Als we alle satellieten van de gasplaneten samen bekijken, kunnen we ze in drie groepen onderverdelen. In de eerste plaats zijn er de grote manen (de 4 Galileïsche manen van Jupiter, Titan van Saturnus en Triton van Neptunus), die even groot als, of zelfs groter dan de steenplaneten zijn, en geologisch meestal vrij jong of zelfs nog actief.

Dan volgt er een groep kleinere maantjes, meestal tussen 400 en 1 600 km groot, die al heel oud zijn en dus een restant zijn van de oudste periodes van het zonnestelsel. Deze maantjes hebben een duidelijk verband met hun moederplaneet: hun baan volgt de evenaar, ze draaien met de planeet mee en ze zijn grotendeels samengesteld uit hetzelfde materiaal (ijs van water, methaan en ammoniak). Dit zijn de regelmatige maantjes, soms ook ijsmaantjes genoemd.

Vervolgens is er nog een groep mini-maantjes, kleiner dan 400 km en dus niet groot genoeg om onder invloed van hun eigen zwaartekracht tot een bolvorm te komen. De meeste van deze mini-maantjes hebben een aantal eigenaardigheden, zoals een retrograde of sterk geïnclineerde baan. Daarom noemen we deze maantjes de onregelmatige maantjes.

Tenslotte zijn er nog de kleine herdermaantjes, die meestal kleiner zijn dan 100 km en die tussen de ringen van de gasplaneten bewegen.

Grote manen rond Jupiter: de Galileïsche manen

In 1610 ontdekte Galileï met zijn zelfgebouwde telescoop dat er vier heldere stipjes rond Jupiter heen en weer bewogen. Daarmee leverde hij een duidelijk argument tegen het toen gangbare systeem van Ptolemaeus, die beweerde dat alles in het heelal rond de Aarde draait. Deze vier grote manen worden sindsdien de Galileïsche manen genoemd. Het gaat om Io, Europa, Ganymedes en Callisto.

In veel opzichten behoren deze vier maantjes tot één familie: hun samenstelling en grootte lijken veel op elkaar. Als ze niet rond Jupiter maar rond de zon zouden draaien, zouden we er geen problemen mee hebben aan te nemen dat het planeten zijn. Ganymedes is zelfs groter dan Mercurius.

Samenstelling en structuur van de Galileïsche manen

Naar opbouw en samenstelling kunnen we de vier manen opdelen in twee groepen. Aan de ene kant hebben we Ganymedes en Callisto, die een soortelijk gewicht hebben dat kleiner is dan 2 g/cm³. Ook de Saturnusmaan Titan (die trouwens even groot is) zit in deze grootteorde.

Aan de andere kant hebben we Io en Europa, die veel zwaarder zijn, respectievelijk 3,8 g/cm³ en 3,5 g/cm³, wat sterk aanleunt (ook weer wat grootte betreft) bij onze maan.

Uit deze gegevens kunnen we afleiden dat Io en Europa voor een groot deel uit steen bestaan, met een kleine ijzeren kern, terwijl Ganymedes en Callisto voornamelijk uit waterijs bestaan. Op Io komt helemaal geen water voor, op Europa beperkt dit zich tot een 100 km dikke korst waterijs met daaronder een vloeibare oceaan. De twee buitenste manen echter hebben een kleine stenen kern en een mantel van water of waterijs.

Ganymedes heeft nog een kleine ijzeren kern, maar Callisto bestaat waarschijnlijk uit een grotendeels ongedifferentieerde massa steen en ijs: ze heeft geen echte kern of mantel, en ook het oppervlak bestaat uit min of meer dezelfde samenstelling. Recente gegevens van de Galileo-sonde wijzen er op dat er misschien toch een kleine stenen kern bestaat, of tenminste dat er zich in het centrum van de maan meer steen bevindt dan in wat we de mantel zouden kunnen noemen. Andere gegevens wijzen dan weer op de mogelijkheid dat er ook op Ganymedes een vloeibare oceaan onder het oppervlak zou kunnen zitten.

Waarom verschillen de twee binnenste en de twee buitenste manen zoveel van elkaar? Dat komt door de energie die Jupiter uitstraalt. Deze energie (voor een groot deel warmtestraling) heeft natuurlijk veel meer effect op de manen die dichterbij de planeet staan. Vroeger moet deze hittestraling nog intenser zijn geweest, voldoende om het water op Io en Europa te doen verdampen. Ganymedes en Callisto staan hiervoor echter te ver af, zodat zij hun ijs behielden. Lang geleden had Jupiter dus vermoedelijk 4 ijsmanen, en waren Io en Europa veel groter.

Oppervlak van de Galileïsche manen

Door spectraalanalyse kon men de samenstelling van het oppervlak van de vier manen reeds voor de passage van ruimteverkenners bepalen.

De spectra van Europa en Ganymedes wijzen op de aanwezigheid van waterijs, en de hoge albedo doet vermoeden dat het om schoon, onvervuild ijs gaat. Callisto is een heel stuk donkerder, maar vertoont een gelijkaardig spectrum. Dat wijst erop dat het oppervlak van Callisto bestaat uit vuil ijs. Deze bevindingen komen overeen met de eerdere theorieën over de samenstelling van de manen.

Io vertoonde vreemde absorpties in het spectrum. Na een jaar onderzoek ontdekte men eindelijk dat deze werden veroorzaakt door de aanwezigheid van bevroren zwaveldioxide (SO₂). In dezelfde week vloog Voyager 1 voorbij Io en ontdekte de aanwezigheid van actief vulkanisme met SO₂-uitstoot.

Io in cijfers Gemiddelde afstand tot Jupiter:    421 600 km Omloopstijd om Jupiter:    1 dag 18h 27m Equatoriale diameter:    3 630 km Massa:    8,94 × 1022 kg		Europa in cijfers Gemiddelde afstand tot Jupiter:    670 900 km Omloopstijd om Jupiter:    3 dagen 13h 15m Equatoriale diameter:    3 120 km Massa:    4,799 × 1022 kg
Ganymedes in cijfers Gemiddelde afstand tot Jupiter:    1 070 000 km Omloopstijd om Jupiter:    7 dagen 3h 43m Equatoriale diameter:    5 268 km Massa:    1,482 × 1023 kg		Callisto in cijfers Gemiddelde afstand tot Jupiter:    1 883 000 km Omloopstijd om Jupiter:    16 dagen 16h 32m Equatoriale diameter:    4 806 km Massa:    1,076 × 1023 kg

Io

Io is een van de meest exotische hemellichamen in ons zonnestelsel. Vreemde chemische effecten, vulkanische activiteit en de invloed van de Jupiterstraling maken Io tot een zeer interessant studieobject. De maan is geel gekleurd door zwavel, afkomstig van vulkanen. Het actieve vulkanisme blijkt ook uit de frappante afwezigheid van kraters en bassins en de zeer jonge leeftijd van het oppervlak: hooguit 100 000 jaar.

De ontdekking van actieve vulkanen op Io door de ruimtesonde Voyager 1 was fenomenaal. De sonde fotografeerde een enorme rookpluim van 300 km hoog, afkomstig van de vulkaan Pele. Toen Voyager 2 vier maanden later passeerde was deze vulkaan al niet meer actief. De Galileosonde toonde aan dat over het hele oppervlak van Io vulkanen ontstaan en weer uitdoven op enkele weken tijd.

Het oppervlak van Io bestaat wellicht voor een groot deel uit zwavel. Sommige wetenschappers denken zelfs dat de lava geen gesmolten silicium (steen) is, maar zwavel. Deze vloeibare zwavelstromen veroorzaken de oranje rivierachtige structuren die op Io te zien zijn.

Een gigantische lavastroom op Io, gefotografeerd door Galileo.

Vulkanen zijn Io's belangrijkste landschapskenmerk. Er zijn meer dan 200 vulkanen met een diameter van groter dan 20 km. Op de aarde, die een 12 keer grotere oppervlakte heeft, zijn dat er slechts 15. De vulkanen op Io vormen echter geen hoge kraterwanden zoals op aarde en Mars, maar braken wel lange lavastromen uit. Dit wijst erop dat de lava zeer vloeibaar is in vergelijking met de aardse lava. Er zijn dus geen schildvulkanen maar enkel caldera's, die soms tot 10 km diep kunnen zijn.

Naast caldera's zijn er ook bergen op Io. Deze lijken niet van vulkanische oorsprong te zijn. Ze zijn ook niet gegroepeerd in bergketens of massieven, maar liggen los verspreid over de maan. Dit bewijst dat ze ook niet door tektonische mechanismen zijn ontstaan. Hoe ze dan wel ontstaan zijn blijft voorlopig een mysterie.

De rookpluimen van de vulkanen op Io kunnen tot 300 km hoog worden. Door de lage zwaartekracht en de afwezigheid van een zware dampkring kunnen de stofdeeltjes zich ongestoord verspreiden en zachtjes weer naar de oppervlakte vallen. Daarbij ontstaan mooie, symmetrische parapluwolken. Dit alles vereist echter een beginsnelheid van 0,5 to 1 km/s, terwijl aardse vulkanen amper 0,1 km/s behalen. Vulkanen op Io zijn dan ook meer te vergelijken met aardse geisers. Waar geisers op aarde ontstaan door de snelle verdamping van water, gebeurt dit op Io meestal door vloeibaar zwaveldioxide (SO₂).

Waarom is Io nu vulkanisch? Vulkanisme vereist immers een vloeibare inwendige laag bij een hemellichaam, en daarvoor is veel warmte nodig. Io is echter te klein om lang warmte bij te houden, en de meeste planeten hebben hun warmte al meer dan 1 miljard jaar geleden verloren. Toch is Io steeds warm gebleven. Dat komt door de nabijheid van Jupiter.

Door de getijdenkracht die de planeet uitoefent op de maan wordt het inwendige van Io voortdurend gekneed. De wrijving die daardoor ontstaat, veroorzaakt voldoende warmte om het vulkanisme van Io te veroorzaken. Io beweegt in een cirkelvormige baan, maar de aantrekkingskracht van de andere 3 Galileïsche manen zorgt ervoor dat er vele afwijkingen in deze baan zitten. Daardoor ontstaan onregelmatige getijden, waardoor de hele maan op haar evenaar tot 100 m wordt uitgerokken. Op aarde bedraagt het maximum van de getijden van de zee slechts 18 m.

Daarbij komt nog dat, hoewel Io steeds dezelfde kant naar Jupiter keert, de aswentelingssnelheid niet constant is. De maan wiebelt dus een beetje.

Naast de getijdenkracht is nog een andere kracht van Jupiter werkzaam op Io: de maan beweegt in haar baan door de magnetosfeer van Jupiter. Dat magnetisch veld beweegt met de planeet in 10 uur om haar as, terwijl Io 1,77 dagen nodig heeft voor een omwenteling om de planeet. Daardoor passeert de magnetische stroom de planeet met een snelheid van 57 km per seconde. Dit genereert een elektrische potentiaal van ongeveer 400 000 Volt. Daardoor kan een elektrische stroom over de magnetische veldlijnen van de planeet naar Io lopen, met een stroom van meer dan 3 miljoen ampère. Wanneer deze stroom zich in het binnenste van Io concentreert ontstaat een hoeveelheid energie van 1 triljoen (10¹⁵) Watt. Io staat dus voortdurend onder hoogspanning, wat een enorme hitte veroorzaakt.

Poollichtcirkels op Jupiter, waargenomen door de Hubble Space Telescope. Naast de grote poollichtcirkels (veroorzaakt door deeltjes uit de zonnewind) is een fijnere poollichtcirkel zichtbaar, veroorzaakt door de elektrische stroom vanuit Io. Op de rechterfiguur is te zien hoe de elektrische stromen vanuit Io (links) naar de polen van Jupiter worden geleid (via de paarse weg).

Ook op Jupiter heeft deze elektrische stroom een effect. Een elektrisch circuit moet immers steeds gesloten zijn. Een smalle bundel elektronen gaat dus van Jupiter naar Io, maar ook van Io terug naar Jupiter. Op de plaats waar deze de atmosfeer van Jupiter induikt, ontstaat poollicht.

Zelfs de getijdenkracht en de elektrische stroom kunnen nog niet de hoeveelheid energie aanbrengen die Io uitstraalt. In het infrarode gebied blijkt de satelliet namelijk 100 biljoen Watt uit te stralen, wat overeenkomt met 2 Watt per m². Ter vergelijking: de aarde straalt slechts 0.06 Watt per m². Er is nog een derde factor in het spel: de vulkanen.

Voyager 1 ontdekte een ongewoon hete plek nabij de vulkaan Loki, waar de temperatuur opliep tot 25 °C, terwijl een gemiddelde warme zomerdag op de evenaar van Io slechts maxima haalde van -150 °C. De hete plek, die zo'n 250 km breed is, is vermoedelijk een lavameer, of een meer van gesmolten zwavel bedekt met een koelere, dunne korst. Ook op aarde komt dit soort lavameren voor, zij het wel in beperktere vorm. In 2000 ontdekte de Galileosonde dat deze grote lavameren fluctueren: ze worden groter en kleiner. Voorlopig is het nog niet duidelijk of dit een regelmatige cyclus is, die bijvoorbeeld ook door de getijdenwerking verklaard zou kunnen worden. Naast deze grote lavameren ontdekten de Voyagers een groot aantal kleine, zeer hete plekjes (hot spots) waar de temperatuur kon oplopen tot 225 °C. De Galileosonde ontdekte dat deze kleinere plekjes over het hele oppervlak verspreid zijn, en op een tijd van enkele maanden kunnen evolueren.

Recente onderzoekingen lijken erop te wijzen dat Io momenteel sneller om Jupiter draait dan 300 jaar geleden, waardoor ook meer getijdenkrachten werkzaam worden. Mogelijk is de huidige vulkanische activiteit dus niet typisch voor de vorige 4,5 miljard jaar uit het bestaan van Io. De maan staat momenteel misschien op het punt uiteen getrokken te worden door de aantrekkingskracht van Jupiter en de andere 3 maantjes.

De gassen die door de vulkanen worden uitgestoten vormen natuurlijk een atmosfeer, die voornamelijk bestaat uit zwaveldioxide (SO₂). Deze is echter niet gelijkmatig verdeeld: boven warmere gebieden is er meer atmosfeer dan elders. 's Nachts bevriest het zwaveldioxide en overdag sublimeert het weer. De temperatuur heeft dus een belangrijke invloed op de atmosfeer van Io.

De zwaartekracht van Io is echter te klein om een dampkring lang vast te houden, zodat de gassen zich verspreiden op de baan van de maan. Daardoor is Jupiter omgeven door een torus van zwaveldioxide.

Europa

Europa is een zeer vlakke wereld, misschien wel de vlakste uit ons hele zonnestelsel. De grootste hoogteverschillen bedragen niet meer dan enkele tientallen meters. Europa telt bovendien slechts weinig inslagkraters: tot nog toe zijn er niet meer dan 15 geteld. Dat betekent dat het oppervlak van Europa bijzonder jong is.

Dit wil echter niet zeggen dat het oppervlak van Europa saai en gelijkmatig is. Integendeel, er is een enorme afwisseling tussen vlak en geribbeld terrein, en er is een intrigerend stelsel van groeven en lijnen. Vooral de kleuren van die lijnen, een soort bruinachtig rood, is opvallend.

Het oppervlak van Europa bestaat wellicht uit een dunne ijskorst van niet meer dan 50 km dik. Daaronder bevindt zich misschien een oceaan van vloeibaar water, ook zo'n 50 km diep. De lijnenstelsels op het oppervlak van de planeet zouden dan zijn veroorzaakt door opwellend water, een beetje zoals vloeibaar gesteente dat op aarde uit de breuklijnen tussen de aardschollen opwelt. Dikkere, lichte strepen zouden er op kunnen wijzen dat hier twee ijsschollen uit elkaar dreven, waarna er open vloeibaar water aan de oppervlakte kwam dat vervolgens bevroor. Stukken chaotisch terrein lijken erg op losgeslagen ijsschollen, die later weer vastgevroren zijn.

Onderzoek van het materiaal op het ijsoppervlak van Europa toonde aan dat het donkere materiaal wellicht minerale zouten zijn, en dat de oceaan onder het oppervlak dus ook zout moet zijn. De chemische elementen waar het om gaat, natrium, magnesium en zwavel, zijn waarschijnlijk afkomstig uit de stenen mantel van de maan. Ook gassen zoals koolstofdioxide zouden uit de mantel kunnen ontsnappen en naar de oppervlakte stijgen, waar ze worden tegengehouden door de ijskorst. Wanneer er zich genoeg gas heeft verzameld kan dit dan door de ijslaag breken en een geiser of breuklijn veroorzaken. Op de foto's van Voyager en Galileo zijn echter nog geen bewijzen voor dergelijke fenomenen teruggevonden.

Volgens exobiologen maakt Europa een goede kans om door levende organismen bewoond te zijn. Ze verwijzen hierbij naar de exotische levensvormen die ook op aarde voorkomen in het diepste van de oceaan, nabij de zogenaamde "hete spuiters". Dit zijn plaatsen op de oceaanbodem waar water van meer dan 200 °C naar buiten spuit. De wezens die hier wonen, archaea, vormen een klasse naast de bacterieën en de meercelligen. Ze zijn hyperthermofiel, dat wil zeggen dat ze het best gedijen bij temperaturen die boven het kookpunt van water liggen.

Ook op de oceaanbodem van Europa zouden dergelijke "hete spuiters" kunnen voorkomen. We weten dat het leven op aarde in de oceanen ontstond, mogelijk nabij deze warmtebronnen. Zou er ook op Europa leven zijn ontstaan? Waarnemingen van het oppervlak wijzen er in elk geval op dat het ijs op sommige plaatsen bedekt is met een laag organische materialen.

Ganymedes

Het oppervlak van Ganymedes ziet er op het eerste gezicht wat uit als dat van onze maan. Er zijn lichtere en donkere gebieden, die ook wel zeeën worden genoemd. In tegenstelling tot de zeeën op de aardse maan zijn de donkere gebieden op Ganymedes echter de oudste, en dragen ze dus vele kratersporen.

De lichtere gebieden bestaan voor het grootste gedeelte uit wat gegroefd terrein wordt genoemd, parallelle richels en kloven van ongeveer 300 m hoog. Deze banden zijn vaak vele honderden kilometers lang en vormen een door elkaar gevlochten netwerk.

Dit gegroefd terrein is ongeveer 3 tot 3,5 miljard jaar oud, en is wellicht ontstaan door verschillende soorten van tektonische activiteit. Het albedo is er tot 40 % hoger dan op de donkere zeeën, wat erop kan wijzen dat ze bestaan uit nieuwer, nog niet bevuild ijs.

Ook andere ijswerelden zoals Enceladus (Saturnus), Miranda en Ariël (Uranus) vertonen een dergelijke vorm van groeven, wat erop kan wijzen dat dit een normale tektonische activiteit is bij oppervlakten die bestaan uit waterijs. Bij de steenachtige planeten vertoont enkel de aarde tektoniek.

Callisto

Callisto is voor zover bekend de wereld met het grootste aantal kraters per oppervlakte-eenheid. Bij andere hemellichamen zijn de oudste kraters vaak geheel of gedeeltelijk uitgewist door erosie of andere geologische processen, zoals uitvloeiend gesteente (Mercurius, de maan), uitvloeiend water (Ganymedes, Europa), winderosie (Mars), watererosie (Mars, de aarde) of vulkanische erosie (Venus, Io) waarbij bergketens, ribbels, vlakten enzovoort worden gecreëerd. Bij Callisto lijken kraters alleen te zijn verdwenen door de inslag van nieuwe meteoren. Op de wanden van de kraters na is er dan ook helemaal geen reliëf op Callisto. Hieruit kunnen we afleiden dat het oppervlak meer dan 4 miljard jaar oud is, slechts een half miljard jaar jonger dan Callisto zelf! En dit op amper een miljoen kilometer afstand van Io, de maan die het jongste oppervlakte heeft van het hele zonnestelsel.

De meest opvallende structuren op Callisto zijn twee grote kraters met ringstelsels, Walhalla en Asgard. Walhalla, de grootste structuur, bestaat uit een centraal gedeelte van 600 km diameter, met daarrond concentrische ringen die zich tot 2 000 km uitstrekken. Wellicht gaat het om structuren die na een zeer zware inslag zijn ontstaan, vergelijkbaar met het Caloris-bekken op Mercurius.

Een opvallende kraterformatie op Callisto is Gipul Catena, een rechte lijn van kraters, ontstaan toen een uiteengerukte komeet neerstortte op de maan, zoals Shoemaker-Levy 9 op Jupiter.

In tegenstelling tot andere werelden, hebben de kraters op Callisto geen enkel reliëf: er zijn geen kraterwanden en geen centrale pieken. Er zijn ook geen andere reliëfkenmerken: Callisto is zo vlak als een biljartbal. Dit komt door een eigenaardig kenmerk van ijs, creep, dat ook bij aardse gletsjers voorkomt. Hoewel het water bevroren is, kan het toch zeer traag "vloeien" of "kruipen". Zo worden reliëfverschillen na verloop van tijd weer gladgestreken.

Grote maan rond Saturnus: Titan

Na de vier manen die Galileï rond Jupiter had ontdekt, viel de eer aan de Nederlander Christiaan Huygens om de volgende buiten-aardse maan te ontdekken. In 1655 merkte hij een helder lichtpuntje op nabij de planeet Saturnus. Deze maan, die Titan werd gedoopt, draait in 15 dagen rond zijn planeet en heeft een diameter van 5 150 km.

Daarmee is ze, na Ganymedes, de grootste satelliet van ons zonnestelsel, en groter dan Pluto en Mercurius. Net als Ganymedes en Callisto is Titan een ijsmaan, met een stenen kern en een dikke mantel van verschillende soorten ijs. Titan heeft geen magnetisch veld, maar zit meestal (doch niet altijd) binnen de beschermende magnetosfeer van Saturnus.

Dat was ongeveer alles wat er van Titan geweten was, toen Gerard Kuiper in 1940 het spectrum van de Saturnusmaan onderzocht. Zo ontdekte hij de aanwezigheid van grote hoeveelheden methaan (CH₄), waaruit hij kon concluderen dat Titan een atmosfeer moet hebben.

De atmosfeer van Titan is zelfs erg dik: in tegenstelling tot de meeste andere manen heeft Titan genoeg zwaartekracht om gassen vast te houden. Bovendien is methaan erg licht, wat wil zeggen dat het zelfs bij heel lage temperaturen gasvormig kan blijven. Andere gassen zouden in dezelfde omstandigheden als ijs op het oppervlak terechtkomen. De druk op Titan bedraagt ongeveer 1,5 atmosfeer.

Net zoals de atmosfeer van Venus is die van Titan heel erg dik en ondoorzichtig, zodat we vanop Aarde geen enkel oppervlaktedetail kunnen waarnemen. De Huygens-sonde, die in 2005 naar het oppervlak van Titan afdaalde, bezorgde ons de eerste beelden van het oppervlak.

Net als op Aarde bestaat de dampkring van Titan voornamelijk uit stikstof (N₂). Het methaan dat Kuiper in de jaren '40 ontdekte, maakt slechts een klein deel uit van de atmosfeer van Titan. Verder zijn er talloze koolwaterstofverbindingen (organische materialen) die als sporenelementen voorkomen, ondermeer acetyleen (C₂H₂), propaan (C₃H₈), en cyanide (HCN).

Titan in cijfers Gemiddelde afstand tot Saturnus:    1 221 850 km Omloopstijd om Saturnus:    21 dagen 6h 38m Equatoriale diameter:    5 150 km Massa:    1,3455 × 1023 kg

Deze grote verscheidenheid aan moleculen wordt verklaard door de afwezigheid van een magnetisch veld op Titan. Daardoor kan de zonnewind in de bovenste lagen van de Titan-atmosfeer talloze chemische reacties veroorzaken.

Eén van de elementen die zo gevormd worden is waterstofgas (H₂), een gas dat erg vluchtig is en snel in de ruimte verdwijnt. Dat er na 4,5 miljard jaar nog altijd waterstofatomen in de Titan-atmosfeer aanwezig zijn betekent dat er een bron moet zijn waaruit deze voortdurend wordt bijgevuld. Welke deze bron is, is voorlopig echter nog een raadsel.

Wanneer we de atmosfeer van Titan vergelijken met die van Venus en Mars, blijkt dat het methaan (CH₄) op deze twee planeten vervangen is door koolstofdioxide (CO₂). Dit verschil is te verklaren door het feit dat de zuurstofatomen op Titan vastzitten in watermoleculen (H₂O), waardoor ze niet in de atmosfeer terecht komen waar ze zouden kunnen reageren.

De atmosfeer van Titan bestaat niet enkel uit gassen. In de lucht zweven ook talloze aerosols (vliegende stofdeeltjes). Deze aerosols zijn verantwoordelijk voor de vuil-oranje kleur van de atmosfeer, te vergelijken met een laag smog boven aardse steden. Op foto's van Voyager 1 valt bovendien op, dat de wolken op het noordelijk halfrond donkerder zijn dan die op het zuidelijk halfrond, waarbij de evenaar een tamelijk scherpe grens vormt. Boven de noordpool is de atmosfeer nog donkerder, en bijna grijs.

De aerosols bestaan wellicht uit druppeltjes bevroren gassen. Om de oranje kleur te verklaren zijn echter stofdeeltjes nodig die groter zijn dan zo'n eenvoudige molecules, dus wellicht gaat het om veel complexere koolwaterstofverbindingen die in de atmosfeer rondzweven. Het interessante aan Titan is dat deze complexe koolwaterstofverbindingen, die verwant zijn met de aminozuren die op aarde de basis van leven vormen, ook terug op het oppervlak van de atmosfeer terecht komen en daar een dikke laag organisch materiaal vormen.

De dikke atmosfeer van Titan belet ons om het oppervlak van de maan rechtstreeks te zien. Door infraroodwaarnemingen vanop aarde en met de Cassinisonde kon echter een ruwe kaart van het oppervlak samengesteld worden. Bovendien bezorgde de afdaling van de Europese sonde Huygens ons op 13 januari 2005 de allereerste, zeer intrigerende beelden vanop het oppervlak van de Saturnusmaan.

Het oppervlak van Titan bestaat uit waterijs, dat bij de lage temperaturen nooit kan smelten en dus dezelfde functie vervult als steen op aarde. Net zoals op aarde bestaat er op Titan vloeistof-erosie, onder invloed van regen en riviervorming.

De gegevens van Cassini en Huygens lijken grotendeels te bevestigen wat wetenschappers al langer vermoedden. Hoewel er nog geen duidelijk bewijs is voor een grote oceaan op het oppervlak, zijn er wel zeer sterke aanwijzingen voor grote meren, rivieren en zeeën. Zo fotografeerde Huygens vanop 16 km hoogte een kustlijn.

Een dagje op Titan Hoe zou het zijn om op een bootje in een zee op Titan rond te dobberen? De temperatuur bedraagt er dag en nacht ongeveer -200 °C, dus koud zal het allicht zijn. Drijvend op een oceaan van licht ontvlambaar ethaan lijkt een vuurtje misschien niet zo'n goed idee. Er is weliswaar geen zuurstof (O2) in de atmosfeer aanwezig, maar wel in het waterijs (H2O) dat de bodem uitmaakt en in het koolzuurijs (CO en CO2) dat hier en daar als sneeuw of rijm te zien is. De zon geeft op deze afstand nauwelijks warmte, maar nog wel voldoende licht om de omgeving te kunnen bekijken. Tenminste, als we niet in een ethaan-mistbank terecht komen. Bij het vuil-oranje licht kunnen we wellicht kilometers rondom bergen zien, de meeste met dikke lagen modder bedekt. Enkel de toppen van de hoogste bergen zijn propergewassen door de regen: we zien het grijs van de ijzige ondergrond. Uit de bergen stromen rivieren naar beneden, die uitmonden in de zee. Met wat geluk komen we zelfs een waterval tegen. Echt regenen doet het op onze hoogte niet: de regen verdampt weer voor hij het oppervlak bereikt heeft. Het is wel erg vochtig: de oceaan verdampt voortdurend, terwijl de bergrivieren hem weer bijvullen.

De missie Cassini-Huygens, die in 2004 bij Saturnus aankwam, bracht ons een gigantische hoeveelheid informatie over het manenstelsel bij Saturnus. De NASA-sonde Cassini voerde uitgebreide radar- en andere waarnemingen uit om het oppervlak van Titan in kaart te brengen. De ESA-sonde Huygens daalde in januari 2005 in de atmosfeer van de maan af en landde op het oppervlak.

Grote maan rond Neptunus: Triton

Ook Neptunus heeft een maan die qua afmetingen in de klasse van de 'grote manen' valt: Triton. Qua samenstelling, uiterlijk en vermoedelijke oorsprong hoort deze maan echter meer thuis bij de ijsdwergen, waartoe ondermeer ook Pluto en Charon behoren.

Verwante links

• Bezoek de pagina's over de planeten waarrond deze manen draaien: Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus.
• Lees ook iets over de kleine maantjes van deze planeten.
• Is iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!

• Io, Europa, Ganymede, Callisto: de Galileische manen op The Nine Planets (Nederlandse vertalingen door Infoster: Io, Europa, Ganymedes, Callisto)
• Titan: Titan op The Nine Planets (Nederlandse vertaling door Infoster)