De dichtheid van de planeten

De acht planeten in ons zonnestelsel variëren nogal in grootte, massa en dichtheid. De vier binnenste planeten zijn allemaal aardse planeten. Ze bestaan voornamelijk op silicaatgesteente en metalen en hebben een vast oppervlak.

De vier buitenste planeten worden gasreuzen (en/of ijsreuzen) genoemd. Ze bestaan voornamelijk uit waterstof, helium en water dat in verschillende fysische toestanden voorkomt. Deze planeten zijn groter in grootte en massa maar hun gemiddelde dichtheid is veel lager. Er is ook een groot verschil in dichtheid tussen de binnenste en de buitenste lagen die er voor zorgt dat sommige materialen vloeibaar zijn en anderen zo compact dat ze zo vast als gesteente worden.

De dichtheid speelt ook een belangrijke rol bij het bepalen van de zwaartekracht aan het oppervlak van een planeet en is belangrijk om te begrijpen hoe een planeet is ontstaan. Na het ontstaan van de Zon in het centrum van ons zonnestelsel ontstonden de planeten uit een proto-planetaire schijf. De Aardse planeten ontstonden uit stofkorrels in de binnenste delen van het zonnestelsel en de planeten in de buitenste delen van het zonnestelsel trokken genoeg materie aan zodat hun zwaartekracht genoeg was om de restanten gas van de zonnenevel vast te houden.

Hoe meer gas ze vast konden houden hoe groter ze werden. En hoe groter ze werden hoe meer materie ze konden aantrekken totdat ze een kritiek punt bereikten. De gasreuzen Jupiter en Saturnus groeiden exponentieel maar de ijsreuzen Neptunus en Uranus, die slechts een paar keer de massa van de Aarde aan gas konden vangen, bereikten nooit dat kritieke punt. In alle gevallen is de dichtheid uitgedrukt in gram per kubieke cm (g.cm-3).

De dichtheid van Mercurius
Mercurius in valse kleuren.
Valse kleuren opname van Mercurius. De blauw gekleurde delen zijn rijk aan koolstof. Credit: NASA/JHUAPL

Mercurius is een Aardse planeet die is opgebouwd uit metalen en silicaten. De gemiddelde dichtheid van Mercurius is de op één na hoogste in het zonnestelsel. De gemiddelde dichtheid van Mercurius bedraagt 5,427 g.cm-3 en is daarmee een beetje lager dan de gemiddelde dichtheid van de Aarde die 5,515 g.cm-3 bedraagt. Echter, als je het effect van de gravitationele samenpersing meeneemt, waarbij de effecten van de zwaartekracht de grootte van een object verkleinen en de dichtheid vergroten, dan heeft Mercurius een grotere dichtheid dan de Aarde. De ongecomprimeerde dichtheid van Mercurius bedraagt 5,3 g.cm-3 terwijl de ongecoprimeerde dichtheid van de Aarde 4,4 g.cm-3 bedraagt.

Deze gegevens kunnen ook gebruikt worden om iets af te leiden over de binnenste structuur. Mercurius is vergeleken met de Aarde veel kleiner waardoor de binnenste regio’s van de planeet veel minder aan compressie onderhevig zijn. De grote dichtheid is daarom vermoedelijk te danken aan een grote, ijzerrijke kern. Metalen als nikkel en ijzer zijn voor ongeveer 70% verantwoordelijk voor de totale massa van de planeet. Dat is veel meer dan bij de andere planeten. De overige 30% worden gevormd door silicaathoudende gesteentes.

Om dit te kunnen verklaren zijn er verschillende theorieën opgesteld. De meest gangbare stelt dat Mercurius in het verleden een veel dikkere silicaathoudende korst had. Deze korst is grotendeels verdwenen toen een grote planetesimaal in botsing kwam met de planeet. De zwaartekracht aan de oppervlakte bedraagt 3,7 m.s-2 en dat komt over een met 0,38 * de zwaartekracht van de Aarde.

De dichtheid van Venus
Het dikke wolkendek van Venus
Het dikke wolkendek van Venus maakt het onmogelijk om met optische middelen het oppervlak te bestuderen

Venus is de tweede planeet vanaf de Zon. Venus heeft een gemiddelde dichtheid van 5,242 g.cm-3. Ook deze dichtheid komt in de buurt van de dichtheid van de Aarde. Er is nog veel onbekend over de geologie en de seismologie van de planeet maar astronomen hebben wel een goed beeld over de samenstelling en de inwendige structuur van de planeet. Deze kennis is gebaseerd op relatieve schattingen van de grootte, massa en dichtheid.

Men denkt dat de interne structuur van Venus erg veel lijkt op die van de Aarde; de planeet bestaat uit een kern, een mantel en een korst. Net zoals bij de Aarde bestaat het binnenste van Venus voornamelijk uit ijzerrijke mineralen. De mantel en de korst zijn opgebouwd uit silicaathoudende gesteentes. Omdat Venus iets kleiner is dan de Aarde is de druk in het binnenste ook ongeveer 24% lager dan op Aarde.

Omdat Venus en de Aarde in hetzelfde tempo afkoelen denkt men dat de kern van Venus tenminste gedeeltelijk vloeibaar moet zijn. Echter, er is geen magnetosfeer rond Venus gevonden en dus zijn er astronomen die dit in twijfel trekken en stellen dat de kern uniform in temperatuur moet zijn terwijl weer anderen stellen dat de kern afgekoeld en vast moet zijn. Ook zijn er astronomen die stellen dat Venus helemaal geen kern heeft.

De dichtheid van de Aarde
De Maan De Maan is het enige hemellichaam dat we ‘s nachts heel gemakkelijk kunnen waarnemen. Dat wil zeggen als de Maan er is. De Maan is ‘s nachts prominent aanwezig tot ze soms enige nachten niet zichtbaar is. Het ritme van de maanfases begeleidt de mensheid al vele millennia. Zo zijn de kalendermaanden ongeveer gelijk aan de tijd die nodig is om van de ene naar de andere Volle Maan te komen. De fases van de Maan en de baan van de Maan leidden in het verleden tot veel vragen. Zo zien we bijvoorbeeld altijd dezelfde zijde van de Maan. Dit komt omdat de Maan in zowel 27,3 dagen om zijn as draait als om de Aarde. We zien of de Volle Maan, Halve Maan of geen maan (Nieuwe Maan) doordat de Maan het zonlicht reflecteert. Hoeveel we van de Maan zien is afhankelijk van de positie van de Maan ten opzichte van de Aarde en de Zon. Hoewel de Maan een satelliet is van de Aarde is ze met een diameter van 3475 kilometer groter dan Pluto (er zijn nog vier andere manen in ons zonnestelsel die nog groter zijn). De Maan is 27% van de grootte van de Aarde. Deze verhouding van ongeveer 1:4 is veel kleiner dan bij de andere planeten en hun manen. Dit betekent dat de Maan een grote invloed uitoefent op onze planeet en er mogelijk mede voor verantwoordelijk is dat er hier leven is. Hoe is de Maan ontstaan? De leidende theorie over het ontstaan van de Maan is dat ze is gevormd uit een grote inslag op Aarde. Hierbij werd genoeg materiaal de ruimte in geslingerd om de Maan te vormen. Deze inslag zou hebben plaatsgevonden toen de Aarde nog grotendeels gesmolten was. Het object dat op de Aarde insloeg had ongeveer een massa van 10% van de Aarde. De Aarde en de Maan hebben dezelfde samenstelling. Wetenschappers leidden hieruit af dat deze inslag ongeveer 95 miljoen jaar na het ontstaan van de Aarde moet hebben plaatsgevonden. Alhoewel de inslagtheorie de meest gangbare theorie is is er een discussie gaande waarin men stelt dat de Maan ook kan zijn ontstaan doordat twee kleinere manen met elkaar in botsing zijn gekomen om zo één grote maan te vormen. Een derde theorie suggereert dat de Aarde de Maan van Venus heeft “gestolen”. Interne structuur De Maan heeft vermoedelijk een hele kleine kern die slechts 1 tot 2% van de totale massa van de Maan omvat. De kern heeft een doorsnede van ongeveer 680 kilometer en bestaat voornamelijk uit ijzer maar er zouden ook grote hoeveelheden zwavel en andere elementen voor kunnen komen. De rotsachtige mantel is ongeveer 1330 kilometer dik en bestaat uit compact gesteente dat rijk is aan ijzer en magnesium. In het verleden heeft magma zich een weg gezocht door de mantel heen naar het oppervlak van de Maan. Gedurende meer dan een miljard jaar was er vulkanische activiteit op de Maan maar die vulkanische periode ligt inmiddels wel al meer dan drie miljard jaar achter ons. De korst aan het oppervlak heeft een dikte van 70 kilometer. Het buitenste deel van de korst is bekraterd en onder het oppervlak gebroken door de vele inslagen die in het verleden hebben plaatsgevonden. Dieper de korst in op ongeveer 10 kilometer is het materiaal nog allemaal intact. Samenstelling van het oppervlak Net zoals de vier binnenste planeten is de Maan rotsachtig. Het oppervlak is zwaar bekraterd als gevolg van de vele inslagen miljoenen jaren geleden. Omdat er geen weer is op de Maan vindt er geen erosie van de kraters plaats. Het oppervlak van de Maan bestaat, op gewichtsbasis, voor ongeveer 43% uit zuurstof, 20% silicium, 19% magnesium,3% aluminium, 0,42% chroom, 0,18% titanium en 0,12% mangaan. Met ruimtesondes zijn sporen van water gevonden dat mogelijk afkomstig is diep uit de ondergrond. De atmosfeer van de Maan De Maan heeft een hele ijle atmosfeer. Een stoflaag of een voetafdruk zal eeuwenlang intact blijven. Omdat er nauwelijks een atmosfeer is wordt warmte niet vastgehouden hetgeen er voor zorgt dat de temperatuur aan het oppervlak sterk kan variëren. Aan de zonzijde van de Maan kan de dagtemperatuur oplopen tot 134 °C en aan de donkere zijde kan de nachttemperatuur zakken tot -153 °. Baankenmerken Gemiddelde afstand tot de Aarde: 384.400 km Perigeum (kleinste afstand tot de Aarde): 363.300 km Apogeum (grootste afstand tot de Aarde): 405.500 km Relatie baan/Aarde De aantrekkingskracht van de Maan trekt aan de Aarde waardoor er voorspelbare pieken en dalen optreden in het zeeniveau. We noemen dit de getijden. Deze getijden treden ook op in meren, de atmosfeer en binnen de aardse korst maar ze zijn hier wel veel minder prominent meetbaar. Als het water omhoog wordt gestuwd noemen we dit vloed en als het water zakt noemen we dit eb. Als gevolg van de aantrekkingskracht treedt vloed op aan de zijde van de Aarde die zich het dichtste bij de Maan bevindt. Vloed is ook zichtbaar aan de zijde van de Aarde die zich het verste van de Maan bevindt. Dit komt door de traagheid van het water. Tussen deze twee vloedgebieden in is het eb. De aantrekkingskracht van de Maan vertraagt ook de rotatie van de Aarde. Dit noemen we het remmen als gevolg van getijde-energie. Per eeuw neemt de lengte van de dag hierdoor toe met 2,3 milliseconden. De energie die de Aarde verliest wordt opgevangen door de Maan die zich als gevolg hiervan met 2,3 centimeter per jaar van de Aarde verwijderd. De aantrekkingskracht van de Maan heeft mogelijk mede een rol gespeeld bij het bewoonbaar maken van de Aarde doordat de tolling van de draaiings-as van de Aarde wordt afgevlakt hetgeen heeft geleid tot een stabiel klimaat gedurende miljarden jaren waardoor leven zich goed heeft kunnen ontwikkelen. De Maan heeft de vorm van een ei en die vorm is vermoedelijk ontstaan onder invloed van de aantrekkingskracht van de Aarde. Maansverduisteringen Tijdens een verduistering staan de Maan, de Aarde en de Zon op één lijn. Een maansverduistering vindt plaats als de Aarde zich tussen de Zon en de Maan door beweegt en de schaduw van de Aarde de Maan bedekt. Een maansverduistering kan alleen plaatsvinden tijdens Volle Maan. Een zonsverduistering treedt op als de Maan zich tussen de Zon en de Aarde door beweegt en de schaduw van de Maan op de Aarde valt. Een zonsverduistering kan alleen plaatsvinden bij Nieuwe Maan. Seizoenen De Aardas maakt een hoek ten opzichte van de ecliptica. De ecliptica is het denkbeeldige vlak waarin de Aarde om de Zon draait. Dit betekent dat het noordelijk en het zuidelijk halfrond soms naar de Zon toe wijzen of van de Zon afwijzen afhankelijk van de tijd van het jaar. Hierdoor varieert de hoeveelheid licht dat ze ontvangen; dit veroorzaakt de seizoenen. De hoek van de Aardas bedraagt 23,5° maar de hoek die de rotatie-as van de Maan maakt bedraagt slechts 1,5°. Op de Maan is dus nauwelijks sprake van seizoenen. Dit betekent ook dat sommige gebieden altijd door de zon worden verlicht terwijl andere plaatsen altijd zijn verstoken van direct zonlicht. Onderzoek en verkenning Er waren oude volken die de Maan zagen als een kom gevuld met vuur. Anderen zagen de Maan als een kopie van de Aarde met zeeën en land. De oude Grieken wisten dat de Maan een bol was in een baan om de Aarde en dat het licht van de Maan in feite gereflecteerd zonlicht is. De Grieken dachten ook dat de donkere gebieden op de Maan zeeën waren en de heldere gebieden land. Dit is nog steeds zichtbaar in de huidige naamgeving van structuren op de Maan waarin maria en terrea terugkomen: Latijn voor zeeën en land. Galileo Galilei was de eerste astronoom die een telescoop gebruikte om de Maan wetenschappelijk te bestuderen. Hij beschreef in 1609 een ruw bergachtig landschap dat er heel anders uitzag dan de mensen in die tijd dachten dat het zou zijn. In 1959 was het de Sovjet-Unie die als eerste natie een sonde op de Maan te pletter liet slaan en die de eerste foto’s van de achterzijde van de Maan maakte. In 1969 waren het Amerikaanse astronauten die als eerste voet zetten op de Maan. Er werden vijf succesvolle Maanmissies uitgevoerd waarbij 382 kg gesteente en bodemmateriaal mee terug werd gebracht naar de Aarde. De Maan is tot nu toe nog steeds het enige hemellichaam dat door mensen is bezocht. Pas in de jaren 90 van de vorige eeuw kreeg het onderzoek van de Maan weer een nieuwe impuls met de Clementine- en de Lunar Prospector-missies die door de NASA werden uitgevoerd. Beide missies toonden aan dat er vermoedelijk water aan de polen van de Maan voorkomt. Dit werd in 2009 bevestigd door de Lunar Reconnaissance Orbiter-missie in samenwerking met de Lunar Crater Observation and Sensing Satellite-missie. In 2011 maakte de Lunar Reconnaissance Orbiter de beste kaart van de Maan tot nu toe. In 2013 voerde China een historische missie uit door een robot-autootje op de Maan te plaatsen. Het zijn niet alleen naties die belangstelling hebben in de Maan maar ook particuliere organisaties die onderzoeken of er iets te verdienen valt aan de Maan.
De grootte van de Maan vergeleken met de Aarde

Van alle planeten in het zonnestelsel heeft de Aarde de grootste dichtheid. De dichtheid van de Aarde bedraagt 5,514 g.cm-3. De dichtheid van de Aarde wordt gebruikt als de standaard waarmee de dichtheid van de andere planeten wordt vergeleken. De combinatie van de grootte, massa en dichtheid van de Aarde leidt tot een zwaartekracht aan de oppervlakte van 9,8 m.s-2. Ook dit wordt gebruikt als standaard voor de bepaling van de zwaartekracht aan het oppervlak van andere planeten.

De kern van de Aarde kunnen we verdelen in en vaste binnenste kern en een vloeibare buitenkern. De binnenkern heeft een doorsnede van ongeveer 1120 kilometer en bestaat voornamelijk uit ijzer en nikkel. De buitenkern strekt zich uit tot een straal van 3400 kilometer. De buitenkern draait tegengesteld aan de Aarde zelf en men denkt dat dit verantwoordelijk is voor de magnetosfeer van de Aarde. Net zoals bij de andere planeten neemt de dichtheid toe naarmate je de dieper naar de kern gaat. In de binnenkern van de Aarde bedraagt de dichtheid 12.600 tot 13.000 kg.m-3.

De dichtheid van Mars

Ook Mars is een Aardse planeet die bestaat uit een compacte metallische kern, een mantel bestaande uit silicaten en een korst. De gemiddelde dichtheid van Mars is lager dan die van de Aarde en wordt geschat op 3,933 g.cm-3. Deze dichtheid neemt toe naarmate je de kern nadert. De kern van Mars bestaat voornamelijk uit ijzer en nikkel, de mantel uit silicaathoudend gesteente.

De huidige modellen stellen dat de kern een straal heeft van 1794 ± 65 kilometer en voornamelijk bestaat uit ijzer en nikkel en ongeveer 16-17% zwavel. De korst van Mars is gemiddeld 50 kilometer dik met een maximale dikte van 125 kilometer. De zwaartekracht aan de oppervlakte bedraagt 3,711 m.sec-2.

De dichtheid van Jupiter
Jupiter & de Aarde
Jupiter vergeleken met de Aarde

Jupiter is een gasreus. Dat wil zeggen dat de planeet voornamelijk uit gassen en vloeibaar materiaal bestaat. Jupiter heeft een lagere dichtheid dan de Aardse planeten. De dichtheid van Jupiter bedraagt 1,326 g.cm-3. Ondanks de enorme grootte en massa van de planeet is de dichtheid erg laag en dat komt omdat de planeet voornamelijk uit gassen bestaat die als gas, vloeistof of zelfs als vaste stof voorkomen.

Er is een groot verschil in dichtheid tussen de buitenste gaslagen en de kern. Men denkt dat de kern van de planeet bestaat uit gesteente die wordt omringd door een laag metallisch waterstof. In de buitenste lagen, die voornamelijk uit waterstof en helium bestaan is de dichtheid ongeveer 0,0002 g.cm-3. De dichtheid van water bedraagt 1 g.cm-3.

Onder deze gaslagen komt waterstof in vloeibare vorm voor. Daar stijgt de dichtheid tot 0,5 g.cm-3 en op de scheidslijn met de laag metallisch waterstof is de dichtheid gestegen tot ongeveer 1 g.cm-3. De laag metallisch waterstof heeft een geschatte dichtheid van 4 g.cm-3 en dat is vergelijkbaar met de dichtheid van Mars. In de kern bedraagt de dichtheid 25 g.cm-3. De samenstelling van de kern is overigens nog steeds een punt van discussie onder de wetenschappers.

De gemiddelde dichtheid van Jupiter is lager dan die van de Aardse planeten maar door zijn enorme grootte en massa is de zwaartekracht op de planeet toch erg groot. Gemeten aan het oppervlak (de toppen van de wolken waar een druk van 1 atmosfeer heerst) bedraagt de zwaartekracht 24,79m.s-2 en dat is 2,5 keer zo groot als de zwaartekracht op Aarde.

De dichtheid van Saturnus
Saturnus en enkele van zijn grote manen
Saturnus en enkele van zijn grote manen

Saturnus heeft de laagste dichtheid van alle planeten. De dichtheid van Saturnus bedraagt 0,687 g.cm-3. Dit is lager dan de dichtheid van water en dat betekent dat de planeet, zou het uitvoerbaar zijn, blijft drijven op water. Net zoals bij de andere gasplaneten is er wel een groot verschil in dichtheid tussen de binnenste en de buitenste zones van de planeet. De buitenste lagen van de planeet bestaan uit elementair waterstof en helium terwijl de kern van de planeet vermoedelijk uit gesteente bestaat.

Omdat de planeet veel groter en en meer massa bevat dan de Aarde is ook de zwaartekracht aan het oppervlak veel groter: 10,44 m.s-2.

De dichtheid van Uranus
Uranus en de Aarde
Uranus vergeleken met de Aarde

Uranus heeft een gemiddelde dichtheid van 1,27 g.cm-3. De planeet bestaat naast gassen als helium en waterstof voornamelijk uit vluchtige soorten ijs als water, ammoniak en methaan. Om een onderscheid te maken met Jupiter en Saturnus worden Uranus en Neptunus ook wel de ijsreuzen genoemd.

Uranus is opgebouwd uit drie verschillende lagen. De planeet heeft een kern bestaande uit gesteente en een buitenste laag bestaande uit waterstof en helium. De middelste laag bevat een ijsachtige mantel in plaats van een laag van vloeibaar waterstof zoals Jupiter en Saturnus dat hebben. Het voorkomen van methaan in de atmosfeer geeft Uranus ook zijn specifieke kleur.

Uranus heeft, uitgaande van grootte, massa en dichtheid een zwaartekracht aan de oppervlakte van 8,69 m.s-2.

De dichtheid van Neptunus
Neptunus vergeleken met de Aarde
Neptunus vergeleken met de Aarde

De gemiddelde dichtheid van Neptunus bedraagt 1,638 g.cm-3 en daarmee heeft Neptunus de grootste dichtheid van alle gasreuzen. Net zoals Uranus bestaat Neptunus voor een groot deel uit vluchtige gassen. Het binnenste van Neptunus bestaat uit een compacte kern die bestaat uit silicaten en metalen, een mantel die voornamelijk is samengesteld uit water-, ammoniak- en methaanijs. En een atmosfeer bestaande uit waterstof-, helium- en methaangas.

De hoge concentraties methaan in de atmosfeer van Neptunus zorgen ervoor dat de planeet een donkerdere blauwe kleur heeft dan Uranus. De zwaartekracht aan het oppervlak van Neptunus bedraagt 11,15 m.s-2.

Zoals je hebt kunnen lezen in er veel variatie in de dichtheid van de planeten in ons zonnestelsel. De aardse planeten die zich dicht bij de Zon bevinden hebben een hoge dichtheid en de grote gasplaneten verder weg van de Zon hebben een veel lagere dichtheid.

PlaneetDichtheid (g.cm-3)
Mercurius5,427
Venus5,242
Aarde5,514
Mars3,933
Jupiter1,326
Saturnus0,687
Uranus1,27
Neptunus1,638

Eerste publicatie: 2 juli 2016
Bron: UniverseToday