Pluto

Aan de rand van ons zonnestelsel bevinden zich de planeet Pluto en zijn maan Charon. De eerste werd op 18 februari 1930 ontdekt door Clyde W. Tombaugh en genoemd naar de mythologische figuur Pluto, de broer van Jupiter (Zeus) en Neptunus (Posei don). Pas sinds de ontdekking van het maantje Charon op 22 juni 1978 door James W. Cristy hebben de astronomen een beter idee gekregen van de opbouw van Pluto. En met de ont dekking van een nieuwe klasse van objecten op grote afstand van de zon, lijkt het erop dat Pluto één van de grootste leden is van deze groep: de ijsdwergen.

In de ijzige koude en eeuwige stilte draaien Pluto en Charon in zes dagen om elkaar heen. Doordat hun beider aswenteling even snel verloopt als hun baanbeweging, staat elke wereld vanaf de ander gezien roerloos aan de hemel.

Charon is vanaf Pluto gezien twaalf maal zo groot als de maan gezien vanaf de aarde. Maar Pluto's ijslandschap wordt vrijwel niet door Charon verlicht: het zonlicht is er meer dan duizend maal zo zwak als het zonlicht op aarde.

Pluto is een stuk kleiner dan de op één na kleinste planeet van het zonnestelsel (Mercurius) en hij is zelfs een stuk kleiner dan onze maan. Hij is een dwerg onder de planeten. Omdat ook zijn baan sterk afwijkt van die van de andere planeten, heeft men er altijd moeite mee gehad om Pluto als een «echte» planeet te zien. Dat probleem is groter geworden nu er in de buurt van Pluto andere dwerg werelden worden ontdekt, die veel met Pluto en Charon gemeen hebben. Zij hebben de planetaire status van Pluto onherstel baar geschaad, maar geven wel meer inzicht in de ware aard van dit hemellichaam.

Tot aan het einde van de jaren zeventig was van Pluto niet veel méér bekend dan dat hij in 248 jaar in een vrij scheve en elliptische baan om de zon draait en in 6,4 dagen om zijn as wentelt. Elementaire grootheden als diameter en massa waren onbekend en de schattingen die men daaraan deed zakten in de loop der tijd naar steeds lagere waarden.

De ontdekking van Charon kwam als een geschenk uit de hemel, want nu kon men opeens veel meer over Pluto te weten komen.

Zo kon uit de gemeten baan en omlooptijd direct de gezamen lijke massa van Pluto en Charon worden afgeleid. Die is 1/460 van die van de aarde, ofwel 1/5 van die van de maan.

De diameters van Pluto en Charon konden nauwkeurig worden bepaald toen de twee werelden in de periode 1985 tot 1990 vanaf de aarde gezien om de beurt voor elkaar langs schoven.

De diameter van Pluto blijkt ongeveer 2300 kilometer te zijn en die van Charon 1200 kilometer. Geen enkele andere planeet in het zonnestelsel heeft een naar verhouding zo grote maan.

Pluto en Charon vormen eerder een «dubbelplaneet». Uit de waarnemingen van de bedekkingen kon tevens worden afgeleid dat Pluto twee heldere poolkappen heeft en een brede, grijze equatoriale band.

In 1993 slaagden astronomen van het Jet Propulsion Laboratory er in de massa van Pluto en Charon afzonderlijk te bepalen. Zij namen het tweetal waar met de Hubble Space Telescope en be paalden de grootte van hun banen om het gemeenschappelijk zwaar tepunt. Dat was mogelijk doordat hun posities heel nauwkeurig kon den worden gemeten ten opzichte van een referentiester. Op grond van deze twee banen leidden de astronomen af dat de massa van Pluto ongeveer twaalf maal zo groot is als die van Charon.

Met behulp van de massa's en diameters kunnen soortelijke dichtheden worden bepaald. De gemiddelde dichtheid van Pluto blijkt te liggen tussen de 1,8 en 2,1 gram per kubieke cm. Zijn inwendige zal bestaan uit ruwweg even grote hoeveel heden gesteente en ijs. De dichtheid van Charon lijkt echter wat geringer: 1,2 … 1,3 gram per kubieke cm. Charon zal méér ijs bevatten dan gesteenten en lijkt in dit opzicht meer op de grote ijsmanen van Saturnus dan op Pluto. Dat maakte het heel onwaarschijnlijk dat beide hemellichamen tegelijk als «dubbelplaneet» zijn ontstaan.

In 1976 ontdekten astronomen van de universiteit van Hawaii de aanwezigheid van bevroren methaan op het oppervlak van Pluto. Dat deed direct de gedachte opkomen dat Pluto ook een ijle atmosfeer van methaan zou kunnen hebben, ontstaan door de verdamping van het ijs. Dat vermoeden werd sterker toen onderzoekers van de universiteit van Arizona in 1980 de aanwezigheid van gasvormig methaan aantoonden. De atmosfeer zelf werd gedetecteerd toen Pluto in 1988 voor een zwakke ster langsschoof. De ster verdween (en verscheen) niet ineens, zoals bij een sterbedekking door de maan, maar deed dat geleidelijk.

In 1992 werden door Amerikaanse en Franse astronomen stik stof en sporen van koolmonoxyde aan het oppervlak van Pluto gevonden. Hieruit kon worden afgeleid dat de atmosfeer van Pluto voor maar liefst 98% uit stikstof zou moeten bestaan.

Methaan zal vanwege de lage temperatuur slechts in sporen aanwezig zijn. De temperatuur van de atmosfeer bedraagt ongeveer 100 K (-173°C) en is dus een stuk hoger dan de temperatuur van het oppervlak (35-40 K ofwel -233 tot -238°C).

Dit betekent dat er ook op Pluto een soort «broeikaseffect» bestaat.

Al in 1984 hadden de Amerikaanse astronomen Alan Stern en Laurence Trafton gesuggereerd dat de - toen nog hypothetische atmosfeer van Pluto periodiek dichter en minder dicht wordt.

Doordat Pluto in een zeer elliptische baan om de zon be weegt (tussen 23 januari 1979 en 15 maart 1999 bevindt de planeet zich zelfs binnen de baan van Neptunus!), varieert de hoeveelheid zonlicht die hij ontvangt met een factor 2,8.

Als Pluto zich van de zon verwijdert, wordt het kouder en slaan gassen uit de atmosfeer op het oppervlak neer: de atmosfeer wordt ijler. Komt de planeet dichter bij de zon, dan verdampt het oppervlak en wordt de atmosfeer dichter.

De druk van de atmosfeer aan het oppervlak van Pluto be draagt gemiddeld slechts 3 microbar (3 miljoenste van de luchtdruk op aarde). Maar die ijle atmosfeer zou zich relatief ver in de ruimte uitstrekken. Tijdens de sterbe dekking van 1988 werd het eerste teken ervan al gesigna leerd op een hoogte van 320 km. Pas op een hoogte van 60 km is de dichtheid de helft van die aan het oppervlak. Op aarde is dat al op een hoogte van 8 km het geval. Op Pluto zal dus relatief meer gas in de ruimte verdwijnen: in dit op zicht lijkt Pluto wat op een komeet.

Schattingen van de totale hoeveelheid gas die er ver dwijnt liggen in dezelfde orde van grootte als de gas produktie die in 1985 door de International Cometary Explorer (ICE) werd gemeten in de staart van komeet Giacobini-Zinner. Maar in tegenstelling tot bij een komeet is er geen gevaar dat Pluto al zijn vluchtige be standdelen kwijt raakt. Men schat dat na iedere omloop om de zon (248 jaar) 1 mm van het oppervlak is verdampt. Sinds het ontstaan van Pluto (4,6 miljard jaar geleden) is er dus (bij gelijkgebleven tempo) niet meer dan 18 km verdwenen.

Naarmate de astronomen meer over Pluto te weten kwamen, werd het steeds duidelijker dat deze planeet geen normale planeet is. Opmerkelijk is dat al aan het einde van de jaren dertig door enkele astronomen werd gesuggereerd dat Pluto misschien een komeet is of een grote planetoïde in een ongewone baan. Misschien zou er wel een hele ring van zulke objecten buiten de baan van Neptunus zijn: als een soort verre verwant van de planetoïdengordel. Hoe dicht zaten deze astronomen toen al bij de waarheid! Algemeen wordt aangenomen dat de planeten zijn ontstaan door het samenklonteren van gas en gruis in een roterende, afgeplatte wolk van interstellaire materie rond de zon.

Dicht bij de zon, waar de temperatuur hoog was, ontstonden uit deze oerwolk planeten die vooral uit gesteenten (en ijzer) bestaan en een daarmee vergeleken «lichte» atmosfeer hebben: de aardachtige planeten. Verder weg van de zon, waar het koud was, ontstonden planeten die voor het grootste deel uit gassen (deels vloeibaar) bestaan en relatief weinig gesteenten bevatten.

Kometen zijn samenklonteringen van gruis en ijs die ont stonden op de huidige afstanden van Uranus en Neptunus. Al leen daar bleven de temperaturen tijdens het ontstaan van het zonnestelsel voldoende laag om de vluchtige stoffen in ijs vorm te brengen en te houden. Vrij kort na hun ontstaan werden deze oer-kometen door de sterke aantrekkingskracht van de toen volgroeide reuzenplaneten uit het zonnestelsel geslingerd. Sinds die tijd bevolken zij een min of meer bolvormig gebied rond de zon dat zich uitstrekt tot ruwweg halverwege de meest nabije ster: de Oort-wolk. Af en toe komt een komeet weer in de richting van de zon en kan hij vanaf de aarde worden waargenomen.

De Amerikaans-Nederlandse astronoom Gerard P. Kuiper suggereerde in 1951 dat waarschijnlijk niet alle oer kometen uit het zonnestelsel werden geslingerd. Voor bij de baan van Neptunus waren er immers geen planeten meer om deze ijsklonters een zwieper te geven. Daar zou zich nu nog een enorme zwerm van ijswerelden moeten be vinden. Zij zouden in vrijwel cirkelvormige banen met geringe inclinatie (baanhelling) om de zon bewegen.

Deze gedachte werd door anderen overgenomen en uitge werkt en in 1988 toonden computersimulaties van de Amerikaanse astronomen Martin Duncan, T. Quinn en S.

Tremaine aan dat met behulp van deze Kuiper-gordel ook het bestaan van kortperiodieke kometen kan worden ver klaard: kometen die in minder dan 200 jaar om de zon draaien. De banen van deze kometen maken slechts een kleine hoek met het baanvlak van de planeten (kleiner dan 30°) en hun bewegingsrichting is op vier exemplaren na dezelfde als die van de planeten. Als deze kometen uit de Oort-wolk waren gekomen, zouden zij zich in allerlei richtingen en ook in sterk hellende banen om de zon moeten bewegen.

Inmiddels waren de Amerikaanse astronomen David Jewitt en Jane Luu in 1987 naar zulke objecten aan de grenzen van het zonnestelsel gaan zoeken. Omdat het om heel zwakke licht puntjes zou gaan, was daar veel geduld voor nodig. Op 30 augustus 1992 werd dat geduld echter beloond. De astronomen ontdekten toen een object, 1992 QB1 ( Smiley), dat zich buiten de baan van Pluto bevond. Het heeft een diameter van onge veer 200 km en draait op een gemiddelde afstand van 44 AE (astronomische eenheden) om de zon in een baan die bijna cirkelvormig is en een hoek van slechts 2° maakt met het baanvlak van de aarde.

Voor het eerst was in het zonnestelsel een object ontdekt dat gemiddeld verder van de zon staat dan Pluto. En de hemel was de twee astronomen goed gezind. Hun artikel over dit buitenste lid van het zonnestelsel was nog maar net klaar, of zij ontdekten al een tweede object, spoedig gevolgd door een derde, een vierde, enzovoorts. Ook andere onderzoekers gingen zich nu met de speurtocht bezig houden, waardoor het aantal nog sneller steeg. In december 1994 waren er 17 Trans Neptunische Objecten (TNO's) ont dekt. Hun diameters liggen tussen de 100 en 400 km.

Deze serie ontdekkingen wijst er op dat het zonnestelsel inderdaad wordt omringd door een schare van komeet-achtige ijswerelden. De diameters van de nu gevonden objecten liggen in de orde van 100 tot 200 km. De ijsdwergen zijn dus een stuk groter dan de kometen die af en toe hun opwachting maken in de buurt van de aarde. Dit komt echter doordat er een sterk selectie-effect optreedt: tot nu toe zijn alleen de grootste (en meest nabije) leden van de Kuiper-gordel ge vonden.

Omdat de onderzoekers nog maar een minuscuul deel van de hemel hebben afgestroopt, zullen er vele ijsdwergen moeten zijn: volgens de eerste ruwe schattingen misschien wel dertigduizend of meer in de grootteklasse van 100 tot 200 kilometer. Het aantal kleinere ijsdwergen, met diameters rond de 10 km, is wellicht vele malen groter. Misschien zijn er inderdaad honderden miljoenen van deze oerkometen, zoals al door Kuiper werd gesuggereerd.

Door de ontdekking van deze ijsdwergen lijkt nu ook de ware aard van Pluto en Charon duidelijker te worden. Zij zouden slechts de allergrootste leden van de ijsfamilie in de Kuiper-gordel zijn. Enkele ijsdwergen bevinden zich mogelijk zelfs dichterbij de zon dan Pluto, zoals de objecten 1977 UB, 1991 DA en 1992 AD. De eerste, Chiron
geheten, draait tussen de banen van Saturnus en Uranus om de zon, de tweede tussen Mars en Uranus en de derde (Pholus) tussen de banen van Saturnus en Neptunus.

Chiron werd na zijn ontdekking in 1977 geclassificeerd als planetoïde, maar bleek in 1989 opeens gehuld in een gaswolk. Aan het oppervlak bevindt zich blijkbaar ijs, dat begon te verdampen toen Chiron binnen een bepaalde afstand van de zon was gekomen. Chiron ging zich dus als een komeet gedragen, maar zijn diameter - 180 km - is veel te groot voor een normale komeet. Hij lijkt in dit opzicht meer op Pluto en Charon.

Sommige astronomen denken dat ook Triton (de grote maan van Neptunus) en Phoebe (de buitenste maan van Saturnus) ingevangen ijsdwergen zijn. Beide draaien in een «verkeerde» richting om hun moederplaneet en Triton heeft bovendien veel overeenkomsten met Pluto. Het is niet onredelijk te ver onderstellen dat de twee reuzenplaneten deze zelfstandige ijsdwergen op een bepaald moment hebben ingevangen en tot satelliet gedegradeerd. Aangezien Triton groter is dan Pluto, zou Pluto eigenlijk ook nog de eer van de grootste ijsdwerg moeten afstaan! Omdat de ijsdwergen zo lichtzwak zijn, is het heel moei lijk om er spectra van op te nemen. Dat is nodig om iets over hun samenstellng te kunnen zeggen. De eerste resultaten wijzen op een sterke straling in het rode deel van het spectrum: alleen de Rode Planeet (Mars) zou nog roder zijn.

Dit zou kunnen betekenen dat het oppervlak van de ijs werelden rijk is aan organische stoffen. Deze stoffen zijn misschien gefabriceerd door de langdurige blootstelling van eenvoudiger koolstofverbindingen (zoals methaan) aan straling en/of deeltjes uit de ruimte.

Van de tot 1995 ontdekte ijsdwergen bevindt zich ongeveer de helft op gemiddelde afstanden tussen 31 en 36 astro nomische eenheden (AE) van de zon en de andere helft op afstanden tussen 40 en 45 AE. Geen enkele bevindt zich in het afstandsgebied er tussen. Dit kan samenhangen met de aantrekkingskracht van Neptunus. Die planeet trekt misschien objecten uit het tussenliggende gebied weg, net zoals Jupiter bepaalde gebieden in de gordel van planetoïden «schoon» houdt: de zogenaamde Kirkwood-kloven.

Sommige ijsdwergen lijken een dynamische koppeling te hebben met Neptunus, een zogeheten baanresonantie. In de tijd dat zij twee omlopen om de zon maken, heeft Neptunus er drie gemaakt. Deze situatie zien we ook bij Pluto en Neptunus: twee omlopen van Pluto duren even lang als drie omlopen van Neptunus. Neptunus heeft Pluto min of meer in een houdgreep, maar wel op veilige afstand. Als Pluto de baan van Neptunus kruist, staat Neptunus altijd een flink eind uit de buurt.

En als Neptunus de baan van Pluto kruist, staat die ver weg.

Misschien houdt Neptunus op die manier ook een aantal (andere) ijsdwergen in zijn greep.

De Amerikaanse astronome Renu Malhotra presenteerde eind 1993 een theorie die zou kunnen verklaren op welke manier Pluto in de greep van Neptunus is gekomen. Pluto zou zijn ontstaan in een normale, cirkelvormige baan in het hoofd vlak van de planeten. Hierna begon de baan van de jonge planeet Neptunus langzaam groter te worden. Dit was het gevolg van het uitwisselen van bewegingsenergie tussen Neptunus, passerende oerkometen en de andere reuzenplaneten.

Toen de straal van de baan van Neptunus met ongeveer 5 AE was toegenomen, kwam de planeet zo dicht bij Pluto dat de eerder genoemde baanresonantie tot stand kwam: Pluto kwam in de greep van Neptunus. Dat betekende echter tevens zijn redding, want daardoor bleef hem de uitstoting bespaard die de andere oerkometen in dit gebied ten deel vielen. Tijdens het verder uitdijen van de baan van Neptunus werd ook de baan van Pluto groter en nam tevens de excentriciteit van zijn baan toe.

Met deze theorie van Malhotra kan (nog) niet de grote baan helling van Pluto (17°) worden verklaard. Het is echter heel goed mogelijk dat die het resultaat is van een (schampende) botsing met een van de vele andere ijsdwergen die daar rond zwerven. Mogelijk is Pluto bij die gelegenheid ook aan zijn relatief grote satelliet gekomen, ongeveer zoals de aarde door een (schampende) botsing met een ander object in het bezit is gekomen van haar relatief grote maan.

De getijdenwrijving zorgde er later voor dat de aswenteling van zowel Pluto als Charon gelijk werd aan de tijd waarin zij om elkaar heen draaien. Zij houden nu steeds hetzelfde halfrond naar elkaar toe gekeerd. Bij het systeem van aarde en maan is alleen de aswenteling van de maan gelijk geworden aan de omlooptijd, maar de getijdenwrijving is nog steeds bezig om de aswenteling van de aarde af te remmen.

Pluto is nu een wat minder raadselachtige wereld geworden, maar daarom niet minder intrigerend. Met de vele andere ijsdwergen vormt hij een nieuwe familie in het grensgebied tussen het domein van de reuzenplaneten en de Oort-wolk.

Astronomen zouden daarom graag zien dat ook deze laatste «planeet» in ons zonnestelsel door een ruimtesonde wordt bezocht. Dit zou op vrij korte termijn moeten gebeuren, omdat Pluto zich sinds 1989 weer van de zon verwijdert. Het wordt er kouder, waardoor gassen uit de atmosfeer aan het oppervlak bevriezen en er straks minder aan die atmosfeer te meten valt.

In de afgelopen jaren zijn door NASA-onderzoekers plannen ontwikkeld om voor betrekkelijk weinig geld een ruimtesonde naar Pluto te kunnen sturen. Eén zo'n plan, de Pluto Fast Fly-By, gaat uit van een lancering van twee identieke ruimte sondes in het jaar 2001, die in 2008 bij Pluto aankomen.

Een langzamer traject voert langs Jupiter en verschuift de aankomst naar 2015. In november 1994 liet de NASA-baas Daniel Goldin echter weten dat alle plannen te duur waren: de ontwerpers werden opnieuw teruggestuurd naar de teken tafels.

Tenslotte vind je hieronder nog enkele numerieke gegevens over Pluto.

gemiddelde afstand tot de zon: 39,6122 AE (5926 miljoen km) kleinste afstand tot de zon: 29,6800 AE (4440 miljoen km) grootste afstand tot de zon: 49,5443 AE (7412 miljoen km) siderische omlooptijd: 248,02610 jaar synodische periode: 366,735 dagen gemiddelde baansnelheid: 4,749 km/sec equatoriale middellijn: 2320 km siderische rotatieduur: 6d 9u 17m 38s massa: 0,00247 (aarde = 1) gemiddelde dichtheid: 2,01 gram per kubieke cm zwaartekracht aan het oppervlak: 0,067 (aarde = 1) gemiddelde temperatuur: 38K (-235°C) albedo: 48% gem. magnitude vanaf de aarde: +15,3 absolute magnitude: -1,01 siderische omlooptijd is de tijd waarin de planeet de gehele dierenriem doorloopt en op dezelfde plaats terug komt ten opzichte van dezelfde ster, gezien vanaf de zon.

De synodische periode is de tijdsduur die een planeet nodig heeft om, gezien vanaf de aarde, weer dezelfde positie ten opzichte van de zon in te nemen. De siderische rotatieduur van de planeet is de tijd waarin de planeet éénmaal om haar as draait ten opzichte van de sterren. De absolute magnitude van de planeet is de helderheid van de planeet als zij op één astronomische eenheid van de zon én tegelijk op één astro nomische eenheid van de waarnemer staat.