Uranus

Manen van
Uranus:


Cordelia
Ophelia
Bianca
Cressida
Desdemona
Juliët
Portia
Rosalinde
Belinda
Puck
Miranda
Ariël
Umbriël
Titania
Oberon
Caliban
Sycorax

( Manen met een diameter > 40 kilometer )





Het is het schrikbeeld van veel amateurastronomen: een planeet waarop zelfs door een kostbare kwaliteitstelescoop niet het minste oppervlaktedetail is te ontwaren. Uranus is zo’n planeet. Toch zal een modale waarnemer zich niet snel aan het versluierde en eentonige uiterlijk van de derde 'reus' in het zonnestelsel kunnen ergeren. Hij staat namelijk zo ver van ons vandaan dat het beeld door een sterrenkijker überhaupt weinig verheffend is.



Uranus draait op een afstand van gemiddeld bijna drie miljard kilometer om de zon en is de dichtstbijzijnde planeet die niet met het blote oog aan de hemel kan worden gevonden. In 1781 nam de Engelsman William Herschell Uranus voor het eerst waar, als een klein bolletje in een telescoop...

‘Oppervlak’
Al lang voordat de ruimtesonde Voyager 2 in 1986 bij Uranus aankwam, was bekend dat de ijsreus zijn egale blauwgroene uiterlijk voornamelijk ontleende aan het methaan dat aanwezig is in de bovenste lagen van zijn atmosfeer. Als koolwaterstof beneemt methaan effectief het zicht op de lager gelegen wolkenbanden, omdat het vanaf de door de zon verlichte polen tot aan de lagere breedtes een dikke smoglaag vormt. Pas tweehonderd kilometer dieper begint de eigenlijke dampkring van Uranus met nevels van gekristalliseerd methaangas (cirrus). Opnieuw een kleine honderd kilometer dieper ontstaan wolkenformaties die voornamelijk bestaan uit druppels van methaan en ammonia.

Werkelijk exotische structuren, zoals wolkenbanden, wervelstormen en convectiecellen, liggen - meer nog dan bij Saturnus - in de diepere lagen van de dampkring weggestopt. En omdat Uranus als het ware ‘op zijn kant’ in het eclipticavlak ligt, zouden eventueel toch zichtbare wolkenbanden voor ons in verticale richtingen lijken te bewegen. Op Uranus ontstaan deze wolkenbanden overigens niet door interacties tussen opwellende en dalende gassen, maar door regionale verschillen in de methaanconcentraties.



De windsnelheid op Uranus varieert tussen de 100 en 600 kilometer per uur. Deze luchtverplaatsing treedt voornamelijk evenwijdig aan de evenaar op en blijkt dus hoofdzakelijk afhankelijk van de rotatieperiode van het uitwendige: ongeveer 16,5 uur. Het drukverschil tussen de twee planetaire polen, die sterk uiteenlopende hoeveelheden zonlicht ontvangen, speelt hierbij een ondergeschikte rol.

Inwendige
Uranus is voor het merendeel opgebouwd uit waterstof, maar herbergt - vergeleken met Jupiter en Saturnus - eveneens een relatief grote hoeveelheid helium en methaan. Ook de interne structuur van de planeet verschilt op enkele belangrijke punten van die van de twee binnenste reuzenplaneten.

Een vloeibare mantel van helium en waterstof, direct onder de betrekkelijk dunne buitenste dampkring, neemt ongeveer tien procent van de planeetmassa voor haar rekening. Omdat Uranus relatief licht is, lijkt het onwaarschijnlijk dat de druk in het binnenste voldoende toeneemt om rondom de kern een mantel van metallisch waterstof te faciliteren. In plaats daarvan bevindt zich hier waarschijnlijk een compact en ijzig mengsel van water, methaan, ammonia en enkele andere stoffen. Maar ook over het bestaan van deze - stroomgeleidende - laag zijn de laatste jaren twijfels gerezen.

Het gegeven dat Uranus een magnetisch veld bezit, doet vermoeden dat zijn kern vast van aard is. Naast rotsachtig materiaal zouden magnesiumhoudende silicaten en ijzer deel moeten uitmaken van dit inwendige. Mogelijk ligt Uranus’ kern ingekapseld in een dunne schil van waterijs.

Gekantelde rotatieas
De evenaar van Uranus loopt zoals gezegd niet - zoals bij de meeste planeten - evenwijdig aan de ecliptica , maar maakt een hoek van meer dan negentig graden met dit baanvlak. Dit betekent dat het hemellichaam bij wijze van spreken als een bal door het zonnestelsel ‘rolt’ in plaat van ‘tolt’. Hierdoor was het in 1985 mogelijk dat we vanaf de aarde loodrecht tegen de geografische pool aankeken. De omgekeerde wereld dus. Bovendien is niet alleen de planeet zelf, maar het gehele uranusstelsel gekanteld. In 1986 waren de omstandigheden voor de naderende ruimtesonde Voyager 2 dan ook optimaal op een keer een kijkje ‘op’ de ringen van een planeet te nemen.

Magnetisch veld   
Het al dan niet aanwezig zijn van een magnetisch veld bij Uranus bleef lange tijd een interessante kwestie. In 1986 bracht de vlucht van de Voyager 2 langs de planeet echter uitkomst. Er bleek wel degelijk sprake te zijn van magnetische polen, zij het dat dipool-as van het magnetisch veld een merkwaardige hoek maakt van zestig graden met de planetaire rotatieas. Misschien nog wel opmerkelijker, is dat het gehele magnetische veld ongeveer 8000 kilometer is verschoven ten opzichte van het middelpunt van Uranus.

In tegenstelling tot bij Jupiter kunnen we bij Uranus niet spreken van een uitzonderlijk krachtig magnetisch veld. Qua sterkte is het veld vergelijkbaar met dat van de aarde. Er is echter wel degelijk sprake van een ware magnetosfeer in al zijn facetten. Zo ontstaat op ongeveer 60.000 kilometer van Uranus onder invloed van de zonnewind een ‘boeggolf’, die overloopt in een uitgestrekte magnetostaart.

Ringenstelsel   
De stof- en gruisgordel in het equatoriale vlak van Uranus is te zwak om direct te kunnen worden waargenomen. Tot aan het einde van de jaren zeventig was het dan ook onbekend of de planeet wel in het bezit was van een volwaardig ringenstelsel. Maar toen een ster in 1977, tijdens een sterbedekking, aan beide kanten van Uranus meermaals door ‘iets’ werd verduisterd, was er maar één conclusie mogelijk: de planeet moest over meerdere ijle ringen beschikken die ook nog eens loodrecht op de ecliptica stonden.

De waarnemingen van 1977 werden later bevestigd door nieuwe metingen en in 1986 bracht de Voyager 2 het aantal primaire ringen op elf. De diffuse aard van Uranus’ ringenstelsel is eenvoudig te verklaren. In tegenstelling tot deeltjes in de ringen van Saturnus, bestaan de deeltjes in zijn ringen met name uit gesteenten. Dit draagt, in samenhang met de veel ijlere structuur van de gordel, bij aan een laag reflecterend vermogen. Overigens is het afwijkende karakter van Uranus’ ringen voor wetenschappers intrigerend. Het zou namelijk kunnen betekenen dat het ontstaan van zijn ringenstelsel in een ander mechanisme moet worden gezocht als bij Saturnus, waar het gruis en de stofdeeltjes veelal door een ijslaagje zijn omhuld.

Hoewel de ringen van Uranus niet allemaal dezelfde vorm bezitten - sommige zijn cirkelvormig en sommige meer elliptisch - komt hun dikte sterk overeen met de ringen van Saturnus. Een significant verschil is echter dat de zichtbare stof- en gruisgordels niet meer dan tachtig kilometer in breedte zijn. In iedere hoofdring vond de Voyager 2, zij het met enige moeite, smallere ringstructuren en nauwelijks zichtbare scheidingen.

De hoofdringen die tot dusver bij Uranus zijn aangetroffen, liggen ingebed in een nog veel ijlere stofgordel die zich verder uitstrekt en bovendien al vlak boven de dampkring van de planeet begint. De afmetingen van de stofdeeltjes in dit vlak liggen in de orde van enkele luttele nanometers tot - maximaal - een paar centimeter. In de hoofdringen, daarentegen, zijn brokstukken gesignaleerd met afmetingen variërend tussen een ijsblokje en een flinke koelkast.

Auteur(s):     A.S.





Uranus in cijfers
Diameter 51.118 (±8) km (equator)
49.946 (±40) km (polair)
Afplatting 1 / 43,6
Massa 8,683 × 10^25 kg
Gemiddelde dichtheid 1,27 g/cm^3
Valversnelling 10,49 m/s^2
Rotatietijd (lokale 'dag') 17 uur 14 min
Omlooptijd om de zon (lokaal 'jaar') 84,07 jaar
Afstand tot de zon 2,87 × 10^9 km
Temperatuur (gem.) 68 K (-205°C)
Samenstelling atmosfeer
Waterstof (H 2 ) 82,5%
Helium (He) 15,2%
Methaan (CH 4 ) 2,3%
Waterstof deuteride (HD) 148 ppm
Ammoniak (NH 3 ) sporen
water (H 2 O) sporen
Databron: NASA