Neptunus

Manen van
Neptunus:


Naiade
Thalassa
Despina
Galatea
Larissa
Proteus
Triton
Nereïde

( Manen met een diameter > 100 kilometer )





De buitenste (ijs)reus in het zonnestelsel verdient nog meer dan de aarde de loffelijke titel ‘blauwe planeet’. Het uiterlijk van Neptunus doet denken aan een uitgestrekte oceaan met enorme draaikolken en schuimende golfstromen. In werkelijkheid kijken we echter naar een dynamische en dikke atmosfeer die vergelijkbaar is met die van de drie andere reuzenplaneten.



De ontdekking van Neptunus is het succesverhaal van de inzet van wiskundige technieken aan het begin van de negentiende eeuw, met als doel nieuwe planeten te voorspellen. Hierdoor was Johan Gottfried Galle op 23 september 1846 in staat de planeet ook daadwerkelijk waar te nemen.

‘Oppervlak’
Na het weinig inspirerende aangezicht van Uranus hoopten astronomen die het interplanetaire avontuur van de ruimtesonde Voyager 2 eind vorige eeuw volgden, vurig op meer exotische taferelen in de buitenste dampkring van Neptunus. Zij kregen hun zin. Toen de Voyager 2 in 1989 eindelijk de laatste reus passeerde, leverde dit fascinerende beelden op. Zowel astronomen als meteorologen konden hun geluk niet op bij het zien van alle gedetailleerde verschijnselen, die al zonder enige beeldbewerking uit de digitale signalen konden worden gedistilleerd.

Neptunus heeft zijn diepe blauwe kleur te danken aan een hoge concentratie methaan in de bovenste laag van zijn atmosfeer. In dat opzicht zou de planeet dus eigenlijk op Uranus moeten lijken. Maar omdat de nevelige smoglaag, die zich ook op Neptunus enkele tientallen kilometers hoger ophoudt, minder dik is, worden de blauwe kleuren nauwelijks gedempt en zijn allerlei onderliggende structuren, zoals wolkenbanden en wervelstormen, uitstekend zichtbaar.

Het methaan in de Neptunusatmosfeer ontstaat waarschijnlijk door een cyclisch chemisch proces waarin ook andere koolwaterstoffen een rol spelen. De invloed van zonlicht op de uit methaan opgebouwde cirruswolken zou dusdanig kunnen zijn dat er in de dampkring verbindingen als ethaan worden gevormd. Door hun grotere massa verdwijnen deze stoffen langzaam maar zeker dieper in de kolkende atmosfeer; vormen hier ijsdeeltjes; en verdampen weer naarmate de druk en de temperatuur in het inwendige van Neptunus toenemen. Daar worden de relatief complexe koolwaterstoffen andermaal afgebroken tot methaan dat weer met convectiestromen ‘meelift’ naar het oppervlak. En hier begint de cyclus opnieuw…

Neptunus draait in ruim zestien uur om zijn rotatieas. Een direct gevolg van deze snelle omwenteling, is het ontstaan van wolkenbanden - zij het minder scherp afgebakend dan bijvoorbeeld op Jupiter en Saturnus. Aan de windsnelheden die op Neptunus heersen, kan echter geen enkel ander hemellichaam in het zonnestelsel tippen. Aan zijn evenaar zijn snelheden van ruim 420 kilometer per seconde gemeten. In een samenspel met convectiestromen uit het inwendige, ontstaan hierdoor enorme stormen. De meest beruchte is de Grote Donkere Vlek (GDV), een broertje van de Grote Rode Vlek op Jupiter. Toen de Voyager 2 het complexe gevaarte waarnam, had het een oppervlak gelijk aan de aarde. En in de buitendelen van deze wervelstorm heersten destijds windsnelheden van bijna 700 kilometer per seconde. Een stevig briesje!



Hoog in de Neptunusatmosfeer ontstaan herhaaldelijk cirruswolken die bestaan uit ijskristallen van methaan. Deze kunnen zeer snel van gedaante veranderen, oplossen en op andere locaties weer tevoorschijn komen. Indrukwekkend zijn ook de schaduwen van deze wolken op de tientallen kilometers dieper gelegen dampkring. Ten tijde van de passage van de Voyager waren cirruswolken constant aanwezig boven de GDV. Recente waarnemingen van de ruimtetelescoop Hubble doen vermoeden dat de storm inmiddels is geluwd of aan contrast heeft ingeboet.

Inwendige
De interne structuur van Neptunus wijkt nauwelijks af van die van Uranus. In een laag onder de buitenste dampkring hebben zich grote hoeveelheden moleculair waterstof, helium en methaan verzameld. Deze laag gaat op een diepte van ongeveer zestien kilometer geleidelijk over in een mantel van vloeibaar water, ammonia en andere stoffen. Wellicht dat zich daaronder nog een dunne ijslaag rondom de kern heeft gevormd. In de eigenlijke planetaire kern bevindt zich vermoedelijk een plastisch geheel, ter grootte van de aarde, dat voornamelijk bestaat uit silicaten en metalen zoals ijzer en nikkel.

Neptunus straalt bijna drie keer zoveel energie uit als hij van de zon ontvangt. Er moet daarom sprake zijn van een interne energiebron. Het verval van radioactieve elementen in de kern is bij lange na niet toereikend om zijn oppervlaktetemperatuur, die ondanks de grotere afstand tot de zon vrijwel gelijk is aan die van Uranus, te kunnen verklaren. En weliswaar is de energie die wordt opgewekt door contractie bij Neptunus groter dan bij zijn buurman; deze verklaart slechts een nihil deel van de uitgaande straling die wordt geregistreerd. Een bevredigende verklaring is nog steeds niet gevonden.

Magnetisch veld   
Het hart van het magnetisch veld van Neptunus ligt - evenals bij Uranus - opvallend ver van de planeetkern; in dit geval zelfs bijna op een halve planeetstraal. Algemeen wordt aangenomen dat dit komt doordat het magnetisch veld wordt opgewekt in een elektrisch geleidend medium buiten de eigenlijke planeetkern. Dit zou ook verklaren waarom de magnetische dipool-as een hoek van maar liefst 43 graden maakt met het equatoriale vlak van de planeet.

Ook de magnetosfeer van Neptunus heeft zo zijn rariteiten. De dichtheid van geladen deeltjes (voornamelijk elektronen) is hierin, vergeleken met de magnetosferen van de drie overige reuzenplaneten, opmerkelijk laag. Vermoedelijk is de grootste Neptuniaanse satelliet Triton hiervoor verantwoordelijk. Door de verstorende werking van deze maan zouden geladen deeltjes sneller naar de interplanetaire ruimte ontsnappen. In 1989 nam de Voyager zwakke magnetische stormen waar op Neptunus. Een direct verband tussen dit verschijnsel en de aanwezigheid van Triton kon toen (nog) niet worden gelegd.

Ringenstelsel   
Zeker in het licht van de ringenstelsels bij alle andere reuzenplaneten, is het moeilijk te geloven dat het enkele decennia geleden nog zeer twijfelachtig was of Neptunus in het bezit was van een volwaardig ringenstelsel. Veel astronomen gingen er stiekem wel van uit - zij het slechts uit de subjectieve overtuiging dat een reuzenplaneet niet compleet zou zijn zonder een omringende gordel van stof en gruis. En inderdaad, deze veronderstelling werd bekrachtigd. Tijdens zijn passage in 1989 ontdekte de Voyager vier ringstructuren met uiteenlopende karakteristieken.



Het gaat, zo weten we nu, allereerst om drie duidelijke gordels op afstanden van respectievelijk 63.000, 53.000 en 42.000 kilometer tot het middelpunt van de planeet. De buitenste hiervan is vrij smal van aard. Dat geldt ook voor de ring daarbinnen. Deze is echter opmerkelijk helder, wat zou kunnen wijzen op de aanwezigheid van kleine hoeveelheden ijs. De binnenste ring is vager en bovendien een stuk breder. De nog niet genoemde vierde stofgordel lijkt in feite meer op een brede schijf die zich vanaf 53.000 kilometer afstand van het planetaire middelpunt uitstrekt tot aan de dampkring.

Auteur(s):     A.S.





Neptunus in cijfers
Diameter 49.528 (±30) km (equator)
48.684 (±60) km (polair)
Afplatting 1 / 58.4
Massa 1,0243 × 10^26 kg
Gemiddelde dichtheid 1,638 g/cm^3
Valversnelling 13,24 m/s^2
Rotatietijd (lokale 'dag') 16 u 6,5 m
Omlooptijd om de zon (lokaal ' jaar') 164,89 jaar
Afstand tot de zon 4,498 × 10^9 km
Temperatuur (gem.) 53 K (-220°C)
Samenstelling atmosfeer
Waterstof (H 2 ) 80%
Helium (He) 19%
Methaan (CH 4 ) 1,5%
Ammoniak (NH 3 ) 0,01%
Ethaan (C 2 H 6 ) ~0,00015%
Acetyleen (C 2 H 2 ) sporen
Databron: NASA