:: wikimiki.org ::

Måne

Måne

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

Jorden

Jorden er den tredje planet fra solen i vores solsystem. Jorden er 12.756,270 kilometer i diameter og er en planet med en atmosfære. Jorden har en måne: Månen. Afstanden til solen er cirka 150 millioner kilometer, hvilket svarer til omkring otte lysminutter. Jordens historie er inddelt i forskellige tidsperioder, hvor planeten langsomt udvikler sig til et sted, hvor livet kan opstå og derefter udvikles, hvor arter langsomt udvikles, nogle dør, mens andre blomstrer op i en periode, hvorefter atter andre arter tager over.

Kredsløb om solen

art Afstand til Solen (massecenter)

Min.	147 098 073 km
Max.	152 097 701 km
Halve storakse	149 597 887 km
Halve lilleakse	149 576 999 km
Excentricitet	0,01671022
Siderisk omløbstid	1a 0t 10m 1,344s
Synodisk periode	—
Omløbshastighed Gnsn.	107.219 km/t
Omløbshastighed Min.	105.448 km/t
Omløbshastighed Max.	109.033 km/t
Banehældning	0,000 05° i fh. t. ekliptika,
Banehældning	7,25° i fh. t. Solens ækv.
Periapsisargument; Ω	114,207 83 °
Opstigende knudes længde; ω	348,739 36 °

Fysiske egenskaber

Radius	6.378,135 km ved ækvator, 6.356,750 km ved polerne, 6.372,795 km ved gennemsnitlig
Diameter	12.756,270 km ved ækvator, 12.713,500 km ved polerne, 12.745,591 km ved gennemsnitlig
b:a	0,996647139
Fladtrykthed	0,003352861
Overfladeareal	5,1×10⁸ km²
Rumfang	1,08×10¹² km³
Masse	(5,972.23 ± 0,00008)×10²⁴ kg
Massefylde	5,515×10³ kg/m³
Tyngdeacceleration ved overfladen	9,780 m/s²
Undvigelseshastighed ved ækvator	40 270 km/t
Rotationstid	23t 56m 3,091s
Aksehældning	23,439 281° i forhold til ekliptika
Nordpolens rektascension	-mangler-
Nordpolens deklination	90,000 °
Magnetfelt	30-60 μT
Albedo	36,7 %
Temperatur ved overfladen	Gnsn. 14 °C
Min. temperatur	-88 °C
Max. temperatur	+58 °C

Atmosfære

Atmosfæren består af Kvælstof, ilt, argon, carbondioxid (kultveilte) og vand. Atmosfæretryk ved havoverfladen er 101,325 hPa

Kvælstof:	77%
Ilt:	21%
Argon:	1%
Carbondioxid:	0,038%
Vand:	variabel

Struktur

vand Det indre af jorden er kemisk delt i en ydre siliciumholdig fast jordskorpe, en tyndtflydende (<-highly viscous?) kappe, en tyktflydende ydre kerne som er mindre flydende end kappen og en fast kerne. Den flydende ydre kerne er årsagen til det svage magnetiske felt pga. konvektion af dets elektrisk ledende materiale. Konstant finder nyt materiale vej op gennem jordoverfladen gennem vulkaner og revner i havbunden. Meget af jordens skorpe er mindre end 100 millioner (1×10⁸) år gammel; De ældste dele af skorpen er helt op til 4,4 milliarder (4,4×10⁹) år gamle [http://spaceflightnow.com/news/n0101/14earthwater/]. Under ét (atmosfære, jordskorpe, kappe, kerner) er jordens sammensætning efter masse [http://earthref.org/cgi-bin/er.cgi?s=erda.cgi?n=547]:

Jordens Indre

Indre varme

Det indre af jorden når temperaturer på 5.650 +/- 600 kelvin [http://www.es.ucl.ac.uk/people/d-price/papers/153.pdf] [http://www.carnegieinstitution.org/news_010905.html]. Planetens indre varme blev oprindeligt dannet ved samlingen af gas og støv (dets accretion) (se gravitational bindingsenergi) og da yderligere varme forsat bliver dannet pga. radiaktivt henfald som f.eks. uran, thorium og kalium. Varmemængden, som flyder fra det indre til jordoverfladen er kun 1/20.000 så stor som energien som modtages fra Solen.

Struktur

Jordens sammensætning (som dybde under havoverfladen):
- 0 to 60 km - Lithosfære (varierer lokalt mellem 5-200 km)
- 0 to 35 km - Jordskorpe (varierer lokalt mellem 5-70 km)
- 35 to 60 km - Øverste del af kappen
- 35 to 2890 km - Kappe
- 100 to 700 km - Asthenosphere
- 2890 to 5100 km - Ydre kerne
- 5100 to 6378 km - Indre kerne

Se også

- Verdens lande
- Oceanografi
- Corioliskraften
- Verdenshave
- Kontinent Kategori:Geografi Kategori:Geologi Kategori:Astronomi Kategori:Planeter Kategori:Solsystem

Kilder/referencer

- [http://www.cerncourier.com/main/article/40/6/11 CERN Courier: Measuring gravity with precision...]

Eksterne henvisninger

- [http://www.geogr.ku.dk Københavns Universitet, Geografisk Institut]
- [http://www.faglinks.dk/links.php?fag=7&under=5 FagLinks: Geografi - Jorden] ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Mars (planet)

Mars er den fjerde planet i vores solsystem, talt fra solen; "nabo-planet" til vores egen planet Jorden i den forstand at Jorden er den tredje planet i solsystemet. Som Jorden har Mars en atmosfære, om end denne er ganske tynd og næsten udelukkende består af carbondioxid. Mars drejer sig om sig selv i næsten samme takt som Jorden, så på Mars oplever man et "mars-døgn" der er godt 39½ minut længere end det døgn vi kender på Jorden. Mars-året; den tid det tager planeten at fuldføre et kredsløb om Solen, omfatter 686,9601 jordiske døgn, eller 1 år og ca. 10½ måned. Og fordi Mars' omdrejningsakse ligesom Jordens hælder mod planetens baneplan, har Mars også skiftende årstider; det kan man se fra Jorden ved, at planetens to synlige polarkalotter vokser når det er vinter, og aftager i udbredelse når det er sommer. Man har tidligere forestillet sig Mars som hjemstedet for højerestående civilisationer af "marsboere" eller "små grønne marsmænd", men med den viden man har i dag, er det tvivlsomt om Mars i dag har nogen som helst livsformer. Til gengæld tyder meget på at Mars engang i en fjern fortid har været omtrent lige så "våd" som Jorden er det i dag, og sikkert med en anden atmosfæresammensætning end den har i dag — og så fald er det tænkeligt at Mars dengang har været en frodig verden.

Mars-overfladen

Mens den nordlige halvkugle af Mars er domineret af lave sletter der er udjævnet af lavastrømme, består den sydlige halvkugle for det meste af højland, arret af store kratre fra meteornedslag. De to terræntyper ser forskellige ud når man observerer dem fra Jorden, så tidligere troede man at de lysere, lave sletter var "kontinenter" mellem det mørkere højland, som man mente var "have". Mars har udslukte vulkaner, hvoraf den største, Olympus Mons med 27 kilometer, har rekorden som solsystemets højeste bjerg. Den ligger i et enormt højlandsområde kaldet Tharsis, sammen med flere andre store og ligeledes udslukte vulkaner. Mars byder også på solsystemets største bjergkløft, Valles Marineris, som er 4000 kilometer lang og 7 kilometer dyb: Den er opkaldt efter den ubemandede rumsonde Mariner 9 som "opdagede" den. Svarende til betegnelserne geografi og geologi for studiet og beskrivelsen af Jorden, taler man om Mars' areografi og areologi (dannet af Ares, den græske krigsgud som svarer til romernes Mars).

Atmosfære

Mars har en ganske tynd atmosfære; trykket, eller "barometerstanden", på Marsoverfladen varierer mellem 7 og 9 hektopascal (det som meteorologerne førhen kaldte for millibar), sammenlignet med "standardværdien" 1013 hektopascal ved Jordoverfladen. Det meste, 95%, af Mars-atmosfæren består af carbondioxid, og modsat Jordens atmosfære beskytter Mars' atmosfære ikke planetens overflade mod solens ultraviolette lys. På grund af sin større afstand til solen er solstrålingen ved Mars kun ca. 43% af hvad den er i Jordens nærhed, og dertil er den tynde Mars-atmosfære en dårlig varmeisolator: Temperaturerne på Mars er derfor lave; i gennemsnit −60 grader Celsius, med udsving mellem −140 og +20 grader. Det meste af det vand der findes på Mars, er bundet i planetens to polarkalotter, hvor det findes som "rim", blandet op med frossen carbondioxid eller tøris. Den smule der findes som vanddamp i atmosfæren, danner ind imellem store højtliggende cirrusskyer. Fra tid til anden bryder kæmpemæssige støv- eller sandstorme løs på Mars: Det kan ses fra Jorden ved at planetskivens overfladetræk udviskes helt eller delvis.

Mars' måner

cirrussky Mars har månerne Phobos og Deimos, græsk for frygt og terror, og de blev begge opdaget i 1877 af Asaph Hall. De er ganske små, irregulære ("kartoffelformede") stenblokke; afhængig af hvor man "tager mål" af dem, måler Phobos mellem 19 og 27 kilometer, og Deimos 10 til 16 kilometer. De er muligvis småplaneter der engang er blevet "indfanget" i Mars' tyngdefelt. På grund af tidevandskraften vender begge måner altid den samme side mod Mars. Phobos følger et så snævert kredsløb om Mars, at den fuldfører et omløb hurtigere end Mars roterer om sig selv: Set fra Mars-overfladen vil man opleve at Phobos står op over den vestlige horisont, mens Solen og Deimos står op i øst og går ned i vest.

Liv på Mars?

i 1880'erne mente man at have observeret nogle "linjer" på kryds og tværs hen over Mars-overfladen. Disse linjer er siden hen blevet forklaret med optiske illusioner og begrænsninger i den tids teleskoper, men dengang blev de tolket som kanaler — og "nogen", måske en højere civilisation af marsboere, måtte vel have konstrueret disse kanaler. Formodningerne om højerestående liv på Mars satte sine spor i tidens science fiction, f.eks. H.G. Wells' Klodernes Kamp fra 1898. Efterhånden som teleskoperne blev bedre, stod det klart at der hverken var kanal-anlæg eller andre spor af civilisationer at se på Mars, og man opdagede hvor ugæstfri forholdene på Mars ville være overfor jordiske livsformer. Lige inden de første rumsonder landede på Mars-overfladen gjorde man sig allerhøjest forhåbninger om simple planter, alger og lignende — langt fra den højtstående, kanal-byggende civilisation man forestillede sig i slutningen af det 19. århundrede. Måleresultaterne fra sonderne på Mars-overfladen kan ikke entydigt be- eller afkræfte teorien om liv på Mars, men til gengæld har man opdaget en række ting ved Mars der tyder på at der engang i en fjern fortid har været rigeligt med vand: Det sandsynliggør at der engang har været et måske endda frodigt liv på Mars, men noget endegyldigt bevis for dette har man endnu ikke fundet.

Rummissioner til Mars

Jorden og Mars kan kaldes hinandens "nabo-planeter" i og med de to planeter er hhv. den tredje og fjerde planet i Solsystemet talt fra Solen. Og kulde, sandstorme og vandmangel til trods, er klimaet på Mars meget mere tåleligt for mennesker og maskiner end Jordens "nabo til den anden side"; Venus. Mars er da også det første himmellegeme efter Månen der er besøgt af ubemande rumfartøjer og bliver antagelig også det første himmellegeme ud over vores egen Måne der får besøg af mennesker.

Ubemandede rumflyvninger til Mars

De første ubemandede ekspeditioner til Mars blev gennemført i 1960'erne med sonder der enten fløj forbi eller gik i kredsløb om Mars, og derfra optog nærbilleder og foretog andre observationer fra "nært" hold. I 1970'erne landsatte man de første fartøjer direkte på overfladen, hvoraf det daværende Sovjetunionen var først med et menneskeskabt instrument på Mars-overfladen. Siden 1990'erne er en række fartøjer fra USA og den europæiske rumfartsorganisation ESA blevet landsat på Mars. Følgende rumfartøjer er indtil nu, med større eller mindre held, sendt afsted til Mars:
- Cosmos 419 (Sovjetunionen)
- Mars-sonder i Mariner-programmet (USA)
- Mars-programmet (Sovjetunionen)
- "Mars-bilerne" Spirit og Opportunity (USA)
- Mars Express (ESA)
- Mars Global Surveyor (USA)
- Mars Observer (USA)
- Mars Odyssey (USA)
- Mars Pathfinder (USA)
- Phobos-programmet (Sovjetunionen)
- Viking-programmet (USA)
- Zond 2 og Zond 3 (Sovjetunionen)

Bemandede rumflyvninger til Mars

Menneskelige astronauter er meget mere fleksible end de robotter og fjernstyrede apparater vi allerede har sendt til Mars, hvilket efter nogens mening retfærdiggør de større tekniske vanskeligheder der ligger i at holde en besætning i live og i god form under en 2-3 år lang rumflyvning. USA's præsident George W. Bush har den 14. januar 2005 talt om mulighederne for en bemandet færd til Mars, og ESA har en langsigtet vision om samme mål, betegnet Aurora-programmet. Robert Zubrin fra Mars Society taler varmt for en "rejseplan" der omtales som Mars Direct: Denne plan betragtes af mange som den den mest praktiske og økonomisk overkommelige fremgangsmåde for en bemandet Mars-færd. På meget lang sigt, århundrede ude i fremtiden, mener en del videnskabsfolk at Mars kunne blive en koloni beboet af mennesker, eller måske endda ændres ved terraforming til et miljø som mennesker kan leve i direkte, uden brug af rumdragter og hermetisk lukkede boliger med egen atmosfære. Andre videnskabsfolk advarer imod ideen med at terraforme Mars, fordi vi derved afskærer os fra nogensinde at finde evt. oprindelige Mars-livsformer i mylderet af det liv vi i så fald medbringer fra Jorden.

Eksterne henvisninger

- [http://www.ing.dk/apps/pbcs.dll/article?Avis=IG&Dato=20020519&Kategori=RUMFART&Lopenr=105170010&Ref=AR 19.05.2002, Ing.dk: To nye Mars-meteoritter fundet]
- [http://www.sciencedaily.com/releases/2004/01/040114074023.htm 2004-01-14, ScienceDaily: Mars On Earth? Researchers Find Mars-like Conditions In A South American Desert]
- [http://www.sciencedaily.com/releases/2005/02/050224112321.htm 2005-03-02, Sciencedaily: Frozen Sea Discovered Near Martian Equator From 3D Images Of Mars Express] Citat: "....possibility of finding life on Mars one step closer...The discovery...of a frozen sea close to the equator of Mars has brought the possibility of finding life on Mars one step closer..."
- [http://www.sciencedaily.com/releases/2004/12/041206192315.htm 2004-12-07, Sciencedaily: Proof Positive: Mars Once Had Water, Researchers Conclude]
- [http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4727847.stm 29 July 2005, BBCNews: Ice lake found on the Red Planet] Kategori:Astronomi Kategori:Planeter Kategori:Solsystem Kategori:DK5 52.43 als:Mars (Planet) ja:火星 ko:화성 ms:Marikh simple:Mars (planet) th:ดาวอังคาร

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)

Io (måne)

Io er en af Jupiters måner, og sammen med de tre andre såkaldte galileiske måner Europa, Ganymedes og Callisto, en af de første Jupiter-måner der blev opdaget. Den har navn efter Io fra den græske mytologi; et navn der blev foreslået af Simon Marius kort efter dens opdagelse. Dette navn vandt først udbredelse i midten af det 20. århundrede — indtil da refererede faglitteraturen til Io som "Jupiter-I" (I som romertallet 1; Jupiters 1. måne talt "indefra").

Vulkanisme

Io's overflade er den yngste i solsystemet, da den hele tiden fornys af udbrud af svovl og svovldioxid der udspyes fra de nogen hundrede vulkaner der er spredt rundt på hele kloden: På de blot fire måneder der gik mellem rumsonderne Voyager 1 og Voyager 2's passage af Jupiter og dens måner, havde vulkanaktiviteten forårsaget synlige ændringer i klodens udseende, og de samme sonder tog billeder af vulkanudbrud hvorunder udbrudsmaterialet blev slynget op til 300 kilometers højde over Io-landskabet. Og i februar 2001 indtraf det hidtil største, kendte vulkanudbrud i Solsystemet på Io. Solsystemet Den almindeligt accepterede forklaring på denne intense vulkanaktivitet hænger sammen med den såkaldte Laplace-resonans der består mellem Ios, Europas og Ganymedes' omløbstider: På den tid hvor Io fuldfører 4 omløb om Jupiter, gennemfører Europa 2 og Ganymedes 1 omløb, så for hvert fjerde omløb ligger Io mellem Jupiter på den ene side, og Europa og Ganymedes på den anden side. De andre kloders tyngdefelter trækker så meget i Io, at denne "strækkes" med mere end 100 meter, men når Io igen kommer på afstand af Europa og Ganymedes, "falder" den tilbage til sin naturlige facon. Denne proces skaber den varme i Io der driver dens intense vulkanaktivitet.

Io i Jupiters magnetfelt

Io bevæger sig rundt i Jupiters stærke magnetfelt, på tværs af feltlinierne, hvilket skaber en elektrisk strøm. Godt nok bidrager det mindre til Ios varme end Jupiters, Europas og Ganymedes' tidevandskræfter, men tilfører alligevel måske mere end en terawatt, ved en spænding på 400 kilovolt. Denne spænding river også ioniserede atomer væk fra Io, og på grund af Jupiters og dens magnetfelts højre omdrejningshastighed, "slæbes" disse løsrevne, elektrisk ladede partikler fremad "foran" Io langs dens bane, hvor de danner en ringformet zone af intens stråling langs Ios omløbsbane: Denne ring ses tydeligt på ultraviolette billeder af Jupiter. Den intense stråling skaber desuden et lysfænomen i gasserne fra Ios vulkaner, der svarer til aurora polaris, eller "nordlys", i Jordens atmosfære. Og ligesom aurora polaris på Jorden kan forstyrre radiokommunikation, skaber dette fænomen også kraftig radiostøj: Fra Jorden kan man måle hvordan radiostøjen fra Jupiter stiger når Io er synlig, og falder når Io set fra Jorden er skjult bag Jupiter. radiokommunikation

Ios indre

I modsætning til de fleste måner i det ydre Solsystem mener man, at Io i sin opbygning minder om de Jord-lignende planeter, Merkur, Venus, Jorden og Mars, dvs. med en kerne af smeltede silikater. Nye data fra rumsonden Galileo tyder på at Io har en kerne af jern, evt. blandet med jernsulfid, med en radius på mindst 900 kilometer. Hvis det passer, kan man også forestille sig at Io kan have sit eget magnetfelt.

Io's landskab

Io domineres af dens mange vulkaner, men der findes også "almindelige", ikke-vulkanske bjerge, talrige søer af smeltet svovl, flere kilometer dybe gamle indsunkne vulkaner, lange lavastrømme af smeltet svovl og silikater. Det er svovl og forskellige svovlforbindelser der giver Io dens spraglede mønstre af sort, rødt, gult og hvidt, og svovlet fra vulkanerne er også med til at give Io en omend ganske tynd atmosfære af svovldioxid. als:Io (Mond) ja:イオ (衛星)

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)

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

Enceladus (måne)

Enceladus er planeten Saturns sjettestørste måne: Den blev opdaget 28. august 1789, af William Herschel, og på Herschels søn John Herschels forslag er den blevet opkaldt efter titanen Enkelados fra den græske mytologi. Der ud over kendes månen også under betegnelsen Saturn-II.

Enceladus' indre

Da rumsonden Cassini ved flere lejligheder passerede tæt forbi Enceladus, påvirkede månens tyngdekraft sondens bevægelse, og herudfra har man beregnet Enceladus' masse til 1,08·10^{20^{kilogram. Sammenholdt med dens størrelse giver dette en massefylde på 1610 kilogram pr. kubikmeter; det er kendeligt højere end andre af Saturns middelstore is-måner, og tyder på at Enceladus indeholder mere jern eller klippemateriale end de øvrige Saturn-måner. Astronomerne regner med at de senere, ud fra nøjere analyser af dataene fra Cassinis passager, kan regne sig frem til et groft "billede" af Enceladus' indre struktur.

Visse overfladedetaljer på Enceladus tyder på at der er flydende materiale under overfladen, men hvis dette flydende materiale er vand, er det lidt af et mysterium hvad der forhindrer dette vand i at fryse til is. Enceladus kredser to gange om Saturn på samme tid som månen Dione kredser én gang, og derved udsættes Enceladus for tidevandskræfter der varmer dens indre op, dog næppe nok til at holde vand flydende. En anden mulig varmekilde er radioaktivt henfald i det eventuelle jern eller klippemateriale der måtte være i Enceladus, om end denne proces i så fald har leveret mere varme tidligere i månens historie end den gør nu. En anden mulig forklaring er, at "det flydende" slet ikke er vand, men noget der smelter ved lavere temperaturer, f.eks. ammoniak, men Cassini-sondens spektrometre for synligt og infrarødt lys har ikke observeret tegn på sådanne stoffer.

Overfladen
Da rumsonden Voyager II passerede Saturn i august 1981, fik man for første gang nærbilleder af bl.a. Enceladus, som kunne fortælle noget om månens geologi. Disse billeder viser mindst fem forskellige landskabstyper; der var regioner med talrige kratre, mens andre områder er helt jævnt terræn uden kratre, bjerge eller lignende — de jævne områder grænser ofte op til områder hvor landskabet domineres af langstrakte furer. De meget få kratre i de jævne regioner tyder på at landskabet her er ungt i geologisk forstand, dvs. mindre end 100 millioner år gammelt. Enten har Enceladus aktive vulkaner der udspyr vand, som siden hen flyder ud og fryser til nye, glatte landskaber, eller også er aktiviteten først ophørt indenfor de sidste 100 millioner år. Den rene, "nye" is der dominerer det meste af overfladen gør Enceladus omtrent helt hvid og giver den Solsystemets højeste albedo; 99% af den solstråling der rammer overfladen, kastes tilbage ud i rummet. Det gør samtidig Enceladus meget kold; overfladetemperaturen er −201°C, eller kun godt 70K.

Cassini-sonden har siden taget mere detaljerede billeder af Enceladus' overflade, og vist at også de jævne terræntyper på Voyager-sondens billeder har talrige, ikke særlig dybe små furer og skrænter. Kraterlandskaberne har også smalle revner der er opstået efter at kratrene blev skabt. I kratrene ligger revnerne i mønstre der er centreret omkring kraterets midte, hvilket tyder på at revnerne hovedsageligt skyldes svagheder i de øverste få hundrede meter af overfladen.

Selv om vandig is permanent holdes langt under frysepunktet er det alligevel en anelse plastisk, så i løbet af årmillionerne "flyder" kratre i Enceladus' is-overflade ud og bliver mindre skarpe i konturen. I den slags "udflydte" kratre ser man tit at bunden af krateret hæver sig som en "bule" midt i krateret.

plastisk
Enceladus viser tegn på pladetektonik; bl.a. gennemkrydses en del kratre af revner, hvor krater-delene på hver sin side af revnen ligger forskudt i forhold til hinanden. Disse revner kan være op til 200 kilometer lange, 5-10 kilometer brede, og op til en kilometer dybe. Disse furer ser ud til at være skabt for geologisk set "kort" tid siden; de er meget skarpe i konturerne, og skærer igennem ældre, mere deformerede landskaber. Revnerne blotlægger materiale med en udpræget blå overflade. Den furede terræntype på Enceladus ligner tilsvarende, lyse, furede områder på Jupiter-månen Ganymedes, men mens Ganymedes' furer er temmelig parallelle, danner furerne på Enceladus meget mere komplekse mønstre.

Atmosfære over sydpolen
Cassini-sonden har afsløret endnu en terræntype omkring Enceladus' sydpol: Det er en meget ung landskabstype med samme blålige formationer af vandig is som ved nyere revner andre steder på Enceladus, blot på et vandret terræn i stædet for op ad de stejle sider i en revne. Man formoder at de blå områder endnu ikke er blevet dækket af støv fra E-ringen i Saturns planetring. Flere instrumenter på Cassini-sonden har sporet en ganske tynd atmosfære af primært vanddamp og brint over dette område: Da Enceladus' tyngdekraft er for svag til at "holde" på en atmosfære, må der være noget der hele tiden fornyer den atmosfære man har fundet omkring sydpolen. Infrarøde målinger viser at Enceladus her er ca. 15, og enkelte steder op til 40 °C varmere end forventeligt, og sammenholdt med den meget unge terræntype giver det astronomerne anledning til at tro at Enceladus' sydpol-region er geologisk aktiv i dag.

Enceladus og Saturns E-ring
Cassini-sonden har også bekræftet formodninger om, at Enceladus er leverandør af materiale til E-ringen i Saturns omfattende system af planetringe: Koncentrationen af støvpartikler er stærkt forhøjet i rummet lige omkring Enceladus. Man mener at nedslag af mikrometeoritter slår mikroskopiske ispartikler løs fra overfladen: Nogle af dem undslipper helt Enceladus, og bliver til hovedbestanddelen i E-ringen. Noget af materialet i ringen falder ned på Enceladus igen, og tilslører nydannede formationer af blålig is.

Kategori:Saturns måner

ja:エンケラドゥス (衛星)

Dione (måne)
Dione er planeten Saturns fjerdestørste måne: Den blev opdaget 21. marts 1684, af Giovanni Cassini, og har også betegnelsen Saturn IV. Den må ikke forveksles med småplaneten 106 Dione.

Navngivning
Giovanni Cassini, der opdagede både denne måne og Iapetus, Rhea og Tethys, foreslog selv at kalde dem for Lodicea Sidera ("Ludvigs stjerner") til ære for Ludvig 14. af Frankrig. Men i stedet blev det romertals-betegnelserne Saturn I til Saturn V der vandt udbredelse blandt astronomerne. Navnene på disse måner samt Enceladus og Mimas blev foreslået af John Herschel i hans publikation fra 1847; Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope. Hans navneforslag kommer fra titanerne fra den græske mytologi.

Diones indre
Ligesom de øvrige Saturn-måner består Dione primært af is, men månens relativt høje massefylde tyder på at den må have et ikke ubetydeligt indhold af tungere stoffer, f.eks. klippemateriale. Titans massefylde er noget højere, men det skyldes Titans større masse, som presser dens inderste dele sammen.

Diones overflade
Titans
Dione ligner på mange måder Rhea, om end Dione er kendeligt mindre: De har nogenlunde samme bestanddele og varierede terræn. Begge har bunden rotation omkring Saturn, og der er markante forskelle på den side der vender hhv. fremad og bagud i forhold til månens bevægelsesretning. Den side af Dione der vender "fremad", har en jævn, lys farve og talrige kratre, mens den "bagudvendte" side har et usædvanligt netværk af "tågede", lyse streger på en mørk baggrund: Disse streger var længe lidt af et mystrium, men rumsonden Cassinis billeder viste hvad tidligere billeder ikke var tilstrækkelig detaljerede til: Stregerne er talrige små lyse skrænter og kløfter af is, der på mindre detaljerede billeder ser utydelige eller "tågede" ud.

De største kratre er op til 100 kilometer i diameter, og disse store kratre findes primært i de områder hvor der i forvejen er flest kratre. I andre områder med færre kratre, er de enkelte kratre mindre end 30 kilometer. Som på Jupiter-månen Callisto er kratrene på Dione ikke helt så skarpe i konturerne som på Månen og Merkur, eftersom Diones is "synker sammen" efterhånden som årmillionerne går.

Kategori:Saturns måner

ja:ディオネ (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)

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)

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

Oberon (måne)
Oberon 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. Oberon har navn efter elverkongen Oberon fra A Midsummer Night's Dream. Oberon kendes desuden under betegnelsen Uranus IV.

Oberons overflade
De eneste nærbilleder af Oberon stammer fra rumsonden Voyager II's forbiflyvning i januar måned 1986: På dette tidspunkt vendte den sydlige halvkugle mod solen, så kun denne del af Oberon er blevet studeret fra nært hold.

Oberon består af omkring 50% vand-is, 20% frossen metan og kulstof/kvælstof-forbindelser, samt 30% silikater (klippemateriale). Overfladen er et gammelt is-landskab med talrige kratre; i bunden af mange af disse kratre ses et mørkt materiale. Der ud over er der meget lidt på Oberons overflade der tyder på et "geologisk" aktivt indre.

ja:オベロン

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)

Nereid
Nereid er en af planeten Neptuns måner: Den blev opdaget den 1. maj 1949 af Gerard P. Kuiper. Den er opkaldt efter nereiderne, hav-nymferne fra fra den græske mytologi. Månen Nereid kendes desuden også under betegnelsen Neptun II (II er romertallet for 2).

Indtil man i 2002 og 2003 opdagede 5 nye Neptun-måner, havde Nereid den største baneradius blandt de kendte måner omkring Neptun: Gennemsnitsafstanden mellem Nereid og Neptun er godt 5½ million kilometer, men da dens omløbsbane er stærk excentrisk, dvs. meget "langstrakt", varierer denne afstand mellem 1,35 og godt 9,6 milloner kilometer — det er den mest langstrakte omløbsbane for nogen kendt naturlig måne i Solsystemet.

Nereids usædvanlige omløbsbane lader ane at månen muligvis er en småplanet eller et legeme fra Kuiper-bæltet der engang er blevet "indfanget" i kredsløb om Neptun. En anden mulighed er, at Nereid blev kraftigt forstyrret da Neptuns største måne Triton blev "indfanget" i et lukket kredsløb om Neptun.

Da rumsonden Voyager II fløj forbi Neptun og dens måner i 1989, kom den aldrig tæt nok på Nereid til at tage detaljerede nærbilleder; billederne af Nereid viser ingen overfladedetaljer, kun at der er tale om en irregulær ("kartoffelformet") klode.

Kategori:Neptuns måner

Charon (måne)
Charon er den eneste kendte måne der kredser om planeten Pluto. Den blev fundet 22. juni 1978 af astronomen James Christy som opdagede at billeder af Pluto til tider havde en lille "udbulning". Denne "bule" fik den midlertidige betegnelse S/1978 P 1. Christy foreslog navnet "Charon" efter færgemanden der i græsk mytologi sejlede de døde til dødsriget. Dette navn blev vedtaget af den}}