:: wikimiki.org ::

Måne (himmellegeme)

Måne (himmellegeme)

En måne er et større objekt i kredsløb om en planet. Solsystemets planeter og måner: # Merkur (ingen måner) # Venus (ingen måner) # Jorden #
- Månen # Mars #
- Phobos #
- Deimos # Jupiter #
- Metis, Adrastea, Amalthea og Thebe #
- Io #
- Europa #
- Ganymedes #
- Callisto #
- Leda, Himalia, Lysithea, Elara, Ananke, Carme, Pasiphae og Sinope # Saturn #
- Pan og Atlas #
- Prometheus og Pandora #
- Epimetheus #
- Janus #
- Mimas #
- Enceladus #
- Tethys, Telesto og Calypso #
- Dione og Helene #
- Rhea #
- Titan #
- Hyperion #
- Iapetus #
- Phoebe # Uranus #
- Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda og Puck #
- Miranda #
- Ariel #
- Umbriel #
- Titania #
- Oberon #
- Uranus XVI og Uranus XVII #
- Uranus XVIII # Neptun #
- Naiad, Thalassa, Despina og Galatea #
- Larissa #
- Proteus #
- Triton #
- Nereid # Pluto #
- Charon

Eksterne henvisninger

- [http://www.maecker-web.de/moon/ Moon Phases]
- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/nineplanets.html De Ni Planeter]
- [http://www.tycho.dk/astronomi/ Tycho Brahe Planetarium - Astronomi]
- [http://www.rummet.dk/ rummet.dk] Kategori:Astronomi Kategori:Måner Kategori:DK5 52.43 th:ดาวบริวาร

Planet

En planet er en temmelig stor samlet masse, der evt. kredser omkring en stjerne, men som ikke er massiv nok til selv at producere fusionsenergi og udsende lys, varme og anden elektromagnetisk stråling. Omkring en planet kan der ofte kredse en eller flere måner. Indtil for nylig kendte man kun til ni planeter, allesammen i vores eget solsystem. Ved udgangen af år 2002 kendte man til over 100 planeter der kredser omkring stjerner i andre solsystemer; de såkaldte exo-planeter. De ni planeter i vores solsystem er (startende tættest på solen):
- Merkur
- Venus
- Jorden
- Mars
- Jupiter
- Saturn
- Uranus
- Neptun
- Pluto
- 2003 UB313 (muligvis tiende planet)

Se også

- Småplanet (asteroide)
- Exo-planet
- Måne (himmellegeme)
- Månen

Eksterne henvisninger

- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/nineplanets.html De Ni Planeter] Kategori:Astronomi Kategori:DK5 52.43 als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

Planet

Se også

- Småplanet (asteroide)
- Exo-planet
- Måne (himmellegeme)
- Månen

Eksterne henvisninger

Venus (planet)

Venus er planet nr. to i vores solsystem, talt fra Solen. Den omtales ofte som Jordens søsterplanet, idét Jorden og Venus har omtrent samme størrelse og masse.

Udforskning af Venus

Inden rumalderen troede man, at Venus gemte et miljø lignende det på Jorden under sin skydækkede overflade. Men det endte naturligvis i en stor skuffelse, da man omsider fik sendt sonder til Venus, der målte og undersøgte miljøet. Det lykkedes sågar efter en masse forsøg at få to sonder, Venus 9 og Venus 10 til at lande på den faste overflade, fotografere den og sende billeder hjem til Jorden pr. radio.

Dage og år på Venus

Venus fuldfører et omløb omkring Solen på 224,70096 dage, eller ca. 7 måneder og 11 dage, men den roterer endnu langsommere omkring sig selv, én gang på 243,0185 dage (svarende til knap 8 måneder). Og modsat de fleste andre planeter i solsystemet har Venus retrograd rotation, dvs. den drejer sig fra øst mod vest modsat den bevægelse fra vest mod øst, som vi kender det på Jorden. En stationær observatør på Venus vil opleve et "Venus-døgn" der varer knap 117 "jordiske" døgn. Venus omdrejningsakse hælder desuden meget lidt i forhold til baneplanet for planetens bevægelse omkring Solen, kun 2,64 grader. Af den grund er der ikke nogen markante årstider på Venus

Atmosfæren

Som Jorden har Venus også en atmosfære, men denne er af en ganske anden beskaffenhed end Jordens. Den består mest af carbondioxid, CO₂, som giver anledning til en stærk drivhuseffekt på Venus; temperaturerne overalt på planetens faste overflade ligger i området fra 450 til 500 grader Celsius, uanset om det er nat eller dag. Selv om Merkur kun er godt halvt så langt fra Solen som Venus, er der således varmest på Venus' overflade. Atmosfæretrykket ved Venus' faste overflade er mere end 90 gange det tryk, vi oplever ved jordoverfladen; det svarer til trykket i 1 kilometers dybde under havoverfladen på Jorden. Over Venus-landskabet blæser der aldrig mere end en let brise, men fordi luften dér er så ekstremt tæt, kan selv sådan en brise udøve et betydeligt vindpres.

Skyer

I højder fra 50 til 80 kilometer over Venus' overflade findes et permanent og tæt lag af skyer, som primært består af svovldioxid og svovlsyre. I toppen af dette skylag blæser vinde med omkring 350 km/t; skytoppene kan nå at blæse hele vejen rundt langs ækvator på fire dage, og det bidrager til at transportere og fordele varmen jævnt over hele planeten.

Morgen- & Aftenstjernen

Da Venus er tættere på Solen end Jorden, står den aldrig langt fra Solen på himlen set fra Jorden. Derfor ser man den ofte som en klar stjerne lige før solopgang (og omtales da - fejlagtigt - som "Morgenstjernen") eller lige efter solnedgang ("Aftenstjernen"). Venus og Merkur er de eneste planeter i vores solsystem, der ikke har nogen måne.

Eksterne henvisninger

- [http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3746583.stm 25 May, 2004, BBC News: Venus clouds 'might harbour life'] Citat: "...But microbes could survive and reproduce, experts say, floating in the thick, cloudy atmosphere, protected by a sunscreen of sulphur compounds..."
- www.sciencenet.dk Kategori:Astronomi Kategori:Planeter Kategori:Solsystem Kategori:DK5 52.43 ja:金星 ko:금성 ms:Zuhrah simple:Venus (planet) th:ดาวศุกร์

Månen

:Denne side handler om Jordens drabant. Se måne for andre måner i solsystemet. Se måne (flertydig) for andre betydninger af måne. Månen er Jordens største drabant. Den har intet andet formelt navn end "Månen" selv om den engang imellem betegnes som Luna (Latin for måne) for at adskille den fra typebetegnelsen "måne". Ordet 'måned' er afledt af 'måne'.

De to sider

Månen vender altid den samme side mod Jorden. Den side, som vi kan se, kaldes for "forsiden" og den side af Månen, der vender væk fra Jorden, kaldes for "bagsiden". På grund af libration (svingninger) kan vi dog se ca. 59% af overfladen fra Jorden. Forsiden er dækket af omkring 30.000 kratere med en diameter på mindst 1 kilometer. Det største krater på Månen, og det største kendte krater i hele solsystemet er Sydpol-Aitken bassinet. Dette krater er placeret på bagsiden, nær ved sydpolen, og er omtrent 2.240 km i diameter og 13 km dybt. Disse kratere blev skabt af de mange himmellegemer, der blev sendt afsted, da solen havde opnået sin hovedserie, hvilket har forårsaget stærk stråling. Denne stråling har så sendt alt det overskydende stof (det der ikke blev dannet planeter af) væk. Grunden til at jorden ikke er overdækket med kratere er jordens pladetektonik.

Månen og himmelkuglen

I forhold til fiksstjernehimmelen foretager Månen et fuldt omløb på omkring fire uger - dette kaldes Månens sideriske omløbstid. I løbet af en time flytter Månen sig et stykke på himlen svarende til dens vinkeludstrækning set fra Jorden på omkring 0,5º. Månen forbliver altid indenfor et bånd, kaldet for Dyrekredsen, som strækker sig omkring 8º på begge sider af ekliptika. Månen krydser ekliptika ca. hver anden uge, hvilket sker i månebanens såkaldte knudepunkter. En betingelse for at sol- eller måneformørkelse kan indtræffe, er at Månen befinder sig i nærheden af et knudepunkt. Tiden som forløber mellem to på hinanden følgende passager af det opstigende knudepunkt betegnes Månens drakonitiske omløbstid.

Vores viden om Månen

I oldtiden troede man mange steder, at Månen jagtede Solen og omvendt, de blev oftest beskrevet som bror og søster. I nogle kulturer er månen en mand, i andre en kvinde. Månen mentes især at have indflydelse på frugtbarhed og fødsler. Man mente også at månen havde stor indflydelse på ens sind. Det kan man fx se i ordet månesyge, og det engelske ord lunatic som kommer af luna. I middelalderen mente nogle at det var en "perfekt kugle", og andre at der var have på månen. Så sent som i 1920'erne mente man at Månen havde en atmosfære, i det mindste i populære science fiction fortællinger. I 1969 blev Neil Armstrong og Buzz Aldrin de første mennesker, der landede på Månen. Svarende til betegnelserne geografi og geologi for studiet og beskrivelsen af Jorden, taler man om Månens selenografi og selenologi (dannet af Selene, den græske månegudinde).

Se også

- tidevand
- Måneillusionen
- Theia (planet)

Eksterne henvisninger

- [http://www.tycho.dk/astronomi/ Tycho Brahe Planetarium - Astronomi]
- [http://www.cozmo.dk/ WWW.COZMO.DK - Astronomi - Fysik - Universet - Filosofi - Kosmos - Stjerner]
- [http://www.dr.dk/videnskab/praes/univers/pluto.shtm DR: Universet fra A-Z - Pluto og kometerne]
- [http://hofs.dk/~astronominet/solindex.php AstronomiNET, Guide til Solsystemet: Tryk på det himmellegeme du ønsker information om], [http://www.astronominet.dk AstronomiNET hovedadresse]
- [http://www.rumfart.dk/ Dansk Selskab for Rumfartsforskning]
- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/help.html På dansk: The Nine Planets Glossary]
- [http://www.rummet.dk/ rummet.dk]
- Google: [http://directory.google.com/Top/Science/Astronomy/ Astronomy]
- Google: [http://directory.google.com/Top/Kids_and_Teens/School_Time/Science/Astronomy_and_Space/ School time: Astronomy and Space]
- [http://www.ing.dk/apps/pbcs.dll/article?AID=/20030703/NATUR/107040031/0/BYGGERI Ing.dk, 03.07.2003: Insekter navigerer med polariseret lys] Citat: "...skarabæen, Scarabaeus Zambesianus der lever i Sydafrika, eftergør biers og vikingers trick blot under langt vanskeligere forhold - i månelys...."
- [http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/325290.stm 22 April, 1999, BBC News: Prehistoric Moon map unearthed] Kategori:Måner Kategori:Solsystem Kategori:DK5 52.44 ja:月 ko:달 ms:Bulan (satelit) simple:Moon th:ดวงจันทร์ zh-min-nan:Go̍eh-niû

Phobos (måne)

Phobos er en af planeten Mars' to måner. Kategori:Måner ja:フォボス

Deimos (måne)

Deimos er en måne i kredsløb om planeten Mars.

Kildehenvisning

- www.sciencenet.dk Kategori:Måner ja:ダイモス

Amalthea (måne)

Amalthea er en af planeten Jupiters måner: Den blev opdaget 9. september 1892 af Edward Emerson Barnard, iøvrigt som den sidste der blev opdaget ved direkte observation — alle Jupitermåner der er opdaget siden, er blevet fotograferet før det første menneskelige øje så dem. I mange år havde Amalthea ikke noget officielt navn, blot Jupiter V; Jupiters 5. måne, efter det nummereringssystem som Galileo Galilei indførte da han opdagede de fire galileiske måner. Først i 1975 vedtog den Internationale Astronomiske Union at opkalde den efter nymfen Amalthea fra den græske mytologi, selv om navnet blev foreslået af Camille Flammarion og brugt uofficielt adskillige årtier før den officielle vedtagelse. Amalthea er den største af fire måner der kredser i snævre baner tæt omkring Jupiter, og under ét omtales disse fire måner som Amalthea-gruppen. Den er en irregulær, stærkt rød blok af is eller frosne gasarter; endnu mere rød end Mars. Afhængig af hvor man måler den, har Amalthea en udstrækning på mellem 150 og 270 kilometer, og rundt omkring på denne lille klode ses talrige kratre der er temmelig store i forhold til den lille måne: Det største kaldes Pan, og er 100 kilometer i diameter og 8 kilometer dybt, mens et andet, kaldet Gaea er 80 kilometer i diameter og måske dobbelt så dybt som Pan. Langs kraterkanter og andre ujævnheder ses nogle udpræget grønne partier på overfladen, men man ved ikke noget om hvad de skyldes. Den uregelmæssige facon fik astronomerne til at gætte på at Amalthea er en temmelig solid klippeblok; hvis den bestod af is eller tilsvarende svage materialer, ville dens egen tyngdekraft have trukket den sammen til noget nærmere kugleform. Hen imod slutningen af rumsonden Galileos mission sendte man sonden tæt forbi Amalthea for at se hvor meget månens tyngdekraft ville afbøje sondens bane, og derigennem bestemme dens masse. Sammenholdt med månens rumfang fik man en overraskende lav massefylde, omtrent det samme som vand-is: Enten er Amalthea en solid klump is, eller også er den en meget løs "grusbunke" med en masse tomme mellemrum mellem "gruspartiklerne". Nylige observationer foretaget med Subaru-teleskopet tyder på at Amalthea faktisk består af is: I så fald er den ikke skabt i den omløbsbane den har nu, for i en fjern fortid har Jupiter været temmelig varm, og ville have smeltet en sådan is-måne. Derfor gætter man på at der er tale om en indfanget småplanet. Som alle de andre medlemmer af Amalthea-gruppen har Amalthea bunden rotation, dvs. den drejer om sig selv nøjagtig lige så hurtigt som den kredser om Jupiter, med det resultat at den ene af dens "lange ender" altid peger mod Jupiter. Ligesom Io udsender Amalthea mere varme end den modtager fra Solen, og man formoder at dette skyldes den elektriske strøm der skabes når Amalthea bevæger sig igennem Jupiters magnetfelt. Jupiter-månen Amalthea må ikke forveksles med småplaneten 113 Amalthea als:Amalthea (Mond) ja:アマルテア (衛星)

Europa (måne)

:Denne artikel er om månen Europa, for andre betydninger se Europa (flertydig) ---- Europa er en af planeten Jupiters måner, og den mindste af de fire såkaldt galileiske måner der opdaget i 1610 af Galileo Galilei — de andre tre er Io, Ganymedes og Callisto. Den har navn efter Europa fra den græske mytologi, en af Zeus' mange elskerinder. Dette navn blev foreslået af Simon Marius kort efter dens opdagelse, men navnet vandt først udbredelse i midten af det 20. århundrede — indtil da refererede faglitteraturen til Europa som "Jupiter-II" (II som i romertallet 2; Jupiters 2. måne talt "indefra").

Europas indre

romertal I modsætning til flertallet af måner i det ydre solsystem, ligner Europas indre den måde de indre planeter, Merkur, Venus, Jorden og Mars er opbygget; ligesom dem består Europa primært af silikater. Den har et overfladelag af vand, som formodes at være ca. 100 kilometer dybt, hvoraf det alleryderste lag er frosset til is. Målinger af magnetfeltet omkring Europa tyder på at en betragtelig del af Europas indre er flydende, muligvis elektrisk ledende "saltvand" neden under is-overfladen. Desuden har Europa muligvis en kerne af metallisk jern.

Overflade

Europas overflade er meget jævn; det er meget få landskabsdetaljer der rager mere end nogle få hundrede meter op. Et af overfladens mest markante træk er de mørke linjer der ligger på kryds og tværs af hinanden over hele kloden: Det er efter al sandsynlighed tidevandskræfterne af Jupiter og de øvrige måner der skaber disse revner i overfladen — man mener at Europa-overfladen visse steder må hæve og sænke sig op til 30 meter i takt med disse tidevandskræfter. Sådanne revner bliver tilsyneladende hurtigt fyldt op med nyt materiale, for der er næsten ikke nogen højdeforskel på terrænet i og udenfor striberne. Visse steder kan man ved nøjere eftersyn se hvordan den hvide is på hver sin side af en mørk linje har forskudt sig i forhold til hinanden, inden sprækken blev lukket. Der er desuden meget få kratre på Europa; man kender kun til tre kratre over 5 kilometer i diameter. Europa-overfladen er desuden meget lys; dens albedo hører til de højeste værdier for alle måner i Solsystemet, og sammen med den næsten kraterfri, jævne overflade tyder det på at Europas overflade er meget ung. Sammenholdt med det meteor-bombardement som Europa må "tage imod", regner man med at intet landskab på Europa kan være mere end 30 millioner år gammelt. albedo Den lyse overflade med dens markeringer minder meget om havis på Jorden, og sammen med den fart hvormed revner og kratre bliver fyldt ud, har dette ført til spekulationer om et dybt hav under is-overfladen: Sådant et hav kunne holdes over frysepunktet af de samme tidevandskræfter der leverer energi til Ios vulkaner. De største kratre synes at være blevet fyldt op med ny is, og på baggrund af dette, samt beregninger over hvor meget varme tidevandskræfterne kan levere, regner man med at is-kappen er et sted mellem 10 og 30 kilometer tyk. Havet nedenunder kan altså være op imod 90 kilometer dybt. Europa har såkaldt bunden rotation i forhold til Jupiter, dvs. Europa vender til enhver tid den samme side mod Jupiter. Det burde give anledning til et forudsigeligt mønster i revnerne, men det er kun de alleryngste af Europas revner der passer med disse forudsigelser. Dette kan forklares hvis Europas indre roterer en anelse hurtigere end dens ydre, men sammenligninger af billeder fra Voyager- og Galilei-rumsonderne tyder på, at Europas kerne højest roterer 1 omdrejning pr. 10 000 år hurtigere end overfladen. Et andet landskabstræk på Europa er de såkaldte lenticulae (latin for "fregner"): Nogle er forhøjninger, andre fordybninger, andre igen blot mørke men iøvrigt jævne områder i terrænet, mens atter andre er afgrænsede områder med mange mindre ujævnheder i det ellers så "glatte" Europa-landskab.

Atmosfære

Observationer foretaget med Hubble teleskopet tyder på at Europa har en atmosfære, om end den er uhyre tynd; atmosfæretrykket er af størrelsesordenen 1 mikro-Pascal. Af samtlige Solsystemets måner er der kun fem andre (Io, Callisto, Ganymedes, Saturn-månen Titan og Neptun-månen Triton) der vides at have sin egen atmosfære. Den tynde Europa-atmosfære består næsten udelukkende af ilt, men i modsætning til den biologiske oprindelse til ilten i Jordens atmosfære kommer Europa-atmosfærens ilt fra vand der fordamper fra overfladen, hvorefter sol- og partikelstrålingen sønderdeler vandmolekylerne. Brinten har på grund af sin lave molekylevægt og Europas begrænsede tyngdekraft let ved at forlade atmosfæren, og tilbage er ilten. als:Europa (Mond) ja:エウロパ (衛星) ko:에우로파 (위성)

Ganymedes (måne)

Ganymedes er ikke blot Jupiters største måne, men også den største måne i hele solsystemet. Målt på diameteren er Ganymedes over dobbelt så stor som planeten Pluto og knap 8% større end Merkur; til gengæld er Ganymedes' masse mindre end halvdelen af Merkurs. Den blev opdaget i 1610 af Galileo Galilei sammen med Io, Europa og Callisto og er således én af de såkaldte galileiske måner. Galilei foreslog navnet Ganymedes efter Ganymedes fra den græske mytologi. Dette navn vandt først udbredelse fra midten af det 20. århundrede — indtil da refererede faglitteraturen til Ganymedes som "Jupiter-III" (III som i romertallet 3; Jupiters 3. måne talt "indefra").

Ganymedes' indre

romertal Ganymedes består af vandig is, eventuelt med et eller flere lag med flydende vand, omkring en kerne af silikater. Foreløbinge analyser af data fra rumsonden Galileo tyder på, at der inderst inde findes en kerne af jern, evt. blandet med svovl. En sådan jernkerne tyder på, at Ganymedes engang har været meget varmere, eftersom jernet med dets høje massefylde synker til bunds (ind mod centrum) i en blanding af flydende jern og silikater. Ganymedes kan være en "tvilling" til Io, blot forsynet med et tykt lag is og vand.

Ganymedes' overflade

Der findes to landskabstyper på Ganymedes: De mørkeste områder ligner til en vis grad Callistos overflade; de er meget gamle og har talrige kratre, mens de lysere, lidt yngre landskaber er præget af furer og bjergrygge. De furede områder er helt tydeligt et resultat af pladetektonik. Ganske som Jorden er Ganymedes' overflade inddelt i et antal separate stykker, der kan bevæge sig i forhold til hinanden, f.eks. støde sammen og danne bjergkæder. Man har også fundet landskabsdetaljer, der ligner gamle, for længst størknede lavastrømme. I den henseende ligner Ganymedes måske Jorden mere end Venus og Mars gør, selv om der ikke er fundet tegn på nylig tektonisk aktivitet på Ganymedes. Tilsvarende foldelandskaber er fundet på Saturn-månen Enceladus og Uranus-månerne Miranda og Ariel. Der er mange kratre i begge landskabstyper, og ud fra deres tæthed kan man anslå landskabernes alder til 3 – 3½ milliard år; ca. samme alder som vores egen Månes landskaber. Nogle kratre kom før foldelandskaberne, andre efter, så foldebjergene må være omtrent lige så gamle som kratrene. Kratre på Ganymedes er temmelig flade sammenlignet med dem på Jordens Måne; de er langt fra så dybe, og har ikke det for Månens kratre så karakteristiske ringbjerg. Meteorer, der rammer Ganymedes is-overflade, borer sig langt ned, hvorefter "hullet" fyldes ud med ny is.

Atmosfære

Ved hjælp af Hubble teleskopet har man fundet tegn på, at Ganymedes har en ganske tynd atmosfære i stil med den, der findes på Europa. Det er dog ikke noget tegn på liv — man mener, at denne ilt skyldes vanddamp fra overfladen, som spaltes i ilt og brint af strålingen. Brint kan, med dets lave molekylevægt, let undslippe Ganymedes' tyngdefelt, mens ilten bliver tilbage.

Magnetisme

Galilei-rumsonden har påvist at Ganymedes, som den eneste måne, har sit eget magnetfelt dybt inde i Jupiters enorme magnetfelt. Dette magnetfelt skabes muligvis på samme måde som på Jorden ved en proces, der involverer, at kloden har et indhold af flydende, elektrisk ledende materiale — dette kunne være "saltvand", dvs. vand der indeholder forskellige opløste mineraler. ja:ガニメデ (衛星) ko:가니메데 (위성)

Callisto (måne)

Callisto er en måne i kredsløb om planeten Jupiter. Den er den tredjestørste måne i Solsystemet, og blev opdaget sammen med de øvrige tre galileiske måner, Io, Europa og Ganymedes, den 7. januar 1610 af Galileo Galilei. Månen er navngivet efter Callisto fra den græske mytologi, om end dette navn først vandt udbredelse fra midten af det 20. århundrede — indtil da refererede faglitteraturen til Callisto som Jupiter-IV (IV som i romertallet 4; Jupiters 4. måne talt "indefra").

Callistos indre

romertal Callistos overflade består af et ca. 200 kilometer tykt lag af vandig is oven på et mere end 10 kilometer dybt "hav" af "saltvand". Retningen af Callistos magnetfelt styres af baggrunds-magnetfeltet fra Jupiter, hvilket tyder på et lag af elektrisk ledende, flydende materiale inde i Callisto. Under dette ishav findes en sammenpresset blanding af ca. 40% is og 60% klipper og jern, med lidt mere is i de yderste dele end inde ved kernen, i og med at sten og jern synker til bunds i blandingen med is. Dette giver iøvrigt Callisto den laveste massefylde blandt de galileiske måner. Man mener, at Saturn-månen Titan og Neptun-månen Triton har en lignende opbygning.

Overflade

Triton I modsætning til "nabo-månen" Ganymedes med dens komplekse landskaber, er der ikke meget, der tyder på, at Callisto har pladetektonik. Selv om de to måner består af de samme stoffer, har Callisto helt tydeligt en meget simplere "geologi" end Ganymedes. Callisto er muligvis et godt "bud" på, hvordan de andre galileiske måner har set ud tidligt i deres historie. Is-overfladen uden geologisk aktivitet gør, at der ikke er meget andet end kratre på Callisto — flere end på nogen anden måne. Der er ingen høje bjerge eller store kratre, for de bliver udvisket af at is-overfladen "flyder" ganske langsomt. Dog kan man finde nogle store ringformede plateauer, som er resterne af store, gamle kratre. To af disse kaldes Valhalla og Asgard. Et interessant overfladetræk ved Callisto er en helt lige række af kratre, kaldet Gipul Catena. Man mener, at de skyldes brudstykkerne af et legeme, der blev revet i stykker af tidevandskræfterne, inden det ramte overfladen, ligesom det skete for kometen Shoemaker-Levy 9, inden den ramte Jupiter.

Atmosfære

Callisto har en ganske tynd atmosfære af carbonmonoxid. als:Kallisto (Mond) ja:カリスト (衛星)

Himalia (måne)

Himalia er en af planeten Jupiters måner: Den blev første gang set den 3. december 1904 af Charles Dillon Perrine, som observerede den fra Lick-observatoriet. Efter opdagelsen blev den formelt kaldt for Jupiter VI, og undertiden også Hestia efter arnens gudinde. Først i 1975 fik den officielt sit nuværende navn efter nymfen Himalia, som ifølge den græske mytologi fik tre sønner med Zeus. Den 19. december 2000 optog rumsonden Cassini (rumsonde), der var på vej mod Saturn et grovkornet billede af Himalia, men desværre gjorde afstanden det umuligt at afsløre overfladedetaljer på denne temmelig mørke klode. Ud fra dens massefylde formoder man at den fortrinsvis består af klippemateriale og i mindre grad af is. Himalia er det største medlem af en underinddeling af Jupiters måner kaldet Himalia-gruppen, alle i afstande fra 11 til 13 millioner kilometer fra Jupiter, og med banehældninger omkring 27.5 grader. ja:ヒマリア

Saturn (planet)

Saturn er den sjette planet fra solen i vores solsystem. Det er den næststørste planet i solsystemet efter Jupiter. Saturn kendes på sine markante ringe, som består af utallige små is- og stenpartikler. Tidligere mente man, at dette ringsystem var noget enestående for Saturn, men det har senere vist sig at både Jupiter og Uranus har tilsvarende, men langtfra så markante ringsystemer.

Måner

Pr. 2005 kendes henved et halvt hundrede måner der kredser omkring Saturn, om end to af de objekter man har observeret kan dog vise sig at være en og samme måne. I artiklen om Saturns måner findes en oversigt over månerne, sorteret efter stigende afstand fra Saturn, og i kategorien Saturns måner kan man slå dem op efter navn i alfabetisk rækkefølge. Tredive af de kendte måner er opdaget efter år 2000, dels ved hjælp af rumsonden Cassini, dels ved systematiske eftersøgninger udført fra observatorier her på Jorden. Nogle af de måner man har opdaget for nylig er blot et par kilometer store, og teknisk set er hver eneste af de parikler der danner Saturns ringsystem i sig selv en måne, og astronomerne har ikke nogen vedtagen grænse for hvad der er en lillebitte måne og hvad der er en stor ring-partikel. Blandt de mange måner finder man bl.a. Titan; solsystemets næststørste måne (næst efter Jupiter-månen Ganymedes), og den eneste måne i Solsystemet med en betydelig atmosfære. Et andet fænomen der er unikt for Saturns system af måner, er samspillet mellem Epimetheus' og Janus' omløbsbener: Hvert fjerde år kommer de så tæt på hinanden, at deres tyngdefelter får dem til at bytte deres næsten ens omløbsbaner. Andre steder ligger to små måner i Lagrange-punkterne L₄ og L₅ i forhold til en større månes omløb om Saturn.

Ringsystemet

Saturns ringsystem består af utallige enkeltringe. Billedet herunder (taget af Cassini-rumsonden) viser de primære ringe. A og B ringene er de mest lysstærke og det er normalt kun dem, man ser i et teleskop. De to ringe er adskilt af den mørke Cassini-deling. A-ringen er selv yderligere opdelt af Encke-gabet nær dens yderkant. C-ringen er svag og overstråles nemt af Saturn selv. Den smalle F-ring er ikke synlig med amatørteleskoper. Der findes andre ringe (D, E og G), der imidlertid er ekstremt svage. Ringene holdes på plads via resonanser fra de indre måner. Således ser Cassini-delingen ud til at være forårsaget af månen Mimas. De to små måner Prometheus og Pandora holder F-ringen på plads. Pandora

Eksterne henvisninger

- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/saturn.html De ni planeter]
- [http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm Cassini-Huygens missionen]
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Saturn NASA's photojournal/Saturn] Kategori:Astronomi Kategori:Planeter Kategori:Solsystem Kategori:DK5 52.43 ja:土星 ko:토성 ms:Zuhal simple:Saturn (planet) th:ดาวเสาร์ zh-min-nan:Thó·-chheⁿ

Mimas (måne)

Mimas er en af planeten Saturns måner: den blev opdaget den 17. september 1789 af astronomen William Herschel.

Navngivning

Mimas kendes også under betegnelsen Saturn I (I som i romertallet for én). Navnet Mimas kommer fra den Mimas, som ifølge den græske mytologi er søn af Gaia. Dette navn blev foreslået sammen med navneforslag til de øvrige seks Saturn-måner man kendte på den tid, af Herschels søn John Herschel i dennes publikation fra 1847, Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope.

Fysiske egenskaber

Med en massefylde på blot 1170 kilogram pr. kubikmeter må man formode at Mimas for det meste består af almindelig is, dvs. frossent vand, og kun kan indeholde meget lidt jern og klippemateriale. Mimas påvirkes af tidevandskræfter, som "strækker" månen og gør den "æggeformet" frem for helt rund som en kugle; det ses tydeligt på nogle af de billeder som rumsonden Cassini har taget. Et af de mest markante overfladetræk ved Mimas er et 130 kilometer stort krater (en tredjedel af Mimas' egen diameter!), som er blevet opkaldt efter opdageren, William Herschel: Kraterkanten er ca. 5 kilometer høj, og hæver sig cirka 10 kilometer over kraterbunden, som domineres af et 6 kilometer højt centralbjerg. Det er resultatet af et meteoritnedslag, som efter al sandsynlighed har været tæt på at udslette Mimas; på den stik modsatte side af månen ses revner der efter al sandsynlighed opstod da chockbølger fra dannelsen af Herschel-krateret rullede igennem Mimas' indre og til sidst blev fokuseret her. Ved siden af Herschel-krateret har Mimas' overflade talrige andre kratre i størrelsesordenen fra 20 til 40 kilometer, men meget få mindre kratre. Det tyder på at der foregår en eller anden proces som med tiden "udvisker" de mindre kratre.

Mimas og Saturns ringsystem

Mimas' tyngdekraft bidrager til at opretholde den såkaldte Cassini-deling i Saturns system af planetringe; et tilsyneladende "tomt" område mellem den såkaldte A-ring og B-ring. Mimas selv kredser noget længere borte fra Saturn end Cassini-delingen, men dens tyngdefelt vil forstyrre på kredsløbet for ethvert objekt i Cassini-delingen på en sådan måde, at objektets omløbsbane før eller siden vil blive flyttet væk fra Cassini-delingen. Kategori:Saturns måner ja:ミマス (衛星)

Tethys (måne)

Tethys er planeten Saturns femtestørste måne: Den blev opdaget 21. marts 1684, af Giovanni Cassini. Navnet Tethys stammer fra titanen Tethys fra den græske mytologi, og der ud over kendes den også under betegnelsen Saturn III. Cassini, der også opdagede Saturn-månerne Dione, Iapetus og Rhea, kaldte selv de fire måner for Lodicea Sidera; "Ludvigs stjerner", til ære for Ludvig 14. af Frankrig, men disse fire måner samt Titan endte med at blive omtalt som Saturn I til Saturn V, efter samme nummereringssystem som Galileo Galilei indførte med de galileiske måner omkring planeten Jupiter.

Tethys' indre

Tethys er en klode af is, af nogenlunde samme natur som månerne Dione og Rhea. Tethys har en massefylde på 1210 kilogram pr. kubikmeter, hvilket tyder på at den næsten udelukkende består af vand-is.

Tethys' overflade

Tethys er en −187 °C kold verden af is: Overfladen vrimler med kratre, og der er masser af revner i isen. I et mørkt "bælte" der strækker sig tværs over månen er der færre kratre, hvilket tyder på at Tethys' indre har været "geologisk" aktivt, så "udbrud" af materiale indefra har fornyet overfladen i dette område. Den vestlige halvkugle domineres af et enormt krater kaldet Odysseus, med en diameter på 400 kilometer eller to femtedele af hele Tethys' diameter. Da is-overfladen er relativt svag sammenlignet med klippemateriale, er terrænet i og omkring krateret "jævnet ud" på samme måde som kratre på Jupiter-månen Callisto. Det andet dominerende overfladetræk er en enorm dal kaldet Ithaca Chasma; den er 100 kilometer bred, 3 til 5 kilometer dyb, og når med sine 2000 kilometers længde ca. trekvartvejs rundt om hele Tethys. Ifølge én teori er revnen resultatet af en frostsprængning der indtraf, da vandet i Tethys' indre frøs til is, nogen tid efter at overfladen var størknet. Andre mener at den lange dal er skabt af den chockbølge der rullede igennem Tethys efter det meteoritnedslag der skabte Odysseus-krateret.

Andre måner i samme kredsløb

To andre Saturn-måner, Telesto og Calypso, følger samme omløbsbane som Tethys: Telesto ligger ved Lagrange-punktet L₄ i forhold til Tethys-Saturn-systemet, og Calypso ved punktet L₅. Kategori:Saturns måner ja:テティス (衛星)

Rhea (måne)

Rhea er planeten Saturns næststørste måne: Den blev opdaget den 23. december 1672 af Giovanni Domenico Cassini.

Navngivning

Ud over Rhea opdagede Cassine også månerne Dione, Iapetus og Tethys, og han foreslog selv at kalde dem Lodicea Sidera ("Ludvigs stjerner") til ære for Ludvig 14. af Frankrig, men i stedet vandt et nummereringssystem udbredelse, hvorunder Rhea fik betegnelsen Saturn V. De nuværende navne, herunder Rhea, blev foreslået af John Herschel i hans publikation Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope fra 1847: Hans navneforslag stammer fra titanerne fra den græske mytologi.

Rheas indre

Rhea består for det meste af vand-is. Dens massefylde tyder på at den muligvis har en kerne af klippematieriale, som højest udgør en tredjedel af Rheas samlede masse.

Rheas overflade

Ligesom flere andre Saturn-måner har Rhea bunden rotation, hvilket betyder at den dels altid vender samme side mod Saturn, dels at det altid er samme side af Rhea der vender hhv. "fremad" og "bagud" i forhold til månens bevægelse i sin omløbsbane. Og som hos flere af disse måner er der markante forskelle på "for-" og "bagsiden" af Rhea: Mens "forsiden" har en jævn, lys farve og mange kratre, er den modsatte overflade mørkere og med færre kratre, til gengæld ses her et "netværk" af uskarpt markerede, lyse streger. Disse streger, der også ses på andre Saturnmåner med bunden rotation, har vist sig at være utallige små skrænter hvor lyse ismasser er blevet blotlagt. De gamle billeder fra rumsonden Voyager 2 var ikke nær detaljerede nok til at vise disse skrænter, så tidligere teorier gættede på at de lyse streger var udbrudsmateriale fra en tid hvor Rhea stadig indeholdt flydende vand. Landksaberne på Rhea kan groft opdeles i to typer, ud fra tætheden af kratre: Den ene landskabstype har kratre med diametre over 40 kilometer, mens kratrene i den anden landskabstype, primært omkring polerne og ækvator, er mindre. Det tyder på at udbrud af materiale fra Rheas indre på et tidspunkt har "fornyet" store dele af overfladen. Selv om temperaturerne svinger mellem −174 og −220 °C, er overfladens is tilbøjelig til at "flyde sammen" i løbet af millioner af år, og af den grund er kratrene på Rhea ikke nær så skarpt aftegnet som kratrene på "sten-verdener" som f.eks. Månen og Merkur. Kategori:Saturns måner ja:レア (衛星)

Hyperion (måne)

Hyperion er planeten Saturns ottendestørste måne, og kendes også under betegnelsen Saturn VII.

Navngivning

Hyperion blev opdaget året efter at John Herschell i sin publikation Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope havde foreslået at opkalde de dengang syv kendte Saturn-måner efter titanerne fra den græske mytologi. Lassell opdagede Hyperion to dage efter William Cranch Bond og Geroge Phillips Bond, men blev den første der offentliggjorde sin opdagelse: Og ved den lejlighed valgte han at følge Herschells navngivnings-idé, og opkaldt månen efter titanen Hyperion.

Fysiske træk

Hyperion er den største Saturn-måne der ikke har facon som en kugle: Den er efter al sandsynlighed et af de brudstykker der blev tilbage da en større måne engang i fortiden er blevet slået i stykker af et voldsomt meteorit-nedslag. Det største krater på Hyperions overflade er 10 kilometer dybt og omtrent 120 kilometer i diameter — næsten halvdelen af hele Hyperions gennemsnitlige udstrækning. Hyperions lave massefylde tyder på at den som de fleste af Saturns måner langt overvejende består af is, måske med en smule klippemateriale. Hyperion skiller sig ud fra de fleste andre måner omkring Saturn ved at være temmelig mørk; dens overflade tilbagekaster blot en fjerdedel af det lys der falder på den, så den må være dækket af i det mindste et tyndt lag af et andet og mørkere materiale af is. Det er muligvis støv der kommer fra Phoebe og Iapetus.

Hyperions rotation

Billederne fra rumsonden Voyager II og eftergølgende målinger fra Jorden viser at Hyperion roterer på en kaotisk måde: Modsat alle andre måner og planeter i Solsystemet bliver Hyperion ikke ved med at rotere omkring en fast omdrejningsakse der altid peger i den samme retning, men "tumler" rundt i tilfældige retninger. Simulerede computermodeller af Saturns måner tyder på at andre af Saturns irregulære måner tidligere kan have drejet om sig selv på samme kaotiske måde. Den specielle rotation skyldes en kombination af omstændigheder, som er unik for Hyperion: Den er irregulær ("kartoffelformet") frem for kuglerund, og dens forholdsvis langstrakte bane bringer den med jævne mellemrum tæt på den noget større måne Titan: Hver gang Hyperion foretager tre omløb omkring Saturn, har Titan været fire gange rundt, og hver gang Titan "overhaler" Hyperion, kommer den tæt nok på til at dens tyngdekraft kan trække i den "lange ende" af Hyperion der tilfældigvis er tættetst på. Hyperions særlige måde at dreje om sig selv, gør at overfladen er meget ensartet, modsat de Saturn-måner der har bunden rotation og som følge deraf to halvkugler med markant forskelle landskaber.

Ekstern henvisning

[http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/hyperion.html De ni planeter: Hyperion] Kategori:Saturns måner ja:ヒペリオン (衛星)

Iapetus (måne)

Iapetus er planeten Saturns tredjestørste måne: Den blev opdaget den 25. oktober 1671 af Giovanni Domenico Cassini, og kendes desuden som Saturn VIII.

Navngivning

Cassini foreslog selv at kalde Iapetus og de tre andre Saturn-måner han opdagede; Dione, Rhea og Tethys, for Lodicea Sidera ("Ludvigs stjerner"), til ære for Ludvig 14. af Frankrig, men de næste knap 200 år nummererede astronomerne blot de enkelte måner med romertal. I 1847 foreslog John Herschel i sin publikation Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope at navngive de dengang syv kendte Saturn-måner efter titanerne fra den græske mytologi, hvoraf denne måne fik navn efter titanen Iapetos.

Overfladetræk

Cassini bemærkede, at han kun kunne se den "nye" måne når den stod vest for Saturn, og gættede ganske rigtigt på at den måtte være temmelig mørk på den side der vendte mod Jorden når Iapetus stod øst for Saturn. Dette blev endeligt bekræftet med billeder fra Voyager- og Cassini-rumsonderne, som viste at mens den lyse side tilbagekaster halvdelen af det lys der falder på den, er det kun mellem 3 og 5 procent af lyset der tilbagekastes fra den mørke side. Iapetus består for det meste af is, og det er denne is der ses på den lyse side af månen. Den mørke side er dækket af et tyndt lag af kulstofholdigt materiale; muligvis simple organiske forbindelser der minder om dem man finder i meteoritter og kometer. Det er lidt uklart hvor dette materiale kommer fra; i følge nogle teorier er det støv fra andre af Saturns måner, mens det i andre teorier skabes når sollys og kosmisk stråling nedbryder metan og ammoniak som frigives fra Iapetus indre gennem vulkaner eller ved meteornedslag. Voyager 2 passerede Iapetus den 22. august 1981 og tog billeder i en afstand af næsten en million kilometer: På den mørke side viser billederne ikke ret meget, men på lyse side ses talrige kratre, herunder ét der er 500 kilometer i diameter og med 15 kilometer høje kratervægge. Voyager-billederne viser også en slags "bjergryg" der synes at følge Iapetus' ækvator temmelig præcist, og på de detaljerede billeder som Cassini-rumsonden tog den 31. december 2004 kan man se at bjergryggen fortsætter hen over Iapetus' mørke side. Denne bjergryg er ca. 13 kilometer høj og 20 kilometer bred, og strækker sig næsten hele vejen rundt om månen.

Ekstern henvisning

[http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/iapetus.html De ni planeter: Iapetus] Kategori:Saturns måner ja:イアペトゥス (衛星) ko:이아페투스 (위성)

Phoebe (måne)

Phoebe er planeten Saturns niendestørste måne: Den blev opdaget af William Henry Pickering den 17. marts 1899 på nogle fotografiske plader som DeLisle Stewart havde optaget i Chile den 16. august året før. Phoebe er den første måne der på den måde blev fotograferet før den blev opdaget: Alle de måner man kendte indtil da, var blevet opdaget ved at et menneskeligt øje så på dem direkte gennem en kikkert.

Navngivning

Phoebe, der desuden omtales som Saturn IX, har sit navn efter Foibe fra den græske mytologi. Den Internationale Astronomiske Union har besluttet at navngive landskabstræk på Phoebes overflade efter skikkelser i den græske myte om Jason og Argonauterne, og tildelte i starten af 2005 navne til 24 af Phoebes kratre.

Fysiske træk

Phoebe er tilnærmelsesvis rund som en kugle med en diameter på 220 kilometer. Mens de fleste af Saturns indre måner er lyse, har Phoebe en meget mørk overflade der kun tilbagekaster 6 % af det lys der falder på den. Det fik astronomerne til at gætte på at Phoebe er en indfanget småplanet af den kulstof-holdige type som udgør 75 % af alle kendte småplaneter, men på billeder fra rumsonden Cassini kan man se både mørke og lyse kratre, hvilket tyder på at den mørke overflade blot skyldes et 300–500 meter tykt lag støv eller lignende, og at månen neden under dette lag hovedsagelig består af is ligesom de fleste andre Saturn-måner, om end Phoebes indhold af klippematerialer anslås til 50 %, modsat de 35 % der er typisk for de fleste andre af Saturns måner.

Ekstern henvisning

[http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/phoebe.html De ni planeter: Phoebe] Kategori:Saturns måner ja:フェーベ (衛星) simple:Phoebe (moon)

Uranus (planet)

Uranus er den syvende planet fra solen i vores solsystem. Uranus er en gasplanet og er, målt på diameteren, solsystemets tredjestørste planet efter Jupiter og Saturn. Uranus har et ringsystem på samme måde som Saturn har det, om end Uranus' ringe er langt fra så imponerende som Saturns. Ringene om Uranus blev opdaget ved et tilfælde, da man i 1977 observerede Uranus passere forbi foran en stjerne - sådanne observationer kan fortælle om planetens størrelse og noget om atmosfæreforholdene - og registrerede ti »ekstra« formørkelser; fem før og fem efter selve Uranus' passage. Man konkluderede at Uranus har fem ringe, og beregnede sig til at den yderste ring er knap 100 km bred, mens de øvrige 4 er ca. 10 km brede.

Måner

Pr. 2005 kender man 27 måner i kredsløb om Uranus; se artiklen Uranus' måner. De kan groft opdeles i de fem der blev opdaget inden rumfartens tidsalder, som samtidig er de fem største. Herefter har man ved hjælp af billeder fra rumsonden Voyager II, samt observationer fra jord-baserede observatorier opdaget yderligere 22 måner.

Eksterne henvisninger

- [http://www.systime.dk/cd/orbit/deniplaneter/nineplanets/uranus.html De ni planeter - Uranus] Kategori:Astronomi Kategori:Planeter Kategori:Solsystem Kategori:DK5 52.43 ja:天王星 ko:천왕성 ms:Uranus simple:Uranus (planet) th:ดาวยูเรนัส

Miranda (måne)

Miranda er en af planeten Uranus' måner: Den blev opdaget den 16. februar 1948 af Gerard P. Kuiper, og har navn efter Prosperos datter i William Shakespeares skuespil The Tempest. Månen Miranda kendes desuden også under betegnelsen Uranus V. De hidtil eneste nærbilleder af Miranda stammer fra rumsonden Voyager II's forbiflyvning i januar 1986: På dette tidspunkt vendte Miranda sin sydlige halvkugle mod Solen, så det er kun denne del af månen der er blevet observeret fra nært hold.

Mirandas overflade

Overfladen på Miranda består formodentlig mest af vand-is, mens månens indre udgøres af silikat-klippemateriale og organiske forbindelser, herunder metan. Overfladen gennemskæres af enorme kløfter der sine steder er 20 kilometer dybe, og imellem kløfterne ses ujævnt terræn der bærer præg af intens geologisk aktivitet tidligere i Mirandas historie. Man finder også furede strukturer som muligvis skyldes "varm" is der er presset op fra månens indre. geologis Man går ud fra at tidevandskræfter er energikilden til al denne geologiske aktivitet. En anden teori, som dog ikke regnes for særlig sandsynlig, forklarer de dramatiske landskaber på Miranda med et stort meteornedslag på et tidspunkt i månens historie. Mirandas omløbsbane omkring Uranus hælder mere end 4 grader i forhold til Uranus' ækvator, hvilket er overraskende højt for en måne der "færdes" tæt på Uranus — sådanne "nære måners" omløbsbane bliver normalt "trukket" ind imod planetens ækvatorplan. En mulig forklaring kan være, at Miranda tidligere har haft en anden bane, som bragte den tre gange rundt om Uranus på den tid Umbriel foretog ét omløb. I så fald har Umbriels tiltrækningskraft bidraget til de tidevandskræfter der påvirker Miranda og dens aktive indre. ja:ミランダ (衛星)

Umbriel (måne)

Umbriel er en af planeten Uranus' måner: Den blev opdaget den 24. oktober 1851 af William Lassell.

Navngivning

I 1852 foreslog Herschels søn John Herschel at kalde de fire Uranus-måner man kendte dengang, for Ariel, Oberon, Titania og Umbriel. William Lassell, som året forinden havde opdaget månerne Ariel og Umbriel, bakkede op om forslaget, ligesom han støttede John Herschels navneforslag vedrørende Saturn-måner og selv fulgte det ved at kalde den Saturn-måne han selv havde opdaget, for Hyperion. Alle Uranus' måner er opkaldt efter skikkelser fra William Shakespeares og Alexander Popes værker. Umbriel har sit navn fra den "mørke, melankolske fe" i Popes The Rape of the Lock, og kendes desuden også under betegnelsen Uranus II.

Umbriels overflade

De hidtil eneste nærbilleder af Umbriel stammer fra rumsonden Voyager II's forbiflyvning i januar 1986: På dette tidspunkt vendte Umbriel sin sydlige halvkugle mod Solen, så dette område er det eneste af månen der er blevet studeret fra nært hold. Umbriel har den mørkeste overflade blandt Uranus' måner; den tilbagekaster blot 21 % af det lys der falder på den. Den er ogå den mindst geologisk aktive. Umbriel består mest af vand-is, men indeholder også silikat-klippemateriale og frossen metan. Det meste af metan-isen findes på overfladen. Et af de mest slående overfladetræk på Umbriel er Wunda; en stor ring af lyst materiale nær ækvator (ses allerøverst på billedet øverst i denne artikel). Man formoder at der er tale om et krater, men det er ikke sikkert.
Ikke så langt fra Wunda findes krateret Skynd (skråt nedenfor til højre i forhold til Wunda på billedet): Det er ikke omgivet af en lys ring som Wunda, men har til gengæld en lys forhøjning i midten. ja:ウンブリエル

Titania (måne)

Titania er en af planeten Uranus' måner: Den blev opdaget den 11. januar 1787 af William Herschel.

Navngivning

I 1852 foreslog Herschels søn John Herschel at kalde de fire Uranus-måner man kendte dengang, for Ariel, Oberon, Titania og Umbriel. William Lassell, som året forinden havde opdaget månerne Ariel og Umbriel, bakkede op om forslaget, ligesom han støttede John Herschels navneforslag vedrørende Saturn-måner og selv fulgte det ved at kalde den Saturn-måne han selv havde opdaget, for Hyperion. Alle Uranus' måner er opkaldt efter skikkelser fra William Shakespeares og Alexander Popes værker. Titania er opkaldt efter elverdronningen af samme navn fra En Skærsommernatsdrøm, og kendes desuden også under betegnelsen Uranus III.

Titanias overflade

De hidtil eneste nærbilleder af Titania stammer fra rumsonden Voyager II's forbiflyvning i januar 1986: På dette tidspunkt vendte Titania den sydlige halvkugle nod Solen, og følgelig er denne del det eneste af Titania der til dato er blevet observeret fra nært hold. Titania består i grove træk af 50 % vand-is, 20 % frossen metan og 30 % silikater (klippemateriale). Et af de slående træk ved Titania er en enorm kløft, som kan måle sig med Valles Marineris på planeten Mars. ja:チタニア

Neptun (planet)

Neptun er den ottende, og ind imellem den niende, planet i vores solsystem, talt fra Solen: Den blev set første gang i 1612, men det var først den 23. september 1846 — 234 år senere — at man opdagede at der var tale om en planet i vores solsystem.

Neptuns og Plutos baner

Planeten Pluto, der normalt er den niende planet talt fra Solen, har en lidt "langstrakt" (excentrisk; ellipse-formet) omløbsbane, som ind imellem bringer Pluto indenfor Neptuns omløbsbane. I tyve ud af de godt 248 år det tager Pluto at fuldføre ét af sine omløb omkring Solen, er Neptun den niende planet, og Pluto nr. 8.

Fysiske egenskaber

Neptun er den yderste af solsystemets fire store gas-giganter, og som de øvrige gasplaneter (Jupiter, Saturn og Uranus) har Neptun ikke nogen fast overflade ligesom Solsystemets fire inderste planeter (Merkur, Venus, Jorden og Mars).

Atmosfære

Selv om Neptun ligner Uranus på mange punkter, er der stor forskel på de to planeters atmosfærer: Mens Uranus er en næsten ensfarvet, blå klode uden tydelig overflade, udviser Neptuns atmosfære meget mere varierede træk. Atmosfæren består af brint, helium og lidt metan — det er metanen der giver Neptun dens udprægede blå farve. Som noget helt unikt blandt gas-giganterne, højtliggende hvide skyer der kaster skygger på det ugennemsigtige, blå skydække længere nede i atmosfæren. På Neptun finder man også Den store mørke plet; et mørkt, ellipseformet område på størrelse med Jorden: Denne plet forsvandt i 1994, men siden hen dukkede en ny, mørk plet op i dens sted. På grund af den enorme afstand til Solen, ca. 4½ milliard kilometer, er den yderste del af Neptuns atmosfære ekstremt kold; 55 Kelvin, eller −218 °C, men temperaturen stiger jo længere ind i Neptun-atmosfæren. Man formoder at det er overskydende varme fra dengang Neptun og det øvrige solsystem blev skabt af sammenfaldende materiale; varme der ganske langsomt tabes som stråling ud i det omgivende rum. I Neptuns atmosfære finder man solsystemets hurtigste vinde; op mod 2000 kilometer i timen, og man mener at drivkraften bag dette blæsevejr er den varme der "siver" ud af Neptuns indre.

Neptuns indre

Indvendigt minder Neptun om Uranus: Der er sandsynligvis en kerne af smeltet metal og klippemateriale, omgivet af en blanding af klippemateriale, vand, ammoniak og metan. Den yderste del af atmosfæren består mest af brint og helium, mens koncentrationen af metan, ammoniak og vand stiger med dybden.
Et sted mellem 5000 og 10 000 kilometer fra den synlige "overflade" overgår stoffet fra luftform til flydende form.
Ved at sammenligne Neptuns rotationstid og fladtrykthed har man fundet frem til, at stoffet i Neptun ikke er så tæt koncentreret omkring kernen som det er i Uranus.

Neptuns magnetfelt

Neptun ligner også Uranus med hensyn til magnetfeltet: Neptuns magnetfelt har en akse der hælder 47 grader i forhold til planetens rotationsakse. Magnetfeltet er "forskudt" i forhold til planetens centrum; feltets "midtpunkt" ligger omtrent halvvejs mellem planetens centrum og et punkt på den synlige overflade.

Opdagelse

Selv om Neptun først "formelt" blev opdaget i midten af det 19. århundrede, er den faktisk blevet observeret flere gange før — længe før endda...

Galilei tolker Neptun som en stjerne

På nogle af Galileo Galileis tegninger og kort over himlen kan man se, at han observerede Neptun den 27. december 1612 og den 27. januar året efter. På grund af Jordens egen bevægelse vil alle planeter udenfor Jordens omløbsbane på visse tider af året synes at stoppe op, bevæge sig "baglæns" (i retrograd retning) i nogle dage, for derefter at genoptage deres sædvanlige bevægelse i forhold til fjerne stjerner i baggrunden. Og da Galileo så Neptun i december 1612, var den netop "stoppet op" og på vej til at bevæge sig baglæns, så da den tilsyneladende ikke havde flyttet sig, gættede han på at det var en fjern stjerne. Havde Galilei set Neptun på et andet og mindre "uheldigt" tidspunkt, ville han efter al sandsynlighed have erkendt at der var tale om en planet — og så havde han fået æren for opdagelsen.

Forstyrrelser i Uranus' bane

Der skulle gå mere end 230 år før Neptuns sande identitet blev afsløret. I 1821 udgav Alexis Bouvard nogle tabeller med data om Uranus' omløbsbane omkring Solen; tal der kan bruges til at forudsige hvornår Uranus er hvor på himlen. Men inden længe var der overraskende store forskelle på Uranus' faktiske position på himlen, og den position den "burde" have ifølge Bouvards oplysninger — Bouvard gættede på at der måtte være et eller andet stort, tungt himmellegeme i nærheden af Uranus, hvis tyngdekraft trækker den væk fra den forudsagte bane.

Banen beregnes

I 1843 regnede John Couch Adams på de observerede afvigelser i Uranus-banen, og bestemte omløbsbanen for Bouvards hypotetiske planet. Adams sendte sine resultater til Sir George Airy, som skrev tilbage til Adams for at få en uddybende forklaring. Adams udarbejdede en kladde til et svar til Airy, men fik aldrig sendt det afsted. Tre år efter Adams fik Urbain Le Verrier, uafhængigt af Adams, samme idé med at beregne omløbsbanen for Bouvards formodede planet. Ligesom Adams havde Le Verrier ikke meget held med at engagere sine astronom-"kolleger" i jagten på den ottende planet i solsystemet. Men samme år fik John Herschel overtalt James Challis til at lede efter mulige planeter dér hvor beregningerne forudsage der skulle være en. Challis indledte "eftersøgningen" i 1846, og i mellemtiden havde Le Verrier overtalt Johann Gottfried Galle til også at lede efter planeten. Galle fandt Neptun, indenfor én grad fra den position Le Verrier havde forudsagt, og cirka 10 grader fra Adams' position. Senere måtte Challis erkende, at han faktisk havde observeret den "nye" planet før, men på grund af sin afslappede indstilling til sit arbejde opdagede han ikke at der var tale om en ny planet.

Diskussion om opdageren

Efter opdagelsen brød et nationalistisk skænderi ud om hvem der havde æren for opdagelsen, men efterhånden blev man enige om et kompromis hvor Adams og Le Verrier samlet blev krediteret for opdagelsen.
Siden hen er der på Royal Greenwich Observatory dukket nogle gamle dokumenter op, som visse historikere tolker derhen at Adams ikke fortjener helt samme andel af æren for opdagelsen af Neptun, som Le Verrier.

Navngivning

Lige efter opdagelsen blev Neptun blot omtalt som "planeten uden for Uranus" eller "Le Verriers planet". Galle kom med det første navneforslag, nemlig Janus. I England foreslog Challis at kalde planeten Oceanus; passende for et søfartsfolk. François Arago i Frankrig foreslog navnet "Leverrier", men det forslag mødte kraftig modstand uden for Frankrig. I franske almanakker blev Uranus kaldt for Herschel, og den nye for Leverrier. Det var Le Verrier selv der foreslog det navn der bruges i dag, og det forslag blev bakket op af Friedrich von Struve. Inden længe blev Neptun det internationalt anerkendte navn for den nye planet. Navnet stammer fra den romerske mytologi, hvor Neptun er havets gud; svarende til Poseidon i den græske mytologi. Dette navnevalg passer sammen med navnene på de dengang kendte planeter, som alle havde fået deres navne tilbage i antikken.

Neptuns planetringe

Neptun har et system af meget tynde, mørke planetringe, hvis kemiske sammensætning man ikke kender. De har en besynderlig "klumpet" struktur; man ved ikke hvad "klumperne" skyldes, men tyngdekraften fra små hyrdemåner i nærheden af ringene kunne forklare fænomenet. Da man i midten af 1980'erne studerede ringene ved at observere stjerner der blev "formørket" af Neptun og dens ringe, tydede resultaterne på at ringene ikke omgiver hele planeten, men er opdelt i separate "buer", afbrudt af "stoffrie" mellemrum. Det endelige bevis for Neprtuns ringsystem kom, da rumsonden Voyager II fløj forbi Neptun og dens måner i 1989: Billederne som Voyager sendte hjem, viste adskillige utydelige ringe. Tilstedeværelsen af "mellemrum" der deler ringene op i separate "buer" er lidt svært at forklare, fordi mekanikkens regler tvinger materialet i en planetring til at fordele sig jævnt hele vejen rundt i løbet af kort tid. Det er muligvis Neptun-månen Galatea der med sin tyngdekraft "fastholder" buerne. Nye observationer fra 2005 tyder på at Neptun-ringene er meget ustabile; en af ringene kan muligvis forsvinde på så kort tid som 100 år. Denne erkendelse kuldkaster mange eksisterende teorier omkring Neptuns ringe.

Neptuns måner

Neptun har 13 kendte måner; for en samlet oversigt, se artiklen Neptuns måner. Den største af Neptuns måner, Triton, blev opdaget af William Lassell blot 17 dage efter opdagelsen af selve Neptun. En anden Neptun-måne, Nereid, har en omløbsbane der udviser den største excentricitet i hele solsystemet. Indtil Voyager II fløj forbi Neptun og dens måner, kendte man kun disse to måner, men Voyagers billeder føjede seks nye måner til listen. Siden da, i 2002 og 2003, har man fra observatorier her på Jorden opdaget yderligere fem små, irregulære ("kartoffelformede") måner omkring Neptun. Kategori:Astronomi Kategori:Planeter Kategori:Solsystem Kategori:DK5 52.43 ja:海王星 ko:해왕성 ms:Neptun simple:Neptune (planet) th:ดาวเนปจูน

Triton (måne)

Triton er planeten Neptuns største måne: Den blev opdaget den 10. oktober 1846 af William Lassell, blot 17 dage efter opdagelsen af Neptun. Triton kendes desuden også under betegnelsen Neptun I (I er romertallet for 1).

Navngivning

Triton er opkaldt efter havguden Triton fra den græske mytologi; dette navn blev foreslået i 1880 af den franske astronom Camille Flammarion. William Lassell, som havde opdaget Triton, foreslog aldrig selv noget navn, selv om han siden hen gav navne til Saturn-månen Hyperion og Uranus-månerne Ariel og Umbriel som han også opdagede. Efter Flammarion var der flere andre der uafhægigt af ham fremkom med samme navneforslag, men indtil midten af det 20. århundrede blev Triton i den astronomiske litteratur blot kaldt for "Neptuns måne", evt. med en bemærkning om det foreslåede navn Triton. Det var muligvis opdagelsen af den næste Neptun-måne, Nereid i 1949, der ansporede den officielle vedtagelse af navnet Triton.

Omløbsbane

Triton er den eneste af vort Solsystems store måner der har retrograd omløb, dvs. kredser den polulært sagt "gale vej" rundt om "moderplaneten". Jupiter, Saturn og Uranus har talrige små måner med retrograd omløb, men den største af disse (Phoebe) er kun godt 200 kilometer i diameter, eller 8 procent af Tritons diameter. En måne med retrograd omløbsretning kan ikke være dannet af samme "stykke" af den skive af gas og støv som Solsystemet er dannet af, så Triton må nødvendigvis være et objekt fra andre egne af solsystemet, muligvis fra Kuiper-bæltet, som på et tidspunkt er blevet "indfanget" i en lukket bane omkring Neptun. Denne teori forklarer også andre forhold vedrørende Neptuns måner: Nereid har en ekstemt "langstrakt" (excentrisk) omløbsbane, fordi dens bane blev forstyrret da Triton med dens betydelige masse og tyngekraft pludselig kom ind i Neptun-systemet. Andre måner blev ved den lejlighed helt "smidt ud" af deres baner omkring Neptun, og det forklarer hvorfor der er så "få" måner omkring Neptun, sammenlignet med de øvrige gas-giganter. Da Triton blev "indfanget" i kredsløb omkring Neptun, har det til at begynde med været en temmelig "langstrakt" bane med stor excentricitet, men tidevandskræfterne har efterhånden "trukket" Triton ind i den omtent perfekte cirkelform den har i dag. Denne proces har samtidigt skabt varme inde i Triton — en varmekilde der har kunnet holde Tritons indre flydende i henved en milliard år, og der er da også tegn på at Tritons indre er "lagdelt" sådan at de tungeste stoffer er sunket ind mod centrum mens de lettere er "flydt ovenpå". Tidevandskræfterne arbejder videre, og på grund af Tritons retrograde bevægelse vil dens bane langsomt blive tvunget gradvist tættere på Neptun. Om et sted mellem 1,4 og 3,6 milliarder år vil Triton passere Roche-grænsen, og derefter er det mest sandsynlige at Triton styrter ned på Neptun. Triton kan muligvis i stedet blive brudt op i sten- og ispartikler, der i så fald vil danne en ny planetring omkring Neptun.

Årstider på Triton

Tritons omdrejningsakse hælder 157 grader i forhold til Neptuns omdrejningsakse, og 130 grader i forhold til baneplanet for Neptuns omløb omkring Solen. Nettoresultatet af denne usædvanlige omdrejningsakse gør, at hver af Tritons poler peger på et sted indenfor 40 grader fra retningen til Solen én gang for hvert af Neptuns omløb omkring Solen. Dette giver sandsynligvis anledning til markant forskellige "årstider" på Triton.
Da rumsonden Voyager II passerede Neptun og dens måner i 1989, vendte Triton sin sydpol mod Solen, og på den tid var det meste af Tritons sydlige halvkugle dækket af en "kappe" af frossen kvælstof og metan.

Fysiske egenskaber

Triton har en massefylde på 2050 kilogram pr. kubikmeter, og her ud fra skønnes det at Triton består af ca. en fjerdedel vand-is og tre fjerdedele klippemateriale. Triton minder i størrelse og sammensætning om planeten Pluto, hvilket igen underbygger teorien om at Triton er et Pluto-lignende Kuiperbælte-objekt "indfanget" i kredsløb om Neptun.

Atmosfære

Triton er en ganske tynd atmosfære af kvælstof og en lille smule metan; "lufttrykket" er på blot en hundrededel hektopascal. Trykket sætter en øvre grænse for temperaturen på "nogen og fyrre" grader Kelvin, eller i omegnen af −230 °C. Samtidig afslører den krystalfrom som den frosne kvælstof danner på Tritons overflade, at temperaturen dér må være mindst 35,6 Kelvin, eller −237,6 °C.

Temperatur

Disse temperaturer er en kende lavere end gennemsnittet for planeten Pluto (44 Kelvin eller −229 °C), men de lave temperaturer til trods, er Triton geologisk aktiv: Overfladen består af "nyt" materiale, og der er meget få kratre at se. Voyager II observerede adskillige isvulkaner der sendte flydende kvælstof, støv og metanforbindelser fra Tritons indre op til 8 kilometers højde over Triton-overfladen. Man mener det er de kraftige årstidsvariationer der er "drivkraften" til denne vulkanaktivitet.

Tritons landskab

Overalt på Tritons overflade ses dalsænkninger og højderygge på kryds og tværts i et indviklet mønster, og man formoder at de skabes når overfladen skiftevis fryser til og tør op med årstidernes skiften.

Mulighed for liv

På grund af den geologiske aktivitet og den mulige, indre opvarmning som følge af tidevandskræfter, er der blevet fremsat en teori om muligheden for at særlige Triton-livsformer kunne leve i et flydende "hav" under Tritons frosne overflade. Tilsvarende teorier er blevet fremsat om Jupiter-månen Europa. Kategori:Neptuns måner ja:トリトン (衛星)

Pluto (planet)

Pluto er et himmellegeme i udkanten af vores solsystem. Den er opkaldt efter Pluton, den romerske gud for dødsriget, svarende til Hades i den græske mytologi. Pluto blev opdaget i 1930 af den amerikanske astronom Clyde Tombaugh, og blev officielt klassificeret som en planet; den niende af slagsen i vores solsystem. På det tidspunkt kendte man intet til Kuiper-bæltet, men siden har det vist sig at Pluto er temmelig forskellig fra alle de andre 8 planeter i solsystemet, både med hensyn til størrelse, sammensætning og dens excentriske omløbsbane om Solen — til gengæld ligner Pluto de øvrige objekter man har fundet i Kuiper-bæltet, og af den grund hersker der en del debat om hvorvidt Pluto og andre Kuiperbælte-objekter bør klassificeres som planeter.

Opdagelse

De første "spor" af planeten Neptun var de "forstyrrelser" som dens tyngdekraft forårsagede på Uranus' bane omkring Solen. Og da det siden viste sig, at Neptun tilsyneladende også blev "forstyrret" i sin færd omkring Solen, opstod straks en teori om en ukendt "Planet X" hvis tyngdekraft kunne forklare afvigelserne i Neptun-banen. Ved Lowell-observatoriet i Arizona, USA, var Clyde W. Tombaugh beskæftiget med rutinearbejdet i "jagten" på Planet X: At optage fotografiske billeder på glasplader ved hjælp af observatoriets teleskop, og i et blinkmikroskop sammenligne billeder taget af samme område af himlen på forskellige tidspunkter. Og den 18. februar 1930 var der "gevinst": En lysplet havde flyttet sig på to billeder fra den 23. og 29. januar samme år. Der blev taget flere billeder for at bekræfte fundet, og den 13. marts sendte observatoriet nyheden om opdagelsen pr. telegraf til Harward-universitetet. Man har siden hen opdaget at Pluto tilfældigvis er kommet med på flere billeder taget så tidligt som den 13. marts 1915. Pluto er dog alt for lille, og har alt for svag tyngdekraft, til at være "kilden" til de forstyrrelser man mente at have observeret i Neptuns bane om Solen, og man har senere fundet ud af at afvigelsen i virkeligheden skyldtes et forkert tal for Neptuns masse.

Navngivning

Direktøren for Lowell-observatoriet, Vesto Melvin Slipher, blev opfordret til at skynde sig at fremsætte et forslag til et navn på det nyopdagede himmellegeme. Det strømmede ind med navneforslag fra alle egne af verden; mange af dem navne hentet i den romerske og græske mytologi, eftersom mange andre planeter og måner traditionelt er opkaldt efter mytologiske figurer. Valget af navn blev ikke lettere af, at mange af de mytologiske navne på det tidspunkt var blevet brugt på forskellige småplaneter; næsten alle navne på kvindelige mytologiske skikkelser var blevet brugt før, og navne på mandlige figurer i mytologien blev almindeligvis forbeholdt objekter med usædvanlige omløbsbaner. Navnet "Pluto", som har vundet udbredelse i dag, blev foreslået af en den gang 11 år gammel pige, Venetia Burney, fra Oxford i England: Hendes bedstefar, der arbejdede i Oxford-universitetets Bodleian Library, læste om opdagelsen i avisen The Times, og spurgte barnebarnet hvad hun ville kalde det "nye" himmellegeme. Og eftersom denne verden måtte være langt væk fra Solen og derfor temmelig kold, mente Venetia at navnet på den romerske gud for underverden måtte være passende.
Professor Herbert Hall Turner telegraferede dette forslag til sine kolleger i USA, og efter en næsten énstemmig votering blev navnet Pluto valgt, og formelt annonceret af direktør Slipher den 1. maj 1930.

Kredsløb om Solen

Plutos omløbsbane omkring Solen er temmelig usædvanlig sammenlignet med banerne for de otte inderste planeter i Solsystemet: Mens alle de andre planeter "færdes" i næsten det samme fælles plan (ekliptika), så hælder Plutos baneplan med over 17 grader i forhold til ekliptika. Hvis man vælger at klassificere Pluto som en planet, så har Pluto den suverænt største baneexcentricitet; Plutos bane er mere "aflang" end alle de otte inderste planeter i Solsystemet. Når Pluto er nærmest Solen, kommer den faktisk indenfor Neptuns bane: I nogle få af de godt 248 år det tager Pluto at fuldføre et omløb, er det faktisk Neptun der er den "yderste" planet i Solsystemet — sidste gang det skete, varede det i 20 år fra 7. februar 1979 til 11. februar 1999, men beregninger tyder på at den periode hvor Pluto ligger indenfor Neptuns bane, veksler mellem ca. 13 og ca. 20 år. Forrige gang Pluto lå indenfor Neptun-banen varede det blot 14 år, fra 11. juli 1735 til 15. september 1749, og et "Pluto-år" tidligere varede fænomenet næsten præcis samme 20 år som i 1979–1999; fra 30. april 1483 til 23. juli 1503. Der er et temmlig præcist 3:2-forhold mellem den tid det tager hhv. Neptun og Pluto at fuldføre et kredsløb om Solen, så tyngdepåvirkningen fra Neptun "forstyrrer" Plutos bane i et regelmæssigt "mønster"; ved hver "forstyrrelse" skifter Pluto frem og tilbage mellem to en anelse forskellige omløbsbaner, hvilket forklarer 20- og 13-års-perioderne for Plutos "færdsel" indenfor Neptunbanen.

Fysiske egenskaber

Indtil Plutos største måne Charon blev opdaget i 1978 kunne man kun gætte på Plutos størrelse og masse. Charons banedata afslørede den samlede masse for begge himmellegemer, og den viste sig at være meget lavere end man havde gættet på indtil da. Da Charon på et tidspunkt bevægede sig ind foran Pluto, kunne man med lidt tidtagning regne sig frem til Plutos diameter; den viste sig også at være markant mindre end antaget. De "kvalificerede gæt" man havde støttet sig til inden opdagelsen af Charon, var baseret på den albedo (evne til at tilbagekaste lys) som man mente Plutos overflade måtte have. Da Pluto nu viste sig mindre end hidtil antaget, måtte man omvendt revidere tallet for Plutos albedo opad for at få det hele til at stemme med den mængde lys man så fra Pluto.

Størrelse og masse

Pluto er meget mindre end solsystemets øvrige 8 planeter, både med hensyn til masse og diameter. Omkring de øvrige planeter kender man sågar syv måner der er større end Pluto: Jordens egen Måne, og Jupiters galilæiske måner Io, Europa, Callisto og Ganymedes er alle tungere end Pluto, ligesom Saturn-månen Titan og Neptun-månen Triton er det.
På den anden side er Pluto mere end dobbelt så stor, og mange gange tungere end Ceres, den største kendte småplanet. Og indtil opdagelsen af 2003 UB313 i 2005 var Pluto samtidig større end alle andre kendte trans-Neptunske objekter (himmellegemer med baner udenfor Neptuns).

Atmosfære

Plutos atmosfære blev afsløret i 1988 (et tidspunkt hvor Pluto var nærmest Solen), da man observerede planeten bevæge sig ind foran en stjerne: Når en planet uden atmosfære gør dette, forsvinder lyset fra stjernen fra det ene øjeblik til det andet, men for Plutos vedkommende svækkedes lyset gradvist, inden det forsvandt helt. Ud fra denne gradvise svækkelse af lyset har man regnet sig frem til at atmosfærens tryk ved planetens overflade er ca. 0,15 Pa. Atmosfæren består efter al sandsynlighed af kvælstof og kulilte på gasform, i ligevægt med de samme, "frosne" stoffer på planetens overflade. Ifølge den teori skulle atmosfæretrykket dale når Pluto bevæger sig længere væk fra Solen og derfor bliver koldere.
Men i 2002 blev Pluto igen observeret mens den passerede ind foran en fjern stjerne i baggrunden, denne gang af to hold astronomer und