Streven. Vlaamse editie. Jaargang 49

[p. 640]

Nieuwe kijk op Jupiter, Saturnus en Pluto
F. Bertiau

Het lag nogal voor de hand dat de nieuwe exploratiemogelijkheden van de ruimtevaart op de eerste plaats benut zouden worden om onze dichtstbij gelegen buren in het zonnestelsel te bestuderen. Op onze maan werden zelfs bemande landingen uitgevoerd¹. Venus en Mars werden met ruimtesondes en door middel van onbemande landingen onderzocht². De veel verder afgelegen planeten Mercurius en Jupiter werden door ruimtesondes zo dicht benaderd dat een groot aantal nieuwe gegevens aan het licht kwamen³. Van 1979 tot 1981 onthulden Voyager 1 & 2 verrassende nieuwe feiten over de manen van Jupiter en de ringen van Saturnus. Daarover willen wij het in dit artikel hebben. Dat onze inzichten over de verst afgelegen planeet Pluto eveneens grondig gewijzigd werden, hebben wij niet aan de ruimtevaart te danken, maar aan een nieuwe observatietechniek - vanop de aarde! - die telescoop en computer combineert.

1 H. Jans, Ware en valse drukte om het maanonderzoek, in Streven, mei 1971, pp. 834-843.

2 Cfr. F. Bertiau, Venus en Mars na twintig jaar ruimtevaart, in Streven, aug. 1977, pp. 900-1.001.

3 Cfr. F. Bertiau, Mercurius en Jupiter na twintig jaar ruimtevaart, in Streven, nov. 1977, pp. 147-158.

De manen van Jupiter

In juli 1979 bevestigde Voyager 2 vooreerst alles wat men reeds wist over Io, de eerste Galileïsche maan. De ruimtevaartsonde toonde ons bovendien een heel nieuw soort wereld: Io verschilt van alle andere manen in het zonnestelsel doordat men op haar oppervlak geen enkele inslagkrater waarneemt; maar wel meer dan honderd vulkanen en caldera's. Een uitermate actief vulkanisme wijzigt voortdurend het oppervlak van deze maan: niet minder dan acht uitbarstingen werden in actie door de ruimtesonde gefotografeerd. De gele en oranje kleur en vooral de grillige landschaps-

[p. 641]

vormen doen denken aan een gigantische solfatare zoals men die in het Yellow-stone-park en in de buurt van de Vesuvius aantreft. De uitzonderlijk sterke geologische activiteit van Io wordt veroorzaakt door de nabijheid van Jupiter (op 5,7 Jupiterstralen), die door zijn getijdenwerking de maan voortdurend vervormt. Het sterk wisselend magnetisch veld van Jupiter, dat om de vijf uur over Io heen zwiept, is zeker niet vreemd aan die vulkanische activiteit.

De tweede Galileïsche maan Europa is bijna twee maal (1,71 maal) verder van het Joviaanse oppervlak verwijderd dan Io. Aangezien de getijdenkrachten en het magnetisch veld afnemen met de derde macht van de afstand, zijn beide veel zwakker in de buurt van Europa die dan ook geen vulkanisme vertoont. Het is evenwel zeker dat ook deze maan geologisch actief is. Men schat dat gemiddeld om de 50.000 jaar een grote meteoriet het oppervlak omwoelt. Men had dan ook een oppervlak verwacht dat geleek op dat van onze aardse maan. Inslagkraters blijken echter zeldzaam te zijn. In plaats daarvan zag Voyager 2 een soort witte sneeuwbal die over heel het oppervlak gekraakt is. Europa bestaat voor 20% uit ijs dat door de getijdenkrachten van Jupiter voortdurend gebroken wordt. De ijslaag is meer dan 20 km dik en daarin wordt elke inslagkrater na enkele duizenden jaren volledig uitgewist.

De derde en vierde Galileïsche manen, Ganymedes en Callisto, zijn van het eerder klassieke type. De materie waaruit zij samengesteld zijn, is bijna een halve maaal lichter dan die van Io en Europa. Inslagkraters komen veelvuldig voor en lava-overstromingen vormen er uitgestrekte maria net als op onze aardse maan.

Voor Voyager 2 had Jupiter nog een laatste verrassing in petto. Toen de sonde in de schaduw van de planeet binnendrong, draaiden de camera's zich om en fotografeerden de rand van Jupiter: een smalle heldere ring omsloot de hele planeet. Waar de ring aan de voorzijde onzichtbaar gebleven was door de te sterke straling van de planeet, stak hij tegen de donkere achtergrond scherp af. Hij bestaat uit kleine stofdeeltjes die het licht verstrooien. Evenals de ring(en) van Saturnus draait hij in het evenaarsvlak van de planeet.

Saturnus, de geringde planeet

In de ontdekkingsgeschiedenis van de planeten was 1610 een jaar van zeldzame verrassingen. Toen Galileï Saturnus, de verst verwijderde bekende planeet, met zijn kijker waarnam, meende hij een driedubbele planeet te zien: ‘tergeminum observavi’ schrijft hij, ik zag een drieling. De planeet

[p. 642]

had niet de normale bolvorm, maar vertoonde twee uitstulpingen, diametraal tegenover elkaar gelegen. Pas in 1655 gaf Huyghens een aannemelijke verklaring: Saturnus bezit een ring. Drie eeuwen lang bleef het nieuws over Saturnus schaars. Niemand verwachtte dat 1980 en 1981 zo'n vloed van boeiende informatie over Saturnus zou brengen.

Bijna twee maal verder van de zon verwijderd dan Jupiter, op 9,5 astronomische eenheden⁴, beweegt Saturnus zich op een bijna cirkelvormige baan (excentriciteit = 0,0056)⁵, met een geringe helling (2°29') ten opzichte van de ecliptica⁶. Saturnus is de tweede grootste planeet in het zonnestelsel. Haar diameter is 9,46 maal groter dan die van de aarde en haar massa is 95,15 maal groter: hieruit volgt dat de dichtheid van Saturnus (0,7) veel geringer is dan die van Jupiter (1,34). Saturnus is bijgevolg uit veel lichter materiaal opgebouwd dan Jupiter. Het meest opvallende kenmerk van Saturnus is vanzelfsprekend de ‘ring’ die om de 14,73 jaar voor ons onzichtbaar wordt. Zoals Jupiter (in 9 u 56 min) draait ook Saturnus heel snel om de eigen as (eenmaal in 10 u 15 min). Die rotatie-as helt ten opzichte van de ecliptica met een hoek van 26°44': Saturnus heeft dus seizoenen even goed als de aarde en Mars. Mocht de helling van de rotatie-as even klein geweest zijn als die van Jupiter, dan had men waarschijnlijk het bestaan zelf van de ring niet vóór 1980 gemerkt. De snelle rotatie van Saturnus heeft een merkbare afplatting van de polen tot gevolg. Aangezien de lichtere materie van Saturnus een nog meer gasvormig karakter heeft dan de materie van Jupiter, is die afplatting heel sterk, nl. 0,098 (= 1 - Poolradius/Evenaarsradius). De afplatting van de aarde en Jupiter bedragen resp. slechts 0,0034 en 0,009. Met een amateurkijker kan men al heel goed de ovale vorm van Saturnus waarnemen. Een ander gevolg van Saturnus' snelle rotatie zijn de snelle turbulenties in zijn atmosfeer, zoals men die ook in de Joviaanse atmosfeer kan waarnemen⁷.

4 De astronomische eenheid is gelijk aan de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon en bedraagt 150 miljoen km.

5 De excentriciteit is een maat voor de ellipticiteit van een kegelsnede. Een cirkel heeft een excentriciteit gelijk aan nul, die van een parabool is gelijk aan één, en die van een ellips ligt tussen nul en één. Wiskundig is de excentriciteit gelijk aan de verhouding tussen de afstand van de brandpunten én de grote as van de kegelsnede.

6 De ecliptica is de grote cirkel van de hemelbol beschreven door de zon bij haar schijnbare dagbeweging óf beschreven door de aarde bij haar werkelijke beweging om de zon. De cirkel bepaalt tevens het vlak van de ecliptica (eveneens ecliptica geheten), ten opzichte waarvan de banen van de meeste planeten slechts een geringe helling vertonen - met uitzondering van Pluto (hellingshoek = 17,2°) en in veel mindere mate van Mercurius (hellingshoek = 7°).

7 Cfr. F. Bertiau, Mercurius en Jupiter na twintig jaar ruimtevaart, o.c., pp. 157-158.

[p. 643]

De vele ringen van Saturnus

Zoals haast alle planeten draait ook Saturnus tegen de klok (in de veronderstelling dat men vanuit de Noordpool van de ecliptica op de planeet neerkijkt). De grote massa, de derde grootste in het zonnestelsel na de zon en Jupiter, beheerst een uitgebreid stel manen én ringen. Want sinds 1980 is gebleken dat Saturnus niet één maar zeer veel ringen bezit. Tot vóór de ruimtetochten van Voyager 1 & 2 meende men dat de ring die in het evenaarsvlak van de planeet draait, slechts op twee plaatsen ‘scheidingen’ of onderbrekingen bezat (de scheidingen van Cassini en van Encke), zodat men van een A-, B- en C-ring gewaagde, waarbij men van buiten naar binnen nummerde. Daar men dwars door de ring heen sterren kan waarnemen, vermoedde men dat de ring uitsluitend uit fijne stofdeeltjes en ijskorreltjes bestond. De dikte van de ring schatte men op 20 km. In feite bewegen alle deeltjes binnen de ring volgens de wetten van Kepler: de binnenste rand draait in 2,23 dagen, de buitenste in 6,05 dagen om de planeet. Dat kon men afleiden uit de studie van het spectrum van de ring. Toen Voyager 1, na een vierjarige reis en na zijn bezoek aan Jupiter, Saturnus tot op een paar miljoen km genaderd was, begon men de details van de ring nauwkeuriger waar te nemen. Wat men vroeger als een vrij homogene driedubbele ring had gezien, bleek in feite uit tientallen en zelfs honderden smalle ringetjes te bestaan, die elk slechts een paar km dik zijn. Sommige weerkaatsten het zonnelicht, andere vanuit de schaduw van de planeet bekeken, bleken min of meer doorzichtig te zijn. Wat men al vermoed had, werd nu bevestigd: zowel aan de binnen- als aan de buitenkant van de bekende ringen A, B en C, vond men zwakkere ringen, de D-ring aan de binnen- en de E- en F-ring aan de buitenkant. Het ringensysteem van Saturnus vangt in feite al aan niet ver boven het wolkendek van de planeet en strekt zich uit tot op 2,8 maal de planeetstraal, waar zich nog een uiterst ijl ringetje, de G-ring bevindt. De al lang bekende Cassinischeiding bevindt zich op 2 Saturnusstralen afstand en wordt veroorzaakt door de accumulerende storingen van de maan Mimas, die een brede zone heeft ‘schoon geveegd’.

Tot op 50.000 km van de ring genaderd merkte Voyager 1 dat ieder ringetje niet overal even sterk het zonnelicht weerkaatst: men had de indruk dat in de B-ring lichtende ‘spaken’ naar het centrum van de planeet gericht zijn. Aanvankelijk dacht men dat deze spaken, tijdens het draaien van de ring, rechtlijnig bleven, maar later bleek dat ze mee bewegen volgens de wetten van Kepler. Bij opvallend zonnelicht bekeken zijn ze helder, vanuit de schaduw van de planeet gezien zijn ze duister. De ware aard van dat

[p. 644]

optisch effect is nog niet doorgrond: waarschijnlijk gaat het om stofdeeltjes die uit de ring magnetisch opgetild worden.

De doortocht van Voyager 2 dwars door het ringsysteem maakte een betere studie van de samenstelling van de ringen mogelijk. Niet alle ringetjes zijn uit hetzelfde materiaal samengesteld: de C-ring bevat kleine satellieten van ongeveer 2 m diameter, in de Cassini-scheiding vindt men blokken van 8 m en in de A-ring van 10 m. Het idee dat de ringen uitsluitend uit kleine korrels en stof zouden bestaan, is hiermee geheel verlaten. Op zijn plaats in het zonnestelsel blijkt Saturnus een machtig centrum van aantrekking te zijn, niet alleen voor enkele grote manen, reeds door Galileï opgemerkt, maar ook voor satellieten van alle mogelijke afmetingen, gaande van fijne stofdeeltjes tot satellieten groter dan de aardse maan. Het aantal geïdentificeerde manen groeide aan tot zeventien en tegelijk werd duidelijk dat kleinere manen die in (of in de buurt van) een ring bewegen, de vorm van de ‘ringetjes’ bepalen. Zo wordt de F-ring aan de buitenkant van de grote ring a.h.w. ‘bewaakt’ door twee maantjes die er langsheen glijden, één langs de binnen- en de andere langs de buitenkant ervan. Zij beïnvloeden de vorm van de F-ring zo sterk dat die periodisch uitgerafeld wordt als een touw. De detailstructuur van de ring wordt waarschijnlijk gedomineerd door de aanwezigheid van kleine, niet waarneembare maantjes.

De vele manen van Saturnus

De satellieten van Saturnus kan men in drie klassen onderbrengen: de zeven grootste die in het vlak van de ecliptica bewegen, de talrijke maantjes die bij het ringensysteem horen en zich bewegen in het evenaarsvlak van de planeet, en enkele kleine manen zoals Phoebe, die vrij rond de planeet cirkelen en waarschijnlijk - door Saturnus - ‘ingevangen’ kometen zijn.

De grootste maan van Saturnus, Titan (5.140 km diameter) is de tweede grootste van het zonnestelsel. Door Voyager 1 werd hij van dichtbij bekeken. Men wist reeds dat Titan een atmosfeer bezit, zodat men er een zwakke kandidaat in zag voor de eventuele aanwezigheid van leven. De atmosfeer van Titan bleek 4,6 maal dichter te zijn dan de aardse: het vaste oppervlak kon niet worden gefotografeerd. De atmosfeer bestaat hoofdzakelijk uit stikstof (cyaangas is eveneens aanwezig) en de gemeten temperatuur bedraagt -292°. Men vermoedt dat alle water er bevroren is, al is de temperatuur onder het wolkendek nog onbekend. Mocht de NASA ooit nog een kans krijgen, dan zal zij wellicht het Titan-probleem proberen op

[p. 645]

Io, vulkanisch actieve maan van Jupiter

Vulkaanuitbarsting op de kim van Io

[p. 646]

te lossen zoals ze dat voor Venus deed (door o.m. onbemande ruimtesondes op het oppervlak te laten landen)⁸.

De andere manen zijn veel kleiner in omvang en massa en hebben geen atmosfeer. Mimas, de eerste grote maan (390 km diameter) beweegt zich op 3 Saturnusstralen van de planeet: een inslagkrater van 130 km diameter is het gevolg van een botsing die deze maan best had kunnen vernietigen. Dione (1.120 km diameter) en Rhea (1.530 km diameter) hebben een pokdalig uitzicht: talloze inslagkraters, grote en kleine, hebben het oppervlak omgewoeld en op Rhea zijn grote gebieden door lava overspoeld. Phoebe (50 km diameter), de negende in grootte, draait in tegengestelde zin van de andere manen. Haar helling ten opzichte van de ecliptica is eveneens abnormaal, 150°⁹. Het is een ‘ingevangen’ komeet.

Evenals Jupiter blijkt ook Saturnus ‘bijna’ een ster te zijn: de planeet straalt veel meer warmte uit dan zij ontvangt. Het helium dat evenmin als in het geval van Jupiter aan de planeet kan ontsnappen, condenseert zeer langzaam in de kern ervan en levert gravitatie-energie op die wij als stralingsenergie waarnemen. Dat verklaart tevens waarom, tegen de verwachtingen in, de atmosfeer van nog 11% helium bevat. Een laatste verrassing bezorgde Saturnus ons met betrekking tot zijn magnetisch veld. Hoewel Saturnus evenals Jupiter een sterk magnetisch veld bezit, dat tot op een afstand van 15 Saturnusstralen door de zonnewind tot een schokfront wordt weggedrukt, staat de stralingsgordel van Saturnus loodrecht op de rotatie-as, en niet schuin zoals dat bij Jupiter het geval is. Om die reden wellicht treft men op de dichtstbij gelegen grote maan Mimas geen actieve vulkanen aan (die op Io wel voorkomen) en is de ring van Saturnus stabiel.

8 Cfr. F. Bertiau, Venus en Mars na twintig jaar ruimtevaart, o.c., pp. 992-996.

9 De waarde van de hellingshoek groter dan 90° is een conventionele manier om aan te geven dat Phoebe op haar baan tegen de klok draait.

Nog meer ringen in het zonnestelsel

Een aanzienlijk gedeelte van de oernevel waaruit het zonnestelsel is ontstaan, heeft Saturnus tot zich getrokken en de materie ervan in zijn evenaarsvlak geconcentreerd. Oorspronkelijk was de ring niet vlak, maar veeleer een torus, een dikke ring. Aangezien elk deeltje binnen die ring een Keplerbaan volgde, waren onderlinge botsingen talrijk. Alleen cirkelvormige banen in het evenaarsvlak waren stabiel en kregen geleidelijk de

[p. 647]

Dione, een klassieke Saturnusmaan

Detailstructuur van de Saturnusring

[p. 648]

overhand. De Saturnusring vult het gebied op waar grote manen zich niet kunnen vormen: ze worden er door getijdenkrachten uit elkaar gerukt. Het is dus niet verwonderlijk dat ook Jupiter een ring heeft, al is die veel minder ontwikkeld dan de Saturnusring. Dat men hem vanop de aarde nog niet had waargenomen, is vooral te wijten aan het feit dat hij ongeveer in het vlak van de ecliptica draait en bovendien niet erg lichtgevend is. Omdat Jupiters vier grote manen, Io vooral, de vorming van een ring verhinderen, is de Jupiterring zo zwak ontwikkeld. De manen van Saturnus zijn daarentegen vrij klein. De enige, zeer massieve maan Titan bevindt zich op 20,33 Saturnusstralen van de planeet, terwijl de dichtstbij gelegen, grote maan Io zich op slechts 5,92 Jupiterstralen van die planeet bevindt. Io bezit bovendien een massa die 1.825 maal groter is dan die van de dichtstbij gelegen, grote maan van Saturnus, Mimas. De storingen van Mimas volstaan nu reeds om in de Saturnusring de Cassini-scheiding te weeg te brengen. Mocht Mimas de massa van Io gehad hebben, dan zou ook rond Saturnus een groot deel van de ring verdwenen zijn.

De Jupiterring werd voor het eerst gefotografeerd door Voyager 1 in 1979. Hij bevindt zich op 1,8 Jupiterstralen van het centrum en ligt als een vlakke, ijle ring aan de buitenkant van een torus van fijn stof die ongeveer 20.000 km dik is.

Ook Uranus blijkt een ring te bezitten, al werd die tot nu toe nog niet gefotografeerd. In 1977 merkte men op de Kuiper Airborne sterrenwacht dat een door Uranus bedekte ster, vóór en na de occultatie door de planeet, aan beide kanten ervan zeven maal in lichtintensiteit verminderd was. De symmetrie van het verschijnsel wekte het vermoeden dat Uranus eveneens een ring bezit, in het evenaarsvlak van de planeet. Aangezien de rotatie-as van Uranus bijna samenvalt met de ecliptica, moet die ring ongeveer loodrecht op de ecliptica staan. De bedekking van andere sterren door Uranus heeft dat vermoeden bevestigd. Voor zover wij thans weten, heeft Uranus vijf niet zeer massieve manen: het bestaan van een tweede, uitgestrekte ring zoals rond Saturnus ligt dan ook voor de hand. Nu reeds weten wij dat die ring ten minste acht ‘scheidingen’ vertoont, wat laat vermoeden dat ook hij een groot aantal kleine manen heeft zoals Saturnus.

Voyager 2 zal in 1986 Uranus bereiken en wellicht houdt de ‘scheve planeet’ dan nog een aantal verrassingen in petto. Voor astronomen wordt het alvast een drukke tijd. Niet minder dan drie ruimtesondes zullen vanuit Zuid-Amerika (Ariane), Rusland en Japan in de maanden januari en februari 1986 de komeet Halley tegemoet vliegen, die op 10 februari de zon het dichtst benadert. De VS, in toom gehouden door de besparingen

[p. 649]

van president Reagan, zullen dit keer met gekruiste armen toekijken.

Dat de aarde en andere binnenplaneten geen ring hebben, is te wijten aan de storende krachten die uitgaan van de zon, de aardse maan en andere planeten: die verhinderen de vorming van een stabiele ring. Onze weer- en communicatiesatellieten, die in een ring in het evenaarsvlak van de aarde bewegen, ontvangen om de twee weken één voor één instructies om de afwijkingen van hun cirkelvormige baan te corrigeren: dat gebeurt vanuit een coördinatiecentrum in Toulouse, het CRGR (Centre de Recherche de Géodésie Speciale). De aarde is niet massief genoeg om de storende invloed van de zon en vooral de maan te neutraliseren. Daar de brandstof van de kunstmatige satellieten door de herhaalde malen uitgevoerde correcties na een paar jaar uitgeput raakt, worden de meeste satellieten na enkele jaren waardeloos en drijven weg uit het evenaarsvlak. In die toestand komt misschien verandering dank zij de ruimtependel, die de satellieten ter plaatse (!) opnieuw kan voltanken.

Uranus en Neptunus zijn sterk verwant met Jupiter en Saturnus: het zijn planeten met een groot volume en een kleine dichtheid. Of Neptunus ook een ring heeft is ons niet bekend, maar de kansen liggen goed. Men zal daaromtrent slechts zekerheid hebben wanneer Voyager 2 dat tegen het einde van de eeuw kan bevestigen.

Pluto, een dubbelplaneet

Toen Pluto in 1930 op de Lowell-sterrenwacht werd ontdekt, zag het ernaar uit dat men de laatste en negende planeet van het zonnestelsel gevonden had. De aanleiding tot deze ontdekking was een studie van de baan van Neptunus: de door Galle in 1846 ontdekte planeet was men blijven volgen. Tachtig jaar observatie hadden volstaan om te concluderen dat wij in ons zonnestelsel nog een planeet misten, waarvan de invloed de waargenomen afwijkingen van de Neptunus- en ook de Uranus-baan zou verklaren. Niet alleen de zon, maar elke planeet en maan beïnvloeden de baan van iedere planeet. Lowell bepaalde het gebied van de hemelsfeer waar men diende te zoeken en in 1930 ontdekte men daar een zwak bewegend object dat, al week zijn baan af van de voorspelde, toch min of meer overeenkwam met de opgegeven positie.

De nieuwe planeet, Pluto genaamd, naar de god van de Griekse onderwereld, viel echter erg klein uit. De astronomen hadden veel moeite met de bepaling van zijn diameter. G. Kuiper gebruikte de beste waarnemingstechnieken met de Palomartelescoop, maar slaagde er niet in een aanne-

[p. 650]

melijke schatting van de massa te maken. De astronoom-wiskundige Brouwer was in 1953 van oordeel dat het nog wel meer dan tien jaar zou duren vooraleer men het mysterie van Pluto zou doorgronden. Die voorspelling is juist gebleken. Pluto voldoet niet aan de verwachtingen. Het is de enige planeet die zich ver buiten de ecliptica verwijdert, zelfs tot op 14,6 astronomische eenheden. Alle andere planeten hebben een bijna cirkelvormige baan, maar de baan van Pluto is sterk elliptisch uitgerekt met een excentriciteit van 0,246. Tijdens zijn periheliumdoorgang, die zich opnieuw in 1989 zal voordoen, bevindt de planeet zich zelfs binnen de baan van Neptunus, op ongeveer een halve astronomische eenheid dichter bij de zon dan Neptunus. En last but not least, Pluto's massa zou niet meer dan een tiende van de aardmassa bedragen en een dichtheid moeten bezitten die overeenstemt met de structuur van lood, wat voor een buitenplaneet op zijn zachtst gezegd ongewoon is.

Merkwaardig genoeg is het niet de ruimtevaart die het geheim van Pluto wist te achterhalen. De vernieuwde belangstelling voor het planetenstelsel bracht astronomen ertoe hun klassieke methodes te verfijnen, zodat computers en elektrotechnische technieken tenslotte het Plutoprobleem oplosten. In 1978 merkte J. Christy dat uiterst zorgvuldig opgenomen foto's van Pluto niet altijd een cirkelvormig beeldje vertoonden, maar dat er om de zes dagen een uitstulping aan één zijde verscheen, die drie dagen later identiek aan de overzijde voorkwam. De regelmatige, periodieke vervorming van het beeld kon slechts worden verklaard door de aanwezigheid van een begeleider, die de naam Charon kreeg, naar de veerman in de onderwereld.

De derde wet van Kepler maakt het mogelijk uit de omlooptijd van de componenten van twee hemellichamen én de lengte van de grote as van de baan, de som van de massa's te berekenen. De omlooptijd bleek 6,387 dagen te bedragen en de halve grote as - in dit geval de afstand tussen het centrum van Pluto en het centrum van Charon - werd geschat op 17.000 km. Het berekenen van de totale massa van beide hemellichamen wordt dan een eenvoudig rekensommetje: 1/600 van de aardmassa.

Om van Pluto en Charon een zo scherp mogelijk beeld te krijgen - zodat men hun diameter nauwkeurig kan bepalen - werden de nieuwste technieken aangewend. Van elke aardse telescoop, hoe volmaakt ook geconstrueerd, wordt de beeldscherpte begrensd door de instabiliteit van onze atmosfeer. Ieder temperatuurverschil in de luchtlagen verplaatst het beeldje van een ster of planeet. Wat men ziet of fotografeert is de som van al die verschoven beeldjes. Om nu een (licht)zwak sterrenbeeldje toch scherp te fotograferen, stockeert men keer op keer een momenteel scherp maar ui-

[p. 651]

terst zwak beeld in het geheugen van een computer. De talrijke beelden van dezelfde ster die men b.v. tijdens één minuut opnam, worden daarna door de computer netjes op elkaar geschoven met een grote winst aan details en met uitschakeling van de storende invloed van de luchttrillingen. De diameters van Pluto en Charon bleken 3.000 km en 1.100 km te bedragen. Rond 1985 zal de cirkelvormige baan van Charon vanop de aarde als een rechte lijn gezien worden: Charon snijdt dan het beeld van Pluto middendoor. Het zal mogelijk zijn de diameter van Pluto met grote nauwkeurigheid te bepalen en heel wat te weten te komen omtrent het oppervlak van Pluto en Charon.

Wij weten nu reeds dat Pluto geen rotsplaneet is zoals de aarde en de andere binnenplaneten. Hij heeft geen atmosfeer en bestaat uit water en waarschijnlijk methaan, dat ook op Jupiter in gasvorm voorkomt. De dichtheid is ongeveer dezelfde als die van Jupiter: 1,2 ± 0,1. De afstand tussen Pluto en Charon is uitzonderlijk klein, terwijl de verhouding tussen de massa's van beide hemellichamen zeer groot is: tussen Charon en Pluto ongeveer 1/10, waar de verhouding tussen de aardse maan en de aarde slechts 1/81,3 bedraagt. Rekening houdend met de kleine massa van Pluto bezit deze planeet dus de relatief grootste maan in het zonnestelsel. Om die reden kan men Pluto en Charon een dubbelplaneet noemen. Aangezien ze in het verre verleden, misschien een paar miljard jaar geleden, waarschijnlijk een maan van Neptunus is geweest, acht men het niet uitgesloten dat het uiteenvallen in twee hemellichamen verband houdt met haar ontsnapping uit het aantrekkingsveld van Neptunus. Dat de baan van een klein hemellichaam zoals een komeet of een kleine planeet grondig gewijzigd wordt, is niets ongewoons. In de laatste dertig jaar werden de cirkelvormige banen van drie kleine planeten onder de invloed van Jupiter sterk gewijzigd. Het werden langgerekte elliptische banen.

Eén ding staat nu al vast: Pluto en zijn begeleider hebben geen rol van betekenis gespeeld in de onregelmatigheden van de banen van Neptunus en Uranus. De ontdekking van Pluto in 1930 was dus in zekere zin een gelukkig toeval. En de jacht op een nieuwe planeet is geopend. In Arizona werd een nieuwe sterrenwacht uitgerust met de jongste elektronische snufjes om in detail een gedeelte van de dierenriem in de computer te memoriseren en die momentopname dan een tijdje later met een nieuwe opname te vergelijken. De elektronische analyse maakt het dan mogelijk elke afwijking in vorm of plaats op te merken. Men hoopt zo alle kleine planeten, kometen en eventueel zelfs een heuse nieuwe planeet, die nog niet bekend zijn, op het spoor te komen. Intussen onderzoeken theoretici de storingen in de baan van de grote planeten om hieruit af te leiden welk

[p. 652]

gebied van de hemelkoepel en wellicht de dierenriem de beste kans biedt om dat probleem op te lossen.

Dank zij de ruimtevaart en de uitzonderlijke bekwaamheid van de NASA is onze kennis van het zonnestelsel in een kwart eeuw veel vollediger geworden en misschien wel honderd maal nauwkeuriger. Maar de nieuwe onopgeloste raadsels blijven niet minder boeiend en talrijk.