Til hovedsiden
    

   
    Bli medlem
    Siste nytt
    Artikler
    Bildeserier
    Temasider
    Bildearkiv
    Foredrag
    Effekter til salgs
    Lenker
    Spørsmål og svar
    Spør oss
    Prosjektoppgave
    Om oss
    NAF på Facebook
    Kontakt oss
    Nettstedskart
    Hovedsiden
Trykk for å lese mer om sitatet
 

Neptun etter Voyager 2

Av Erik Tronstad

 

Artikkel publisert i Nytt om Romfart, 20. årgang, nummer 73, januar-mars 1990, sidene 13-18 av Norsk Astronautisk Forening/www.romfart.no.

Skriv ut

Tips bekjent

 

Neptun før Voyager 2

Før Voyager 2 begynte å nærme seg Neptun, visste man så lite om planeten, dens måner og eventuelle ringer at det fort kan oppsummeres.

Som for Jupiter, Saturn og Uranus visste man at Neptun er en gassplanet som for det meste består av hydrogen og helium, men der det også er litt metan (naturgass, CH4). Jo lenger ned i planeten man kommer, jo større blir tettheten og trykket i gassen, før det langt nede muligens går over i flytende form. Ingen av disse planetene har imidlertid noen fast overflate eller skorpe, som Jorden.

Man kjente til to måner rundt Neptun, Triton og Nereid, begge med meget merkelige baner rundt planeten. Triton er en stor måne (hvor stor var ukjent) som går rundt planeten i motsatt retning av hva de fleste andre måner i Solsystemet gjør, mens Nereid har en mer langstrakt bane enn noen annen kjent måne. Observasjoner tydet også på at Triton har en atmosfære der det er metan. Dessuten hadde man sett tegn til nitrogen i månens spektrum.

I Neptun-atmosfæren så man dessuten tegn til at det kunne være skyformasjoner der. De tydet på at Neptun hadde en rotasjonstid på knapt 18 timer.

Noen observasjoner indikerte at Neptun kunne være omgitt av ringer, eller mer korrekt brokker av ringer. Likeledes hadde man indikasjoner på at planeten kunne ha et magnetfelt. Disse indikasjonene kom fra observasjoner med radioteleskopkomplekset Very Large Array av det som syntes å være synktrotronstråling fra Neptun. Slik stråling produseres av partikler som beveger seg i et magnetfelt.

I tillegg til dette kjente man stort sett bare elementære størrelser som avstand fra Solen, omløpstid rundt denne, masse, radius og rotasjonsaksens helning.

Den store, mørke flekken

Alt mange måneder før Voyager 2 kom fram til Neptun, tok sonden bedre bilder av Neptun enn det som var mulig fra Jorden. På disse bildene kunne man se formasjoner i Neptun-atmosfæren, noe man ikke kunne ved Uranus på et tilsvarende stadium.

Bildene av Neptun-atmosfæren viste klart at det der var flere vest-øst-gående bånd, med det lyseste området rundt 20° S. Dessuten var det bånd med noe lavere refleksjonsevne fra 6° N til 25° N og mellom 45° S og 70° S. Lysstyrkevariasjonene var følgelig ikke symmetrisk fordelt rundt planetens ekvator.

Det mest framtredende trekket i Neptun-atmosfæren var en stor, mørk flekk, som overflatisk minnet mye om Den store, røde flekken på Jupiter. Neptuns flekk ble ganske enkelt kalt «Den store, mørke flekken». I forhold til Neptun er den omtrent like stor som Den store, røde flekken er i forhold til Jupiter, og begge er ved omtrent samme sydlige bredde (Neptuns ved 20° S). Sistnevnte er omtrent like stor som Jorden. (Neptuns diameter er rundt 4 ganger Jordens.)

Mens Den store, mørke flekken befinner seg relativt langt nede i Neptun-atmosfæren, ligger Den store, røde flekken på Jupiter høyere enn omgivelsene. Felles for begge er at de er høytrykksområder.

Lenge hadde man store problemer med å se trekk innenfor Den store, mørke flekken. Derfor var det også vanskelig å si noe om dens rotasjonsmønster, hvilken vei den roterte og med hvilken periode. Omfattende studier av bilder av flekken viste til slutt at den er en antisyklon, det vil si roterer mot retningen urviserne på en klokke beveger seg i, og følgelig må være et høytrykksområde. Rotasjonsperioden internt i flekken er omtrent 16 døgn, mens den bruker rundt 18,3 timer på hvert omløp rundt Neptun.

I løpet av tiden Den store, mørke flekken ble observert, drev den i gjennomsnitt 0,1° nordover per døgn, samtidig som omløpsperioden økte jevnt fra 18 timer 17 minutter til 18 timer 23 minutter.

I over 10 år har man på bilder tatt med teleskoper på Jorden kunnet se lyse skytrekk på Neptun. Den sydlige kanten av Den store, mørke flekken var hele tiden under Voyager 2s forbiflyvning ledsaget av et lyst skysystem. For å kunne gjøre sammenlikninger, ble det nær samtidig med at Voyager 2 tok bilder av Neptun, tatt bilder også med et teleskop på Mauna Kea på Hawaii. Ved å sammenlikne disse bildene er det klart at de lyse trekkene man i løpet av 1989 så på de bakkebaserte bildene, er de lyse skyene ved 33° S som ledsaget Den store, mørke flekken.

De lyse trekkene man tidligere har sett i bakkebaserte bilder lå ved 30° S i 1988 og ved 38° S i 1986 og 1987. Siden Den store, mørke flekken ser ut til å bevege seg rundt 0,1° i bredde per døgn, mener forskerne den kan ha beveget seg ganske mye i løpet av de siste 3 år. Hvis dette er riktig, kan observatører ha sett ledsageren til flekken mens den drev nord- og sydover. I så fall har den eksistert i minst 5 år. I alle bakkebaserte bilder tatt før 1985 var det for øvrig flere hvite trekk på både den nordlige og sydlige halvkulen på Neptun.

Muligheten til å kunne følge Den store, mørke flekken i framtiden, og se om den holder seg eller forsvinner, burde være gode. Hubble-romteleskopet vil ha god nok romlig oppløsningsevne og spektral dekning til å kunne «se» Den store, mørke flekken eller andre tilsvarende trekk på Neptun.

I tillegg til Den store, mørke flekken, kunne man i Neptun-atmosfæren se flere mindre mørke flekker. Den mest framtredende av disse ble betegnet D2. Da man først målte dens omløpstid rundt planeten, var den på 16 timer mens D2 lå ved 55° S. Deretter drev den 4° nordover og kom inn i vindbelter med lavere hastighet. Omløpstiden økte da til 16 timer 20 minutter, før D2 igjen vendte tilbake til 55° S, men da med en omløpstid på 15 timer 50 minutter. I sentrum av D2 kunne man for øvrig se en rekke mindre, lyse flekker. De endret stadig både posisjon, form og størrelse innenfor flekken.

Hvite cirrusskyer

Dessuten så forskerne til sin store overraskelse mange hvite skyer i Neptun-atmosfæren, som minnet om de høytsvevende cirrusskyene (fjærskyene) på Jorden. At skyene er hvite, må bety at de befinner seg svært høyt i Neptun-atmosfæren.

Som nevnt er det metan i planetens atmosfære, og metan absorberer meget effektivt rødt lys. I den synlige delen av spekteret er det derfor bare blått, og til dels grønt, lys som trenger gjennom metangassen og ned til toppen av skyene på Neptun. Der reflekteres en del av lyset tilbake, og det er følgelig primært blått lys som kommer tilbake opp gjennom atmosfæren fra skyene. Dette er årsaken til at Neptun har en dyp blåfarge på fargebilder.

Siden de hvite skyene er hvite, og ikke blå, må det bety at de ligger så høyt i atmosfæren (som primært består av hydrogen og helium) at det er svært lite eller intet metan over dem. Dermed skjer det ingen absorpsjon av rødt lys, og lyset som reflekteres tilbake fra dem er hvitt, slik «rent» sollys er.

Mens cirrusskyer på Jorden består av vanniskrystaller, er det krystaller av metanis som forårsaker de tilsvarende skyene på Neptun. Fordi Neptun er 30 ganger lenger fra Solen enn Jorden, mottar den 900 ganger mindre lys, og varme, fra Solen. Temperaturen rundt cirrusskyene i Neptun-atmosfæren er derfor hele -214 °C!

Selv om de hvite skyene befinner seg høyt i Neptun-atmosfæren, viser observasjoner at ikke alle ligger i samme høyde.

Noen av cirrusskyene ligger så høyt over hovedskydekket på Neptun at de kaster skygger ned på dette. Voyager 2 tok flere bilder som viste cirrusskyer og skygger fra disse. Dette fenomenet er helt unikt for Neptun, og det var første gang noen av de to Voyager-sondene «så» skyskygger på noen av planetene de har passert.

Takket være skyskyggene er det, siden man kan finne solhøyden der skyene er, mulig å beregne deres høyde over hovedskydekket. Det viser seg at denne høyden er formidabel, 50-100 km!

Infrarøde målinger viste at temperaturene i Neptun-atmosfæren er høyest nær ekvator- og sydpolområdene, lavere ved midlere bredder. At sydpolområdet er relativt varmt var å forvente, siden dette, på grunn av helningen av Neptuns rotasjonsakse, vendte inn mot Solen. De høyere temperaturene i ekvatorområdet var mer overraskende, fordi den samme helningen gjør at det kommer mindre sollys inn der enn ved midlere bredder. Tilsvarende observasjoner ble gjort ved Uranus.

Forklaringen på temperaturvariasjonene synes å ligge i transport av gass fra midlere bredder mot ekvator- og polområdene. Gass ved midlere bredder som varmes opp, utvider seg og avkjøles, mens den stiger til større høyder, der de infrarøde målingene er mest følsomme. Deretter strømmer gassen mot ekvator- og polområdene. Der synker den ned, presses sammen og varmes opp.

Som indikert av temperaturen rundt cirrusskyene oppgitt ovenfor, betyr ikke temperaturvariasjonene at det i vår forstand er varmt på Neptun. Voyager 2s infrarøde radiometer ga en temperatur på -214 °C ved et trykknivå i atmosfæren på 0,1 atmosfære. Høyere opp, i stratosfæren, viste det ultrafiolette spektrometeret temperaturer på rundt 130 °C.

Vindhastigheter på 1100 km/t

En av de største overraskelsene var de til dels svært hurtige vindene de observerte der, med vestgående hastigheter opptil 1100 km/t. Neptun har dermed de hurtigste vestgående vinder som er observert på noen planet.

Samtidig viste Neptun-atmosfæren seg å være meget dynamisk, der mange skyformasjoner raskt dannes og forsvinner. Dette skapte store problemer for forskerne. Ved å følge enkeltskyer hadde de håpet å lage et slags kart over vindsonene på Neptun, som viste vindhastigheter i østlig eller vestlig retning som funksjon av geografisk bredde. Det måtte gjøres ved å måle hvor mye kjente trekk i atmosfæren beveget seg fra bilde til bilde som ble tatt.

Fordi også andre instrumenter skulle observere Neptun og kameraene skulle ta bilder av andre objekter (som måner og ringer) enn planeten, kunne det gå flere timer, og mer, mellom hver gang det ble tatt bilder av Neptun. I løpet av denne tiden kunne skyformasjoner både forsvinne og dannes. Dermed var det meget vanskelig å si om en skyformasjon man så på ett bilde, var den samme man så et annet sted på neste bilde, eller om det var en ny skyformasjon som var dannet i tiden mellom da bildene ble tatt.

Særlig så man raske endringer i skyer nær Den store, mørke flekken, og i en lys flekk kalt «Scooter». (Opphavet til navnet «Scooter» lå i at den beveget seg raskere rundt Neptun i østlig retning enn de fleste andre trekk i atmosfæren. Den er egentlig en samling mindre flekker ved 42° sydlig bredde.) I disse skyene så man betydelige endringer i løpet av så lite som 40 minutter.

For å drive vindsystemene på Neptun, og på de andre planetene med en betydelig atmosfære, trenges det tilførsel av energi. Fra Solen mottar Neptun bare 5 % av den energimengden Jupiter mottar. Selv om det fra Neptuns indre stiger opp 2,7 ganger så mye energi i form av varme som det planeten mottar fra Solen, er det klart at Neptun-atmosfæren totalt sett bare får tilført en brøkdel av den energien for eksempel Jupiter får.

Et sentralt spørsmål er da: Hvordan kan en planet som mottar så lite energi som Neptun, ha en så aktiv og dynamisk atmosfære som Neptun viste seg å ha?

Forskernes svar på dette viktige spørsmålet er enkelt og greit: Vi vet ikke!

Observasjonene Voyager 2 gjorde tyder for øvrig på at Neptun-atmosfæren består av 85 % molekylært hydrogen, 13 % helium og 2 % metan. Dessuten indikerer infrarøde observasjoner at det også kan være noe acetylen (C2H2) i atmosfæren.

Ifølge teoretiske modeller skulle Neptun ha minst tre skylag i atmosfæren. Øverst, ved et trykk på noen tusendels atmosfærer, forventet man å finne et lag med fotokjemisk «smog». Det tenkte man seg ble dannet ved at sollys først bryter ned metanmolekyler. Deretter danner disse hydrokarboner som etan (C2H6) og acetylen. Lenger ned, ved et trykk på 1,3 atmosfærer, skulle metan kondensere til iskrystaller. Enda lavere, ved 3 atmosfærer, ventet man så å finne et tykt, nær ugjennomsiktig skylag som hovedsakelig skulle bestå av hydrogensulfid (H2S, med samme lukt som av råtne egg).

Observasjonene Voyager 2 gjorde synes i hovedtrekk å bekrefte denne modellen. Her kom viktige bidrag fra analyser av hvordan radiosignalene fra Voyager 2 endret seg da de passerte gjennom Neptun-atmosfæren idet sonden forsvant inn og 49 minutter senere kom ut fra bak Neptun, sett fra Jorden.

Endringene i radiosignalene viste tydelig at Neptun har en ionosfære. Videre kunne man fra dem slå fast at det finnes et skydekke av metanis ved et trykknivå på 1,2 atmosfærer, og at metan utgjør minst 1 % av gassen i atmosfæren. Fra observasjoner av radiosignalene kom man også til at Neptuns ekvatorradius ved et trykknivå på 1 atmosfære er 24 764 km (med en usikkerhet på 20 km). Den tilsvarende polradien er 24 340 km (med en usikkerhet på 30 km). Radiosignalene ga også bokstavelig talt signal om hvordan Voyager 2s bane ble endret av Neptuns gravitasjonsfelt. Herfra ble Neptuns masse bestemt til 1,0243 x 1026 kg, eller 17,1 jordmasser. Planetens gjennomsnittlige tetthet blir da 1,64 g/cm3.

Mens Voyager 2 passerte bak Neptun, ble sonden kontinuerlig dreid slik at radioantennen pekte mot og fulgte Neptun-randen. Radiostrålingen fra sonden skulle da blir brutt rundt randen av Neptun-atmosfæren i retning Jorden. Slik håpet man å kunne motta radiosignaler fra sonden hele tiden mens den befant seg bak Neptun. (Senderen om bord sendte da bare radiosignaler med en ren frekvens, og ikke kodede signaler med data.)

Radiosignalene fra Voyager 2 ble imidlertid borte etter å ha passert gjennom lag i atmosfæren med et trykk på flere atmosfærer. Dette har vakt mistanke om at det der nede må finnes noe som absorberer radiostråling bedre enn hydrogensulfid. Ammoniakk (NH3) anses her for å være en god kandidat, siden det bare vil være nødvendig med noen få ammoniakkmolekyler per million molekyler for å få den nødvendige absorpsjonen.

Ved å måle dopplerforskyvningen i radiosignalene fra Voyager 2 var man i stand til å registrere hastighetsendringer ned til 0,1 mm/s. Dersom Neptun hadde hatt en perfekt kuleform, ville Voyager 2 fulgt en ren hyperbelbane forbi planeten. Eventuelle avvik fra en hyperbel ville gi opplysninger om den interne massefordelingen i Neptun. Da sonden passerte Neptun, målte man hastighetsavvik på opptil 50 cm/s. Ennå er ikke alle resultatene kjent for nøyaktig hvordan sondens hastighet varierte forbi Neptun. Det synes imidlertid klart at en nærmere analyse av dem vil sette forskerne i stand til å si noe om den interne massefordelingen i Neptun.

Neptuns merkelige magnetfelt

Mens rotasjonsperioden om planetens akse for trekk i atmosfæren kan måles ut fra bilder av planetens skysystemer, kreves andre metoder for å bestemme rotasjonsperioden for planetens indre. Selv om det er uenighet og usikkerhet om detaljene, er man i stor grad enige om at en planets magnetfelt skyldes prosesser i planetens indre. Magnetfeltet vil følgelig være «frosset» fast til planetens indre, og rotere rundt med samme periode som dette.

Når en planet med et magnetfelt roterer, vil det bli sendt ut radiostråling. Instrumenter om bord i Voyager 2 observerte variasjoner i intensiteten av denne radiostrålingen fra Neptun. Slik ble man i stand til å si at Neptun har en rotasjonsperiode (eller «døgn» om man vil) på 16 timer og 7 minutter. Observasjoner av trekk i atmosfæren før Voyager 2 kom fram til Neptun, antydet en rotasjonsperiode nærmere 18 timer. Det atskillig kortere døgnet kom dermed som en overraskelse.

Fra Jorden vet vi at aksen til magnetfeltet ikke er parallell med Jordens rotasjonsakse, men gjør en vinkel på 11,7° med denne. Derfor faller ikke den magnetiske nordpol sammen med den geografiske. Dette er hovedårsaken til den misvisningen man må ta hensyn til ved bruk av kompass.

For de andre planetene man vet har magnetfelt, varierer helningen mellom rotasjonsaksen og magnetfeltets akse fra 0 til 14°. Et unntak er Uranus, der helningen er hele 58,6°. Avviket for Uranus hadde man to hovedteorier for. Den ene var at magnetfeltet der for tiden kunne være i ferd med å bytte polaritet, en prosess man vet Jordens magnetfelt har gjennomgått flere ganger. Den andre tok utgangspunkt i at også Uranus' rotasjonsakse har unormalt stor helning i forhold til planetens baneplan, hele 98°. (For Neptun er denne vinkelen 29°, og for Jorden 23,5°.) Uranus «ligger» nærmest og roterer. Dette mener man kan skyldes at den en gang tidlig i sin historie ble truffet av et større legeme som nærmest «vippet» den over, og som samtidig kunne ha forskjøvet magnetfeltets retning.

Også Neptun viste seg å ha et magnetfelt der retningen avviker svært meget fra rotasjonsaksens retning, hele 47°. I så henseende likner Neptun langt mer på Uranus enn på noen annen planet. Minimal og maksimal styrke for Neptuns magnetfelt er også svært like verdiene for Uranus.

En annen, overraskende egenskap ved Neptuns magnetfelt er at sentrum for feltet ikke faller sammen med planetens geometriske sentrum. Isteden er magnetfeltets sentrum forskjøvet hele 13 500 km fra det geometriske, i retning av planetens sydlige halvkule. Dette avviket på rundt 55 % av planetens radius, er det klart største som er observert for noen planet. For Uranus er det på 30 %.

I gjennomsnitt hadde Neptuns magnetfelt en styrke på 0,13 gauss ved et trykknivå på 1 atmosfære i Neptun-atmosfæren. (Ved jordoverflaten er feltet i gjennomsnitt 0,3 gauss.) Fordi sentrum i Neptuns magnetfelt ligger så langt fra planetens geometriske sentrum, fås store variasjoner i magnetfeltet ved toppen av Neptun-atmosfæren, avhengig av ved hvilken geografisk posisjon det måles. Selv om gjennomsnittsverdien er 0,13 gauss, varierer styrken fra 0,06 til 1,2 gauss, avhengig av hvor på Neptun målingene foretas.

Den store forskyvningen av magnetfeltets sentrum i forhold til planetens sentrum, og variasjonene i magnetfeltets styrke ved Neptuns «overflate», tyder på at kilden til feltet ligger nærmere «overflaten» enn tilfellet er hos Jupiter og Saturn. Forskerne mener derfor at «dynamoen» som genererer Neptuns magnetfelt, må befinne seg i et flytende område utenfor det som antas å være en fast kjerne i Neptun. Dette flytende området, også kalt mantel, antas å være en blanding av væske og iser, sammensatt av vann, ammoniakk og metan. Foreløpige modeller tyder på at mantelen kan utgjøre 2/3 av planetens totale masse. Resten av massen er samlet i en liten kjerne av silikater ved høy temperatur. Strømmer i mantelen sørger så, på en eller annen måte man ennå ikke har klart for seg, for å produsere planetens magnetfelt.

At egenskapene til Neptuns magnetfelt er så like de for Uranus' magnetfelt, gjør at begge de to nevnte teoriene for Uranus' magnetfelt nå må forkastes. Det er svært usannsynlig at begge planetenes magnetfelt skal være i ferd med å snu, og samtidig være kommet omtrent like langt i denne prosessen. Likeledes er det intet som tyder på at Neptun er blitt skjøvet over etter en kollisjon med et større legeme, slik at dette ikke kan brukes som forklaring på den store vinkelen til magnetfeltets akse.

Uranus og Neptun ser faktisk i mange henseender ut til nesten å være tvillingplaneter. Begge er omtrent like store og har nesten samme masse. Planetenes magnetfelter er omtrent like kraftige og har nær samme helning, samt at temperaturvariasjonene som funksjon av høyde i de øvre delene av deres respektive atmosfærer er meget like.

En viktig forskjell mellom Uranus og Neptun er at det er en betydelig varmestrøm ut fra Neptuns indre, som nevnt 2,7 ganger den energien planeten mottar fra Solen. Voyager 2s observasjoner av Uranus viste at det fra denne planetens indre kommer en varmestrøm på høyst 0,14 ganger den innstrålte solenergien. Denne forskjellen er nokså merkelig all den tid de to planetene ser ut til å ha en svært lik indre struktur. En mulig forklaring på dette kan være at Uranus har et isolerende lag som ikke slipper ut varme fra dens indre.

Den store helningen til magnetfeltets akse i forhold til Neptuns rotasjonsakse, gjorde at Voyager 2 kom inn mot planeten nær den ene av magnetpolene. Ingen romsonde har tidligere passert gjennom tilsvarende områder av en planets magnetfelt som Voyager 2 her passerte gjennom i Neptuns magnetfelt. Samtidig som dette var ekstra interessant for forskerne, ga det dem også ekstra problemer. Siden de ikke hadde observasjoner fra tilsvarende magnetfeltområder rundt andre planeter (enn Jorden), visste de ikke helt hva de burde forvente å se der, slik at det var vanskelig å tolke observasjonene Voyager 2 der gjorde.

Voyager 2 passerte 24. august klokken 20.45 norsk sommertid sjokkfronten til Neptuns magnetosfære, på vei innover mot planeten, i en avstand av rundt 35 Neptun-radier (865 000 km) fra planetens sentrum.

Tettheten av ladede partikler viste seg å være lavere i Neptun-magnetosfæren enn i noen annen magnetosfære Voyager-sondene har passert gjennom. Langs den magnetiske ekvator, der konsentrasjonen av ladede partikler er størst, registrerte Voyager 2 i gjennomsnitt bare 1,4 protoner og tyngre ioner per cm3. Ved Uranus var partikkeltettheten ved den magnetiske ekvator 3 ganger og ved Jupiter hele 3000 ganger høyere. Den store helningen på magnetfeltets akse og forskyvningen av feltets sentrum, gjør at Neptuns måner og ringer nærmest «sveiper» over store deler av magnetosfæren og renser den for ladede partikler.

 

 

Sammenlikning av planeters magnetfelt

 

  Magnetfeltets styrke Helning Avstand til
  (gauss) og magnetopausen
Planet Minimum Maksimum retning (planetradier)

 

Merkur 0,0033 0,0066 +14° 1,4
Jorden 0,24 0,68 +11,7° 10,5
Jupiter 3,2 14,3 -9,6° 65
Saturn 0,18 0,84 -0,0° 20
Uranus 0,08 0,96 -58,6° 18
Neptun 0,06 1,2 -46,8° 27

 

Tabellen viser noen av egenskapene til de planetene i Solsystemet der det er registrert et magnetfelt. Avstanden til magnetopausen er gitt ved en gjennomsnittsverdi. Den faktiske avstanden varierer og er til enhver tid avhengig av trykket fra solvinden. Når det er stort, presses magnetopausen innover, nærmere planeten, og motsatt når det er lite.

Tekster til illustrasjoner brukt i artikkelen

Begge disse bildene av Neptun ble tatt 24. august 1989, omtrent ett døgn før Voyager 2 passerte nærmest Neptun. Bildet til venstre ble tatt fra Voyager 2, bildet til høyre med University of Hawaiis 2,2 m-teleskop på Mauna Kea på Hawaii. Siden lys brukte vel 4 timer fra Neptun til Jorden, ble bildet til høyre tatt 4 timer etter bildet til venstre. Bildet til høyre ble tatt i et bånd på 890 nm, et sterkt absorpsjonsbånd for metan. Det lyse området midt på bildet skyldes det lyse skysystemet som ledsager Den store, mørke flekken ved dens sydlige rand. Et slikt trekk har i flere år vært synlig på bilder tatt fra Jorden. Det tyder på at Den store, mørke flekken i hvert fall har eksistert noen år. (NASA)

Disse to bildene av Neptun er tatt med 17h 36m mellomrom. Som man ser på bildet til høyre, har Den store mørke flekken ennå ikke rukket å fullføre et helt omløp rundt Neptun. Omtrent rett under Den store mørke flekken ses på bildet til venstre den mindre mørke flekken D2. På bildet til høyre er den på skrå til høyre nedenfor Den store mørke flekken. Dette viser tydelig at D2 har kortere omløpstid rundt Neptun enn Den store, mørke flekken. Hele tiden mens Voyager 2 observerte Neptun, var Den store, mørke flekken ledsaget av de hvite skyene som ses ved dens sydlige rand. (NASA)

Denne bildeserien viser endringer i skyene som ledsaget Den store, mørke flekken på Neptun. Flekken har en omløpstid på vel 18h rundt Neptun. Bildene er tatt på etterfølgende rotasjoner av planeten. Særlig vest (til venstre) for Den store, mørke flekken skjer det betydelige endringer i løpet av bildeserien. På de første bildene ses der en mørk «hale», som senere strekker seg ut og løser seg opp i mindre skydotter. Legg også merke til at Den store, mørke flekken skifter form fra bilde til bilde. Bildene er tatt over avstander fra 17 millioner kilometer (øverst) til 10 millioner kilometer (nederst). Ved hjelp av datamaskin er bildene bearbeidet slik at de ser ut som om alle er tatt fra samme avstand og betraktningsvinkel. (NASA)

Flere markante trekk var synlig i Neptun-atmosfæren mens Voyager 2 observerte planeten. I forbindelse med planlegging av de fotografiske opptakene av Neptun hadde man en egen gruppe atmosfæreforskere som prøvde å forutsi hvor de forskjellige trekkene ville befinne seg til ulike tider. Dette bildet er det første som ble tatt for å prøve ut nøyaktigheten på disse «værvarslene». Tre av de fire trekkene man hadde laget varsler for, er kommet med. Alle ligger for øvrig nær de forutsagte posisjonene. Litt til venstre for sentrum av bildet ses Den store, mørke flekken. Nesten helt nederst til venstre ses D2, med en markant, lys kjerne. Litt over og til venstre for D2 ser vi den lyse flekken Scooter. (NASA)

På dette nærbildet av den lille, mørke flekken D2 ses tydelig at det lyse sentrumsområdet egentlig er et system av lyse skyer. Størrelsen og formen på dem varierte over et tidsintervall på noen timer. Formen på D2 og mønstrene de lyse skyene i sentrum av den danner, viser tydelig at gassene i D2 roterer rundt. Mens tilsvarende trekk som D2 på Jupiter har en rotasjonsretning mot viserne på en klokke, har man ikke fastslått rotasjonsretningen for gassene innenfor D2. Bildet viser detaljer ned til en utstrekning på 20 km. (NASA)

Bare 2 timer før Voyager 2 passerte nærmest Neptun, tok den dette bildet av høytsvevende skyer i Neptun-atmosfæren. Parallelt med de lyse skyene ses mørkere strukturer, som er skyggene skyene kaster på skylaget under. Dette var første gang noen av Voyager-sondene på noen planet så skyer så høyt i atmosfæren at de kastet skygger på skylaget under. Skyene har bredder på 50-200 km og ligger 50-100 km over skylaget under dem. (NASA)

Neptun viste seg å ha et magnetfelt der aksen gjør en vinkel på nesten 47° med Neptuns rotasjonsakse. Akkurat da Voyager 2 nærmet seg Neptun, var tilfeldigvis den ene magnetpolen rettet mot Voyager 2. Det førte til at Voyager 2 ikke kom inn mot Neptun et sted ved dens magnetiske ekvator, slik man hadde forventet. Isteden passerte Voyager 2 ned gjennom den såkalte polare kløft i magnetfeltet. Voyager 2 ble dermed det første romfartøy som passerte gjennom disse områdene av magnetfeltet til en annen planet enn Jorden. Dermed fikk man for første gang direkte observasjoner av disse delene av magnetfeltet til en annen planet. Samtidig som dette var svært interessant for forskerne, skapte det også problemer. Siden ingen romsonde tidligere har passert gjennom den polare kløft til noen av de store gassplanetene, visste man nemlig ikke helt hva man skulle forvente å observere der. (NASA)

Voyager 2s farvel med planetene i Solsystemet. Neptun ses til venstre og Triton til høyre. Bildet ble tatt fra en avstand av omtrent 4,86 millioner kilometer vel 3 døgn etter at Voyager 2 hadde passert nærmest Neptun. (NASA)

 
Forrige artikkel | Neste artikkel | Alle NOR 1990 | Alle Romfart/NOR
 
 
 

Alt stoff på romfart.no/.com/.org er opphavsrettslig beskyttet.
romfart.no/.com/.org eies og drives av Norsk Astronautisk Forening.