zonnestelsel. Het kleine vierkantje in het midden is de Zon. De stippellijnen geven aan hoe ver de planeet boven of onder de ecliptica kan komen: Als de stippellijn ergens boven de getrokken baan loopt (dus dichter bij het begin van de bladzijde), dan is de planeet daar zo ver boven de ecliptica, en als de stippellijn onder de getrokken baan loopt, dan is de planeet daar zo ver onder de ecliptica. Waar de getrokken baan en de bijbehorende stippellijn elkaar kruisen heeft de planeetbaan een knoop. In elke baan geeft het kleine vierkantje aan waar de planeet op 1 januari 2005 is en staat er voor elke 10 dagen een plusje. De planeten beweegt in dit plaatje tegen de klok in. De eenheden langs de horizontale en verticale assen zijn Astronomische Eenheden van ongeveer 150 miljoen kilometer.

Fig. 2: Buitenplaneetbanen
Fig. 2: Buitenplaneetbanen

Figuur 2 toont de banen van (van binnen naar buiten) Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus en Pluto, op dezelfde manier als het vorige plaatje. Het kleine vierkantje in het midden is de Zon. In elke baan geeft het kleine vierkantje aan waar de planeet op 1 januari 2005 is en staat er voor elke 2 jaar een plusje. De planeten bewegen in dit plaatje tegen de klok in. De eenheden langs de horizontale en verticale assen zijn Astronomische Eenheden van ongeveer 150 miljoen kilometer. De baan van Pluto staat er niet helemaal op. De verticale strepen verbinden posities voor Pluto op de getrokken baan en op de stippellijn. De lengte van elke verticale streep geeft aan hoever Pluto daar boven of onder de ecliptica is.

Fig. 3: Buitenplaneetbanen (2)
Fig. 3: Buitenplaneetbanen (2)

Figuur 3 is hetzelfde als figuur 2, maar op een kleinere schaal zodat de baan van Pluto er helemaal op staat.

[132] [136]

Als je van heel ver boven de noordpool naar beneden kijkt, dan zie je alle planeten tegen de klok in rond de Zon draaien, in dezelfde richting waarin de Zon rond zijn eigen as draait.

De planeten blijven in hun banen omdat de Zon en zij elkaar aantrekken door de zwaartekracht. De Zon trekt een planeet net zo hard aan als de planeet de Zon aantrekt, maar omdat de Zon veel meer massa heeft dan de planeet is hij veel moeilijker in beweging te krijgen, en daarom hebben planeten wijde banen terwijl de Zon bijna niet beweegt.

Het is ook belangrijk dat de ruimte heel erg leeg is, zodat de planeten geen wrijving hebben als ze hun banen trekken. Als de ruimte vol was met een of ander gas, dan zou de wrijving van dat gas op de planeet de planeet afremmen en dan zou de planeet niet in zijn baan blijven maar langzaam aan steeds dichter bij de Zon komen en er uiteindelijk in vallen. Zoiets gebeurt ook met satellieten die niet hoog genoeg boven de Aarde zijn: die worden afgeremd door de hele ijle buitenste lagen van de dampkring van de Aarde, en uiteindelijk vallen ze terug in de dampkring waar ze verbranden.

[280]

De banen van alle planeten zijn ellipsen. Een ellips is een cirkel die in één richting in elkaar gedrukt is, en lijkt dus wel wat op een ovaal. De banen van de planeten zijn maar een klein beetje in elkaar gedrukt, dus als je ze tekent als cirkels dan is dat meestal goed genoeg.

Je kunt het verschil tussen een ellipsbaan en een cirkelbaan veel beter zien aan waar de Zon in die baan staat. In een cirkelbaan staat de Zon precies in het midden, maar in een ellipsbaan is de Zon een stukje uit het midden weg geschoven. Hoeveel dat is, vergeleken met de halve lange as (zeg maar de straal) van de baan, wordt aangeduid als de excentriciteit van de baan. De excentriciteit \(e\) en de afplatting \(1 - b/a\) van de banen van de planeten staan aangegeven in de volgende tabel.

Tabel 3: Planeetbaanvormen

e1 − b/a
Mercurius 0,206 0,021
Venus 0,007 0,000023
Aarde 0,017 0,00014
Mars 0,093 0,0044
Jupiter 0,048 0,0012
Saturnus 0,056 0,0015
Uranus 0,046 0,0011
Neptunus 0,009 0,000040
Pluto 0,249 0,031

Bijvoorbeeld, de baan van Mercurius is een fractie 0,021 ofwel 2,1% minder "breed" dan dat hij "lang" is, maar de Zon is maar liefst een fractie 0,206 ofwel 20,6% of iets meer dan een vijfde deel van het centrum naar de verste rand van de baan van Mercurius geschoven.

[460]

1.19. De Wet van Titius-Bode

Er is een patroon in de afstanden van de Zon tot sommige planeten, en dat patroon wordt de Wet van Titius-Bode genoemd. Die regel zegt dat de afstand \(a_n\) van elke planeet tot de Zon is gelijk aan ongeveer

(Vgl. 1) an = 0,4 + 0,3 * 2n

gemeten in AE, waarbij \(n\) begint bij min oneindig, dan naar 0 springt, en daarna steeds 1 groter wordt.

Er is een andere wet die de baanperiode van een planeet met zijn afstand van de Zon verbindt. Deze wet is een vorm van de Harmonische Wet van Kepler. De regel stelt dat de baanperiode gemeten in jaren gelijk is aan de afstand gemeten in AE tot de macht 3/2 = 1,5.

Als we de Wet van Titius-Bode en de Harmonische Wet van Kepler samenvoegen, dan vinden we dat de periode \(P_n\) van een planeet, gemeten in jaren, ongeveer gelijk is aan

(Vgl. 2) Pn = (0,4 + 0,3 * 2n)(3⁄2)

De Harmonische Wet van Kepler is vrij nauwkeurig, maar de Wet van Titius-Bode is alleen maar bij benadering goed, dus de combinatie van die twee is ook alleen maar bij benadering goed. De volgende tabel toont wat getallen. \(n\) is het nummer van de planeet om in de formule te stoppen. \(a_n\) is de afstand volgens de Wet van Titius-Bode. De "(echt)"-kolom daarnaast laat zien wat de echte gemiddelde afstand van de planeet is (de halve lange as). \(P_n\) is de baanperiode volgens de formule. De "(echt)"-kolom daarnaast toont de echte baanperiode. De "(n)"-kolom toont welk getal je zou moeten invullen om de echte baanperiode te krijgen.

Tabel 4: Titius-Bode

nan(echt) Pn (echt) (n)
Mercurius -[\infty] 0,4 0,39 0,25 0,24
−1 0,55 0,41
Venus 0 0,7 0,72 0,59 0,62 0,11
Aarde 1 1,0 1,00 1,00 1,00 1,00
Mars 2 1,6 1,52 2,02 1,88 1,91
3 2,8 4,69
Jupiter 4 5,2 5,20 11,86 11,86 4,00
Saturnus 5 10,0 9,54 31,62 29,46 4,93
Uranus 6 19,6 19,18 86,77 84,02 5,97
Neptunus 30,06 164,77 6,63
Pluto 7 38,8 39,44 241,68 248,4 7,03
8 77,2 678,31
9 154,0 1911,1

Het patroon werkt dus redelijk voor Venus tot en met Uranus en voor Pluto, maar het heeft geen ruimte voor Neptunus, en Mercurius past er ook niet echt in (er zitten oneindig veel negatieve getallen \(n\) tussen Mercurius en Venus), en er is een gat (\(n\) = 3) tussen Mars en Jupiter.

De Wet van Titius-Bode werd rond 1770 ontdekt, toen alleen dezelfde planeten bekend waren die ook al in de Oudheid aan de astronomen uit Babylon en Griekenland bekend waren (Mercurius tot en met Saturnus). Sommige mensen dachten dat het gat voor \(n\) = 3 betekende dat er daar nog een planeet te ontdekken viel. In 1781 werd er een nieuwe planeet ontdekt die men Uranus noemde. Uranus bleek goed in de Wet van Titius-Bode te passen (voor \(n\) = 6), dus begonnen mensen beter naar de mysterieuze planeet voor \(n\) = 3 te zoeken. In 1801 werd Ceres, de eerste van de asteroïden, ontdekt op een afstand van de Zon die wel bij \(n\) = 3 past. Sindsdien zijn er duizenden asteroïden ontdekt, de meeste tussen de banen van Mars en Jupiter. Neptunus werd in 1846 ontdekt, maar past helemaal niet in het patroon. Pluto werd ontdekt in 1930 en past weer wel, maar dan is er geen ruimte in het patroon voor Neptunus.

Hoewel de meeste planeten de Wet van Titius-Bode wel redelijk lijken te volgen is er waarschijnlijk een flinke dosis toeval in de afstanden van de planeten tot de Zon. Als astronomer een model van een grote gas- en stofwolk in hun computers stoppen en dan uitrekenen hoe dat samen zou kunnen klonteren tot een Zonnestelsel, dan vinden ze dat veel verschillende verdelingen van planeten mogelijk zijn, waarvan de meeste geen wet zoals die van Titius-Bode volgen. Anders gezegd, als er een zeker sturend principe is dat er voor zorgt dat de meeste planeten een wet zoals die van Titius-Bode volgen, dan hebben astronomen die nog niet gevonden.

[414]

1.20. Helling van planeetbanen

De banen van de planeten liggen ongeveer maar niet precies in hetzelfde vlak. De helling of inclinatie van een planeetbaan is de hoek tussen de planeetbaan en de ecliptica. De waarden van deze hellingen zijn te vinden op de Rekenbladzijde over Posities aan de Hemel. De banen van de planeten staan hierboven getekend.

[262]

1.21. Snelheden van planeten

Planeten draaien in banen rond de Zon. Hun kleinste, gemiddelde, en grootste snelheden in hun banen rond de Zon staan in de volgende tabel, gemeten in kilometers per seconde. Vermenigvuldig met 3600 om kilometers per uur te krijgen. De gemiddelde snelheid is de snelheid die de planeten hebben als hun afstand vanaf de Zon gelijk is aan de lengte van de halve lange as van hun baan.

Tabel 5: Planeetbaansnelheden

Naam Kleinst Gemiddeld Grootst
Mercurius 38,86 47,87 58,98
Venus 34,78 35,02 35,26
Aarde 29,29 29,78 30,29
Mars 21,97 24,13 26,50
Jupiter 12,44 13,06 13,71
Saturnus 9,11 9,64 10,19
Uranus 6,49 6,79 7,12
Neptunus 5,38 5,43 5,48
Pluto 3,67 4,74 6,11

[120] [151]

1.22. Leven op planeten

We weten nog niet eens precies hoe het leven op Aarde ontstaan is, dus kunnen we niet veel met zekerheid zeggen over het ontstaan van leven op andere planeten. Als we aannemen dat iets dat leeft altijd een stoffelijk lichaam nodig heeft en dat alleen de nu bekende fundamentele natuurkrachten een rol spelen (dus dat er geen "energiewezens" en dat soort dingen kunnen zijn), dan heb je voor leven ingewikkelde moleculen nodig. Voor leven zoals we dat op Aarde kennen heb je de dan tenminste de volgende dingen nodig:

Een biosfeer is een gebied waar wezens leven zonder steun van buitenaf (en niet alleen maar even op bezoek zijn, zoals astronauten in een ruimtestation of op de Maan). Buitenaards leven is nog niet overtuigend aangetoond, dus heeft alleen de Aarde met zekerheid een biosfeer.

Waar zou er in het Zonnestelsel nog meer leven kunnen zijn? Ik heb een schatting gezien dat planeten op afstanden tussen ongeveer 0,84 en 1,7 AE leven zouden kunnen hebben. Daar passen de Aarde (1,0 AE) en Mars (1,5 AE) in, maar Venus (0,7 AE) niet. Op Venus is er nu zo'n enorm broeikaseffect dat het daar aan het oppervlak wel 470 graden Celsius is ― een beetje te warm voor leven. Op Mars is het nu erg koud (gemiddeld −48 graden Celsius) maar er is daar in het verleden wel eens vloeibaar water geweest.

Hoe dieper je onder het oppervlak van een groot hemellichaam gaat, hoe warmer het wordt. Je kunt dus ook verder dan 1,7 AE van de Zon nog vloeibaar water (en dus misschien leven) hebben, als je maar diep genoeg onder het oppervlak gaat. De maan Europa van Jupiter lijkt een goede kandidaat voor een wateroceaan diep onder het ijs dat aan de oppervlakte ligt, en daar zou leven in kunnen zijn.

De Maan staat op dezelfde afstand van de Zon als de Aarde maar is toch zo dood als een pier. Dat is omdat de Maan een stuk kleiner is dan de Aarde en dus (1) onvoldoende zwaartekracht heeft om een dampkring of vloeibaar water lang vast te houden, (2) al tot grote diepte gestold is en dus geen geologische activiteit aan zijn oppervlak heeft (als die er al ooit was).

[319]

1.23. Bezoek aan andere planeten

Geen mens is nog voorbij de Maan geweest, en Mars en de andere planeten zijn meer dan 100 keer zo ver weg van de Aarde als de Maan, dus is er nog geen mens op een andere planeet geweest. Mars is na de Maan de enige kandidaat voor een bezoek vanaf de Aarde. Ik denk niet dat er mensen op Mars zullen staan voor 2015, en misschien zal het nog wel veel langer duren. Een reis naar Mars of een andere planeet zou veel gevaarlijker en moeilijker zijn dan een reis naar de Maan, en reizen naar de Maan waren al gevaarlijk en moeilijk. Zie de bladzijde over ruimtereizen voor meer informatie.

[97]

1.24. Lusbeweging van de planeten

Een buitenplaneet (een planeet die verder van de Zon is dan de Aarde) beweegt meestal naar het oosten tussen de sterren, maar rond zijn oppositie gaat hij even naar het westen en maakt dan een soort lus tussen de sterren, voor hij weer zijn normale beweging naar het oosten vervolgt. Die tijdelijke tegendraadse beweging wordt retrograde beweging genoemd.

De retrograde beweging van een planeet valt op als je kijkt hoe de planeet beweegt ten opzichte van de sterren aan de hemel. Daarvoor maakt het niet uit waar die sterren aan de hemel staan (als ze maar boven de horizon staan, natuurlijk), dus kon men die beweging al duizenden jaren geleden opmerken.

Meestal beweegt een planeet oostwaarts langs de dierenriem, maar als de Aarde de planeet "in de binnenbocht" inhaalt dan lijkt de planeet tijdelijk naar het westen langs de dierenriem te bewegen.

Als je deze beweging met een planetariumprogramma wilt tonen dan moet je instellingen zoeken waarbij of de sterren niet lijken te bewegen, of de planeet niet lijkt te bewegen. In het eerste geval zie je dan de planeet een lus trekken tussen de sterren, en in het tweede geval zie je alle sterren dezelfde lus maken ten opzichte van de planeet. Met veel planetariumprogramma's kun je de kijkrichting aan een bepaald hemellichaam koppelen, zoals een planeet of een ster. Ook is het handig om de ecliptica of de hemelequator als basisvlak (base plane) te kiezen zodat het beeld niet in de loop van een jaar om zijn centrum wiebelt, en is het handig om de grond (horizon) doorzichtig te maken, omdat anders waarschijnlijk de planeet of ster op een gegeven datum onder de horizon verdwijnt.

Als het koppelen van de kijkrichting aan een planeet of ster met het planetariumprogramma van jou niet kan, dan kun je de tijd in stappen van 23 uur 56 minuten veranderen. Dan lijken de sterren (bijna) stil te staan. Ook dan is het handig om de grond doorzichtig te maken.

Dat de sterren na 23 uur en 56 minuten al weer op hun oude plek staan maar de Zon gemiddeld pas na 24 uur komt omdat wij in een jaar eenmaal rond de Zon draaien. Daarom lijken de sterren 366 keer rond de Aarde te draaien als de Zon het 365 keer doet. Een sterrendag is gelijk aan 365/366 zonnedagen, ofwel ongeveer 4 minuten korter dan een zonnedag.

[85]

1.25. Ronde planeten

De planeten zijn rond omdat ze zoveel massa hebben. Vanwege de zwaartekracht probeert alle massa zo dicht mogelijk bij elkaar te zitten. Voor een planeet die niet rond zijn eigen as draait heeft de ideale verdeling alle punten aan het oppervlak op dezelfde afstand van het midden van de planeet, en dat geeft vanzelf een ronde planeet zonder bergen of dalen. Als de planeet wel rond zijn eigen as draait dan is de ideale vorm een bol die een klein beetje afgeplat is, zodat de diameter van pool tot pool een beetje kleiner is dan de diameter bij de evenaar.

Om zo'n ideale vorm aan te nemen moet de materie in de planeet vrij naar beneden kunnen stromen om de dalen op te vullen. De buitenkant van manen en aardse planeten (Mercurius, Venus, Aarde, Mars) zijn niet vloeibaar, dus kunnen daar kleine afwijkingen van de ideale ronde vorm zijn, in de vorm van bergen en dalen, maar als de berg te hoog wordt dan zal hij door de zwaartekracht (langzaam) in elkaar storten of naar beneden zakken tot hij niet meer te hoog is.

In de praktijk zijn planeten, manen, sterren, en asteroïden vanaf een diameter van pakweg 1000 km rond. Voor vaste dingen die veel kleiner zijn dan 1000 km kunnen de interne krachten tegen de zwaartekracht op en hoeven die dingen niet rond te zijn.

[30]

1.26. Planeetsymbolen

Hieronder staan de symbolen die voor de planeten gebruikt worden. De symbolen voor de eerste zes planeten stammen uit de middeleeuwen (of misschien nog vroeger). De symbolen voor de andere planeten zijn uiteraard pas verzonnen nadat de desbetreffende planeet ontdekt werd. De tweede kolom toont de symbolen als plaatjes, en de derde kolom als tekens. Veel webverkenners kunnen die tekens nog niet goed tonen, dus misschien staan ze in jouw webverkenner er vreemd of helemaal niet bij. Ook kan het zijn dat het plaatje en het teken voor een planeet niet precies hetzelfde zijn, omdat voor sommige planeten vroeger meer dan één symbool gebruikt is.

Tabel 6: Planeten: Symbolen

planeet symbool
plaatje teken
Mercurius
Venus
Aarde
Mars
Jupiter
Saturnus
Uranus
Neptunus
Pluto

Het symbool voor Venus wordt ook wel gebruikt als symbool voor een vrouw of iets vrouwelijks. Het symbool voor Mars is ook het symbool voor een man of iets mannelijks. Het symbool voor Neptunus bevat het boveneinde van een drietand: met dat ding aan de bovenkant van een lange stok zie je de romeinse god van de zee (Neptunus) nog wel eens afgebeeld. Het symbool voor Pluto is een combinatie van de eerste letter van de voor- en achternaam van de ontdekker van Pluto, Percival Lowell.

[152] [66] [199] [544]

1.27. De draaiperioden van planeten

Alle planeten draaien om hun eigen as en om de Zon. De perioden daarvan kunnen gemeten worden ten opzichte van de sterren (siderisch) of ten opzichte van de Zon, gezien vanaf de planeet of vanaf de Aarde (synodisch). De belangrijkste perioden zijn:

siderische baanperiode

de periode waarin de planeet eenmaal rond de Zon draait, gemeten ten opzichte van de sterren. Deze periode wordt ook wel het planeetjaar genoemd. Gezien vanaf de planeet staat de Zon na zoveel tijd weer op (ongeveer) dezelfde plek tussen de sterren.

synodische baanperiode

de periode waarin de planeet gezien vanaf de Aarde zijn verschijnselen met betrekking tot de Zon herhaalt (zoals oppositie of conjunctie). Dit wordt ook wel gewoon de synodische periode van de planeet genoemd.

siderische draaiperiode

de periode waarin de planeet eenmaal rond zijn as draait, gemeten ten opzichte van de sterren. Gezien vanaf de planeet staan de sterren na zoveel tijd weer op dezelfde plek aan de hemel.

synodische draaiperiode

de periode waarin de planeet eenmaal rond zijn as draait, gemeten ten opzichte van de Zon. Dit wordt ook wel de planeetdag of sol (wat latijn voor "Zon" is) genoemd. Gezien vanaf de planeet draait de Zon in één planeetdag langs de hemel.

[360]

De volgende tabel toont de belangrijkste perioden van de planeten, en ook de lengte van de halve lange as van hun baan (zeg maar, hun gemiddelde afstand van de Zon) en de snelheid waarmee de evenaar draait (draaisnelheid) en waarmee de planeet gemiddeld rond de Zon draait (baansnelheid). De siderische draaiperiode en synodische draaiperiode (planeetdag, sol) worden gegeven in aardse dagen van elk 86400 seconden. De siderische baanperiode (planeetjaar) wordt gegeven in aardse jaren van 365,25 dagen (dus in juliaanse jaren) en in planeetdagen (sol). De synodische (baan)periode van de planeet wordt gegeven in aardse dagen. De draaiperioden zijn gemeten aan de evenaar.

Tabel 7: Planeten: Perioden

planeet draaiperiode afstand baanperiode snelheid
siderisch synodisch siderisch synodisch draai baan
dagen AE jaren dagen sol dagen m/s km/h km/s
Mercurius 58,646 175,94 0,387 0,2408 87,969 0,500 115,9 3,0 10,9 47,9
Venus 243,01 116,75 0,723 0,6152 224,71 1,925 583,9 1,8 6,5 35,0
Aarde 0,997270 1,000000 1,000 1,0000 365,26 365,26 465 1670 29,8
Mars 1,025956 1,027491 1,524 1,8808 686,98 668,60 779,3 241 867 24,1
Jupiter 0,41007 0,41011 5,203 11,862 4332,6 10564 398,9 12700 45600 13,1
Saturnus 0,4264 0,4264 9,539 29,457 10759 25232 378,1 10300 37000 9,6
Uranus 0,6125 0,6125 19,181 84,02 30688 50103 369,9 3040 10900 6,8
Neptunus 0,7667 0,7667 30,058 164,77 60182 78494 367,5 2350 8460 5,4
Pluto 6,3867 6,3863 39,44 248,4 90728 14207 366,7 13 47 4,7

Bijvoorbeeld: Gezien vanaf Mercurius staat de Zon na 175,94 dagen (1 planeetdag of sol) weer op dezelfde plek aan de hemel, staan de sterren na 58,646 dagen (0,5 planeetdagen) weer op dezelfde plek aan de hemel, en staat de Zon na 0,2408 jaren (87,95 dagen, 1 planeetjaar) weer op dezelfde plek tussen de sterren. Gezien vanaf de Aarde herhaalt Mercurius na 115,9 dagen zijn verschijnselen zoals conjuncties en grootste elongaties.

Voor Venus, Uranus en Pluto is de synodische draaiperiode (planeetdag) korter dan de siderische draaiperiode, terwijl voor de andere planeten de synodische draaiperiode juist langer is dan de siderische draaiperiode. Het verschil tussen de twee is voor sommige planeten zo klein dat het in de tabel niet opvalt. Het verschil tussen de twee groepen planeten zit hem in de stand van de draaias. Venus, Uranus en Pluto staan meer ondersteboven dan rechtop.

Op Mercurius duurt een dag langer dan een jaar, en wel precies twee keer zo lang. De rotatieperiode van Mercurius zit gevangen in een resonantie met zijn baanperiode zodat 3 siderische rotatieperioden precies gelijk zijn aan 2 siderische baanperioden.

[272]

De draaiperiode die een planeet vandaag heeft hangt af van de draaiing waarmee de planeet gevormd werd en van alle veranderingen die er sindsdien geweest zijn.

Het is waarschijnlijk dat een planeet in het algemeen gevormd wordt met een draaiperiode (dag) die veel korter is dan de baanperiode (jaar), omdat materiaal in banen rond de Zon een "natuurlijke" draaiperiode heeft die vergelijkbaar is met de baanperiode, maar uit een heel groot gebied bij elkaar geveegd is tot een veel kleinere planeet, en iets dat draait en kleiner wordt (gemiddeld dichter bij de draaias komt) gaat sneller draaien (zoals een kunstijsschaatsster die tijdens het draaien haar armen intrekt). Echter, planeten worden (naar men nu denkt) gevormd door het botsen en aan elkaar kleven van steeds grotere proto-planeten, dus de manier waarop de laatste paar botsingen toevallig gebeurden hebben grote invloed op hoe de gevormde planeet uiteindelijk draait.

De draaiing van een planeet kan ook na zijn vorming veranderen door subtiele zwaartekrachtinvloeden van zijn buren. Het lijkt waarschijnlijk dat de draaiing van Mercurius (mede) vertraagd is vanwege getijdeinvloeden van de Zon waar die planeet zo dicht bij is. Het lijkt er tenminste op dat de draaiing van Mercurius nu gevangen zit in een 2:3-resonantie met zijn baanperiode. De draaiing van de Aarde is nu aan het vertragen vanwege getijdeinvloeden van de Maan. De relatief zeer trage draaiing van Venus en de vreemde stand van de draaias van Uranus zouden kunnen betekenen dat die in hun verleden (waarschijnlijk aan het eind van hun vorming) een botsing gehad hebben met een voorwerp van vergelijkbare grootte.

[459]

Als een planeet verder van de Zon is dan duurt het langer voor die planeet om om de Zon te draaien. Een verre planeet neemt meer tijd omdat die planeet een langere weg af te leggen heeft en ook omdat die planeet langzamer beweegt. Een verre planeet beweegt langzamer dan een nabije planeet omdat de zwaartekracht tussen de Zon en de planeet minder wordt naarmate die twee verder van elkaar zijn.

Als planeet A \(y\) keer verder van de Zon is dan planeet B is, dan neemt planeet A \(y√y\) maal langer om rond de Zon te gaan dan planeet B neemt. De factor \(y\) is omdat de baan van planeet A zo veel keer zo lang is als die van B, en de \(√y\) is omdat planeet A zo veel langzamer door zijn baan beweegt dan planeet B doet.

Bijvoorbeeld, Jupiter is ongeveer 5,2 keer verder van de Zon dan de Aarde is, dus neemt Jupiter ongeveer \(5,2√5,2 = 12\) keer zo lang om rond de Zon te gaan dan de Aarde doet, dus neemt Jupiter daar ongeveer 12 jaar voor.

[263]

1.28. Rotatierichting van planeten

Of een planeet met de klok mee of tegen de klok in om zijn eigen as draait hangt er van af van welke kant je de planeet bekijkt. Als je naar de planeet kijkt van boven zijn ene pool, dan draait hij met de klok mee, en als je naar de planeet kijkt van boven zijn andere pool, dan draait hij tegen de klok in.

De volgende tabel geeft informatie over de draairichtingen van de planeten. De kolommen "Noord" en "Zuid" laten zien of de planeet gezien van boven die pool tegen de klok in ("tegen") of met de klok mee ("mee") draait. De kolommen "Oost" en "West" laten zien of de Zon ongeveer in die richting op komt of juist onder gaat. Bijvoorbeeld: de Aarde draait met de klok mee als je hem bekijkt van boven de zuidpool, en gezien vanaf de Aarde komt de Zon op ongeveer in het oosten en gaat onder ongeveer in het westen.

Tabel 8: Planeetdraairichtingen

noord zuid oost west
Mercurius tegen mee op onder
Venus mee tegen onder op
Aarde tegen mee op onder
Mars tegen mee op onder
Jupiter tegen mee op onder
Saturnus tegen mee op onder
Uranus mee tegen onder op
Neptunus tegen mee op onder
Pluto mee tegen onder op

[20]

1.29. Herhalende planeetposities

Voor elk paar planeten kun je uitrekenen hoe lang het duurt voor de ene planeet de andere heeft ingehaald op weg rond de Zon. Die periode heet de synodische periode van beide planeten, en na die periode hebben beide planeten weer dezelfde relatieve positie. De gemiddelde lengte van de synodische periode van elke planeet (ten opzichte van de Aarde) staat in tabel 7.

[461]

Je kunt een synodische periode als volgt uit een siderische periode berekenen: Als \(P_\sid1\) de siderische periode is van de het snelle lichaam (bijvoorbeeld een maan in zijn baan rond Jupiter) en \(P_\sid2\) de siderische periode is van het trage lichaam (bijvoorbeeld Jupiter in zijn baan rond de Zon) gemeten in dezelfde eenheden, en ze allebei in dezelfde richting rond draaien (bijvoorbeeld Jupiter tegen de klok in rond de Zon, en de maan tegen de klok in rond Jupiter) dan is de synodische periode \(P_\syn\), weer in dezelfde eenheden, bepaald door

(Vgl. 3) 1/Psyn = (1/Psid1) − (1/Psid2)

ofwel

(Vgl. 4) Psyn = 1/((1/Psid1) − (1/Psid2))

Als ze in tegengestelde richting rond draaien, dan moet je het minteken vervangen door een plusteken, maar voor planeten en manen in het Zonnestelsel is bijna altijd het minteken goed.

Bijvoorbeeld, als \(P_\sid1\) gelijk is aan 27,3 dagen (de siderische periode van de Maan, gezien vanaf de Aarde) en \(P_\sid2\) gelijk is aan 365 dagen (de siderische periode van de Zon, gezien vanaf de Aarde), dan is \(1/P_\syn = (1/27,3) - (1/365)\) = ongeveer 1/29,5, dus dan is de synodische periode gelijk aan ongeveer 29,5 dagen. Dit is de gemiddelde periode tussen twee opeenvolgende Volle Manen.

Na gemiddeld een synodische periode zullen de samenstanden van het snelle en het trage lichaam zich herhalen; bijvoorbeeld de samenstanden van de Zon en de Maan gezien vanaf de Aarde, zoals volle maan en nieuwe maan.

Voor een synodische periode heb je drie hemellichamen: het hemellichaam waar de waarnemer op staat en de twee andere die langs de hemel van de waarnemer trekken. Dezelfde synodische periode geldt ook als de waarnemer naar een van de twee andere hemellichamen verhuist. Dus: gezien vanaf de Aarde staan de Zon en de Maan ongeveer elke 29,5 dagen het dichtste bij elkaar aan de hemel, en gezien vanaf de Maan staan de Aarde en de Zon ongeveer elke 29,5 dagen het dichtste bij elkaar, en gezien vanaf de Zon staan de Aarde en de Maan ongeveer elke 29,5 dagen het dichtste bij elkaar.

Nu passen we dit alles toe op de manen van Jupiter. Als \(P_\maan\) de siderische periode van zo'n maan is (rond Jupiter) en \(P_\J\) de siderische periode van Jupiter (rond de Zon), dan is de synodische periode \(P_\syn\) van de maan gelijk aan

(Vgl. 5) Psyn = 1/((1/Pmaan) − (1/PJ))

Gemiddeld zullen de maan en Jupiter na zo'n synodische periode weer in ongeveer dezelfde onderlinge stand staan, dus zal de tijd tussen opeenvolgende verduisteringen van de maan ongeveer een veelvoud van de synodische periode zijn.

Zodra je naar meer dan twee planeten tegelijk kijkt is er geen vaste periode meer waarna al die planeten terugkeren naar een bepaalde relatieve positie. Meer dan twee planeten keren nooit meer terug naar precies dezelfde relatieve posities als vroeger. Dat komt omdat de verhoudingen van de baanperioden van de verschillende planeten geen preciese breuken zijn.

Als bijvoorbeeld Mars in precies 2 jaar rond de Zon draaide en Jupiter in precies 12 jaar, dan zou na elke 12 jaar de Aarde precies 12 keer rond de Zon gegaan zijn, Mars precies 6 keer, en Jupiter precies 1 keer, dus dan zouden ze alle drie weer in dezelfde relatieve positie zijn.

Ook als de baanperioden geen hele getallen zijn kan er een gezamelijke periode zijn. De baanperioden die in de tabel staan voor de Aarde, Mars en Jupiter zijn, afgerond tot op een tiende jaar, gelijk aan 1 jaar, 19/10 jaar, en 119/10 jaar. Die perioden passen allemaal een heel aantal keren in 2261 jaar, namelijk 2261 keer voor de Aarde, 1190 keer voor Mars, en 190 keer voor Jupiter, dus als de baanperioden van de drie planeten precies gelijk waren aan de afgeronde waarden, dan zouden ze na elke 2261 jaren weer dezelfde relatieve positie innemen. Dat is al bijna tweehonderd keer langer dan toen we een hierboven afrondden tot op 1 jaar.

Voor alle planeten samen zou er dan een periode van 816.821.286.456 jaar (pakweg 817 miljard jaar) uitkomen, en dat is al vele malen meer dan de ouderdom van het Heelal (die nu pakweg 14 miljard jaar is), dus zelfs als de baanperioden precies gelijk waren aan de afgeronde waarden tot op een tiende jaar, dan nog zou je aan de gezamelijke periode in de praktijk niets hebben, omdat hij zo lang is.

De baanperioden zijn echter niet precies gelijk aan hun afgeronde waarden, en dat maakt heel veel uit. Als we bijvoorbeeld waarden gebruiken die tien keer zo nauwkeurig zijn dan de vorige keer, dus 1 jaar voor de Aarde, 188/100 jaar voor Mars, en 1187/100 jaar voor Jupiter, dan is de kleinste gezamelijke periode 55.789 jaar (55789 keer voor de Aarde, 29675 keer voor Mars, en 4700 keer voor Jupiter), en dat is meer dan tien keer zoveel als de vorige keer. Voor alle planeten samen zou de periode dan 7.865.034.998.354.446.554 jaar zijn, wat verschrikkelijk veel langer is dan de vorige keer.

Als je steeds nauwkeurigere benaderingen neemt voor de baanperioden van de planeten, dan wordt de gezamelijke periode waarna de planeten weer dezelfde relatieve positie innemen in het algemeen steeds langer. Als je de echte waarden zou kunnen nemen voor de baanperioden, dus met oneindige precisie, dan zou de gezamelijke periode oneindig groot zijn.

Je kunt meer lezen over het herhalen van planeetposities op de samenstandbladzijde. Wil je zelf de gezamelijke perioden kunnen berekenen die ik hierboven noemde? Kijk dan op de Rekenpagina voor gezamelijke perioden.

[7] [145] [335] [347]

1.30. Afstanden tot de Zon

In de volgende tabel staan de afstanden van de planeten tot de Zon, gemeten in astronomische eenheden (AE), in miljoenen kilometers (Gm), en in lichtseconden (ls). Het aantal lichtseconden is hoeveel seconden zonlicht er over doet om die planeet te bereiken. De Astronomische Eenheid is bijna precies gelijk aan de gemiddelde afstand tussen de Aarde en de Zon.

Tabel 9: Planeten: Afstanden tot de Zon

Planeet Kleinst Gemiddeld Grootst
AU Gm ls AU Gm ls AU Gm ls
Mercurius 0,306 46 153 0,387 58 193 0,467 70 232
Venus 0,718 106 358 0,723 108 360 0,728 109 363
Aarde 0,983 147 490 1,000 150 499 1,017 152 507
Mars 1,381 207 689 1,524 228 760 1,666 249 831
Jupiter 4,951 741 2470 5,203 778 2596 5,455 816 2722
Saturnus 9,008 1348 4503 9,539 1427 4767 10,069 1506 5032
Uranus 18,275 2734 9146 19,181 2869 9590 20,088 3005 10034
Neptunus 29,800 4458 14890 30,058 4497 15025 30,316 4535 15160
Pluto 29,58 4425 14818 39,44 5900 19732 49,19 7359 24645

De planeet Mercurius ligt van alle planeten het dichtste bij de Zon, op ongeveer 0,39 AU (ofwel ongeveer 58.000.000 km). Er zijn echter asteroïden of planetoïden ("kleine planeten") die dichter bij de Zon kunnen komen. Een aantal daarvan zijn bijvoorbeeld Phaeton (die tot 0,14 AE komt), Hephaistos (0,36 AE), Icarus (0,19 AE) en Talos (0,19 AE). Sommige kometen vallen zelfs in de Zon (en die zien we daarna dus niet meer terug). Van alle ruimtesondes die vanaf de Aarde gelanceerd zijn is naar mijn weten de Duitse "Helios 2" de Zon het dichtst genaderd, tot op 45.000.000 km (0,30 AE) in 1976.

[54]

1.31. Afstanden tot de Aarde

De planeten en de Aarde draaien allemaal met verschillende snelheden rond de Zon, en daarom is de afstand van de planeten tot de Aarde niet altijd hetzelfde. De kleinste, gemiddelde, en grootste afstanden tot de Aarde (over 20 synodische perioden die begonnen op 1 januari 2000, behalve voor Pluto) staan aangegeven in de volgende tabel, gemeten in Astronomische Eenheden (AE) en miljoenen kilometers (Gm). Een lichtjaar is gelijk aan ongeveer 63.178 AE, dus om de afstanden naar lichtjaren om te rekenen hoef je ze alleen maar te delen door 63.178. Bijvoorbeeld: de gemiddelde afstand van Jupiter tot de Aarde is 5,28/63178 = 0,000082 lichtjaren.

Tabel 10: Planeten: Afstanden tot de Aarde

Planeet Kleinst Gemiddeld Grootst
AE Gm Mmi AE Gm Mmi AE Gm Mmi
Mercurius 0,55 82 51 1,04 156 97 1,45 217 135
Venus 0,27 40 25 1,14 171 106 1,74 260 162
Mars 0,37 55 34 1,70 254 158 2,68 401 249
Jupiter 3,95 591 367 5,28 790 491 6,45 965 600
Saturnus 8,05 1204 748 9,62 1439 894 11,05 1653 1027
Uranus 18,83 2817 1750 20,02 2995 1861 21,09 3155 1960
Neptunus 28,93 4328 2689 30,01 4489 2790 31,10 4653 2891
Pluto 28,56 4273 2655 39,44 5900 3666 50,21 7511 4667

[170]

1.32. Wanneer de planeten het dichtste bij de Aarde zijn

Elke planeet is eenmaal per synodische periode (zie hierboven) het dichtste bij de Aarde, in het perigeum. Voor de binnenplaneten is dat ongeveer als ze in hun benedenconjunctie zijn, en voor de buitenplaneten ongeveer als ze in oppositie zijn. Je kunt de data waarop elke planeet het dichtste bij de Aarde staat (en de afstand waarop ze dan staan) terugvinden op de planeetverschijnselenpagina's. Zoek naar data wanneer in de kolom met titel "*" een "p" staat en in de kolom met titel "AE" een getal staat. Bijvoorbeeld: op 2003-10-30 (30 oktober 2005) is Mars weer in een perigeum, dus het dichtste bij de Aarde. Zijn afstand is dan 0,4641 AE, wat overeenkomt met 69 miljoen kilometer.

[129] [245]

1.33. Grootte, massa en dichtheid van planeten

De afmetingen, massa en dichtheid van de Zon en de planeten staan in de volgende tabel. Gegeven worden: de straal van het centrum naar de evenaar en van het centrum naar de pool (beide in kilometers), de afplatting (wat voor fractie de straal naar de pool kleiner is dan de straal naar de evenaar), de oppervlakte (in miljoenen vierkante kilometers), de inhoud (in miljarden kubieke kilometers), de massa (vergeleken met die van de Aarde), en de dichtheid (vergeleken met die van water).

Tabel 11: Planeten: Grootte, Massa, Dichtheid

naam straal afplatting oppervlak inhoud massa dichtheid
evenaar pool
km km Mm2 Mm3 Aarde = 1 water=1
Zon 695990 695990 0 6087176 1412204556 332946 1,40
Mercurius 2439 2439 0 75 61 0,055 5,41
Venus 6051 6051 0 460 928 0,815 5,25
Aarde 6378 6357 0,003353 509 1083 1 5,50
Mars 3396 3379 0,005 144 163 0,011 3,91
Jupiter 70850 66530 0,061 59230 1398000 318 1,24
Saturnus 60330 54900 0,09 41620 837000 95 0,62
Uranus 25400 24600 0,03 7860 66600 14,5 1,24
Neptunus 24300 23600 0,03 7200 58300 17,1 1,61
Pluto 1150 1150 0 17 6 0,0021 2,06

[150] [255]

1.34. Planeetatmosferen

Een atmosfeer of dampkring is een laag van gassen om een planeet heen. Als je goed genoeg zoekt dan kun je rond elke planeet wel een paar gasmoleculen of -atomen vinden, maar als je zo nauwkeurig gaat meten dan is er ook nergens in de ruimte een vacuüm. Laten we hier als praktische definitie aanhouden dat een atmosfeer van grote afstand te ontdekken moet zijn (bijvoorbeeld via spectraallijnen van de moleculen en atomen van de gassen in de atmosfeer, of via waarnemingen van sterbedekkingen door de planeet) en merkbare weerstand moet bieden aan een landend ruimtevaartuig of een meteoriet. Met die definitie hebben alle planeten behalve Mercurius en (waarschijnlijk) Pluto een atmosfeer, en heeft ook de maan Titan van Saturnus een atmosfeer. De volgende tabel laat de druk aan de onderkant van de atmosfeer van alle planeten en van Titan (van Saturnus) en Triton (van Neptunus) zien, gemeten in eenheden van 1 bar (wat ongeveer gelijk is aan de gemiddelde luchtdruk op Aarde). De dampkringen van de grote gasplaneten zijn zo dik dat we niet precies weten waar ze ophouden en ook niet precies wat de druk daar is. Schattingen voor Jupiter en Saturnus zijn in de buurt van 2 miljoen bar. In de tabel heb ik maar "≫ 100" ofwel "veel groter dan 100" gezet.

Tabel 12: Atmosferische Druk op Planeten en Manen

Naam Druk
Mercurius 0
Venus 92
Aarde 1
Mars 0,007
Jupiter ≫ 100
Saturnus ≫ 100
Titan 1,5
Uranus ≫ 100
Neptunus ≫ 100
Triton 0,00016
Pluto 0,00001

Hoewel veel planeten een dampkring hebben is er maar één die een dampkring heeft waarin wij kunnen overleven, en dat is de Aarde. De dampkringen van de andere planeten die er een hebben bevatten veel te weinig of helemaal geen zuurstof. Sommige mensen hebben plannen gemaakt om de dampkringen van Venus en Mars om te zetten in lucht (waarin mensen zouden kunnen leven), maar ik denk niet dat die plannen snel uitgevoerd zullen worden.

[362]

Lang geleden dachten de meeste mensen dat de Aarde stil stond en dat de sterrenhemel om de Aarde heen draaide. Dat moet wel zo zijn, dachten ze toen, want de natuurlijke toestand van dingen is dat ze afremmen en dan stil staan, zoals een bal die je rolt altijd na een tijdje weer stil ligt, dus als de Aarde rond zijn as draaide dan zou de dampkring natuurlijk nog steeds stil willen blijven staan en dan zou het oppervlak van de Aarde met grote snelheid langs de dampkring schuren, dus zou er dan overal en altijd een enorme storm moeten zijn. En als je iets omhoog gooide, dan zou dat natuurlijk ook niet met de draaiing van de Aarde meedoen en dus altijd snel dezelfde kant op gaan ten opzichte van de grond. Zo'n storm is er niet, en dingen die je omhoog gooit komen weer gewoon naar beneden, dus staat de Aarde stil.

Echter, die mensen van lang geleden hadden het verkeerd. De sterrenhemel staat stil, en de Aarde draait om zijn as. De natuurlijke toestand van dingen is niet dat ze afremmen en stil gaan staan, maar (volgens de Eerste Wet van Newton) dat ze met een vaste snelheid langs een rechte lijn bewegen. Als je hun richting of snelheid wilt veranderen, dan moet je een kracht op ze uitoefenen. De zwaartekracht houdt de dampkring en andere dingen zo dicht mogelijk bij de grond, en wrijving met de grond zorgt ervoor dat de dampkring gemiddeld met de Aarde mee draait en dus ten opzichte van de draaiende Aarde gemiddeld stil staat. Als dingen over een draaiende planeet bewegen dan merken ze de draaiing op in de vorm van corioliskrachten. Corioliskrachten zorgen ervoor dat stromingen in de dampkring en de oceanen ver van de evenaar niet in rechte lijnen gaan maar hele grote wervels hebben.

[349]

1.35. Maakt het uit als je een planeet verschuift?

Waar dingen in het Heelal naar toe bewegen wordt vooral bepaald door de zwaartekracht. Alle dingen die massa hebben oefenen zwaartekracht uit, maar dingen met meer massa oefenen meer zwaartekracht uit dan dingen met minder massa, en de zwaartekracht neemt af met toenemende afstand. De dingen met de meeste massa hebben dus het meeste invloed op andere zaken in het Heelal, en dan nog het meeste op dingen bij hen in de buurt.

Een planeet heeft verschrikkelijk veel minder massa dan een ster. De Zon, bijvoorbeeld, heeft ongeveer 1000 keer zoveel massa als alle planeten van het Zonnestelsel bij elkaar. Daarom domineert een planeet alleen zijn directe omgeving. De zwaartekracht van de Aarde is bijvoorbeeld alleen de baas tot op ongeveer 850.000 km van de Aarde vandaan. Verder weg dan dat kunnen geen manen of andere zaken rond de Aarde draaien, omdat de zwaartekracht van de Zon anders hun baan zo sterk verstoort dat ze aan de zwaartekracht van de Aarde ontsnappen. Nu lijkt 850.000 km misschien veel, maar het is maar 1/180ste deel van de afstand naar de Zon.

Als plotseling een planeet naar een ander deel van het Zonnestelsel verschoven zou worden, of zelfs helemaal weggehaald zou worden, dan zou dat alleen flinke invloed hebben op het deel van de ruimte waar die planeet voorheen de baas was en op het deel van de ruimte waar de planeet naartoe verschoven wordt. Als een van de planeten van het Zonnestelsel (anders dan de Aarde) verwijderd werd, dan zouden de andere planeten daar maar weinig van merken en hun banen zouden praktisch hetzelfde blijven.

2. Specifieke planeten

[124]

2.1. Venus

We weten nog niet precies waarom de dampkring van Venus zich zo anders ontwikkeld heeft als die van de Aarde, omdat we nog niet genoeg informatie hebben om te kunnen kiezen tussen alle mogelijkheden. Hoe een dampkring zich ontwikkelt hangt af van welke gassen er in zijn, hoeveel zwaartekracht de planeet heeft, wat voor soort rotsen of mineralen er aan de onderkant van de atmosfeer zijn, hoe ver de planeet van zijn ster is, hoeveel licht de ster uitzendt, de oppervlaktetemperatuur van de ster, of er een passende vloeistof (zoals water) op de planeet is, en of de planeet geologisch en biologisch actief is (met vulkanen en planten en zo). We weten nog niet veel van de onderste lagen van de atmosfeer van Venus of van de samenstelling van de rotsen aan het oppervlak omdat de omstandigheden daar zo verschrikkelijk zijn dat geen enkel ruimteschip het daar lang uithoudt.

Het is waarschijnlijk dat de dampkringen van Venus en de Aarde ongeveer hetzelfde begonnen, maar tegenwoordig is de dampkring van Venus heel erg anders dan die van de Aarde: er is daar een enorm broeikaseffect, de temperatuur aan het oppervlak is ongeveer 450 hoger dan op Aarde, en de gasdruk is daar 90 keer zo hoog als op Aarde. Het is zeker belangrijk dat Venus 30% dichter bij de Zon staat dan de Aarde doet, want dat betekent dat zelfs zonder broeikaseffect de temperatuur aan het oppervlak van Venus ongeveer 50 ℃ hoger zou zijn dan op Aarde (als je alle andere dingen gelijk houdt), dus zou water op Venus snel verdampen, en dat is één manier om een broeikaseffect te krijgen.

De conclusie is dat blijkbaar redelijk kleine veranderingen in de begintoestand grote veranderingen in de uitkomst kunnen geven. Als de Aarde een beetje dichter bij de Zon was geweest dan zou de Aarde dezelfde weg gegaan kunnen zijn als Venus, en dan waren wij er niet geweest.

[352]

2.1.1. Geen Venusmanen

Hoeveel en wat voor manen een planeet krijgt hangt erg af van het toeval. We kunnen dus niet precies zeggen waarom Venus geen manen heeft. Manen

  1. kunnen ontstaan samen met de planeet waar ze omheen draaien.
  2. kunnen elders ontstaan en door de planeet gevangen worden.
  3. kunnen ontstaan uit het puin van een botsing tegen of in de buurt van de planeet.

De grote manen van de joviaanse planeten zijn waarschijnlijk voorbeelden van manier 1. Manen die hun baan niet in het equatoriale vlak van hun planeet hebben of wiens draairichting rond de planeet tegengesteld is aan de draairichting van de planeet rond zijn as zijn waarschijnlijk voorbeelden van manier 2. Zulke manen zijn vaak het verst van de planeet. De maantjes van Mars zijn waarschijnlijk ook voorbeelden van manier 2. Onze Maan is waarschijnlijk een voorbeeld van manier 3.

Ik denk dat een planeet een grotere kans heeft op manen als de planeet meer massa heeft (dus groter is), en als de planeet verder weg is van de Zon. Venus heeft niet bijzonder veel massa en staat ook nogal dicht bij de Zon. De Aarde heeft niet veel meer massa dan Venus en staat maar 40 % verder van de Zon dan Venus, dus is het misschien wel vreemder dat de Aarde een grote Maan heeft dan dat Venus geen maan heeft.

[295]

2.1.2. Venusovergangen

Een venusovergang betekent dat Venus voor de Zon langs gaat zodat Venus als een zwart vlekje tegen de zonneschijf afsteekt. Om een venusovergang te hebben moet Venus dicht bij de ecliptica (het pad van de Zon tussen de sterren zoals gezien vanaf de Aarde) zijn, dus moet Venus dan dicht bij één van de twee knopen van zijn baan zijn. Bovendien moet de Zon gezien vanaf de Aarde in dezelfde richting staan als Venus, wat betekent dat Venus dan een benedenconjunctie met de Zon heeft en dat de Aarde gezien vanaf de Zon dan dicht bij dezelfde knoop van de baan van Venus staat als Venus zelf.

Je krijgt dus een venusovergang als

  1. een benedenconjunctie van Venus ("c" op de planeetverschijnselenpagina's) voldoende dicht is bij een knoopdoorgang ("x" op de planeetverschijnselenpagina's) van Venus.
  2. de doorgang van Venus door een knoop van zijn baan voldoende dicht is bij de doorgang van de Aarde door dezelfde knoop (gemeten aan de eclipticale lengtegraad). De Aarde is nu rond 7 juni en 8 december (in de Gregoriaanse kalender) bij de eclipticale lengtegraad van de knopen van de baan van Venus, dus is er kans op een venusovergang als de knoopdoorgang van Venus rond 7 juni of 8 december gebeurt. Die datum wordt later met ongeveer één dag per 360 jaar.

Je kunt in principe uitrekenen hoe dichtbij "voldoende dichtbij" is. Zie hiervoor de overgangenrekenbladzijde. Dan kun je met de technieken die ik beschrijf op de sarosrekenbladzijde en de verhoudingenrekenbladzijde een voorspellingsserie voor venusovergangen opstellen, zoals je de Saros kunt gebruiken bij de voorspelling van zonsverduisteringen en maansverduisteringen. Het is echter nogal wat werk om alle constanten met voldoende nauwkeurigheid uit te rekenen.

Echter, gegeven een lijst met jaren van venusovergangen kun je wel vrij eenvoudig een formule opstellen die die jaren oplevert. Gebaseerd op alle venusovergangen die ik vond tussen de jaren 1000 en 3000 zijn hier voorspellingsformules, waarin \( j \) het jaar is:

\begin{align} 395 × j \bmod 243 & = 129 \text{ of } 130 \\ [395,0003 × j] \bmod 243 & = 53 \text{ of } 54 \end{align}

waarin \(\bmod\) de rest na deling voorstelt, en \([x]\) het hele getal het dichtste bij \(x\). De eerste formule geldt voor venusovergangen in juni, en de tweede voor venusovergangen in december. De eerste formule voorspelt één venusovergang te veel in de bekeken periode, en de tweede formule vijf te veel. De eerste formule zegt eigenlijk dat er elke 243 jaar na 1032 en 1040 weer een venusovergang is. De tweede formule kan niet eenvoudig naar zo'n simpel recept vertaald worden.

[96]

2.2. De Aarde

De Zon komt op in het oosten dus draait de Aarde om haar eigen as naar het oosten toe. Dat is vanaf de noordpool gezien linksom (tegen de klok in), maar vanaf de zuidpool gezien rechtsom (met de klok mee).

[116]

De omtrek van de Aarde aan de evenaar is ongeveer 40.000 km en de Aarde roteert eens per ongeveer 24 uur, dus is de rotatiesnelheid aan de evenaar ongeveer 40.000/24 = 1670 km/h.

[514]

De polaire diameter van de Aarde (van één pool via het centrum naar de andere pool) is 12713,51 km. De equatoriale diameter (van één punt op de evenaar via het centrum naar de overkant op de evenaar) is 12756,28 km. De equatoriale diameter is 42,77 km meer dan de polaire diameter.

[125]

Je voelt niet dat de Aarde draait omdat de Aarde steeds even hard draait. De hele wereld heeft zich daaraan al lang geleden aangepast en daarom merk je het niet.

Als een motorrijder snel door een bocht gaat dan hangt hij schuin naar het middelpunt van de cirkel waar de bocht een stukje van is, want alleen als hij zo schuin hangt dan zijn alle krachten inclusief de middelpuntvliedende of centrifugale kracht vanwege de bocht) in evenwicht en valt hij niet om. Als jij op je fiets scherp de bocht om gaat dan leun je ook de bocht in, vanwege precies dezelfde reden: anders val je om. En als je in een draaimolen staat die snel ronddraait, dan leun je ook een beetje naar het midden om niet om te vallen. In een draaimolen voel je toch nog dat je naar de buitenkant gedrukt wordt, net alsof je op een helling staat, maar als de bodem van de draaimolen niet horizontaal was maar net genoeg schuin stond, dan zou het voelen alsof je gewoon rechtop stond. Omdat de draaimolen zo snel draait is de richting die "omlaag" is daar een beetje veranderd.

Als je hard in een drankje roert dan gaat het oppervlak van de vloeistof hol staan (lager in het midden, hoger bij de rand waar de de grootste draaisnelheid is). Die vloeistof gaat dan ook snel door de bocht en voelt dus ook een middelpuntvliedende kracht. Er stroomt dan wat vloeistof heen en weer net zo lang tot er weer evenwicht is, en dat is als het oppervlak hol staat. Als de vloeistof weer tot rust komt (vanwege wrijving met het kopje) dan stroomt er weer wat vloeistof terug naar het midden en dan is er weer evenwicht.

De Aarde heeft net zoiets gedaan. De Aarde draait en heeft dus ook een middelpuntvliedende kracht, maar de magma (aan de binnenkant) en het water (aan de buitenkant) konden zich daar aan aanpassen door zich een tikje anders te verdelen (met wat meer bij de evenaar waar de draaisnelheid het grootst is en wat minder bij de polen), en daarom merk je er niets van.

We kunnen de invloed van die draaiing wel meten. Vanwege de draaiing van de Aarde is de evenaar ongeveer 20 km verder van het midden van de Aarde dan de polen zijn, en is je gewicht op de evenaar ongeveer een half procent minder dan op de polen.

[126]

2.2.1. De ontdekking dat de Aarde rond is

De eerste mensen waarvan beweerd wordt dat ze zeiden dat de Aarde rond was waren een paar Griekse filosofen die zo tussen 600 en 450 voor Christus leefden in wat nu zuid-Italië en west-Turkije zijn maar toen deel uitmaakten van de Griekse wereld. Helaas zijn de boeken van die filosofen lang geleden verloren gegaan, dus moeten we het doen met opmerkingen over hun denkbeelden in boeken van schrijvers van veel later, die vaak die opmerkingen ook weer van anderen overgeschreven hadden (en die misschien fout overschreven). Bovendien is er een groot verschil tussen iets beweren en iets bewijzen. De filosofen die genomineerd zijn voor de eer zijn: Thales van Milete (624 - 547 v.Chr.; maar zijn nominatie is wat twijfelachtig), Pythagoras van Samos (580 - ongeveer 500 v.Chr.), Alcmaeon van Croton en Parmenides van Elea (ongeveer 504 - 450 v.Chr.).

Voor zover ik weet is Aristoteles van Stagira (384 - 322 v.Chr.) de eerste mens waarvan we in (kopieën van) zijn eigen boeken kunnen nalezen dat hij dacht dat de Aarde rond was. Hij gaf daar zelfs goede bewijzen voor, zoals het feit dat de schaduw van de Aarde waar de Maan tijdens een maansverduistering doorheen trekt altijd rond is.

Het kan best zijn dat anderen al eerder ontdekten dat de Aarde rond moest zijn, maar dat die dat niet opschreven of dat hun boeken en denkbeelden helemaal vergeten zijn. Eén van de gevolgen van de kromming van de Aarde is dat een schip dat ver weg is achter de horizon lijkt te zakken, en dat kan best een oplettende matroos lang voor 600 v.Chr. opgevallen zijn, want rond 1500 v.Chr. was er al levendige handel over lange afstanden met schepen op de Middellandse Zee.

[438]

2.2.2. De meting van de omtrek van de Aarde

De diameter en omtrek van de Aarde kunnen worden berekend als je bijvoorbeeld de noord-zuidafstand langs het oppervlak kent die hoort bij een verschil van 1 graad in de breedtegraad. De omtrek hoort bij 360 graden, dus is de omtrek 360 maal zo lang als de afstand die bij 1 graad hoort. De breedtegraad kan worden bepaald, bijvoorbeeld uit de hoogte van de Poolster boven de horizon. Zie vraag 167.

De klassieke schatting van de omtrek van de Aarde door Eratosthenes rond het jaar −240 was gebaseerd op dit idee, behalve dat hij voor de bepaling van breedtegraadverschillen keek naar schaduwen midden op de dag in plaats van naar de Poolster 's nachts. Zie //nl.wikipedia.org/wiki/Eratosthenes. De diameter van de Aarde is ongeveer gelijk aan de omtrek gedeeld door het getal pi (π). Ongeveer, want de Aarde is geen perfekte bol.

[369]

2.2.3. De ontdekking dat de Aarde rond zijn as draait

We weten niet zeker wie er voor het eerst ontdekte dat de Aarde rond zijn as draait, want dat gebeurde zo lang geleden dat de meeste mensen en boeken uit die tijd vergeten zijn. Ik kan wel zeggen wie de eerste mensen zijn van wie we nu weten dat ze schreven dat de Aarde rond zijn as draait.

De schijnbare beweging van de Zon, Maan, planeten en sterren aan de hemel kan op twee manieren verklaard worden: (1) de Zon, Maan, planeten en sterren draaien eenmaal per dag rond de Aarde, of (2) de Aarde draait eenmaal per dag rond zijn as.

In antieke tijden dachten de meeste mensen dat de Aarde stil stond en dat de sterren rond de Aarde draaien. Er waren slechts een paar mensen die zeiden dat de Aarde rond zijn as draait. De eerste waarvan we dat nu weten zijn Hiketas van Syracuse (een stad op het eiland Sicilië) en Herakleides van Pontus (een streek die nu in Turkije ligt) die allebei studeerden in de school die gesticht was door Pythagoras (582 - 496 v.Chr.). We weten niet veel over deze mensen, niet eens wanneer ze precies leefden, maar het was waarschijnlijk ergens tussen 530 en 350 v.Chr. Er kunnen anderen geweest zijn die al eerder over een draaiende Aarde schreven, maar hun geschiedenis en geschriften zijn dan verloren gegaan. De volgende na deze mensen was Aristarchus van Samos (310 - ongeveer 230 v.Chr.; Samos is een Grieks eiland). De beroemdste van de Griekse astronomen (in ieder geval in de middeleeuwen) was Ptolemaeus, die rond het jaar 150 de Almagest schreef, dat ongeveer 1500 jaar lang het belangrijkste astronomische boek bleef, maar Ptolemaeus dacht dat de Aarde niet rond zijn as draaide en ook niet rond de Zon, en zo dacht bijna iedereen er de volgende 1500 jaar ook over, tot aan de tijd van de Verlichting.

Nicolaus de Cusa (1401 - 1464) dacht dat de Aarde rond zijn as draaide, maar dacht ook dat de sterren tegelijkertijd rond het centrum van de Aarde draaiden, wat niet klopt. Celio Calcagnini (1479 - 1541) schreef dat de Aarde rond zijn as draaide, maar probeerde ook andere dingen te verklaren met die draaiing, zoals de seizoenen, die helemaal niets met die draaiing te maken hebben, dus lijkt het erop dat hij niet echt begreep wat hij opschreef. In 1543 gaf Nicolaas Copernicus (1473 - 1543) een boek uit waarin hij de ideeën van Ptolemaeus opzij schoof en schreef dat de Aarde rond zijn as draait, dat de sterren niet merkbaar bewegen, en dat de Aarde ook rond de Zon draait. Hierna werden steeds meer mensen het met Copernicus eens.

Je kunt de draaiing van de Aarde aantonen met een Slinger van Foucault, zoals uitgevonden door Jean Foucault (1819 - 1868) en voor het eerst ten toon gesteld in 1851. De slinger slingert heen en weer, maar de lijn waar hij langs slingert draait langzaam rond, vanwege de draaiing van de Aarde.

[193]

2.2.4. De bepaling van de massa van de Aarde

De zwaartekrachtswet van Newton geeft het verband tussen de zwaartekracht tussen twee voorwerpen, de massa van de voorwerpen en de afstand tussen de voorwerpen. In de wet staat ook een natuurconstante die meestal als \(G\) genoteerd wordt en die de (universele) zwaartekrachtsconstante wordt genoemd. Als je van deze vijf zaken er vier kent, dan kun je de onbekende vijfde uitrekenen. Als we de zwaartekrachtswet willen gebruiken om de massa van de Aarde uit te rekenen moeten we dus de vier andere grootheden uit de zwaartekrachtswet voor een bepaald geval kennen, en in het bijzonder de zwaartekrachtsconstante \(G\).

Om de zwaartekrachtsconstante uit te rekenen moeten we de zwaartekracht tussen twee voorwerpen, de massa's van de voorwerpen en de afstand tussen de voorwerpen meten. Het moeilijke is om de zwaartekracht te meten, want hier op Aarde is de zwaartekracht van de Aarde zelf verschrikkelijk veel krachtiger dan de zwaartekracht tussen twee handzame dingen die we in een laboratorium kunnen gebruiken.

Je kunt de invloed van de zwaartekracht van de Aarde onbelangrijk maken door de zwaartekracht tussen de twee voorwerpen horizontaal te laten werken, en je kunt die zwaartekracht meten door hem in balans te brengen met een kracht die je kent.

Cavendish was de eerste die deze proef deed. Hij bevestigde twee kleine metalen bollen aan de uiteinden van een lichte houten staaf die in het midden met een lange metalen draad aan het plafond hing. Hij zette toen twee hele zware metalen bollen dicht naast de lichte bollen. De zwaartekracht tussen de lichte en zware bollen trok de lichte bollen iets naar de zware bollen toe, waardoor de staaf een klein beetje draaide en de draad opgedraaid (getordeerd) werd. De torsie van de draad geeft een tegenkracht die afhangt van de hoek waarover gedraaid wordt en van de eigenschappen van de draad. Als de draad voldoende gedraaid wordt dan is de tegenkracht precies gelijk aan de zwaartekracht tussen de lichte en zware bollen dus dan is alles weer in evenwicht. Uit de hoek waarover de staaf gedraaid is en uit de afstanden en eigenschappen van de bollen, staaf en draad kun je dan de zwaartekrachtsconstante uitrekenen.

Als je de zwaartekrachtsconstante \(G\) eenmaal kent, dan kun je de massa van de Aarde uitrekenen als je de afstand en baanperiode kent van een (licht) ding dat rond de Aarde draait, zoals bijvoorbeeld de Maan of een kunstmaan. De massa van de Aarde blijkt ongeveer 6 × 1024 kg te zijn.

[439]

2.2.5. De afstand tot de Zon

De afstand tot de Zon werd door de oude Grieken geschat met vlakke meetkunde (trigonometrie). Eén methode is om te kijken wat de afstand aan de hemel is tussen de Zon en de Maan als de Maan in het eerste of laatste kwartier is. Als de Zon oneindig ver weg is, dan is die afstand precies 90 graden. Als de Zon minder ver weg is, dan is de afstand aan de hemel een beetje minder dan 90 graden. Het idee was goed, maar in de praktijk is het verschil met 90 graden maar 0,0026 graden, en dat was veel te klein voor de oude Grieken om te meten.

De afstand tot de Zon bleef eigenlijk onbekend (behalve dat men wist dat het "veel" was) tot 1761 toen een overgang van Venus (voor de Zon langs) gebruikt kon worden. De details van de methode worden beschreven (in het Engels) op //spiff.rit.edu/classes/phys445/gettys/venus_ex/venus_ex.html. De geschiedenis wordt beschreven (in het Engels) op //sunearth.gsfc.nasa.gov/sunearthday/2004/vt_edu2004_venus_back_his.htm.

Tegenwoordig kunnen we radar gebruiken om de afstand tot onze naaste buren in het Zonnestelsel (de Maan, Venus) direct te meten. Radargolven bewegen met de lichtsnelheid, die nauwkeurig bekend is, dus uit hoe lang het duurt voor gereflecteerde radargolven terug komen kun je de afstand uitrekenen door de tijd te vermenigvuldigen met de lichtsnelheid.

[239]

2.2.6. Het perihelium van de Aarde

De Aarde komt tegenwoordig gemiddeld rond 14 uur UTC op 3 januari van elk jaar het dichtste bij de Zon. Dan is de Aarde in zijn perihelium. Deze datum wordt ongeveer één dag later per honderd jaar. De precieze tijden van de periheliumdoorgangen van de Aarde schommelen over ongeveer 2,5 dagen heen en weer vanwege de aantrekkingskracht van de Maan, en over ongeveer 1 dag vanwege schrikkeldagen. De Aarde en Maan bewegen rond een gemeenschappelijk zwaartepunt en dat zwaartepunt volgt een gladde elliptische baan rond de Zon met een perihelium bij een eclipticale heliocentrische lengtegraad van 102,9 graden (de \(Π\) van de Aarde, zoals vermeld in een tabel op de rekenpagina over posities aan de hemel). Omdat de Aarde rond dat zwaartepunt schommelt zal het perihelium van de Aarde zelf soms eerder en soms later dan gemiddeld zijn. Deze schommeling hangt samen met de maanstand. Globaal gesproken zal de periheliumdoorgang rond de gemiddelde tijd zijn (3 januari) als het dan volle maan of nieuwe maan is, zal het ongeveer 30 uur eerder dan gemiddeld (dus meestal op 2 januari) zijn als het rond laatste kwartier is, en ongeveer 30 uur later dan gemiddeld (dus meestal op 4 januari) als het eerste kwartier is. In een schrikkeljaar zal het nog eens pakweg 9 uur later zijn, en in een jaar net na een schrikkeljaar juist 9 uur eerder (en in de jaren daarna 3 uur eerder en 3 uur later).

[201] [204]

2.3. Mars

De planeet Mars spreekt erg tot de verbeelding omdat de omstandigheden aan het oppervlak van Mars van alle planeten het meest op die van de Aarde lijken. Op Mars vind je, net als op Aarde, een dampkring, wind, wolken, grote vulkanen, ijskappen aan de polen, kleurverschillen die met het seizoen te maken hebben, en bewijs van stromend water.

Met al deze overeenkomsten is Mars toch voor aardlingen geen vriendelijke planeet. De dampkring op Mars is net zo ijl als de dampkring op ongeveer 22 km boven de Aarde, en een mens zonder ruimtepak en zuurstofflessen zou op Mars meteen stikken. Ook is er rond Mars geen ozonlaag, dus kan schadelijke ultraviolette straling de marsbodem ongestoord bereiken en zou de huid van een mens zonder ruimtepak snel door de Zon verbranden. Wat de dampkring en de schadelijke zonnestraling betreft is Mars dus bijna net zo slecht als de ruimte.

Aan de evenaar van Mars kan het overdag nog wel eens 20 worden, maar 's nachts koelt het ook aan de evenaar sterk af, en buiten de tropen van Mars is het altijd erg koud. De Viking 1 en 2 landden op 22° en 48° noorderbreedte, respectievelijk, in het midden van de zomer op Mars, maar daar waren de hoogste temperaturen toen toch maar −40℃ en −50℃. Aan de polen kan het −140℃ worden. De gemiddelde temperatuur over de hele planeet over een heel marsjaar is ongeveer −60℃.

[477]

2.3.1. Water op Mars

Er is blijkbaar in het verleden stromend water op Mars geweest, want we zien op foto's van het oppervlak hier en daar droge vertakte stroombeddingen. Die beddingen zijn nu droog, en er zijn tot nu toe ook nog geen tekenen van zeeën of grote meren gevonden. Het kan zijn dat de droge beddingen geen langdurige stromingen hebben bevat, maar alleen eenmalig of heel af en toe een vloed, zoals veel droge beken in woestijnen die alleen na een flinke regenbui tijdelijk water bevatten. De omstandigheden op Mars zijn nu niet geschikt voor open water. Alleen bij de evenaar is het wel eens warm genoeg voor vloeibaar water, maar de dampkring is daar zo kurkdroog dat elk open water onmiddelijk zou verdampen. Weg van de evenaar is de temperatuur altijd onder het vriespunt van water, dus kan water daar alleen als ijs bestaan. De polen van Mars bevatten wat waterijs, maar bestaan het meest uit koolzuurijs.

Het is nu gewoonweg te koud op Mars voor open water (zoals in meren en zeeën). Mars is een woestijn.

Het water op Mars is nu bevroren in de ijskappen op de polen (die ook kooldioxideijs bevatten, tenminste in de winter) of verborgen onder de grond. Er is een heel klein beetje water in de lucht, in de vorm van onzichtbare waterdamp.

Op de meeste plekken op Mars komt de temperatuur nooit boven het vriespunt van water, dus is het waarschijnlijk dat het water onder de grond ook bevroren is (in zogenaamde permafrost, dat ook op Aarde voorkomt in gebieden nabij de polen, zoals in noord-Siberië en noord-Canada).

Het lijkt erop dat het vroeger natter is geweest op Mars. Het moet toen warmer geweest zijn, tenminste aan het oppervlak. Waar zou die warmte vandaan gekomen zijn?

De meest waarschijnlijke verklaring is het broeikaseffect. Een (broei)kas is een huis van glas waar zonlicht naar binnen kan om de inhoud op te warmen maar die warmte niet gemakkelijk weer kan ontsnappen. In een broeikas kun je planten telen waarvoor het buiten de kas te koud zou zijn. Sommige gassen hebben hetzelfde effect als ze in de dampkring zijn: Ze laten zonlicht door naar de grond, maar maken het lastiger voor warmte om de ruimte in te ontsnappen. Met het broeikaseffect kan het op de grond een stuk warmer zijn, zelfs als de hoeveelheid zonlicht hetzelfde blijft.

Er is nu geen groot broeikaseffect op Mars, want er is niet voldoende broeikasgas in de dampkring, die maar heel ijl is. Het meeste gas in de dampkring van Mars is kooldioxide (of koolzuurgas), dat een broeikasgas is, maar een veel grotere hoeveelheid kooldioxide is bevroren aan de polen, omdat het zo koud is aan de polen van Mars (ongeveer −140 graden Celsius) dat zelfs kooldioxide daar bevriest. De polen van de Aarde zijn lang niet zo koud, en daar bevriest kooldioxide niet.

Als alle kooldioxide aan de polen van Mars zou verdampen dan zou er een veel sterker broeikaseffect zijn, en dan zou de temperatuur aan het oppervlak stijgen.

Dit klinkt als een kip-en-ei-probleem (welke kwam eerst?). Om de kooldioxide te verdampen zijn hogere temperaturen nodig, maar om hogere temperaturen te krijgen moet eerst de kooldioxide verdampt zijn.

Eén oplossing voor dit probleem is dat broeikasgassen ook van elders kunnen komen, bijvoorbeeld uit vulkanen. Er zijn een paar enorme vulkanen op Mars maar die zijn de laatste paar honderd miljoen jaar niet actief geweest. De gassen die ze uitstootten toen ze actief waren kunnen toen een broeikaseffect gehad hebben, en als die vulkanen in de toekomst weer actief worden dan kunnen ze weer broeikasgassen uitstoten en daarmee de temperatuur verhogen.

Een andere oplossing is om de sterkte van de seizoenen op Mars te veranderen. Als er een groot verschil is tussen zomer en winter dan kunnen het waterijs en kooldioxideijs verdampen op de pool waar het zomer is, en in waterdamp en kooldioxidegas veranderen, die een broeikaseffect geven. Als er geen verschil is tussen zomer en winter, dan komt de Zon nooit hoog genoeg boven de horizon van de polen om het ijs te laten verdampen.

Op het moment zijn de seizoenen op Mars ongeveer even sterk als op Aarde, maar de zomer is niet sterk genoeg om al het ijs van de pool waar het zomer is te laten verdampen. De sterkte van de zomer op Mars verandert langzaam (over honderdduizenden jaren) en kan zeker tweemaal zo sterk worden als hij nu is. (De sterkte van de seizoenen op Aarde kan niet zo veel veranderen, omdat de zwaartekracht van de Maan dat tegen houdt.) Als Mars in een periode is waarin de zomer veel sterker is, dan kan er veel meer ijs van de pool verdampen. Misschien is er dan genoeg kooldioxide in de dampkring om genoeg broeikaseffect te geven zodat de temperatuur op de pool zelfs 's winters niet laag genoeg komt om kooldioxide weer te laten bevriezen. Misschien wordt het dan zelfs warm genoeg, en de dampkring dicht genoeg, dat er weer water op Mars kan stromen.

[210]

2.3.2. Vulkanen op Mars

De grote vulkanen op Mars zijn erg groot (tot 26 km hoog!) en het duurde waarschijnlijk miljarden jaren om zo groot te groeien. Het is zelfs mogelijk dat ze niet helemaal dood zijn en in de toekomst weer uitbarsten.

Je kunt schatten hoe oud een vulkaan op Mars is door te tellen hoeveel meteorietkraters van verschillende diameters er per vierkante kilometer op de vulkaan zijn. Als er heel veel meteorietkraters zijn, dan moet de vulkaan heel oud zijn. Als er bijna geen inslagkraters zijn, dan is de vulkaan relatief jong. Als sommige delen veel kraters hebben en andere delen weinig kraters, dan zijn sommige delen oud en andere jong, en dan moet de vulkaan dus tijdens een hele lange periode actief geweest zijn (maar misschien maar af en toe in plaats van de hele tijd).

Olympus Mons en Arsia Mons zijn twee van de grote vulkanen op Mars en die hebben delen met zoveel meteorietkraters erop dat ze op 2500 miljoen jaar oud geschat worden, maar hebben ook delen met zo weinig meteorietkraters dat ze op slechts ongeveer 100 miljoen jaar oud geschat worden. Die vulkanen zijn dus heel erg oud maar zijn niet zo lang geleden nog actief geweest.

[281]

2.3.3. De samenstelling van de planeet Mars

We weten niet zeker waar de binnenkant van de planeet Mars van gemaakt is, want we hebben daar nog niet direct aan kunnen meten. Het is echter waarschijnlijk dat Mars bestaat uit dezelfde elementen als de Aarde, namelijk hoofdzakelijk ijzer, gebonden zuurstof, silicium en zwavel, hoewel Mars waarschijnlijk meer ijzeroxide en ijzersulfide dan metallisch ijzer bevat dan de Aarde (omdat Mars een kleinere gemiddelde dichtheid heeft dan de Aarde).

Aan het oppervlak van Mars ontdekten de Viking-landers belangrijke hoeveelheden silicum, ijzer, magnesium, calcium, zwavel en aluminium, en kleinere hoeveelheden van andere elementen. Vergeleken met het oppervlak van de Aarde bevat het oppervlak van Mars veel meer ijzer en zwavel, en veel minder calcium en aluminium.

[94] [48] [59]

2.3.4. Mars het dichtste bij

De Aarde en Mars draaien allebei in hun banen rond de Zon. Mars is gemiddeld anderhalf keer verder van de Zon dan de Aarde en gaat daarom langzamer rond dan de Aarde. Eens per 26 maanden haalt de Aarde Mars in, en dan is Mars in oppositie (recht tegenover de Zon aan de hemel) en in zijn perigeum (het dichtste bij de Aarde).

De banen van Mars en de Aarde zijn niet helemaal rond maar een beetje ovaal, en zijn bovendien een beetje verschoven zodat de Zon niet precies in het midden van de banen ligt. Deze zogenaamde excentriciteit van de banen (en vooral die van Mars) zorgt ervoor dat de kleinste afstand die er tussen Mars en de Aarde is wanneer de Aarde Mars inhaalt niet elke keer hetzelfde is.

Als de Aarde Mars inhaalt op een stuk waar hun banen wat dichter bij elkaar liggen, dan zal de kleinste afstand kleiner dan gemiddeld zijn, en dat was in 2003 het geval. Zo'n extra-kleine afstand is er ongeveer elke achtste oppositie, ofwel ongeveer eens per 17 jaar.

De onderlinge afstand is op zijn aller-allerkleinst als de Aarde niet alleen Mars in de binnenbocht inhaalt (zoals bij elk perigeum van Mars), maar als dat ook precies gebeurt als Mars al het dichtste bij de Zon staat (in zijn perihelium). Die twee dingen vallen maar zelden precies samen, en het kan altijd nog een tikje beter. De kleinste afstand van het perigeum van Mars in 2003 was blijbaar de kleinste sinds duizenden jaren, maar was ook weer niet zo veel dichterbij dan de recente nummer twee dat je het verschil in de praktijk kon merken.

Het punt in de baan van Mars dat het dichtste bij de Zon ligt is in een deel van de ruimte waar de Aarde elk jaar op 29 augustus het dichtste bij komt, dus is Mars het allerdichtste bij als hij in oppositie is op 29 augustus. Dat was in 2003 het geval.

De gemiddelde kleinste afstand tussen Mars en de Aarde is 78 miljoen kilometer (en de gemiddelde grootste afstand is 378 miljoen kilometer), maar die kleinste afstand kan vanwege de excentriciteit varieren tussen ongeveer 56 miljoen kilometer en ongeveer 101 miljoen kilometer: dat scheelt bijna een factor twee. In 2003 was het dus 56 miljoen kilometer.

Als Mars dichterbij komt dan gemiddeld, dan ziet hij er helderder uit dan alle sterren en (in een flinke telescoop) ook groter dan anders. Echter, niet alleen de afstand is belangrijk. Als Mars zich in een ongustig deel van de dierenriem bevindt (voor iemand ver buiten de tropen), dan komt hij niet hoog boven de horizon, verliest hij meer van zijn helderheid door de dampkring, en blijft hij ook niet lang op. Wat dat betreft kan een andere oppositie een stuk beter zijn, zelfs als die minder dichtbij is.

Nóg (marginaal) kleinere afstanden voor Mars zullen in de toekomst vaker voorkomen, omdat de baan van Mars langzaam aan het uitrekken is zodat hij dichter bij de Zon en dus ook bij de Aarde kan komen.

[196]

2.3.5. Verkleuring van voertuigsporen op Mars

Op foto's die naar de Aarde zijn gezonden door de twee Marsverkenners "Spirit" en "Opportunity" van de NASA zijn hier en daar sporen te zien die door de verkenners of hun landingsvaartuig gemaakt zijn. Die sporen hebben een andere kleurtint (vaak donkerder) dan het onberoerde oppervlak ernaast. Eén manier waarop je op Aarde de grond donkerder kunt maken is door er wat water op te gooien: natte grond ziet er meestal donkerder uit dan droge grond. Het lijkt mij echter onwaarschijnlijk dat de donkerdere kleur van de sporen op Mars met water te maken heeft, omdat de lucht op Mars extreem droog is en water op de bodem dus binnen de kortste keren zou verdampen. Ook vocht in de bovenste laag van de grond zou al lang geleden verdampt zijn.

Er zijn ook andere redenen denkbaar waarom de sporen een andere tint kunnen hebben:

[457]

2.4. Jupiter

Jupiter en de andere planeten hebben niet veel invloed op de baan van de Aarde rond de Zon. Het VSOP-model van de beweging van de planeten (waaruit de posities van de planeten voor een paar duizend jaar heel nauwkeurig berekend kunnen worden) geeft aan dat de afstand tussen de Zon en de Aarde vanwege de invloed van Jupiter soms tot ongeveer 2400 km (ongeveer 2/5 van de diameter van de Aarde) groter of kleiner is.

De invloed van Jupiter op de baan van de Aarde rond de Zon is zoveel kleiner dan de invloed van Jupiter op het wiebelen van de Zon (zie vraag 456) omdat Jupiter de Zon en de Aarde ongeveer gelijk beïnvloed. Als de Zon en de Aarde door Jupiter over dezelfde afstand in dezelfde richting verschoven worden, dan zal de afstand tussen de Aarde en de Zon hetzelfde blijven.

Een verschil van 2400 km in de afstand van de Aarde tot de Zon komt overeen met een verschil van ongeveer één op de dertigduizend in de hoeveelheid zonlicht die per vierkante meter de Aarde bereikt. Dit is veel kleiner dan de waargenomen variatie, die dichter in de buurt van de één op de duizend ligt, en die voornamelijk verbonden is met de zonnevlekkenperiode van ongeveer 11 jaar, en niet met Jupiter. Het effect van de 11-jarige zonnevlekkenperiode op het weer lijkt erg klein te zijn (tenminste, ik heb niet gezien dat weervoorspellers of klimaatvoorspellers het belangrijk vinden), dus het effect van Jupiter op het weer moet geheel verwaarloosbaar zijn.

[500]

2.5. Saturnus

De ringen van Saturnus zijn niet vast, zoals trouwringen, maar zijn gemaakt van een heleboel kleine stukjes ijs en steentjes die elk apart in hun eigen rondje rond Saturnus gaan, net alsof ze allemaal meedoen met een hele grote stoelendans (alleen zijn er geen stoelen in de buurt van Saturnus).

Als je van heel ver vandaan naar de ringen kijkt dan zijn de kleine stukjes veel te klein om te zien en dan lijkt het alsof de ringen uit één stuk gemaakt zijn, net zoals een grasveld van ver weg wel op een groen tafellaken uit één stuk lijkt, maar eigenlijk is gemaakt van een heleboel losse grassprieten.

De ringen van Saturnus lijken heel groot, maar zijn heel erg plat en dun en als je ze van heel dichtbij kon bekijken dan zou je zien dat er toch nog best veel ruimte tussen de steentjes in de ringen zat. Als je met een flinke bezem alle steentjes uit de ring op een grote hoop kon vegen, dan zou die hoop van steentjes wel 1000 keer minder breed zijn als de ringen nu zijn.

Sterrenkundigen hebben nog niet ontdekt waar de ringen van Saturnus vandaan komen. Ze hebben daar wel een paar ideeën over, maar ze weten nog niet welke de goede is. Eén van de ideeën is dat er lang geleden een klein maantje zo dicht bij Saturnus kwam dat de zwaartekracht van Saturnus hem uit elkaar trok zodat hij brak in miljoenen kleine stukjes die toen samen rond Saturnus gingen draaien als de ringen van Saturnus.

Een ander idee is dat er lang geleden een klein maantje rond Saturnus draaide en dat daar toen een ander maantje of een hele grote steen uit de ruimte zo hard tegenaan botste dat ze braken in miljoenen kleine stukjes die toen samen rond Saturnus gingen draaien als de ringen van Saturnus.

Zoiets zou ook bij de Aarde of bij een andere planeet kunnen gebeuren, dus misschien krijgt de Aarde over heel veel jaren ook wel een paar mooie ringen zoals Saturnus.

[108]

2.6. Uranus

Uranus is de zevende planeet, geteld vanaf de Zon. Zijn diameter is bijna precies vier keer zo groot als die van de Aarde en zijn massa ongeveer 14,5 keer zo groot als die van de Aarde. Uranus is gemiddeld ongeveer 19 keer zo ver weg van de Zon als de Aarde is en doet ongeveer 84 jaar over een rondje om de Zon. Uranus ziet er blauw uit en zijn hele dikke dampkring bestaat uit gas, voornamelijk waterstofgas en helium. De gaslagen van Uranus zijn waarschijnlijk duizenden kilometers dik. De buitenkant van Uranus heeft een temperatuur van 210 graden Celsius onder nul. Er zijn tot nu toe tenminste 27 manen ontdekt bij Uranus, waarvan er al 21 een officiële naam gekregen hebben. De grootste manen zijn Titania en Oberon die allebei een diameter hebben tussen 760 en 790 km (ofwel minder dan een kwart van de diameter van onze Maan). Uranus werd ontdekt in 1781 door William Herschel.

[279]

We hebben tot nu toe geen leven ontdekt op Uranus, maar we hebben alleen nog maar de bovenste wolkenlaag van Uranus kunnen zien, en die is zo verschrikkelijk koud (−210) dat het moeilijk te geloven is dat daar leven zou kunnen zijn. Als er leven is op Uranus, dan verwacht ik dat dat ver onder de wolkentoppen is waar het warmer is, maar niet helemaal onder de wolken op de rotsige bodem. Als Uranus een rotsige bodem heeft en niet alleen maar een grote gaswolk is, dan is die bodem onder wolkenlagen van duizenden kilometers dik en onder onverdraaglijke druk en temperaturen, dus daar verwacht ik ook geen leven. Zie ook het antwoord op vraag 151.

[131]

2.7. Pluto

Pluto is slechts een relatief groot voorbeeld is van een grote klasse van hemellichamen in de Kuipergordel voorbij de baan van Neptunus die overgebleven zijn uit de vorming van het Zonnestelsel. Gezien de lage gemiddelde dichtheid van Pluto (2,0 maal die van water) neemt men aan dat Pluto opgebouwd is uit een mengsel van rots en ijs, net zoals sommige manen van andere planeten, en net zoals kometen. Als zo'n object verstoord wordt en naar de binnenste regionen van het Zonnestelsel komt dan zien wij het als een komeet. Er zijn waarschijnlijk nog duizenden of zelfs miljoenen van zulke hemellichamen, maar de meeste zijn waarschijnlijk een stuk kleiner dan Pluto.

[223]

De kleinste details die we tot nu toe hebben kunnen zien op Pluto zijn een paar honderd kilometer groot en dat is veel groter dan een berg, dus weten we niet of er bergen op Pluto zijn. Aan de ene kant zit er waarschijnlijk veel ijs in de rotsen van Pluto en als je daarvan een hoge berg maakt dan zakt hij weer gemakkelijk in elkaar, maar aan de andere kant is de zwaartekracht op Pluto laag dus worden hoge bergen op Pluto niet hard omlaag getrokken. Al met al weet ik niet of bergen op Pluto nu laag of hoog zouden zijn.

[286]

Als wij een ruimteschip naar Pluto sturen dan zullen daar geen mensen in zitten. Pluto is zo ver weg van de Zon dat het daar zo verschrikkelijk koud is dat lucht zou bevriezen en als sneeuw op de grond zou vallen, als er daar lucht was. Het zou heel moeilijk zijn om mensen op Pluto in leven te houden, dus is er geen goede reden waarom mensen naar Pluto zouden willen gaan. Zie //pluto.jhuapl.edu/mission.htm voor een voorgestelde onbemande missie naar Pluto.

[546]

Niet alleen Pluto maar alle hemellichamen in het Zonnestelsel zijn restanten van het ontstaan van het Zonnestelsel. Voor elk hemellichaam, en ook voor Pluto, kun je je afvragen of het ooit deel heeft uitgemaakt van een groter hemellichaam.

Hemellichamen kunnen groeien door samenklontering (de Aarde vangt nog elke dag vele tonnen aan ruimtestof), en kunnen uit elkaar vallen ―of in ieder geval kleiner worden┄ door botsingen. Dat er in het verleden veel en ook grote botsingen zijn geweest kun je nog zien aan de vele grote inslagkraters en -bekkens op bijvoorbeeld Mercurius en de Maan, en op andere manen en asteroïden waarvan we gedetailleerde foto's hebben.

Het samenklonteren tot een groter hemellichaam is ook een vorm van botsen, dus een botsing kan leiden tot groei of tot krimp, afhankelijk van de omstandigheden.

Ik denk niet dat het waarschijnlijk is dat alle materie in het Zonnestelsel voorbij Neptunus ooit samengebald was in een paar planeten die later door botsingen uiteen vielen en de Kuipergordel vormden, want dan zou er daarvóór een lange periode moeten zijn geweest waarin er geen afbraak was maar alleen maar aangroei, zodat uiteindelijk alle materie terecht kon komen in die grote planeten. Wat zou verklaren dat er al die tijd geen botsingen waren waardoor hemellichamen uit elkaar vielen? En wat zou verklaren dat na het uiteenvallen van die planeten die brokstukken niet weer bij elkaar gekomen zijn en nieuwe grote planeten gevormd hebben?

De huidige modellen over het ontstaan van het Zonnestelsel lijken te zeggen dat er nu te weinig massa in de Kuipergordel is om de vorming van hemellichamen zo groot als Pluto te verklaren. Twee mogelijke verklaringen voor Pluto en zijn soortgenoten zijn (1) de Kuipergordelhemellichamen zijn dichter bij de Zon ontstaan en later naar buiten verschoven; (2) er was vroeger veel meer massa in de Kuipergordel maar die is intussen verdwenen (ontsnapt uit het Zonnestelsel?). Zie //en.wikipedia.org/wiki/Kuiper_belt#Mass_and_size_distribution.

Misschien zullen we hier ooit meer over weten. Als massa samenklontert tot een hemellichaam van pakweg 1000 km of groter, dan worden de zwaartekracht en temperatuur in het binnenste hoog genoeg om de verschillende mineralen en elementen te scheiden: de zwaarste zakken dan naar het centrum, en de lichtere drijven daar boven op. Als zo'n hemellichaam later uit elkaar valt, dan verwacht je dat brokstukken die vanaf zijn oppervlak kwamen van lichter materiaal zijn en brokstukken uit het centrum van zwaarder materiaal. Door de samenstelling van een klein hemellichaam te bepalen kun je zo een aanwijzing krijgen of die misschien vroeger deel heeft uitgemaakt van een massief hemellichaam. Dat doet men ook voor meteorieten: er zijn onder andere steenmeteorieten en ijzermeteorieten, en van ijzermeteorieten denkt men dat die ooit in het centrum van grotere asteroïden zaten die uit elkaar zijn gevallen door een botsing (zie //en.wikipedia.org/wiki/Iron_meteorite).

Als alle Kuipergordelobjecten dezelfde samenstelling hebben dan is het onwaarschijnlijk dat ze ooit allemaal samen in een groot hemellichaam hebben gezeten, want de totale massa van die objecten wordt geschat op 1/30ste tot 1/10e van de massa van de Aarde (zie //en.wikipedia.org/wiki/Kuiper_belt) en een hemellichaam met die massa lijkt groot genoeg om scheiding van elementen te hebben (ter vergelijking: de Maan heeft een massa van 1/81ste van de Aarde, en de Maan heeft scheiding van elementen).

Wij hebben nog maar heel weinig gegevens over de hemellichamen in de Kuipergordel, omdat ze zo klein en zo ver weg zijn. De "New Horizons"-missie naar Pluto zal daar hopelijk verandering in brengen. Zie //en.wikipedia.org/wiki/New_Horizons.



[AA]

[vorige][volgende]


talen: [en] [nl]

//aa.quae.nl/nl/antwoorden/planeten.html;
Laatst vernieuwd: 2017-04-24