Fantastiske Voyagers Uranus-passering

Av Erik Tronstad

Innledning

Voyager 2 ble skutt opp fra Kennedy Space Center 20. august 1977, før søstersonden Voyager 1. Sistnevnte tok imidlertid senere igjen og fløy forbi Voyager 2. Derfor passerte også Voyager 1 Jupiter og Saturn før Voyager 2, henholdsvis 5. mars 1979 og 12. november 1980, mens Voyager 2 fulgte etter 9. juli 1979 og 25. august 1981. For Voyager 1 valgte man en bane ved Saturn som førte sonden nært forbi planetens største måne, Titan. Banen var slik at sonden senere ikke vil passere nær flere planeter. Fordi passeringen av Titan var meget vellykket, ble det bestemt at Voyager 2 skulle følge en bane forbi Saturn som også ville bringe den nært forbi Uranus, med mulighet for deretter å foreta en tilsvarende nærpassering av Neptun.

Etter å ha vært på vei bort fra Jorden i over 8 år, begynte Voyager 2 i begynnelsen av november 1985 med planmessige observasjoner av Uranus, selv om de første bildene av planeten alt ble tatt sommeren 1985. Den største spenningen i forbindelse med denne historiske passeringen var vel for det meste knyttet til hva nærbildene av de fem kjente Uranus-månene ville vise, om nye måner og ringer ville bli oppdaget, hva nærobservasjoner av ringene ville vise, og om det ville bli mulig å se trekk i planetens atmosfære. Forventningene og spenningen blant de som fulgte ferden, steg jo nærmere planeten Voyager 2 kom. Punktet i banen nærmest Uranus ble passert klokken 19.00 norsk tid fredag 24. januar 1986. Romsonden var da omtrent 80 000 km fra toppen av skylaget på Uranus.

De ansvarlige for driften av sonden og kommunikasjonen med den, fikk seg en støkk i livet bare én uke før dette skjedde. Så sent som 18. januar begynte de å motta bilder fulle av svarte striper. Problemet viste seg å ligge i en prosessor som bearbeider bildedataene før de sendes til Jorden. Man fant ut at årsaken var at ett eneste element i en integrert krets i prosessoren hadde sviktet. Denne ble omgått ved å endre programmet om bord slik at det unngikk dette elementet. Sent om kvelden 20. januar var prosessoren i drift igjen. De første normale bildene ble mottatt klokken 16.07 21. januar, bare vel 3 døgn før nærpasseringen.

I skrivende stund har forskerne bare så vidt fått sett på noe av observasjonsmaterialet fra nærpasseringen. Likevel er det klart at dataene fra Voyager 2 har gitt forskerne mange ganger mer informasjon om Uranus-systemet enn det man til sammen hadde lært om planeten fra den ble oppdaget i 1781 og fram til Voyager-passeringen. Jeg skal i denne artikkelen kort bare nevne noen av de viktigste resultatene fra denne begivenheten.

Observasjonene av Uranus

Uranus er den planeten hvor rotasjonsaksen avviker mest fra å stå vertikalt på baneplanet. Aksens helning er hele 98°, slik at den ligger nesten i planetens baneplan. Da Voyager 2 kom fram til Uranus, vendte planetens sydpol mot Solen, slik at sonden faktisk fløy inn mot polen nesten vinkelrett på ekvatorplanet.

Siden Uranus er så langt fra Solen, mottar planeten 400 ganger mindre lys og varme enn Jorden, noe som fører til svært lave temperaturer. Man må et godt stykke ned i atmosfæren før man treffer på områder hvor temperaturene er såpass høye at det dannes skyer og andre trekk som kan skilles fra omgivelsene. Hydrogenet i atmosfæren sprer imidlertid lys godt og ser derfor ut som et dislag, noe som bidrar til å skjule interessante trekk dypt nede i atmosfæren. På grunn av dette hadde man ikke ventet å observere særlig mange trekk i atmosfæren. Voyager fotograferte likevel enkelte atmosfæretrekk og fulgte noen av dem etter hvert som de roterte rundt planeten. Generelt ga imidlertid Uranus-atmosfæren et nokså blasst inntrykk i forhold til atmosfærene til Jupiter og Saturn.

Over Uranus' sydpol (den som vendte inn mot Solen under passeringen) så man en brunlig dis, og man observerte også noen skyer i atmosfæren. Skyene, som befant seg på forskjellige bredder, roterte rundt planeten med ulike hastigheter. Dette tyder på at det er vinder i atmosfæren, noe som gjorde det umulig å bestemme planetens rotasjonstid på denne måten. Det greide man imidlertid på andre måter, og kunne dermed si at vindene har hastigheter på opptil 350 km/t.

Målinger viste omtrent samme temperatur i de lavere delene av atmosfæren over begge polområdene, både over det polområdet som vendte mot Solen og det som lå i skygge. Foreløpige resultater tyder imidlertid på at polen som lå i skyggen kanskje var noe varmere i stratosfæren enn den solbelyste polen.

Voyager observerte også hvordan temperaturene i atmosfæren varierer med bredden fra ekvator. Det viste seg at temperaturene ved høye bredder (nær polene) er omtrent de samme som rundt ekvator. Ved omtrent 40° bredde var det imidlertid et markert fall i temperaturen langs et 10-15° bredt bånd.

Temperaturene i atmosfæren kan avhenge av faktorer som absorpsjon av sollys, dynamikken bak varmefordelingen og mulige bidrag fra en indre varmekilde. Selv om det her ennå er mange ubesvarte spørsmål, synes det klart at dynamikken i atmosfærens meteorologi har mye å si for temperaturvariasjonene. Både Jupiter, Saturn og Neptun har indre energikilder som varmer opp atmosfæren nedenfra. Alle tre sender ut omtrent dobbelt så mye energi som de mottar fra Solen. For Uranus er bildet her noe mer uklart. Enkelte bakkebaserte observasjoner tyder på at planeten kan ha en meget svak indre energikilde, men andre har ikke kunnet se tegn til dette. De foreløpige analysene av Voyager-dataene har ikke gitt noe endelig svar på hvorvidt Uranus har en indre energikilde eller ikke. Nærmere analyser av disse dataene vil ventelig kunne avklare dette spørsmålet.

På Uranus' skyggeside oppdaget Voyager polarlys i området rundt magnetpolen. Polarlyset tok del i planetens rotasjon.

Elektroglød

Voyagers ultrafiolette spektrometer oppdaget en form for stråling fra Uranus som tidligere bare har vært observert på Jupiter og Saturn. Strålingen er så forskjellig fra strålingsformer fra Jorden at Voyager-forskerne har kalt den «elektroglød». Den oppstår ved at elektroner kolliderer med hydrogenmolekyler på planetens dagside, men ikke på nattsiden. Stråling fra Solen sendes på en eller annen måte ut igjen med mange ganger så mye energi som den opprinnelige strålingen. Dette skjer gjennom en prosess som er koblet til en mekanisme i atmosfæren.

Energien fra Solen er ikke på langt nær høy nok til å kunne være kilden til denne strålingen, men den er nødvendig for at mekanismen skal fungere. Denne egenskapen er en av særegenhetene som skiller elektrogløden fra andre strålingsformer som polarlys og luftglød. Fenomenets energikilde er uvanlig ved at den befinner seg godt over planetes homopause. Homopausen er den nederste grensen for det laget hvor bare lettere stoffer som atmoært og molekylært hydrogen og helium observeres. Forskerne mener Uranus vil gi viktige opplysninger som vil bidra til å øke forståelsen av elektrogløden og hvordan dette fenomenet er forbundet med magnetosfæren.

Magnetfeltet rundt Uranus

Alt før Voyager 2 kom fram til Uranus, begynte sonden å registrere radiostråling fra planeten, et klart tegn på at den har et magnetfelt. Observasjonene viste at hver magnetpol ligger hele 55° fra nærmeste geografiske pol. Sagt på en annen måte danner magnetfeltets akse en vinkel på 55° med planetens rotasjonsakse. Dette er mer enn for noen annen planet i Solsystemet.

At planeten har et magnetfelt og den store vinkelen mellom feltet og Uranus' rotasjonsakse, legger betydelige begrensninger på modeller av planetens indre. Det synes helt klart at det inni planeten må være et elektrisk ledende område som er i bevegelse, og som genererer det magnetfeltet man observerer utenfra.

Styrken på magnetfeltet ved Uranus' ekvator er omtrent 0,25 gauss, nokså lik de 0,21 gauss man fant ved Saturn. Ved Jupiter er den til sammenlikning 4,28 gauss, ved Jorden 0,31 gauss og ved Merkur 0,0033 gauss. Polariteten på feltet er den samme som på Jupiter og Saturn, det vil si at feltets nordpol ligger på den sydlige halvkule, motsatt av hva som er tilfelle på Jorden og Merkur. Magnetometre om bord i Voyager 2 kunne registrere hvordan magnetfeltet vekselvirket med måner som går i baner i feltet, og med det interplanetariske magnetfelt nær Uranus.

Uranus har en magnethale som strekker seg ut langt bak planeten. I halen finnes også et område hvor feltet skifter polaritet, noe som skyldes den store vinkelen mellom magnetfeltaksen og Uranus' rotasjonsakse. Etter hvert som planeten roterer, sveipes magnetfeltaksen rundt i rommet og frakter med seg magnethalens struktur, muligens i en slags spiralform.

Det kanskje viktigste ved Uranus' magnetfelt er at det gjør det mulig å bestemme planetens rotasjonstid. Dette skjer ved å observere periodiske endringer i radiostråling som skyldes magnetfeltets bevegelse. Foreløpige resultater viser at planetens rotasjonstid, som var svært dårlig kjent før Voyager 2-passeringen, er på 16,8 timer, med en usikkerhet på 0,3 timer. Denne usikkerheten, som skyldes at man bare hadde kunnet foreta radioobservasjoner over noen få rotasjonsperioder, vil med tiden kunne reduseres betydelig. Radiostrålingen økte ganske dramatisk da romsonden nærmest seg det punktet i banen hvor den var nærmest Uranus. Radiofrekvensen signalene ble mottatt på, økte med en faktor på 10. Slike faktorer ventes å kunne bidra til en mer nøyaktig fastsettelse av rotasjonstiden. Grunnen til dette er at det er mindre interferens ved høyere frekvenser, og den større styrken på signalet vil ventelig gjøre det mulig å observere den roterende radiokilden i flere måneder.

De fem «gamle» Uranus-månene

Før Voyager 2 begynte å nærme seg Uranus, kjente man til fem måner rundt planeten. Regnet etter økende avstand fra planeten var det Miranda, Ariel, Umbriel, Titania og Oberon. Miranda var den siste av disse som ble oppdaget, i 1948. Ett av mange spørsmål var hva man kunne forvente å få se på disse månene. Ifølge beregninger foretatt av Steven Squyres, Ray Reynolds og Jack Lissauer, foregikk banebevegelsene til de to innerste månene, Miranda og Ariel, sammen med den tredje innerste, Umbriel, nesten etter et resonansmønster, og som tidligere kan ha vært et nøyaktig resonansmønster. Dermed ville månene med jevne mellomrom ha stått i nøyaktig samme posisjon i forhold til hverandre, noe som kan ha forårsaket en betydelig oppvarming av deres indre ved tidevannseffekter. Følgene av dette ville kunne være en betydelig smelting av månenes overflater. Man var derfor forberedt på at Voyager-bildene ville kunne vise forholdsvis nylig geologisk aktivitet på disse månenes overflater.

To ting lå til grunn for konklusjonen til Squyres, Reynolds og Lissauer. For det første er eksentrisitetene til de nevnte månenes baner nå for stor til å kunne forklares av dynamiske mekanismer som nå er i funksjon. Dessuten er tiden det ville ta å gjøre banene sirkulære, forholdsvis kort i forhold til Solsystemets alder. For det andre er Miranda-banens inklinasjon uvanlig stor, rundt 4°, langt større enn for noen av de ytre Uranus-månenes baner.

Som tidligere når romsonder for første gang har tatt bilder av objekter i Solsystemet, var reaksjonen også på nærbildene av enkelte av Uranus-månene forbløffelse og overraskelse. Forskerne hadde ikke ventet å finne et slikt mangfold av geologiske trekk og prosesser på de forholdsvis små og isete Uranus-månene, som de så på bildene fra Voyager 2. Særlig gjaldt dette for Miranda, selv om det er den klart minste av de fem månene man kjente til før Voyager 2-passeringen.

Ett av de mest iøynefallende overflatetrekkene på Miranda, som har en diameter på bare rundt 500 km, er en V-formet formasjon omgitt av lineære forkastningssystemer. Dessuten har månen kraterfylte områder med duvende åser, furet terreng med rette daler og åsrygger, varierende albedo, fordypninger i mange retninger og en rekke høye klippeliknende formasjoner. Laurence Soderblom, som er nestleder i gruppen som har ansvaret for observasjonene som foretas med Voyager 2s fjernsynskameraer, sa det slik: «Miranda er en slags bisarr bastard. Her ser vi daler og lagdelte avsetninger av samme type som på Mars, sammen med det furete terrenget på Ganymedes, blandet med noe som ser ut som sammenpressingsforkastninger av samme slag som på Merkur. Hvis man kunne tenke seg at man tok alle de geologiske formasjonene som finnes i Solsystemet og plasserte dem på ett legeme, ville det bli omtrent som det vi ser på Miranda.»

Den høye oppløsningen på bildene av Miranda ble oppnådd ved å bevege hele romsonden da den passerte månen med en hastighet på 58 000 km/t. Som nevnt mottar Uranus-systemet bare 1/400 av den lysmengden Jorden mottar. Dessuten er materialet i Uranus-ringene og på månenes overflater forholdsvis mørkt sammenliknet med andre tilsvarende legemer. Derfor var det nødvendig med eksponeringstider på opptil 15 sekunder. Uskarpe bilder kunne da bare unngås ved å bevege hele sonden.

Også på overflaten av Ariel så man resultater etter mange ulike geologiske prosesser. Månen har daler som tydeligvis er resultater av lineære forkastninger. Det er imidlertid ingen tegn til at forkastningslinjene krysser dalbunnene der de møtes, noe som tyder på at dalbunnene er blitt fylt med et eller annet materiale. På Ariel så man også uvanlige lineære mønstre som strakte seg hele veien langs dalbunner, for så å snu der en dalbunn krysset en annen. Månen, som har en diameter på rundt 1300 km, har en rekke kratre. Forskjellen i refleksjonsevne mellom de lyseste og mørkeste delene av overflaten er for øvrig nokså betydelig, 25 til 45 %.

På Ariel så man også mange små, lyse flekker, noe som kan bety at månen er dekket av et mørkt materiale som, når det slås hull på, kaster hvit is utover overflaten, omtrent som vulkaner på Jorden slynger ut lava. De små, lyse flekkene kan derfor være resultatet av mange nedslag av meteoroider.

Også på Titania oppdaget man lyse flekker utover dens brungrå overflate. Dette tas som tegn på at overflaten opp gjennom tidene kan ha blitt fornyet av materiale som har veltet opp fra månens indre.

Bildene av Oberon viste blant annet en cirka 5 km høy topp.

De nyoppdagede månene

Under nærpasseringene av både Jupiter og Saturn oppdaget Voyager-sondene flere nye måner, og man regnet det som sannsynlig at det samme ville skje ved Uranus, noe som også viste seg å være tilfelle. I skrivende stund er det rapportert om hele ti nye måner oppdaget ved hjelp av Voyager 2. Dermed er antall kjente måner rundt Uranus tredoblet i forhold til hva det var før romsonden passerte nær denne planeten.

Den første av de nyoppdagede månene ble funnet allerede mot slutten av 1985, og dermed gitt betegnelsen 1985U1 (for første Uranus-måne oppdaget i 1985). Månen ble oppdaget da Voyager 2 var omtrent 30 millioner kilometer fra planeten. Banen den går i ligger omtrent midtveis mellom Mianda, den innerste av de opprinnelig fem kjente månene, og den ytterste av ringene rundt Uranus. 1985U1 har en noe avlang form, med diametre på 160 km x 170 km, og bruker 18 timer, 17 minutter og 9 sekunder på hvert omløp rundt Uranus. Overflaten er svært mørk, med omtrent samme refleksjonsevne som ringpartiklene.

Tidlig i januar 1986 oppdaget man så ytterligere seks nye måner rundt planeten, alle i baner mellom banen til Miranda og den ytterste av ringene rundt Uranus. Når det gjelder den mer nøyaktige beliggenheten av banene til disse månene, er opplysningene noe motstridende. Ifølge en tidlig melding ligger banene for i hvert fall fem av disse, som har diametre på 30-50 km, også utenfor banen til 1985U1. En senere melding kan imidlertid opplyse at alle seks har baner innenfor banen til 1985U1, men utenfor den ytterste ringen. Her må vi bare avvente nye meldinger.

De neste to månene som ble oppdaget, har baner beliggende på hver sin side av den ytterste ringen, epsilon-ringen. Mange forskere mener at det er disse «gjetermånene» som holder epsilon-ringen samlet og så smal som den er. Man regner også med å finne slike måner på hver side av de andre ringene rundt Uranus.

Den tiende, og foreløpig siste månen som er oppdaget, har en bane mellom banen til månen utenfor epsilon-ringen og banen til den innerste av de tidligere oppdagede små månene.

Ringene rundt Uranus

Observasjoner som ble foretatt fra fly da Uranus i 1977 okkulterte stjernen som betegnes SAO 158687, viste at planeten er omgitt av ni meget smale ringer. I rekkefølge etter stigende avstand fra planeten betegnes de 6, 5, 4, videre utover med de greske bokstavene alfa, beta, eta, gamma, delta og epsilon. Ringsystemet var ett av de viktigste observasjonsmålene for Voyager 2, både for å lære mer om de ni ringene man kjente til, og for å lete etter flere som tidligere ikke var observert fra Jorden.

Foreløpig er det meldt om at Voyager 2 har oppdaget én ny ring, med betegnelsen 1986UR1, rundt Uranus. Den ligger rett innenfor epsilon-ringen, 50 040 km fra Uranus' sentrum, og er således den nest ytterste av de ringene man nå kjenner til. Observasjoner med Voyager 2s fotopolarimeter viser at 1986UR1 har en tykkelse på cirka 3 km. Andre observasjoner med fotopolarimetret oppdaget for øvrig det som synes å være deler av en ring utenfor epsilon-ringen.

Materialet i Uranus' ringer er mørkt som kull, faktisk det mørkeste materialet man kjenner til i Solsystemet. En mulig årsak til det mørke materialet i ringene, og på månene, er bestråling av metanis, selv om man ikke har noe direkte bevis for at det finnes slik is i tilstrekkelige mengder på måneoverflatene eller i ringpartiklene. Teorien, som er blitt eksperimentelt bevist i laboratorier, går ut på at hurtige protoner som i lange perioder bombarderer metanis, vil drive ut mange av hydrogenmolekylene, og etterlate forholdsvis mye karbon. Dette skal så være årsaken til den mørke overflaten. (Ett metanmolekyl består som kjent av fire hydrogenatomer og ett karbonatom.)

Foreløpige data fra målinger av radiobølger fra Voyager 2 som passerte gjennom epsilon-ringen på vei til Jorden, tyder på at partiklene i denne ringen er forholdsvis store. Få av partiklene der synes å ha diametre på under 1 m. Dette står i sterk kontrast til forholdene i Saturns ringer, der partiklene har typiske størrelser på noe centimeter og mindre.

Da Voyager 2 befant seg i skyggen av Uranus, tok den bilder av ringene fra en vinkel der disse sterkt spredte lyset fra Solen. På disse bildene kan man se at ringsystemet også inneholder fint støv, noe som bare kan observeres fra denne spesielle vinkelen. Ett av disse bildene ble tatt med en eksponeringstid på hele 96 sekunder og viste en kontinuerlig fordeling av støv utover hele ringsystemet.

Neptun neste

Voyager 2 fortsatte observasjonene av Uranus til henimot slutten av februar 1986. Neste, og siste planetpassering for denne utrolige sonden, er Neptun, som etter planen skal passeres 25. august 1989. Da skal romsonden fly bare noen få tusen kilometer over Neptuns nordpol, og etterpå passere meget nær Neptuns store måne Triton.

Tekster til illustrasjoner brukt i artikkelen

Som dette bildet fra Voyager 2 viser, er det ikke mange trekk å se i Uranus-atmosfæren. (NASA)

Umbriel har den mørkeste overflaten av de fem største månene. Det er også denne månen som oppviser de minste variasjonene i overflatematerialets refleksjonsevne. Bildet er satt sammen av flere bilder tatt fra cirka 1,045 millioner kilometers avstand. (NASA)

Det beste bildet av Oberon, den ytterste av Uranus' kjente måner, ble tatt fra en avstand av 660 000 km. På bildet kan flere store nedslagskratre ses. (NASA)

Vi ser her et utsnitt av en mosaikk sammensatt av 8 bilder av Miranda-overflaten. Det viser bratte klipper og skrenter, sannsynligvis forkastninger, som skjærer gjennom høyereliggende terreng, og et lavereliggende, stripemønstret terreng. (NASA)

Dette bildet av Miranda viser en rekke fordypninger, furer, kratre og områder med ulik refleksjonsevne. Furene og fordypningene har dybder på noen kilometer og avdekker materiale med forskjellig refleksjonsevne. Bildet ble tatt fra en avstand av 30 000 km, like før Voyager 2 passerte det punktet i sin bane som lå nærmest Miranda. (NASA)

Her er et nærbilde av den uvanlige, V-formede formasjonen på Miranda. De minste detaljene som kan ses, har en utstrekning på rundt 600 m. (NASA)

På den forholdsvis lille månen Miranda, fant man områder med vidt forskjellige terrengtyper. Tre terrengtyper med ulik alder og geologi kan ses på dette bildet. Fra venstre mot høyre ses kraterfylt terreng med lave åser, furet terreng med rette daler og åsrygger, og terreng med kryssende åsrygger og fordypninger. (NASA)