Saturnusmanen

Grote maan rond Saturnus: Titan

Titan in cijfers

Na de vier manen die Galileï rond Jupiter had ontdekt, viel de eer aan de Nederlander Christiaan Huygens om de volgende buiten-aardse maan te ontdekken. In 1655 merkte hij een helder lichtpuntje op nabij de planeet Saturnus. Deze maan, die Titan werd gedoopt, draait in 15 dagen rond zijn planeet en heeft een diameter van 5 150 km.

Daarmee is ze, na Ganymedes, de grootste satelliet van ons zonnestelsel, en groter dan Pluto enMercurius. Net als Ganymedes en Callisto is Titan een ijsmaan, met een stenen kern en een dikke mantel van verschillende soorten ijs. Titan heeft geen magnetisch veld, maar zit meestal (doch niet altijd) binnen de beschermende magnetosfeer van Saturnus.
 

Atmosfeer

Dat was ongeveer alles wat er van Titan geweten was, toen Gerard Kuiper in 1940 het spectrum van de Saturnusmaan onderzocht. Zo ontdekte hij de aanwezigheid van grote hoeveelheden methaan (CH4), waaruit hij kon concluderen dat Titan een atmosfeer moet hebben.

De atmosfeer van Titan is zelfs erg dik: in tegenstelling tot de meeste andere manen heeft Titan genoeg zwaartekracht om gassen vast te houden. Bovendien is methaan erg licht, wat wil zeggen dat het zelfs bij heel lage temperaturen gasvormig kan blijven. Andere gassen zouden in dezelfde omstandigheden als ijs op het oppervlak terechtkomen. De druk op Titan bedraagt ongeveer 1,5 atmosfeer.

Net zoals de atmosfeer van Venus is die van Titan heel erg dik en ondoorzichtig, zodat we vanop Aarde geen enkel oppervlaktedetail kunnen waarnemen. De Huygens-sonde, die in 2005 naar het oppervlak van Titan afdaalde, bezorgde ons de eerste beelden van het oppervlak.

Net als op Aarde bestaat de dampkring van Titan voornamelijk uit stikstof (N2). Het methaan dat Kuiper in de jaren '40 ontdekte, maakt slechts een klein deel uit van de atmosfeer van Titan. Verder zijn er talloze koolwaterstofverbindingen (organische materialen) die als sporenelementen voorkomen, ondermeer acetyleen (C2H2), propaan (C3H8), en cyanide (HCN).

Deze grote verscheidenheid aan moleculen wordt verklaard door de afwezigheid van een magnetisch veld op Titan. Daardoor kan de zonnewind in de bovenste lagen van de Titan-atmosfeer talloze chemische reacties veroorzaken. Eén van de elementen die zo gevormd worden is waterstofgas (H2), een gas dat erg vluchtig is en snel in de ruimte verdwijnt. Dat er na 4,5 miljard jaar nog altijd waterstofatomen in de Titan-atmosfeer aanwezig zijn betekent dat er een bron moet zijn waaruit deze voortdurend wordt bijgevuld. Welke deze bron is, is voorlopig echter nog een raadsel.

Wanneer we de atmosfeer van Titan vergelijken met die van Venus en Mars, blijkt dat het methaan (CH4) op deze twee planeten vervangen is door koolstofdioxide (CO2). Dit verschil is te verklaren door het feit dat de zuurstofatomen op Titan vastzitten in watermoleculen (H2O), waardoor ze niet in de atmosfeer terecht komen waar ze zouden kunnen reageren.

De atmosfeer van Titan bestaat niet enkel uit gassen. In de lucht zweven ook talloze aerosols (vliegende stofdeeltjes). Deze aerosols zijn verantwoordelijk voor de vuil-oranje kleur van de atmosfeer, te vergelijken met een laag smog boven aardse steden. Op foto's van Voyager 1 valt bovendien op, dat de wolken op het noordelijk halfrond donkerder zijn dan die op het zuidelijk halfrond, waarbij de evenaar een tamelijk scherpe grens vormt. Boven de noordpool is de atmosfeer nog donkerder, en bijna grijs.

De aerosols bestaan wellicht uit druppeltjes bevroren gassen. Om de oranje kleur te verklaren zijn echter stofdeeltjes nodig die groter zijn dan zo'n eenvoudige molecules, dus wellicht gaat het om veel complexere koolwaterstofverbindingen die in de atmosfeer rondzweven. Het interessante aan Titan is dat deze complexe koolwaterstofverbindingen, die verwant zijn met de aminozuren die op aarde de basis van leven vormen, ook terug op het oppervlak van de atmosfeer terecht komen en daar een dikke laag organisch materiaal vormen.

Bij de foto: Het oppervlak van Titan gezien door de Hubble Space Telescope.
 

Oppervlak

De dikke atmosfeer van Titan belet ons om het oppervlak van de maan rechtstreeks te zien. Door infraroodwaarnemingen vanop aarde en met de Cassinisonde kon echter een ruwe kaart van het oppervlak samengesteld worden. Bovendien bezorgde de afdaling van de Europese sonde Huygens ons op 13 januari 2005 de allereerste, zeer intrigerende beelden vanop het oppervlak van de Saturnusmaan.

Het oppervlak van Titan bestaat uit waterijs, dat bij de lage temperaturen nooit kan smelten en dus dezelfde functie vervult als steen op aarde. Net zoals op aarde bestaat er op Titan vloeistof-erosie, onder invloed van regen en riviervorming.

De gegevens van Cassini en Huygens lijken grotendeels te bevestigen wat wetenschappers al langer vermoedden. Hoewel er nog geen duidelijk bewijs is voor een grote oceaan op het oppervlak, zijn er wel zeer sterke aanwijzingen voor grote meren, rivieren en zeeën. Zo fotografeerde Huygens vanop 16 km hoogte een kustlijn.

Image

Hoe zou het zijn om op een bootje in een zee op Titan rond te dobberen? De temperatuur bedraagt er dag en nacht ongeveer -200 °C, dus koud zal het allicht zijn. Drijvend op een oceaan van licht ontvlambaar ethaan lijkt een vuurtje misschien niet zo'n goed idee. Er is weliswaar geen zuurstof (O2) in de atmosfeer aanwezig, maar wel in het waterijs (H2O) dat de bodem uitmaakt en in het koolzuurijs (CO en CO2) dat hier en daar als sneeuw of rijm te zien is.

De zon geeft op deze afstand nauwelijks warmte, maar nog wel voldoende licht om de omgeving te kunnen bekijken. Tenminste, als we niet in een ethaan-mistbank terecht komen. Bij het vuil-oranje licht kunnen we wellicht kilometers rondom bergen zien, de meeste met dikke lagen modder bedekt. Enkel de toppen van de hoogste bergen zijn propergewassen door de regen: we zien het grijs van de ijzige ondergrond. Uit de bergen stromen rivieren naar beneden, die uitmonden in de zee. Met wat geluk komen we zelfs een waterval tegen.

Echt regenen doet het op onze hoogte niet: de regen verdampt weer voor hij het oppervlak bereikt heeft. Het is wel erg vochtig: de oceaan verdampt voortdurend, terwijl de bergrivieren hem weer bijvullen.

De regelmatige kleine maantjes van Saturnus

Saturnus heeft zes kleine regelmatige satellieten, ruwweg onder te verdelen in drie groepen van ongeveer 500 km, ongeveer 1 000 km en ongeveer 1 500 km groot.

Bij de tabel: De kleine regelmatige maantjes van Saturnus. Opgelet! Deze tabel bevat geen kleinere en grotere maantjes!
 

Mimas

Het oppervlak van Mimas is erg bekraterd. De meeste kraters zijn niet groter dan 30 km, met als opvallende uitzondering de krater Herschel, die met 100 km overeenkomt met de kraters Copernicus of Tycho op onze maan. Voor zo'n klein maantje als Mimas moet de inslag die een krater, zo gigantisch als Herschel, veroorzaakt heeft echter haast katastrofaal zijn geweest. Een iets grotere impact, en Mimas was wellicht uit elkaar gespat.

Image

Image

Bij de foto: Twee beelden van Saturnus-maan Mimas. Foto's: JPL

Mimas bestaat grotendeels uit schoon waterijs, zowel inwendig als aan het oppervlak. Zoals te verwachten was, is Mimas al zeer lang afgekoeld. Het hoge aantal kraters toont aan dat het oppervlak van de maan al heel oud is.

Enceladus

Image

De foto's die Voyager ons van Enceladus doorzond, waren bijzonder verrassend. Het oppervlak van deze maan is, in tegenstelling tot dat vanMimas en de andere Saturnusmaantjes, relatief ongeschonden en dus nog vrij jong. Er zijn grote kratervrije vlakten die een rillenpatroon vertonen dat doet denken aan de uitvloeiingspatronen zoals die te zien zijn op Europa en de aardse middenatlantische rug. 

De enige mogelijke conclusie is dat Enceladus op dit moment nog steeds geologisch actief is. De lijnstructuren duiden op tektonische activiteit, en er zijn aanwijzingen van actief vulkanisme. Deze vulkanische activiteit zou eveneens verklaren waarom Enceladus zo helder is: het oppervlak van de maan is het meest reflecterende van alle oppervlakten in het zonnestelsel. In tegenstelling tot de andere Saturnusmaantjes, die een oppervlak van licht vervuild ijs hebben, zou het ijs op Enceladus helemaal schoon zijn, en dus recentelijk vers uit het inwendige van de satelliet naar boven gebracht.

Het vulkanisme van Enceladus wordt, net zoals dat op Io, verklaard door de getijdenkracht van de moederplaneet. De baan van Enceladus is licht excentrisch (een afwijking van 0,005) waardoor het inwendige van de satelliet voortdurend gekneed wordt en de kans niet krijgt om te bevriezen. Mimas, wiens baan dichter bij Saturnus ligt maar niet excentrisch is, is wel volledig bevroren.
 

Tethys en Dione

Bij de foto:  Saturnusmanen Tethys (links) en Dione (rechts). Foto's: JPL
 

De maan Tethys is meer dan dubbel zo groot als Mimas, maar vertoont eveneens een karakteristiek groot inslagbekken, Odysseus genoemd.

Odysseus is 400 km groot, bijna zo groot als heel Mimas dus. Het halfrond van Tethys waarop Odysseus ligt, is zwaar bekraterd. Op het andere halfrond vinden we een grote vlakte met minder en kleinere kraters. Over het zwaarbekraterde terrein loopt ook een groevenstelsel,Ithaca Chasma genoemd. Ithaca Chasma is 100 km breed en meer dan 500 km lang, en op verschillende plaatsen wellicht enkele kilometers diep. Aangezien deze breuklijn min of meer concentrisch met Odysseus ligt, is ze wellicht samen met de inslagkrater ontstaan.

Net als Tethys is Dione grotendeels zwaar bekraterd, met enkele jongere, vlakkere gebieden. Deze zijn op Dione echter groter, en bevatten een aantal kloven die doen denken aan gelijkaardige structuren in de maria op onze maan.

Wetenschappers gaan ervan uit dat de jongere vlakken op Tethys en Dione op vulkanische wijze zijn ontstaan, vergelijkbaar met de maria op de maan. In het geval van de ijsmaantjes hebben we dan niet te maken met gesmolten gesteente, maar een mengsel van gesmolten ammoniak en water.

Wetenschappers vermoeden dat het om ammoniak gaat, omdat deze stof zou verklaren waarom het water bij een temperatuur van ongeveer -100 °C nog vloeibaar is: ammoniak wordt immers ook gebruikt als antivries. Deze ammoniak-oplossing is lichter dan het zuivere ijs dat het grootste deel van Tethys en Dione uitmaakt, en kruipt dus naar het oppervlak waar het als een soort van ijsvulkaan kan uitbarsten. De oplossing is niet zo vloeibaar als het water en de ammoniak die we hier op aarde kennen: ze is zeer geconcentreerd en daardoor dik, en nog het best te vergelijken met aardse lava.
 

Rhea

Image

Als al deze relatief kleine werelden al zo divers zijn, dachten wetenschappers, dan zal de maan Rhea, die nog eens een klasse groter is, ongetwijfeld bijzonder interessant zijn. De gedetailleerde foto's die Voyager terugstuurde waren echter een teleurstelling: het oppervlak van Rhea is - voor zover Voyager het kon fotograferen - volledig met kraters bedekt, en vertoont nauwelijks een spoor van geologische activiteit.

De enige opvallende kenmerken zijn grote rillen, die erop wijzen dat Rhea bij het afkoelen inkromp, zodat de buitenste lagen aan de oppervlakte een beetje verrimpelden. Deze inkrimping zou dan meteen alle vormen van vulkanisme uitsluiten, want daardoor werd de mantel zo hard samengeperst dat deze ondoordringbaar werd.

Hoe teleurstellend de eindeloze hoeveelheid kraters ook mocht zijn, toch konden wetenschappers ook hieruit iets afleiden. Op het oppervlak van Rhea zijn twee verschillende soorten kraters te onderscheiden, waarvan de jongste soort steeds kleiner is dan 20 km. De andere, oudere kraters zijn meestal groter. De theorie luidt dat de kleine jonge kraters veroorzaakt zijn door materiaal afkomstig is van fragmenten van een andere satelliet die bij een botsing geheel of gedeeltelijk uit elkaar zou zijn gespat.

De meest waarschijnlijke kandidaat is de maan Hyperion, die met ongeveer 330 km bij 260 km de grootste onregelmatig gevormde satelliet van het zonnestelsel is. Bij zo'n afmetingen zou de satelliet normaal gezien bolvormig moeten zijn. De enige mogelijke verklaring is dat Hyperion een botsing heeft meegemaakt, waarbij het maantje een groot aantal brokstukken kwijtraakte. Dat verklaart meteen ook de vrij chaotische, tuimelende baan van de satelliet. Dat dergelijke botsingen inderdaad voorkomen, bewijzen de inslagsporen op de maantjes Mimas en Tethys, die de klap wel overleefden.
 

Japetus

Het buitenste van de regelmatige maantjes van Saturnus, Japetus, werd al in 1671 door Jean-Dominique Cassini ontdekt. Die merkte op dat de satelliet opvallend verhelderde en verduisterde in zijn baan om de planeet. Dit viel niet door schijngestalten te verklaren (aangezien maantjes van buitenplaneten vanop de aarde gezien haast altijd door de zon beschenen worden, tenzij ze verduisterd worden door de schaduw van hun planeet). Cassini dacht dat, als het maantje in een gekoppelde rotatie met Saturnus zat, wat heel waarschijnlijk was, haar ene kant veel donkerder zou moeten zijn dan haar andere kant.

De foto's die Voyager van Japetus terugstuurde, bevestigden deze driehonderd jaar oude theorie: Japetus bestaat uit twee helften, waarvan de ene opvallend helder is en de andere opvallend donker. Het heldere terrein, dat de volgende kant van de satelliet omvat (dus de helft die in de baan om de planeet steeds achteraan zit), is zwaar bekraterd en lijkt daarmee erg op het oppervlak van Rhea. Het donkere terrein, dat tien keer minder licht reflecteert dan het lichte terrein, omvat een gedeelte van de leidende helft (dus de helft die in de baan vooraan zit).

Image

Al snel kwamen wetenschappers met een verklaring voor dit bizarre fenomeen: de leidende helft van Japetus wordt voortdurend vervuild door interplanetair stof dat de satelliet opveegt bij zijn baan rond Saturnus. Een beetje zoals de voorruit van een auto, die veel sneller vuil wordt dan de achterruit. Bovendien toont het bestaan van witte vlekken in het zwarte deel aan, dat het wellicht om een vrij dunne laag materiaal gaat die door grotere meteorietinslagen gemakkelijk doorboord kan worden.

De oorsprong van het zwarte materiaal is voorlopig nog een raadsel. Eén hypothese stelt dat het materiaal afkomstig is van de maan Phoebe, een ingevangen kleine en onregelmatige satelliet van Saturnus die inderdaad opvallend donker is. Het probleem met deze theorie is echter dat het materiaal van Phoebe zwart is, terwijl het donkere materiaal op Japetus eerder roodachtig van kleur is. Donkerrood materiaal is in het zonnestelsel echter wel op een aantal andere plaatsen te vinden, onder andere op kometen en een aantal planetoïden. Waarom het dan op Japetus zo duidelijk aanwezig is, kan deze theorie niet verklaren. Een derde hypothese luidt dat het materiaal uit de maan zelf afkomstig is. Net zoals Titan, die niet zover van Japetus afstaat, zou de satelliet in zijn inwendige een hoeveelheid roodachtig methaan (CH4) bevatten. Dit methaan zou dan uit de mantel naar de oppervlakte komen wanneer de korst van Japetus wordt opgewarmd door het donkere, inslaande gruis afkomstig van Phoebe, dat we in de eerste hypothese reeds tegenkwamen. Zo zou de donkerrode kleur dus verklaard kunnen worden. Het antwoord zullen we pas kunnen ontdekken met de aankomst van Cassini in het Saturnusstelsel.