Kosmografie/Zon en zonnestelsel

Zon en zonnestelsel

Onze zon is een ster

Sterren worden geboren uit enorme wolken van waterstofgas, die overal in het heelal aanwezig zijn. Door verstoring (ontploffing van een nabijgelegen ster) kan zo’n gaswolk onder invloed van de zwaartekracht gaan samentrekken. Als zo’n opeenhoping verder en verder krimpt spreekt men van een protoster waarin de temperatuur stijgt en de druk toeneemt, totdat in het midden van de gasbol die is ontstaan, een temperatuur heerst van enkele miljoenen graden. Door deze extreme omstandigheden ontstaat spontaan een kernfusiereactie. Hierdoor wordt het aanwezige waterstofgas omgezet in een ander gas, helium. Bij dit proces komt heel veel energie vrij in de vorm van bijvoorbeeld licht en warmte.

Zodra deze kernfusiereactie op gang is gekomen, wordt de protoster een echte ster. Stervorming duurt vele miljoenen jaren en vindt overal in het heelal plaats.

Het Hertzsprung-Russeldiagram geeft informatie over temperatuur en helderheid van de sterren. Langs de x-as staan de temperaturen en langs de y-as de helderheid. Des te verder naar rechts, des te koeler is de ster. Hoe helderder een ster is, hoe hoger ze staat in het diagram.

De sterren zijn niet willekeurig verdeeld in het diagram. De meeste bevinden zich in een diagonale band van rechtsonder (koud en weinig helder) naar linksboven (heet en helder).

Een klein groepje sterren is helder en koud. Zij vormen de rode reuzen. Een ander groepje is eerder heet maar geef weinig licht: de witte dwergen.

Sterren behouden niet heel de tijd hun positie in dit diagram: zij beschrijven een evolutiespoor. Alles hangt af van de massa van de ster.

Is de protoster te klein, dan wordt het geen ster maar een bruine dwerg. Sommige astronomen denken dat onze grootste planeet, Jupiter, een bruine dwerg geweest is.
Heeft de ster ongeveer de omvang van onze zon, dan is het een gele dwerg, en geraakt de waterstofvoorraad ooit op. Op dat ogenblik begint er een nieuwe kernfusieractie. Het in de ster gevormde helium zet zich om in koolstof. Daarbij gaat de ster uitzetten en de buitenste lagen worden ijler. Ze koelen sterk af: het wordt een rode reus. Ook aan de omzetting van helium komt ooit een einde. In een ster van de grootte van onze zon kan geen nieuwe kernfusiereactie beginnen. Daardoor wordt de ster steeds kleiner en heter. Het worden witte dwergen, met een enorme dichtheid. Uiteindelijk koelen zij heel langzaam af en worden ze onzichtbaar, ofwel zwarte dwergen. Dit is het lot van onze zon: zij is ruim 4,5 miljard jaar geleden ontstaan en zal over 5,5 miljard jaar evolueren tot een rode reus. Daarbij zal ze in ieder geval de twee binnenste planeten Mercurius en Venus opslorpen, het lot van de aarde is onzeker.

Een ster die minstens 8 keer meer massa dan de zon heeft, kan na de fusie van waterstof tot helium en van helium tot koolstof nog andere fusies ondergaan. Er ontstaat een superreus, die schilvormig gebouwd is. In elke schil treedt een andere fusiereactie op. Helemaal binnen in de kern wordt silicium omgezet tot ijzer. Daar stoppen de fusiemogelijkheden. De ster wordt instabiel en klapt in elkaar. Hierdoor ontstaat er zoveel druk dat plots overal in de ster fusiereacties plaatsvinden. Er ontstaat een explosie waarbij de buitenste lagen weggeslingerd worden. Dit noemt men een supernova. Is de ster minder dan 30 keer zo groot, dan ontstaat er een neutronenster. Dit is een kleine kern van max. 20 km doorsnee die een enorme dichtheid heeft. Neutronensterren hebben over het algemeen een sterk magneetveld en draaien heel snel rond (soms wel een paar honderd keer per seconde). Dit zorgt ervoor dat ze radiostraling uitzenden. Omdat deze straling enkel in een nauwe bundel langs het magneetveld kan ontsnappen en omdat neutronensterren roteren, zien we ze als pulserende radiobronnen: pulsars. Daarvan zijn er al honderden bekend.
Is de massa van de ster meer dan 30 keer groter dan van de zon, dan ontstaat er na de supernova een zwart gat. De zwaartekracht is hier zo enorm dat zelfs licht niet kan ontsnappen. Een zwart gat is dus niet rechtstreeks ’te zien.’ Wel kan men de aanwezigheid vaststellen omdat andere objecten met een steeds hogere versnelling naar het gat toegetrokken worden, vooraleer definitief te verdwijnen.

De evolutie van sterren in Wikipedia

De zon

De zon is dus een ster: een reusachtige draaiende gasbol. De zon bevat 99.9 % van alle massa van het zonnestelsel. De massa van de zon is 333 000 keer de massa van de aarde.

De zon bestaat, op dit ogenblik, uit ongeveer 75% waterstof en 25% helium in massa uitgedrukt (volgens het aantal atomen: 92,1% waterstof en 7,8% helium); de rest zijn ("metalen") die slechts 0,1% van de massa vertegenwoordigen. De samenstelling verandert langzaam omdat de zon in haar kern waterstof omzet in helium.

De zon bevindt zich op op 1 AE (ongeveer 150 miljoen kilometer) van de aarde. Het zonlicht doet er ongeveer 8 minuten over om ons te bereiken. De zon staat ongeveer op 27.000 lichtjaar van het centrum van ons melkwegstelsel in de ongeveer 3000 lichtjaar dikke galactische schijf en de zon beweegt zich met een snelheid van ongeveer 220 km/sec in ongeveer 226 miljoen jaar eenmaal rond het centrum van ons sterrenstelsel, de melkweg.

Zonnevlam

De omstandigheden in de kern van de zon zijn extreem. De temperatuur is er 15 miljoen graden Celsius en de druk is er 250 miljard atmosfeer. Zonne-energie wordt geproduceerd door kernfusiereacties. In de kern zelf wordt elke seconde ongeveer 700.000.000 ton waterstof omgezet in helium. Daarbij komt enorm veel energie in de vorm van gammastraling vrij. In de stralingslaag rond de kern wordt de straling voortdurend geabsorbeerd en opnieuw uitgestraald bij steeds lagere temperaturen, zodat aan de oppervlakte de straling voornamelijk bestaat uit zichtbaar licht. In de buitenste zone van de zon gebeurt de energieoverdracht meer door convectie dan door straling (= convectielaag). Het duurt meer dan 50 miljoen jaar vooraleer een foton de oppervlakte bereikt.

Aan de oppervlakte van de zon, de fotosfeer genoemd, is de temperatuur ongeveer 5500° C.

Een zonnevlam is een explosie op het oppervlak van de zon, die ontstaat door het plotseling vrijkomen van de energie die wordt vastgehouden in de magnetische velden. Er ontstaat straling over het hele gebied van het elektromagnetische spectrum.

Als gevolg van zonnevlammen ontstaat een stroom geladen deeltjes, die zonnewind wordt genoemd. De zonnewind veroorzaakt op aarde storingen van bepaalde radiofrequenties en het prachtige noorderlicht. In maart 1989 veroorzaakten zeer krachtige zonnevlammen veel schade aan elektriciteitscentrales in Canada.

Een kleine laag, gekend als de chromosfeer, ligt boven de fotosfeer.

Boven de chromosfeer bevindt zich een ijl gas, de corona genoemd, dat miljoenen kilometers ver de ruimte in kan gaan. De corona is alleen zichtbaar tijdens zonsverduisteringen. De temperatuur in de corona kan tot 1.000.000 °C bedragen. Protuberansen zijn uitbarstingen in deze chromosfeer. Zij vormen lange materiebruggen, die bij een zonsverduistering goed zichtbaar kunnen zijn.

Zonnevlekken zijn "koele" regio's, waar het slechts 4000° C is (de vlekken zien er alleen maar donker uit in vergelijking met de hetere en heldere omgeving). Zij ontstaan als gevolg van magnetische storingen in de hogere convectiezone, die de warmte vanuit de stralingslaag verhindert de fotosfeer te bereiken. Zonnevlekken volgen een 11-jarige cyclus, die het klimaat op aarde kunnen beïnvloeden. Deze cyclus hangt samen met het ompolen van de zon: ongeveer om de 11 jaar wordt de magnetische noordpool de magnetische zuidpool en omgekeerd.

De Zon in Wikipedia

De planeten

De zon wordt vergezeld van planeten en het geheel vormt een zonnestelsel.

Planeten zijn hemellichamen die je kunt waarnemen omdat ze het zonlicht weerkaatsen. Zelf geven zij geen licht.

Een planeet is een hemellichaam dat voldoet aan drie voorwaarden. Een planeet:

bevindt zich in een baan rond een zon;
heeft een massa die groot genoeg is om hydrostatisch evenwicht te bewerkstelligen en is daardoor nagenoeg rond;
heeft de omgeving van haar baan schoongeveegd van andere objecten.

Op de IAU-conferentie (Internationale Astronomische Unie) van augustus 2006 werd bovenstaande definitie aangenomen om hemellichamen binnen ons zonnestelsel te classificeren.

De planeten van ons zonnestelsel in de juiste schaalverhoudingen

Volgens deze definitie heeft ons zonnestelsel acht planeten. Satellieten die rond deze planeten draaien noemen we manen.

Er zijn verschillende manieren om de planeten in te delen. Een eerste manier heeft met de positie te maken. Men deelt de planeten dan in in twee groepen. De binnenplaneten, die zich bevinden tussen de aarde en de zon. De buitenplaneten bevinden zich verder van de zon dan de aarde. Mercurius en Venus zijn dus binnenplaneten. Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus zijn de buitenplaneten.

Een betere manier van indelen gebeurt op basis van samenstelling. De aardse planeten zijn Mercurius, Venus, de aarde zelf en Mars. Zij hebben een vast, rotsachtig oppervlak. De reuzenplaneten of gasreuzen zijn Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus, en bestaan voornamelijk uit gassen, met eventueel een vaste kern.

Er is geen duidelijke scheiding tussen de gasvormige atmosfeer en de onderliggende vloeibare fase. De overgang van gas naar vloeibaar gaat heel geleidelijk. Dit is het gevolg van de enorme druk die in de atmosfeer heerst. Als gevolg van de extreme druk worden de gassen dusdanig samengeperst dat ze, op het punt waar ze normaal gasvormig worden, een dichtheid hebben die nog steeds overeenkomt met die van een vloeistof.

Vanaf de aarde gezien vallen er enorme stormen waar te nemen in de atmosferen van de vier gasreuzen. De gasreuzen hebben ook vele manen, dwergmaantjes en ringenstelsels. Uranus en Neptunus noemt men ook wel de ijsreuzen, omdat ze voornamelijk bestaan uit bevroren methaan, ammoniak en water.

Het Zonnestelsel in Wikipedia

Mercurius

Rotatietijd (= 1 dag): bijna 59 dagen.
Omlooptijd rond de zon (= 1 jaar): 88 dagen.
Afstand tot de zon: 0,3-0,4 AE
Aantal manen: 0

Mercurius is de dichtst bij de zon staande en de kleinste planeet van ons zonnestelsel. De planeet is vernoemd naar de Romeinse god Mercurius vanwege de snelle omwenteling rond de zon. Net als de Venus, Mars en de aarde is het een terrestrische planeet, met een vast oppervlak dat met name veel overeenkomsten vertoont met dat van de maan.

Van de terrestrische planeten heeft Mercurius in verhouding de grootste ijzer-nikkelkern.

Door zijn geringe massa is de aantrekkingskracht op Mercurius zo klein dat gasmoleculen kunnen ontsnappen in de ruimte. De atmosfeer van Mercurius is uiterst dun en bestaat voornamelijk uit sporadisch voorkomende atomen zuurstof, natrium en waterstof, die vrijwel direct naar de ruimte ontsnappen. De atmosferische druk aan het oppervlak is kleiner dan 10-11 bar. De levensduur van een natriumatoom in de atmosfeer is ongeveer drie uur. Dit verlies wordt continu gecompenseerd door zonnewind die wordt ingevangen door het magnetisch veld en damp die vrijkomt bij inslaande meteorieten. De dunne atmosfeer van Mercurius verklaart ook dat het oppervlak bezaaid is met inslagkraters en veel op dat van de maan lijkt.

De temperatuur aan het oppervlak van Mercurius loopt tijdens een Mercuriusdag (ruim 58 aardse dagen) op tot boven de 400 °C, terwijl het er tijdens een Mercuriusnacht tot -200 °C afkoelt doordat geen enkele warmte wordt vastgehouden.

Vanaf Mercurius bezien zou de zon er 2,5 tot 3 keer zo groot uitzien als op aarde, afhankelijk van het exacte punt waar de planeet zich tijdens het doorlopen van zijn baan bevindt. Bovendien zou het elke dag een paar uur lang lijken alsof de zon even ophield met langs de hemel naar het westen te bewegen en even terugkeerde naar het oosten. Dit komt doordat Mercurius tijdens het doorlopen van zijn perihelium - het punt waarop hij het dichtst bij de zon staat - langzamer om zijn as draait dan om de zon.

Venus

Rotatietijd (= 1 dag): 243 dagen.
Omlooptijd rond de zon (= 1 jaar): 225 dagen.
Afstand tot de zon: 0,7 AE
Aantal manen: 0

Venus is na de zon en de maan het helderste object aan de hemel, en vaak opvallend aanwezig als 'morgenster' of 'avondster'. Doordat de baan van Venus binnen die van de aarde ligt, staat Venus nooit ver van de zon en komt daarom nooit meer dan een paar uur voor zonsopkomst op en gaat nooit meer dan een paar uur na de zon onder.

Venus is de enige planeet van ons zonnestelsel die in westelijke richting rond haar eigen as draait: dat noemt men een retrograde rotatie. De zon komt er dus op in het westen. Venus roteert bovendien zeer traag. Een dag is er langer dan een jaar. Venus is ongeveer even groot als de aarde.

De planeet heeft geen water, de atmosfeer bestaat uit CO₂, het regent er zwavelzuur, de luchtdruk is 100 maal hoger dan op aarde en de gemiddelde temperatuur bedraagt 350 °C. Die extreme omstandigheden zijn niet alleen te verklaren doordat Venus dichter bij de zon staat. De gassen in de atmosfeer leiden tot een bijzonder sterk broeikaseffect, waardoor de temperatuur er drie maal hoger ligt dan normaal.

Net zoals de aarde heeft Venus een ijzeren kern met daarrond een vloeibare stenen mantel. Het magma in die mantel kan op sommige plaatsen door de korst breken en veroorzaakt verschillende types van vulkanische activiteit. Venus is dus nog steeds geologisch actief en het oppervlak is nergens ouder dan 500 miljoen jaar.

Aarde

Rotatietijd (= 1 dag): 23 uur, 56 min, 4 s
Omlooptijd rond de zon (= 1 jaar): 365 dagen 6 uren 9 minuten 9,54 seconden
Afstand tot de zon: 1AE
Aantal manen:1

De aarde draait in een elliptische baan rond de zon. Eén rondgang duurt ongeveer 365,2425 dagen. Zelf draait de aarde in ongeveer 23 uur 56 minuten, een sterrendag, om de aardas. Doordat de aarde tegelijkertijd doordraait om de zon, duurt een dag 4 minuten langer, ofwel 24 uur: een zonnedag. De afstand tot de zon bedraagt gemiddeld bijna 150 miljoen km en de snelheid waarmee de aarde om de zon draait is 29,783 km/s. Doordat de rotatieas van de aarde niet loodrecht op de aardbaan om de zon staat, maar daar 23,4° van afwijkt (inclinatie), verandert de hoek waarmee de zon de aarde beschijnt in de loop van een jaar, waardoor de seizoenen lente, zomer, herfst en winter ontstaan (zie verder). De aarde heeft één natuurlijke maan, de maan (in wetenschappelijke kringen ook wel bekend als Luna), die kort na de vorming van de aarde moet zijn ontstaan. De meest gangbare hypothese is dat een hemellichaam ter grootte van Mars kort na het ontstaan van de aarde met de aarde in botsing kwam, waarbij een stuk van de aarde werd afgespleten. Hieruit zou vervolgens de maan zijn gevormd.

De aarde is vooralsnog de enige bekende plek in het heelal waar leven is.

Mars

Rotatietijd (= 1 dag): 24h.37min.23sec.
Omlooptijd rond de zon (= 1 jaar): bijna 687 dagen.
Afstand tot de zon: 1,4-1,7 1AE
Aantal manen: 2

Mars is vanaf de aarde gezien rood van kleur. Deze rode kleur is het gevolg van grote hoeveelheden ijzeroxide, oftewel roest, in de bodem.
Mars heeft twee kleine maantjes, Deimos en Phobos. Het zijn ingevangen planetoïden, rotsblokken die in niets op onze maan lijken.

Van alle planeten in het zonnestelsel lijkt Mars nog het meest op de arde. Zo heeft Mars seizoenen, twee poolkappen en de lengte van een dag is nagenoeg gelijk (24h en 31min.) Tegenwoordig is de gemiddelde temperatuur er -55°C. Door de gekantelde draaias (vergelijkbaar met de aarde) zijn er ook seizoenen. Naargelang plaats en seizoen varieert de temperatuur tussen -133°C en + 27°C. De vele opgedroogde rivierbeddingen doen vermoeden dat er vroeger water heeft gestroomd. Recent onderzoek heeft uitgewezen dat er zelfs nu nog vloeibaar water kort door droge kanalen stroomt vlak na geologische activiteit, alvorens het zich weer terug trekt in het zand. Dit onderzoek is verricht op foto's van 2005 door de NASA in 2006.

Op 15 maart 2007 werd door de Mars Exploration Rover (MER) iets nieuws ontdekt over Mars. Mars heeft evenals de aarde een ijskap op zijn zuidpool. Het gaat om circa 1,6 miljoen kubieke kilometer ijs van vrijwel zuiver water. Als de ijskap zou smelten, zou het water op de hele planeet elf meter hoog staan. Dit blijkt uit metingen van Duitse wetenschappers met behulp van de ruimtesonde MER, aldus vakblad Science. De hoeveelheid ijs op de zuidpool van Mars is tweederde van het ijs op Groenland. Verder vinden we op Mars bekende geologische formaties zoals vulkanen, breuklijnen en woestijnen.

De atmosfeer van Mars is met een luchtdruk van slechts 750 Pa (6 mm kwikdruk) erg dun (op aarde bedraagt deze ongeveer 100.000 Pa). Dit wordt veroorzaakt door de geringe zwaartekracht op Mars (ongeveer 1/3 ten opzichte van de aarde), waardoor gassen veel gemakkelijker "verdwijnen" naar de ruimte. De samenstelling vertoont veel gelijkenis met de atmosfeer die zo'n 4 miljard jaar geleden op aarde voorkwam; hoofdzakelijk koolstofdioxide, aangevuld met stikstof en edelgassen zoals argon. Zuurstof, methaan en waterdamp komen slechts sporadisch voor.

Astronomen sluiten niet uit dat er ooit leven was op Mars. De temperatuur, de aanwezigheid van water en ook de samenstelling van de atmosfeer maken dat leven, ook vandaag, er niet per definitie onmogelijk is.

Jupiter

Rotatietijd (= 1 dag): 9,84 uur
Omlooptijd rond de zon (= 1 jaar): 4332,71 dagen (11,86 jaar)
Afstand tot de zon:
Aantal manen: 63

Jupiter is de grootste van de acht planeten en heeft meer dan 60 manen, waarvan de vier grootste ongeveer zo groot zijn als de binnenplaneten. Jupiter is zo groot dat hij meer massa bevat dan alle andere planeten samen. De planeet is wel eens als een ‘bruine dwerg’ beschouwd, dwz. een protoster, die niet groot en heet genoeg was om tot een ster uit te groeien (dat wil zeggen voor fusie van waterstof). Uit infraroodfoto's is gebleken dat Jupiter ook nu nog vanuit zijn kern enige warmte uitstraalt.

Jupiter is ook de eerste van de vier ‘gasreuzen’. In vergelijking met de ‘aardse’ of ‘terrestrische’ planeten (de vier binnenste planeten), zijn de buitenste planeten Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus vele malen groter. Ze hebben allemaal een kleine kern van steen, omgeven door een laag ijs, en daar rond een mantel van gassen.

Aangezien Jupiter geen vast oppervlak heeft, is de grens met de atmosfeer niet eenvoudig aan te geven. De overgang van gas naar vloeibaar gaat dus heel geleidelijk. Dit is het gevolg van de enorme druk die in de atmosfeer heerst. Als gevolg van de extreme druk worden de gassen dusdanig samengeperst dat ze, op het punt waar ze normaal gasvormig worden, een dichtheid hebben die nog steeds overeenkomt met die van een vloeistof. Rondom de evenaar van Jupiter is tevens een zeer dunne ring ontdekt.

De atmosfeer van Jupiter bestaat hoofdzakelijk uit waterstof en helium. Andere gassen die worden aangetroffen zijn methaan, ammoniak, waterstofsulfide, ethaan en waterdamp. Deze gassen zorgen voor de rode, bruine en witte wolken. De dichtheid en de lage temperatuur zorgen ervoor dat de atmosfeer van Jupiter zich meer als een vloeistof dan als een gas gedraagt.

De vele stormen in de atmosfeer van Jupiter worden veroorzaakt door de hoge temperatuur die de kern van de planeet uitstraalt en de snelle rotatie. Stormen halen er snelheden tot 500 km/uur.

De Grote Rode vlek (rechts) en de nieuwe 'Red Jr'(linksonder)

Eén van de meest opvallende eigenaardigheden van Jupiter is de Grote Rode Vlek iets ten zuiden van de evenaar. Deze vlek is een gigantische cycloon die al minstens 300 jaar over de planeet voortraast en een omvang heeft van drie keer de aarde. Sinds de eerste waarnemingen aan het begin van de 18e eeuw is de vlek in omvang afgenomen. Vergeleken met 100 jaar eerder was de vlek in 2000 in grootte gehalveerd. Het is niet bekend waardoor dit precies wordt veroorzaakt en of de vlek ooit volledig zal verdwijnen; wel wordt aangenomen dat de hoge snelheid waarmee Jupiter om zijn as draait en de warmte die de planeet zelf uitstraalt in combinatie met de warmte van de zon maken dat de winden voortdurend worden voortgestuwd waardoor de storm in stand blijft. Eind februari 2006 is een nieuwe rode vlek ontdekt: 'Red Junior'. Deze vlek is ontstaan door versmelting van 3 ovale witte vlekken, die zelf gevormd werden tussen 1998 en 2000.

In vergelijking met andere planeten wordt Jupiter ook zeer vaak getroffen door meteorieten en kometen. In juli 1994 zagen astronomen rechtstreeks hoe resten van een komeet op Jupiter insloegen.

Saturnus

Rotatietijd (= 1 dag): 10 u 47 m 6 s
Omlooptijd rond de zon (= 1 jaar): 10.757,73 dagen (29,45 jaar)
Afstand tot de zon: 9-10 AE
Aantal manen: 60

De atmosfeer van Saturnus bestaat voor meer dan 93% uit waterstof en voor iets meer dan 5% uit helium. Het resterende deel wordt ingenomen door methaan, waterdamp, ammoniak … Ook op Saturnus is er geen duidelijke grens tussen gas- en vloeistoffase van deze gassen. Saturnus heeft daarom geen duidelijk planeetoppervlak. Vanuit de ruimte gezien vertoont de atmosfeer van Saturnus een patroon van strepen of banden dat overeenkomsten vertoont met Jupiter. Het verschil is echter dat de banden van Saturnus vager zijn en rond de evenaar veel breder worden. Door de Voyager 1 werden complexe wolkenstructuren waargenomen in de atmosfeer die vanaf de Aarde niet zichtbaar waren. Op Saturnus waaien harde stormen, nabij de evenaar bereiken ze in de bovenlagen van de atmosfeer snelheden tot 500 m/s.

Rond Saturnus draaien meer dan 60 manen en maantjes, o.a. de zogenaamde ringmaantjes Pandora en Prometheus, die zich in de F-ring bevinden.

Alle gasplaneten uit ons zonnestelsel vertonen een systeem van ringen, maar het ringensysteem van Saturnus is veruit het meest massieve van alle ringenstelsels in ons zonnestelsel, en de enige die in een kleine telescoop al duidelijk te zien zijn. Er zijn zeven zones te onderscheiden, maar uit foto's blijkt dat de dikste ringen elk nog eens zijn onderverdeeld in talloze zeer fijne ringen. Deze ringen zijn wellicht niet veel dikker dan enkele tientallen meters, wat opmerkelijk vlak is voor zo'n grote structuur.

Door middel van infrarood spectrometrie konden wetenschappers vaststellen dat de ringen van Saturnus bestaan uit ijsdeeltjes. Die ijsdeeltjes zijn wellicht 1 tot 2 cm groot, mogelijk zelfs 5 cm. Daartussen zweven enkele grote brokstukken van 5 tot 10 m. Wellicht is er ook een grote hoeveelheid stofdeeltjes, voortdurend ververst door botsingen en inslagen van micrometeorieten. Daarnaast zijn er wellicht ook grotere mini-maantjes van een honderdtal meter tot enkele kilometer groot, zoals het maantje.

Uranus

Rotatietijd (= 1 dag): 17 uur 14 min
Omlooptijd rond de zon (= 1 jaar): 84 jaar
Afstand tot de zon: 18,3-20,1 AE
Aantal manen: 27

Samen met Neptunus vertoont Uranus grote overeenkomsten met de kern van de gasreuzen Jupiter en Saturnus. Het grote verschil met deze planeten is de afwezigheid van de omringende mantel van metallisch waterstof. De kern bestaat vermoedelijk uit nikkelijzer en silicaten met daaromheen een mantel van water, methaan, ammoniak en waarschijnlijk nog enkele losse elementen. Aan de buitenkant bevindt zich een laag van vloeibaar waterstof, helium en methaan, welke stoffen naar het oppervlak toe steeds meer gasvormig worden.

De voor Uranus karakteristieke cyaan tot blauwe kleur wordt veroorzaakt door de atmosfeer die relatief veel methaan (2,3%) bevat en daardoor rood licht absorbeert.

De draaias van Uranus staat zeer schuin op het vlak van haar baan rond de zon. (hellingshoek van 8°). Het lijkt wel dat de planeet over haar baan 'rolt'. De askanteling heeft zeer vreemde gevolgen voor de seizoenen. Een jaar op Uranus duurt 84 aardse jaren. Aan het begin van het jaar staat de noordpool pal naar de zon gericht. 21 jaar later staat de planeet met zijn evenaar naar de zon gericht. Nog eens 21 jaar later staat de zuidpool recht naar de zon. Deze askanteling werd mogelijk veroorzaakt door een botsing met een ander hemellichaam, kort na het ontstaan van de planeet.

Neptunus

Rotatietijd (= 1 dag): 16 uur 6,5 min
Omlooptijd rond de zon (= 1 jaar): 165 jaar
Afstand tot de zon: 29,8-30,3AE
Aantal manen: 13

De opbouw van de ijsreus Neptunus vertoont veel overeenkomsten met die van Uranus. De kern bestaat uit (gesmolten) metaal en rots en daaromheen bevindt zich een mantel van gesteente, water, ammoniak en methaan. Naar buiten toe wordt de mantel steeds vloeibaarder en gaat uiteindelijk geleidelijk over in de atmosfeer. De atmosfeer bestaat voornamelijk uit waterstof en helium met een kleine hoeveelheid methaan. Die veroorzaakt, net zoals bij Neptunus de blauwe kleur van de planeet. Zoals alle gasplaneten is Neptunus op bepaalde breedtegraden onderhevig aan heel sterke winden. Hevige stormen en wervelwinden zijn een belangrijk kenmerk van Saturnus.

Neptunus heeft, in tegenstelling met Uranus, nog een hete kern. De planeet straalt tweemaal meer energie uit dan ze ontvangt van de zon.

Dwergplaneten

Sinds augustus 2006 geldt Pluto niet meer als planeet, maar is het volgens de nieuwe definitie een dwergplaneet.

Pluto bevindt zich in de Kuipergordel (zie verder) en heeft een zeer merkwaardige baan in vergelijking tot de planeten. Zijn baan staat schuin op het eclipticavlak van de gewone planeten en komt gedurende 20 jaar van de 248 jaar die zijn omloop duurt, dichter bij de zon dan Neptunus (m.a.w. Pluto kruist de baan van Neptunus). De laatste keer was van 1979 tot 1999. De gemiddelde afstand van Pluto tot de zon is 39,5 AE.

Pluto bleek achteraf kleiner dan Mercurius en de Maan en dat was toen Pluto nog als planeet gold op zich al merkwaardig, gezien het feit dat de buitenste planeten gasreuzen waren.

De ontdekking van nieuwe objecten in de Kuipergordel, die vergelijkbaar waren met Pluto (nl. Sedna en Xena) openden opnieuw de discussie over het begrip ‘planeet’.

De Internationale Astronomische Unie is de enige organisatie ter wereld die objecten in de kosmos mag definiëren en een naam geven. Op haar congres in Praag, augustus 2006 herdefinieerde IAU een planeet als volgt.

Een planeet:

bevindt zich in een baan rond de zon;
heeft een massa die groot genoeg is om zich bolvormig af te ronden;
heeft de omgeving van haar baan schoongeveegd van andere objecten.

Pluto voldoet alleen aan de eerste twee voorwaarden en is dus geen planeet. Pluto, Ceres en Eris waren de eerste hemellichamen die door de IAU als dwergplaneten erkend werden. In 2008 zijn daar Makemake en Haumea bijgekomen. In totaal zijn er nu nog een 50-tal 'Transneptunische objecten' die eventueel de status van dwergplaneet kunnen verwerven in de volgende jaren. (Een Transneptunisch object is een vrij groot hemellichaam dat zich voorbij Neptunus in een baan rond de zon beweegt).

Pluto

De massa van Pluto is slechts acht maal zo groot als die van zijn begeleider Charon. Het gevolg daarvan was dat het massazwaartepunt bij deze combinatie als enige in ons zonnestelsel ver buiten het oppervlak van de "planeet" ligt. Pluto draait daarom niet rond zijn eigen as, maar - samen met Charon - om dat gemeenschappelijke zwaartepunt.

De baan van Pluto is ook erg 'excentrisch'. Zij maakt een hoek met het vlak, waarin de banen van de andere planeten zich situeren. Gedurende 20 jaar van haar 248 jaar durende omloop rond de zon, staat Pluto zelfs dichter bij de zon dan Neptunus.

Over de samenstelling van Pluto is weinig bekend. De gemiddelde dichtheid van de dwergplaneet, ongeveer 2,0 g/cm³, houdt het midden tussen die van (water)ijs (0,9 g/cm³) en steen (ruim 3 g/cm³). De meest gangbare theorieën gaan daarom uit van een rotsachtige kern met daaromheen een mantel van bevroren water.

Pluto heeft een ijle atmosfeer (zeer lage luchtdruk) Het hoofdbestanddeel is stikstof en er zijn sporen van methaan en koolstofmonoxide. Door zijn kleine massa zou er zelfs een gedeelte van deze gassen ontsnappen.

Ceres

Ceres is een dwergplaneet in de planetoïdengordel tussen Mars en Jupiter. Totdat de definitie van planeten veranderde op 24 augustus 2006 was Ceres de grootste (niet de helderste) planetoïde in het zonnestelsel.

Volgens recente inzichten is Ceres een licht afgeplatte bol met een afmeting van 930 × 970 km en een massa van ruim 1% van die van de maan. Ceres beweegt zich in een baan om de zon op een afstand van ongeveer 2,7 AE. Uit de geringe soortelijke dichtheid kan worden geconcludeerd dat Ceres voor ruim 20 massa-procent uit waterijs bestaat.

Eris

Eris werd voor het eerst gefotografeerd in 2003, maar pas in 2005 besefte men dat het ging om een hemellichaam dat zich in de baan rond de zon bewoog. Omdat dit hemellichaam (UB₃₁₃ of XENA) groter en zwaarder (1,27 keer) was dan Pluto, was het kandidaat om de tiende planeet te worden.

Maar de ontdekking opende dus opnieuw het debat rond de definitie van een planeet. Eris heeft ook een maan, Dysnomia en bevindt zich gemiddeld op 67,7 AE van de zon. Het oppervlak van Eris bestaat uit bevroren methaan.

De planetoïdengordel

De planetoïdengordel is een regio in het zonnestelsel ruwweg tussen de planeten Mars en Jupiter, waar de grootste concentratie van planetoïdenbanen zich bevindt. De afstand tot de zon bedraagt tussen de 2,1 en 3,3 AE. De dwergplaneet Ceres is het grootste hemellichaam in deze gordel.

Planetoïden zijn stukken materie in ons zonnestelsel die zich evenals planeten in een baan om de zon bewegen. Er zijn er inmiddels ruim 300.000 bekend. Enkele planetoïden zijn sinds 1991 door ruimtesondes van dichtbij gefotografeerd. Deze foto's laten zien dat het onregelmatige, aardappelvormige steenklompen zijn. Ongeveer 220 ervan zijn groter dan 100 km.

Tijdens de eerste fasen van het zonnestelsel zijn de planeten naar alle waarschijnlijkheid gevormd door samenklontering van kleine stukken materie. Tussen Mars en Jupiter verhinderde het sterke gravitatieveld van de reuzenplaneet Jupiter echter de vorming van een nieuwe planeet. De brokken materie bleven in plaats daarvan gewoon rond de Zon draaien.

De Kuipergordel

In 1951 suggereerde de Nederlands-Amerikaans astronoom Gerard Kuiper het idee dat er een grote gordel van ijsblokken zou bestaan, die zich in een baan buiten die van Pluto zou bevinden, en die zich uitstrekt tot ongeveer 75 van de zon.

Er zijn 3 soorten van Kuiperobjecten.

1. De klassiek kuiperobjecten liggen op een baan tussen 42 en 48 AE (net buiten de baan van Pluto) en hebben een geringe helling.
2. De verspreide kuiperobjecten hebben een afstand tot de zon tussen 35 en 200 AE. Zij bewegen zeer schuin ten opzichte van het eclipticavlak (omloopvlak) van de planeten. Vele kometen zijn uit deze groep afkomstig.
3. De Plutino’s hebben een baan die gelijkaardig is aan die van Pluto: ze bevinden zich op ongeveer 40 AE van de zon en kruisen de baan van Neptunus bij hun apheliumpassage (het verste punt van de zon in een baan).

Er zijn een honderdtal kuiperobjecten bekend, maar men schat dat er ongeveer 70 000 objecten met een grootte variërend tussen 100 en 1000 km zijn , zo’n 200 miljoen van tussen de 10 en 20 km groot en als men dan ook nog kleinere objecten meetelt komt men aan zo’n 6,7 miljard objecten. De totale massa van de Kuipergordel is ongeveer dezelfde als die van de planeet Mercurius.

Van samenstelling zijn deze objecten ijslichamen. Zij ontstonden door plaatselijke condensatie van gassen die voorbij de reuzenplaneten geraakten. Waarschijnlijk zijn er verschillen in samenstelling van de verschillende kuiperobjecten. Soms wordt zo een ijslichaam weggeslingerd richting zon en wordt dan een komeet.

De Oortwolk

De Oortwolk is een wolk van vele miljarden komeetachtige objecten rondom ons zonnestelsel. Deze objecten bestaan waarschijnlijk grotendeels uit steen en ijs en bevinden zich op een afstand van ongeveer 50.000 tot 100.000 AE.
De Oortwolk is een hypothese om te verklarenwaarom er nog steeds kometen zijn. Kometen vallen immers uit elkaar na een aantal omlopen door het binnenste deel van het zonnestelsel. Sinds het begin van het zonnestelsel, een paar miljard jaar geleden, zouden alle kometen allang uit elkaar gevallen moeten zijn.

Volgens de Nederlandse astronoom Oort is er een stabiele wolk van miljoenen komeetachtige objecten in de buitenste regionen van het zonnestelsel, waar zo nu en dan een komeet vandaan komt. De Oortwolk heeft de vorm van een grote schil met de zon als centrum: de kometen kunnen vanuit alle richtingen aan de hemel opduiken.

Komeet Hale-Bopp, een lang-periodieke komeet (1997). Volgende passage rond de zon in het jaar 4377

De kometen

Kometen zijn kleine hemellichamen die in vaak erg elliptische banen rond de zon draaien en uit ijs, gas en stof bestaan ("vuile sneeuwballen"). Wanneer een komeet het zonnestelsel binnenvliegt, warmt ze op en begint het ijs waaruit ze samengesteld is te sublimeren. Dit gas vormt een wolk om de kern, die bekend staat als de coma. Deze coma, bestaande uit ionen, wordt vervolgens opgeveegd door de zonnewind, die ze meesleept in de vorm van een staart. Deze ionenstaart kan miljarden kilometers lang zijn en wijst altijd van de zon af.

De omlooptijd rond de zon kan van een paar jaar tot vele duizenden jaren bedragen. Men verdeelt de kometen op basis hiervan in 2 categorieën.

De lang-periodieke kometen zijn afkomstig uit de Oortwolk. Ze komen een keer langs en verdwijnen daarna voor onbepaalde tijd (duizenden jaren). Een voorbeeld hiervan is de komeet Hale-Bopp.
De kort-periodieke kometen zijn voornamelijk afkomstig uit de Kuipergordel. Ze hebben een korte omloopstijd. Het bekendste voorbeeld hiervan is de komeet van Halley, die een omlooptijd van 76 jaar heeft.

Meteoren en meteorieten

Soms komen er ook kleine stofdeeltjes, stenen of rotsen terecht in onze dampkring. Deze meteoroïden wordt door de atmosfeer afgeremd. Door de enorme wrijvingskrachten die hierbij ontstaat wordt het deeltje uiteengerukt tot losse moleculen en "verdampt" als het ware volledig. De wrijvingskrachten doen bovendien ook de omringende lucht oplichten, zoals een elektrische stroom het gas in een buislamp. Er is dus een ionisatie van de omliggende luchtkolom. Een lichtspoor ontstaat en wekt soms de illusie van een ster, die zich plotseling snel verplaatst, in de volksmond 'een vallende ster' . Meteoren kunnen afzonderlijk komen, maar ook in zwermen of sterrenregens, bijvoorbeeld de Leoniden of Perseïden. Dit zijn wolken van stof, achtergelaten door een komeet. Verbrandt de meteoroïde volledig, dan spreekt men van meteoren. Soms is een meteoroïde zo groot dat deze niet volledig in de atmosfeer verdampt. Er valt dan een gedeelte (eventueel in stukken) op Aarde. Dit wordt dan een meteoriet genoemd. Dit gebeurt echter zeer zelden.