Elke gasplaneet heeft een uitgebreide familie kleine maantjes. Die omcirkelen hun planeet zoals de planeten dat met de zon doen. De kleine maantjes zijn geen saaie dode steen- of ijsklompen, zoals wetenschappers vroeger dachten. De foto's van de Voyager-ruimtesondes toonden dat elk maantje een heel erg specifiek uiterlijk heeft. Daardoor zijn ze onschatbare hulpmiddelen om de geschiedenis van ons zonnestelsel verder te onderzoeken.

De grote manen van de gasreuzen bespreken we op een andere bladzijde. Hier richten we onze aandacht op regelmatige kleine maantjes, onregelmatige kleine maantjes en herdermaantjes.

Regelmatige kleine maantjes

Ontstaan

Het is duidelijk dat de regelmatige kleine maantjes bij hun planeet horen: ze draaien in het baanvlak van de planeet en hebben vaak een gekoppelde rotatie. Daaruit kunnen we afleiden dat ze uit dezelfde protoplanetaire nevel zijn gevormd. Na de vorming van de planeet bleef er nog een wolk van het oorspronkelijke gas achter, te vergelijken met de zonnenevel. Uit deze gaswolk ontstonden de kleine maantjes, op dezelfde manier als de planeet ontstond uit de zonnenevel: langzaam klonterde het materiaal meer en meer samen rond onregelmatigheden. De kleine proto-satellieten, te vergelijken met protoplaneten en planetesimalen, klonterden in de volgende miljoenen jaren samen tot de huidige satellieten.

Wanneer we de groottes van de regelmatige satellieten bekijken, valt op dat Jupiter vier grote manen heeft, en Saturnus maar één (Titan). Dat komt vermoedelijk doordat Jupiter vier keer zwaarder is dan Saturnus, waardoor ze een grotere hoeveelheid gas uit de zonnenevel naar zich toe kon trekken. Het materiaal rond Saturnus werd dan weer verdeeld over een groot aantal kleinere maantjes: Titan is er niet in geslaagd al het materiaal uit de protosatellietschijf naar zich toe te trekken, maar verhinderde wel dat er zich een tweede grote maan vormde.

Ook bij Jupiter werd het overblijvende materiaal tot een klein maantje samengedrukt: het mini-maantje Amalthea, dat binnen de baan van Io ligt. De vier grote satellieten van Jupiter hebben echter de vorming van kleinere ijsmaantjes rond de planeet onmogelijk gemaakt.

Het geval van Neptunus, met de maan Triton, doet in deze redenering niet terzake aangezien Triton een ingevangen maan is, en niet samen met Neptunus ontstaan is.

IJsmanen

De meeste van de regelmatige maantjes zijn ijsmaantjes. IJs (water, methaan en ammoniak) is immers de stof die in dit gebied van het zonnestelsel het meest voorhanden was, en waaruit ook de gasreuzen voor een groot deel bestaan (Uranus en Neptunus worden daarom ook wel eens ijsreuzen genoemd). Ook vele grote manen zijn ijsmanen: Io en Europa bestaan grotendeels uit steen, maar Ganymedes en Callisto bestaan vooral uit waterijs. Titan bestaat waarschijnlijk uit een mengsel van waterijs en methaanijs in verschillende verbindingen.

De regelmatige kleine maantjes van Jupiter

Zoals hierboven aangegeven, heeft Jupiter enkel een viertal grote manen, en een reeks mini-maantjes. Kleine regelmatige maantjes kregen in het Jupiterstelsel geen kans om zich te vormen.

De regelmatige kleine maantjes van Saturnus

Saturnus heeft zes kleine regelmatige satellieten, ruwweg onder te verdelen in drie groepen van ongeveer 500 km, ongeveer 1 000 km en ongeveer 1 500 km groot.

Mimas

Het oppervlak van Mimas is erg bekraterd. De meeste kraters zijn niet groter dan 30 km, met als opvallende uitzondering de krater Herschel, die met 100 km overeenkomt met de kraters Copernicus of Tycho op onze maan. Voor zo'n klein maantje als Mimas moet de inslag die een krater, zo gigantisch als Herschel, veroorzaakt heeft echter haast katastrofaal zijn geweest. Een iets grotere impact, en Mimas was wellicht uit elkaar gespat.

Twee beelden van Saturnus-maan Mimas. [Foto's: JPL]

Mimas bestaat grotendeels uit schoon waterijs, zowel inwendig als aan het oppervlak. Zoals te verwachten was, is Mimas al zeer lang afgekoeld. Het hoge aantal kraters toont aan dat het oppervlak van de maan al heel oud is.

Enceladus

De foto's die Voyager ons van Enceladus doorzond, waren bijzonder verrassend. Het oppervlak van deze maan is, in tegenstelling tot dat van Mimas en de andere Saturnusmaantjes, relatief ongeschonden en dus nog vrij jong. Er zijn grote kratervrije vlakten die een rillenpatroon vertonen dat doet denken aan de uitvloeiingspatronen zoals die te zien zijn op Europa en de aardse middenatlantische rug.

De enige mogelijke conclusie is dat Enceladus op dit moment nog steeds geologisch actief is. De lijnstructuren duiden op tektonische activiteit, en er zijn aanwijzingen van actief vulkanisme. Deze vulkanische activiteit zou eveneens verklaren waarom Enceladus zo helder is: het oppervlak van de maan is het meest reflecterende van alle oppervlakten in het zonnestelsel. In tegenstelling tot de andere Saturnusmaantjes, die een oppervlak van licht vervuild ijs hebben, zou het ijs op Enceladus helemaal schoon zijn, en dus recentelijk vers uit het inwendige van de satelliet naar boven gebracht.

Het vulkanisme van Enceladus wordt, net zoals dat op Io, verklaard door de getijdenkracht van de moederplaneet. De baan van Enceladus is licht excentrisch (een afwijking van 0,005) waardoor het inwendige van de satelliet voortdurend gekneed wordt en de kans niet krijgt om te bevriezen. Mimas, wiens baan dichter bij Saturnus ligt maar niet excentrisch is, is wel volledig bevroren.

Tethys en Dione

Saturnusmanen Tethys (links) en Dione (rechts). [Foto's: JPL]

De maan Tethys is meer dan dubbel zo groot als Mimas, maar vertoont eveneens een karakteristiek groot inslagbekken, Odysseus genoemd.

Odysseus is 400 km groot, bijna zo groot als heel Mimas dus. Het halfrond van Tethys waarop Odysseus ligt, is zwaar bekraterd. Op het andere halfrond vinden we een grote vlakte met minder en kleinere kraters. Over het zwaarbekraterde terrein loopt ook een groevenstelsel, Ithaca Chasma genoemd. Ithaca Chasma is 100 km breed en meer dan 500 km lang, en op verschillende plaatsen wellicht enkele kilometers diep. Aangezien deze breuklijn min of meer concentrisch met Odysseus ligt, is ze wellicht samen met de inslagkrater ontstaan.

Net als Tethys is Dione grotendeels zwaar bekraterd, met enkele jongere, vlakkere gebieden. Deze zijn op Dione echter groter, en bevatten een aantal kloven die doen denken aan gelijkaardige structuren in de maria op onze maan.

Wetenschappers gaan ervan uit dat de jongere vlakken op Tethys en Dione op vulkanische wijze zijn ontstaan, vergelijkbaar met de maria op de maan. In het geval van de ijsmaantjes hebben we dan niet te maken met gesmolten gesteente, maar een mengsel van gesmolten ammoniak en water.

Wetenschappers vermoeden dat het om ammoniak gaat, omdat deze stof zou verklaren waarom het water bij een temperatuur van ongeveer -100 °C nog vloeibaar is: ammoniak wordt immers ook gebruikt als antivries. Deze ammoniak-oplossing is lichter dan het zuivere ijs dat het grootste deel van Tethys en Dione uitmaakt, en kruipt dus naar het oppervlak waar het als een soort van ijsvulkaan kan uitbarsten. De oplossing is niet zo vloeibaar als het water en de ammoniak die we hier op aarde kennen: ze is zeer geconcentreerd en daardoor dik, en nog het best te vergelijken met aardse lava.

Rhea

Als al deze relatief kleine werelden al zo divers zijn, dachten wetenschappers, dan zal de maan Rhea, die nog eens een klasse groter is, ongetwijfeld bijzonder interessant zijn. De gedetailleerde foto's die Voyager terugstuurde waren echter een teleurstelling: het oppervlak van Rhea is - voor zover Voyager het kon fotograferen - volledig met kraters bedekt, en vertoont nauwelijks een spoor van geologische activiteit.

De enige opvallende kenmerken zijn grote rillen, die erop wijzen dat Rhea bij het afkoelen inkromp, zodat de buitenste lagen aan de oppervlakte een beetje verrimpelden. Deze inkrimping zou dan meteen alle vormen van vulkanisme uitsluiten, want daardoor werd de mantel zo hard samengeperst dat deze ondoordringbaar werd.

Hoe teleurstellend de eindeloze hoeveelheid kraters ook mocht zijn, toch konden wetenschappers ook hieruit iets afleiden. Op het oppervlak van Rhea zijn twee verschillende soorten kraters te onderscheiden, waarvan de jongste soort steeds kleiner is dan 20 km. De andere, oudere kraters zijn meestal groter. De theorie luidt dat de kleine jonge kraters veroorzaakt zijn door materiaal afkomstig is van fragmenten van een andere satelliet die bij een botsing geheel of gedeeltelijk uit elkaar zou zijn gespat.

De meest waarschijnlijke kandidaat is de maan Hyperion, die met ongeveer 330 km bij 260 km de grootste onregelmatig gevormde satelliet van het zonnestelsel is. Bij zo'n afmetingen zou de satelliet normaal gezien bolvormig moeten zijn. De enige mogelijke verklaring is dat Hyperion een botsing heeft meegemaakt, waarbij het maantje een groot aantal brokstukken kwijtraakte. Dat verklaart meteen ook de vrij chaotische, tuimelende baan van de satelliet. Dat dergelijke botsingen inderdaad voorkomen, bewijzen de inslagsporen op de maantjes Mimas en Tethys, die de klap wel overleefden.

Japetus

Het buitenste van de regelmatige maantjes van Saturnus, Japetus, werd al in 1671 door Jean-Dominique Cassini ontdekt. Die merkte op dat de satelliet opvallend verhelderde en verduisterde in zijn baan om de planeet. Dit viel niet door schijngestalten te verklaren (aangezien maantjes van buitenplaneten vanop de aarde gezien haast altijd door de zon beschenen worden, tenzij ze verduisterd worden door de schaduw van hun planeet). Cassini dacht dat, als het maantje in een gekoppelde rotatie met Saturnus zat, wat heel waarschijnlijk was, haar ene kant veel donkerder zou moeten zijn dan haar andere kant.

De foto's die Voyager van Japetus terugstuurde, bevestigden deze driehonderd jaar oude theorie: Japetus bestaat uit twee helften, waarvan de ene opvallend helder is en de andere opvallend donker. Het heldere terrein, dat de volgende kant van de satelliet omvat (dus de helft die in de baan om de planeet steeds achteraan zit), is zwaar bekraterd en lijkt daarmee erg op het oppervlak van Rhea. Het donkere terrein, dat tien keer minder licht reflecteert dan het lichte terrein, omvat een gedeelte van de leidende helft (dus de helft die in de baan vooraan zit).

Al snel kwamen wetenschappers met een verklaring voor dit bizarre fenomeen: de leidende helft van Japetus wordt voortdurend vervuild door interplanetair stof dat de satelliet opveegt bij zijn baan rond Saturnus. Een beetje zoals de voorruit van een auto, die veel sneller vuil wordt dan de achterruit. Bovendien toont het bestaan van witte vlekken in het zwarte deel aan, dat het wellicht om een vrij dunne laag materiaal gaat die door grotere meteorietinslagen gemakkelijk doorboord kan worden.

De oorsprong van het zwarte materiaal is voorlopig nog een raadsel. Eén hypothese stelt dat het materiaal afkomstig is van de maan Phoebe, een ingevangen kleine en onregelmatige satelliet van Saturnus die inderdaad opvallend donker is. Het probleem met deze theorie is echter dat het materiaal van Phoebe zwart is, terwijl het donkere materiaal op Japetus eerder roodachtig van kleur is. Donkerrood materiaal is in het zonnestelsel echter wel op een aantal andere plaatsen te vinden, onder andere op kometen en een aantal planetoïden. Waarom het dan op Japetus zo duidelijk aanwezig is, kan deze theorie niet verklaren. Een derde hypothese luidt dat het materiaal uit de maan zelf afkomstig is. Net zoals Titan, die niet zover van Japetus afstaat, zou de satelliet in zijn inwendige een hoeveelheid roodachtig methaan (CH₄) bevatten. Dit methaan zou dan uit de mantel naar de oppervlakte komen wanneer de korst van Japetus wordt opgewarmd door het donkere, inslaande gruis afkomstig van Phoebe, dat we in de eerste hypothese reeds tegenkwamen. Zo zou de donkerrode kleur dus verklaard kunnen worden. Het antwoord zullen we pas kunnen ontdekken met de aankomst van Cassini in het Saturnusstelsel.

De regelmatige kleine maantjes van Uranus

De vijf regelmatige satellietjes van Uranus lijken bij een eerste overzicht allemaal sterk op elkaar, en op de kleine ijsmaantjes van Saturnus. Op de kleinste maan Miranda na, die in 1948 door Gerard Kuiper ontdekt werd, zijn ze onderling ook min of meer vergelijkbaar qua grootte en soortelijk gewicht. Dat soortelijk gewicht is echter groter dan bij de maantjes van Saturnus, wat betekent dat de maantjes van Uranus veel steen bevatten, in tegenstelling tot die van Saturnus die voornamelijk uit ijs bestaan.

Hoe komt het dat deze ijsmaantjes zo weinig ijs bevatten? Wellicht had de protoplanetaire gasschijf rond Uranus oorspronkelijk evenveel ijs als die rond Saturnus. Het ijs is mogelijk uit die protoplanetaire schijf verdwenen door een geweldige botsing van Uranus met een andere grote protoplaneet. Deze enorme inslag zou dan ook verklaren waarom Uranus en het baanvlak van zijn maantjes bijna dwars op het vlak van het zonnestelsel staan.

Door die gekantelde as van Uranus was het voor de Voyager 2-sonde ook onmogelijk om de maantjes van deze planeet van even nabij te bestuderen als ze dat bij Jupiter en Saturnus hadden kunnen doen. Enkel de kleinere Miranda werd uitgebreid gefotografeerd. Tijdens de passage ontdekte Voyager 2 wel nog eens tien extra mini-satellietjes.

Miranda

Het binnenste en kleinste maantje van Uranus, Miranda, is het enige waar Voyager dicht genoeg bij in de buurt kwam om degelijke foto's te nemen. Die foto's tonen een onnoemelijk bizar landschap. Twee totaal verschillende terreintypes zijn op het oppervlak van Miranda te zien. Het grootste deel van het oppervlak van de maan is bedekt met helder, bekraterd gebied met golvende heuvels. Dit type terrein doet erg denken aan dat van de oudere bergen op onze eigen maan.

Uranus-maan Miranda, gezien door Voyager 2. [Foto: JPL]

Bovenop dit vrij normale kraterterrein liggen echter drie grote donkere structuren, die coronae genoemd worden. Deze coronae behoren tot de meest bizarre terreintypes van het zonnestelsel, en zijn met geen enkele andere geologische formatie te vergelijken. De coronae zijn rechthoekig van vorm, en bedekt met evenwijdige groeven.

Een eerste theorie over het ontstaan van deze coronae luidde dat ze het bewijs waren dat Miranda in zijn verleden door een zware inslag uit elkaar was geslagen, waarbij de brokstukken terug samenklonterden om het maantje opnieuw te vormen. De coronae zouden dan brokstukken uit de kern van de maan zijn, die bij het samenklonteren aan de oppervlakte terecht kwamen. Deze theorie past echter niet bij de waarnemingen.

Uitgebreid onderzoek van de Voyager-foto's heeft wetenschappers doen besluiten dat de coronae van vulkanische oorsprong zijn. We zijn op Miranda getuigen van een uitgebreide vernieuwing van het volledige oppervlak van de maan: onder invloed van de getijden begon het inwendige van de satelliet op te warmen en door scheuren in de korst naar de oppervlakte te vloeien. De getijden werden opgewekt door de gekoppelde rotatie met de maantjes Umbriël en Ariël, maar in de loop van de tijden is de baan van Miranda veranderd zodat deze getijdenwerking werd stopgezet vooraleer het volledige oppervlak van de maan vernieuwd was met vers uitstromend ijs. Miranda is daarmee een belangrijke getuige van een actief geologisch verleden dat, in tegenstelling tot andere satellieten, nooit helemaal voltooid is geraakt.

Ariël

Ook Ariël toont sporen van een zeer actief geologisch verleden. Kratervlakken worden er doorgroefd door een immens wereldomvattend stelsel van diepe, hoekige canyons die een minder ontwikkelde vorm van de coronae van Miranda zijn. In de canyons en op sommige vlakken zien we jonger, vlak en ongeschonden materiaal dat door de scheuren in de bodem naar boven opwelde. Ook de helderheid van het oppervlak geeft aan dat het om vrij jong, onvervuild materiaal gaat.

Een dergelijke geologische activiteit op zo'n kleine wereld veronderstelt dat er een vorm van opwarming door getijdenkracht geweest moet zijn, zoals we die ook zien bij Io en Enceladus. Die getijdenkracht is op dit moment onbestaande, maar berekeningen leren dat Ariël vroeger wellicht een gekoppelde rotatie met Umbriël en Titania had, waardoor het inwendige van de maan voortdurend uitgebreid gekneed werd. Daardoor warmde het materiaal in het inwendige op, zette het uit en brak het door het oppervlak.

Umbriël

Het weinige detail dat we op de wazige foto's van Umbriël kunnen waarnemen, toont ons een zwaar bekraterde wereld met nauwelijks sporen van geologische activiteit. In dat opzicht is de maan te vergelijken met Rhea.

Het oppervlak van Umbriël is erg donker, met als enige uitzondering een krater op de evenaar die een witte bodem heeft. Vermoedelijk gaat het om gecondenseerde en bevroren gassen: door de helling van 90° van de as van het Uranus-stelsel ten opzichte van het zonnestelsel is het de evenaar die op deze maantjes het koudst is!

De Uranus-manen Umbriël, Titania en Oberon. [Foto's: JPL]

Titania

Het oppervlak van Titania wordt doorgroefd door een aantal zeer grote canyons, duizend kilometer lang, honderden kilometers breed en tot enkele kilometers diep. Zoals bij andere oppervlaktescheuren wijst dit op een inkrimpen van de korst, of eventueel het uitzetten van het inwendige van de maan.

Op een paar grote inslagbekkens na zijn de meeste kraters op Titania relatief klein, wat erop wijst dat het oppervlak in het verleden ooit is hernieuwd, waarbij oudere, grote kraters grotendeels verdwenen.

Oberon

Op de wazige foto's die Voyager van het oppervlak van Oberon terugstuurde, zien we vooral veel kraters. Enkele daarvan vertonen lichtere ejecta, en anderen bestaan uit eerder donkere vlekken. Het leidende halfrond van Oberon is lichtjes roodachtig gekleurd, wellicht door het opvangen van stofmateriaal van twee verder gelegen minimaantjes.

De regelmatige kleine maantjes van Neptunus

In tegenstelling tot Jupiter, Saturnus en Uranus heeft Neptunus geen uitgebreid stelsel van kleine regelmatige maantjes. Naast Triton, dat vermoedelijk een Kuiperobject is, vinden we Proteus en Nereïde, die allebei erg klein zijn. Daarbuiten ontdekte Voyager 2 nog vijf andere mini-satellietjes in een baan zeer dicht bij de planeet.

Vermoedelijk had Neptunus vroeger ook een familie van maantjes zoals de andere gasreuzen. Deze zijn echter in het verleden uit hun baan geworpen door Triton, een ingevangen object afkomstig uit een ander gebied van het zonnestelsel. Enkel de binnenste, kleine maantjes bleven buiten het bereik van deze indringer.

Neptunus-manen Proteus en Nereïde. [Foto's: JPL]

Proteus

Proteus is de grootste van deze binnenste kleine maantjes, en is te vergelijken met Mimas en Miranda qua grootte en afstand tot de planeet. Op de kleine, vage foto die we van dit maantje hebben valt meteen op dat het niet helemaal rond is en dat het zwaar bekraterd is. Voor zover we kunnen zien is er nauwelijks geologische activiteit op Proteus geweest.

Nereïde

De iets grotere buitenste maan Nereïde is door Voyager 2 niet duidelijk gefotografeerd. De meningen over deze maan zijn verdeeld: sommige theorieën luidden dat het net als Triton een ingevangen object is. Andere wetenschappers nemen aan dat Nereïde een oorspronkelijke satelliet van Neptunus is, die na de ravage aangericht door de komst van Triton op een andere baan terecht kwam.

Onregelmatige maantjes

Buiten de grote en de kleine manen van de planeten die duidelijk een deel uitmaken van het planetenstelsel waartoe ze behoren, en die daarom regelmatige satellieten worden genoemd, zijn er nog een hele hoop onregelmatige maantjes. Deze wijken in grootte, beweging en oorsprong af van het normale patroon.

De enige minimaantjes van Jupiter waarvan het oppervlak werd gefotografeerd:
Metis, Adrastea, Amalthea en Thebe. [Foto's: JPL]

De meeste zijn kleiner dan 400 km en daardoor niet rond: 400 km is ongeveer de grens waarbij de zwaartekracht zo sterk op het hemellichaam begint in te werken dat het een min of meer perfecte bolvorm zal aannemen, waarbij al het materiaal op een ideale manier gespreid wordt. Vele van deze onregelmatige satellieten liggen ook niet, zoals hun regelmatige broers, in het baanvlak van de planeet. Sterker zelfs: ongeveer de helft van deze maantjes beweegt zich tegen de planeet in, in een retrograde beweging. Dat geeft al aan dat ze niet oorspronkelijk in het planetenstelsel zijn geboren: de regelmatige satellieten, die samen met de planeet ontstonden, delen namelijk hetzelfde draaimoment en draaien dus op dezelfde manier als hun planeet.

De enige minimaantjes van Saturnus waarvan het oppervlak werd gefotografeerd.
Bovenste rij, van links naar rechts: Atlas, Prometheus, Pandora, Epimetheus en Janus.
Onderste rij van links naar rechts: Telesto, Calypso, Helene, Hyperion en Phoebe. [Foto's: JPL]

Het gaat dus om objecten die van elders afkomstig zijn, en die door de planeet zijn ingevangen toen ze deze passeerden in hun reis door het zonnestelsel. Oorspronkelijk waren ze dus geen maantjes, maar planetoïden of kuiperobjecten.

De enige minimaantjes van Neptunus waarvan het oppervlak werd gefotografeerd:
Thalassa, Despina, Galatea en Larissa.

Zo lijken de maantjes van de planeet Mars, Phobos en Deimos, qua helderheid en kleur erg op de Trojanen, planetoïden die een baan met Jupiter delen.

De Mars-maantjes Phobos (links) en Deimos (rechts). [Foto's: JPL]

Andere maantjes zijn mogelijk overgebleven planetesimalen, die in de periode onmiddellijk na de vorming van de planeten uit hun banen werden geslingerd. Sommige daarvan verhuisden naar de oortwolk of de kuipergordel, anderen kwamen in de zon terecht of botsten op een planeet, en enkelen kwamen in een baan om een planeet terecht. Deze theorie is echter moeilijk te ondersteunen met directe bewijzen. De maantjes in kwestie zijn vaak zo klein en zo donker dat we nauwelijks weten hoe ze eruit zien. In sommige gevallen is hun exacte grootte zelfs niet eens bekend.

Van de grote Neptunusmaan Triton vermoeden we dat ze afkomstig is uit de kuipergordel. Ook andere maantjes zijn mogelijk kuiperobjecten: de Saturnusmaan Phoebe lijkt voor zover we weten erg op de Centaur Chiron. Ook Chiron komt op zijn baan erg dicht in de buurt van Saturnus.

Elk jaar ontdekken wetenschappers wel nieuwe kleine maantjes, hetzij op de foto's van de Voyager ruimtesondes, hetzij door waarnemingen met steeds betere aardse instrumenten.

Herdermaantjes

De ruimteverkenners ontdekten bij hun bezoek aan de gasplaneten ook een tot dan toe volledig onbekende familie van maantjes, die zich heel dicht bij het oppervlak van de planeten ophouden, in het vlak van de ringen. Het gaat om de herdermaantjes die ervoor zorgen dat de ringen hun vorm kunnen behouden.

De Saturnusmaantjes Prometheus en Pandora zijn herdermaantjes van de F-ring.

Deze herdermaantjes zijn wellicht geen ingevangen planetoïden, maar werden samen met de planeet gevormd. Het zijn dus eigenlijk regelmatige satellieten. Onregelmatige satellieten die in het baanvlak van de ringen terecht komen kunnen echter ook herdermaantjes worden.

De kans is groot dat deze maantjes niet alleen de ringen begeleiden (vandaar de naam herdermaantjes), maar ze bovendien voortdurend aanvullen met stof, veroorzaakt door het continue bombardement van de maantjes met micrometeorieten. Deze kleine maantjes worden soms ook mooms genoemd, en ze variëren in grootte van enkele tientallen meters tot enkele kilometers.

Uitgebreidere ringen, zoals die van Saturnus, zouden dan weer afkomstig zijn van het volledig uiteenspatten van een maantje.

Verwante links

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

• The Nine Planets: Contents: Met een uitgebreid overzicht van alle maantjes (Nederlandse vertaling door Infoster)