Pierścienie Saturna

W przypadku innych zastosowań zobacz Pierścienie Saturna (ujednoznacznienie) .

Pełny zestaw pierścieni sfotografowany, gdy Saturn zaćmił Słońce z orbity Cassini , oddalonej o 1,2 miliona km (¾ miliona mil), 19 lipca 2013 r . (jasność jest przesadzona). Ziemia pojawia się jako kropka na godzinie 4, między pierścieniami G i E.

Pierścienie Saturna są najbardziej rozległym systemem pierścieni ze wszystkich planet Układu Słonecznego . Składają się z niezliczonych małych cząstek o rozmiarach od mikrometrów do metrów , które krążą wokół Saturna . Cząsteczki pierścienia zbudowane są prawie w całości z lodu wodnego, ze śladowym składnikiem materiału skalnego . Nadal nie ma zgody co do mechanizmu ich powstawania. Chociaż modele teoretyczne wskazywały, że pierścienie prawdopodobnie powstały na wczesnym etapie historii Układu Słonecznego, nowsze dane z Cassini sugerują, że powstały one stosunkowo późno.

jasność Saturna , nie są one widoczne z Ziemi gołym okiem . W 1610 roku, rok po tym, jak Galileo Galilei skierował teleskop w niebo, stał się pierwszą osobą, która obserwowała pierścienie Saturna, chociaż nie widział ich wystarczająco dobrze, aby rozpoznać ich prawdziwą naturę. W 1655 roku Christiaan Huygens jako pierwszy opisał je jako dysk otaczający Saturna. Pomysł, że pierścienie Saturna składają się z szeregu maleńkich loków, wywodzi się od Pierre'a-Simona Laplace'a , chociaż prawdziwych luk jest niewiele – bardziej poprawne jest myślenie o pierścieniach jako pierścieniowym dysku z koncentrycznymi lokalnymi maksimami i minimami gęstości i jasności. Na skali skupisk w pierścieniach jest dużo pustej przestrzeni.

Pierścienie mają liczne szczeliny, w których gęstość cząstek gwałtownie spada: dwie otwarte przez osadzone w nich znane księżyce i wiele innych w miejscach znanych destabilizujących rezonansów orbitalnych z księżycami Saturna . Inne luki pozostają niewyjaśnione. Z drugiej strony rezonanse stabilizujące są odpowiedzialne za długowieczność kilku pierścieni, takich jak Titan Ringlet i G Ring .

Daleko poza głównymi pierścieniami znajduje się pierścień Phoebe , który przypuszczalnie pochodzi od Phoebe , a zatem ma wspólny ruch orbitalny wsteczny . Jest wyrównany z płaszczyzną orbity Saturna. Saturn ma osiowe nachylenie 27 stopni, więc ten pierścień jest nachylony pod kątem 27 stopni w stosunku do bardziej widocznych pierścieni orbitujących nad równikiem Saturna.

Voyager 2 widok Saturna rzucającego cień na jego pierścienie. Widoczne są cztery satelity, dwa ich cienie i szprychy pierścieniowe .

Historia

Wczesne obserwacje

Saturna autorstwa Galileusza w liście do Belisario Vinta (1610)

Galileo Galilei był pierwszym, który obserwował pierścienie Saturna w 1610 roku za pomocą swojego teleskopu, ale nie był w stanie ich zidentyfikować. Napisał do księcia Toskanii , że „Planeta Saturn nie jest sama, ale składa się z trzech, które prawie stykają się ze sobą i nigdy się nie poruszają ani nie zmieniają względem siebie. Ułożone są w linii równoległej do zodiaku , a środkowy (sam Saturn) jest około trzy razy większy od bocznych”. Opisał również pierścienie jako „uszy” Saturna. W 1612 roku Ziemia przeszła przez płaszczyznę pierścieni i stały się one niewidoczne. Zdumiony, Galileusz zauważył: „Nie wiem, co powiedzieć w przypadku tak zaskakującym, tak nieoczekiwanym i tak nowatorskim”. Zastanawiał się: „Czy Saturn połknął jego dzieci?” — odnosząc się do mitu o Tytanie Saturnie, który pożera swoje potomstwo , aby uprzedzić proroctwo, że go obalą. Był jeszcze bardziej zdezorientowany, gdy pierścienie ponownie stały się widoczne w 1613 roku.

" for Altissimum planetam tergeminum observavi Wcześni astronomowie używali anagramów jako formy zobowiązania do zgłaszania roszczeń do nowych odkryć, zanim ich wyniki były gotowe do publikacji. Galileo użył anagramu „ smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras” dla <a i=8><a i=9>Altissimum Zaobserwowałem, że najdalsza planeta ma potrójną formę”), aby odkryć pierścienie Saturna.

W 1657 roku Christopher Wren został profesorem astronomii w Gresham College w Londynie. Od około 1652 roku prowadził obserwacje planety Saturn w celu wyjaśnienia jej wyglądu. Jego hipoteza została opisana w De corpore saturni, w której był bliski zasugerowania, że ​​planeta ma pierścień. Jednak Wren nie był pewien, czy pierścień był niezależny od planety, czy też fizycznie z nią połączony. Zanim opublikowano teorię Wrena, Christiaan Huygens przedstawił swoją teorię pierścieni Saturna. Wren natychmiast uznał to za lepszą hipotezę niż jego własna i De corpore saturni nigdy nie został opublikowany. Robert Hooke był kolejnym wczesnym obserwatorem pierścieni Saturna i zauważył rzucanie cieni na pierścienie.

Teoria pierścieni Huygensa i późniejsze rozwinięcia

Teoria pierścieni Huygensa w Systema Saturnium (1659)

Huygens zaczął szlifować soczewki ze swoim bratem Constantijnem w 1655 roku i był w stanie obserwować Saturna z większą szczegółowością za pomocą teleskopu refrakcyjnego o powiększeniu 43 ×, który sam zaprojektował. Jako pierwszy zasugerował, że Saturn był otoczony pierścieniem oderwanym od planety i opublikował słynny anagram: „ aaaaaacccccdeeeghiiiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu” <a i=7>. Trzy lata później ujawnił, że oznacza to Annuto cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato („[Saturn] jest otoczony cienkim, płaskim pierścieniem, nigdzie się nie dotykającym, nachylonym do ekliptyki”). Opublikował swoją teorię pierścieni w Systema Saturnium (1659), która obejmowała również odkrycie księżyca Saturna, Tytana , a także pierwszy wyraźny zarys wymiarów Układu Słonecznego .

W 1675 roku Giovanni Domenico Cassini ustalił, że pierścień Saturna składa się z wielu mniejszych pierścieni z przerwami między nimi; największa z tych luk została później nazwana Dywizją Cassiniego . Ten podział to region o szerokości 4800 kilometrów (3000 mil) między pierścieniem A i pierścieniem B.

W 1787 roku Pierre-Simon Laplace udowodnił, że jednolity pełny pierścień byłby niestabilny i zasugerował, że pierścienie składają się z dużej liczby stałych pierścieni.

W 1859 roku James Clerk Maxwell wykazał, że niejednorodny pełny pierścień, stałe pierścienie lub ciągły płynny pierścień również nie byłyby stabilne, co wskazuje, że pierścień musi składać się z wielu małych cząstek, z których wszystkie niezależnie krążą wokół Saturna. Później Sofia Kovalevskaya odkryła również, że pierścienie Saturna nie mogą być płynnymi ciałami w kształcie pierścieni. Badania spektroskopowe pierścieni przeprowadzone niezależnie w 1895 roku przez Jamesa Keelera z Allegheny Observatory i Aristarkha Belopolsky'ego z Obserwatorium Pulkovo wykazało, że analiza Maxwella była poprawna.

Cztery automatyczne statki kosmiczne obserwowały pierścienie Saturna z okolic planety. Najbliższe zbliżenie Pioneera 11 do Saturna miało miejsce we wrześniu 1979 roku na odległość 20 900 km (13 000 mil). Pioneer 11 był odpowiedzialny za odkrycie pierścienia F. Największe zbliżenie sondy Voyager 1 miało miejsce w listopadzie 1980 roku na odległości 64 200 km (39 900 mil). Awaria fotopolarymetru uniemożliwiła Voyager 1 obserwację pierścieni Saturna w planowanej rozdzielczości; niemniej jednak obrazy ze statku kosmicznego dostarczyły niespotykanych dotąd szczegółów układu pierścieni i ujawniły istnienie pierścienia G. Voyager 2 miało miejsce w sierpniu 1981 roku w odległości 41 000 km (25 000 mil). Działający fotopolarymetr sondy Voyager 2 umożliwił jej obserwację układu pierścieni z wyższą rozdzielczością niż w przypadku sondy Voyager 1 , a tym samym odkrycie wielu wcześniej niewidzianych pierścieni. Sonda Cassini weszła na orbitę wokół Saturna w lipcu 2004 roku. Obrazy pierścieni wykonane przez Cassini są jak dotąd najbardziej szczegółowe i są odpowiedzialne za odkrycie jeszcze większej liczby pierścieni.

Pierścienie są nazywane alfabetycznie w kolejności ich odkrycia (A i B w 1675 przez Giovanniego Domenico Cassini , C w 1850 przez Williama Crancha Bonda i jego syna George'a Phillipsa Bonda , D w 1933 przez Nikolai P. Barabachov i B. Semejkin, E. w 1967 przez Waltera A. Feibelmana, F w 1979 przez Pioneer 11 i G w 1980 przez Voyager 1 ). Główne pierścienie, rozciągające się na zewnątrz planety, to C, B i A, z podziałem Cassiniego, największą szczeliną, oddzielającą pierścienie B i A. Kilka słabszych pierścieni odkryto niedawno. Pierścień D jest wyjątkowo słaby i znajduje się najbliżej planety. Wąski pierścień F znajduje się tuż za pierścieniem A. Poza tym znajdują się dwa znacznie słabsze pierścienie, nazwane G i E. Pierścienie wykazują ogromną liczbę struktur we wszystkich skalach, niektóre związane z perturbacjami księżyców Saturna, ale w dużej mierze niewyjaśnione.

Symulowany wygląd Saturna widziany z Ziemi w ciągu jednego roku Saturna

Nachylenie osi Saturna

Osiowe nachylenie Saturna wynosi 26,7°, co oznacza, że ​​bardzo różne widoki pierścieni, z których te widoczne zajmują płaszczyznę równikową, uzyskiwane są z Ziemi w różnym czasie. Ziemia przechodzi przez płaszczyznę pierścieni co 13 do 15 lat, mniej więcej co pół roku Saturna, i są mniej więcej równe szanse na jedno lub trzy przejścia w każdym takim przypadku. Ostatnie przeloty samolotów pierścieniowych miały miejsce 22 maja 1995 r., 10 sierpnia 1995 r., 11 lutego 1996 r. I 4 września 2009 r.; nadchodzące wydarzenia będą miały miejsce 23 marca 2025 r., 15 października 2038 r., 1 kwietnia 2039 r. i 9 lipca 2039 r. Korzystne możliwości oglądania przecinających się płaszczyzn pierścieni (z Saturnem nie blisko Słońca) pojawiają się tylko podczas potrójnych przejść.

Równonoce Saturna , kiedy Słońce przechodzi przez płaszczyznę pierścieni, nie są równomiernie rozmieszczone; na każdej orbicie Słońce znajduje się na południe od płaszczyzny pierścienia przez 13,7 lat ziemskich, a następnie na północ od płaszczyzny przez 15,7 lat. Daty równonocy jesiennej na półkuli północnej to 19 listopada 1995 r. I 6 maja 2025 r., Z równonocami wiosennymi na północy 11 sierpnia 2009 r. I 23 stycznia 2039 r. W okresie wokół równonocy oświetlenie większości pierścieni jest znacznie zmniejszone, co umożliwia unikalne obserwacje podkreślając cechy, które odbiegają od płaszczyzny pierścienia.

Charakterystyka fizyczna

Symulowany obraz wykorzystujący kolor do przedstawienia danych dotyczących wielkości cząstek pochodzących z okultacji radiowej . Tłumienie sygnałów 0,94, 3,6 i 13 cm wysyłanych przez Cassini przez pierścienie na Ziemię pokazuje obfitość cząstek o rozmiarach podobnych lub większych od tych długości fal . Fioletowy (B, wewnętrzny pierścień A) oznacza, że ​​niewiele cząstek ma mniej niż 5 cm (wszystkie sygnały są podobnie osłabione). Zielone i niebieskie (C, zewnętrzny pierścień A) średnie cząstki odpowiednio < 5 cm i < 1 cm są powszechne. Białe obszary (pierścień B) są zbyt gęste, aby transmitować odpowiedni sygnał. Inne dowody wskazują, że pierścienie od A do C mają szeroki zakres rozmiarów cząstek, do m średnicy.

Ciemna Przegroda Cassiniego oddziela szeroki wewnętrzny Pierścień B i zewnętrzny Pierścień A na tym zdjęciu od ACS HST ( 22 marca 2004). Mniej widoczny pierścień C znajduje się tuż wewnątrz pierścienia B.

Cassini przedstawiająca pierścienie Saturna 12 sierpnia 2009 roku, dzień po równonocy . Gdy pierścienie są skierowane na Słońce, oświetlenie jest odbijane od Saturna, z wyjątkiem grubszych lub niepłaskich fragmentów, takich jak Pierścień F.

Cassini na nieoświetloną stronę pierścieni Saturna (9 maja 2007).

Gęste główne pierścienie rozciągają się od 7 000 km (4300 mil) do 80 000 km (50 000 mil) od równika Saturna, którego promień wynosi 60 300 km (37 500 mil) (patrz Główne podpodziały ). Przy szacowanej lokalnej grubości zaledwie 10 metrów (30 stóp) i aż 1 km (1000 jardów), składają się one w 99,9% z czystego lodu wodnego z odrobiną zanieczyszczeń, które mogą obejmować toliny lub krzemiany . Główne pierścienie składają się głównie z cząstek mniejszych niż 10 urn.

Cassini bezpośrednio zmierzył masę układu pierścieni na podstawie ich efektu grawitacyjnego podczas ostatniego zestawu orbit, które przechodziły między pierścieniami a wierzchołkami chmur, uzyskując wartość 1,54 (± 0,49) × 10 19 kg, czyli 0,41 ± ^0,13 masy Mimasa . Jest to masa równa około połowie masy całej antarktycznej szelfu lodowego Ziemi , rozłożonej na powierzchni 80 razy większej niż powierzchnia Ziemi. Oszacowanie jest bliskie wartości 0,40 mas Mimasa pochodzącej z sondy Cassini obserwacje fal gęstości w pierścieniach A, B i C. Jest to niewielki ułamek całkowitej masy Saturna (około 0,25 ppb ). Wcześniejsze Voyagera fal gęstości w pierścieniach A i B oraz profil głębokości optycznej dały masę około 0,75 masy Mimasa, a późniejsze obserwacje i modelowanie komputerowe sugerowały, że była to niedoszacowana wartość.

Chociaż największe szczeliny w pierścieniach, takie jak Przerwa Cassiniego i Przerwa Enckego , można zobaczyć z Ziemi, sonda Voyager odkryła, że ​​pierścienie mają skomplikowaną strukturę tysięcy cienkich szczelin i pierścieni. Uważa się, że ta struktura powstaje na kilka różnych sposobów z przyciągania grawitacyjnego wielu księżyców Saturna. Niektóre luki są usuwane przez przejście maleńkich księżyców, takich jak Pan , z których wiele jeszcze może zostać odkrytych, a niektóre pierścienie wydają się być utrzymywane przez efekty grawitacyjne małych satelitów pasterskich (podobnie jak Prometeusz i utrzymanie pierścienia F przez Pandorę ). Inne luki wynikają z rezonansów między okresem orbitalnym cząstek w szczelinie a okresem orbitalnym bardziej masywnego księżyca znajdującego się dalej; Mimas utrzymuje w ten sposób Dywizję Cassini. Jeszcze więcej struktur w pierścieniach składa się z fal spiralnych wznoszonych przez okresowe perturbacje grawitacyjne wewnętrznych księżyców przy mniej destrukcyjnych rezonansach. Dane z sondy Cassini sonda kosmiczna wskazuje, że pierścienie Saturna posiadają własną atmosferę, niezależną od atmosfery samej planety. Atmosfera składa się z tlenu cząsteczkowego (O ₂ ), który powstaje, gdy światło ultrafioletowe Słońca oddziałuje z lodem wodnym w pierścieniach. Reakcje chemiczne między fragmentami cząsteczek wody i dalsza ultrafioletem tworzą i wyrzucają między innymi O ₂ . Według modeli tej atmosfery obecny jest również H _{2 .} O2 i _{H2 _} atmosfery są tak rzadkie, że gdyby cała atmosfera została w jakiś sposób skondensowana na pierścieniach, miałaby grubość około jednego atomu. Pierścienie mają również podobnie rzadką atmosferę OH (wodorotlenek). Podobnie jak O ₂ , ta atmosfera powstaje w wyniku rozpadu cząsteczek wody, chociaż w tym przypadku rozpad jest dokonywany przez energetyczne jony , które bombardują cząsteczki wody wyrzucane przez księżyc Saturna, Enceladusa . Atmosfera ta, mimo że jest niezwykle rzadka, została wykryta z Ziemi przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Saturn pokazuje złożone wzorce w swojej jasności. Większość zmienności wynika ze zmieniającego się wyglądu pierścieni, a to przechodzi przez dwa cykle na każdej orbicie. Jednak nakłada się na to zmienność spowodowana ekscentrycznością orbity planety, która powoduje, że planeta wykazuje jaśniejsze opozycje na półkuli północnej niż na południowej.

W 1980 roku Voyager 1 przeleciał obok Saturna, który pokazał, że pierścień F składa się z trzech wąskich pierścieni, które wydawały się być splecione w złożoną strukturę; obecnie wiadomo, że dwa zewnętrzne pierścienie składają się z guzków, załamań i grudek, które dają złudzenie splotu, z mniej jasnym trzecim pierścieniem leżącym w nich.

Nowe zdjęcia pierścieni wykonane w okolicach równonocy Saturna 11 sierpnia 2009 roku przez należącą do NASA sondę Cassini pokazały, że w kilku miejscach pierścienie znacznie wystają poza nominalną płaszczyznę pierścieni. To przemieszczenie sięga aż 4 km (2,5 mil) na granicy Szczeliny Keelera , ze względu na pozapłaszczyznową orbitę Daphnis , księżyca, który tworzy szczelinę.

Powstawanie i ewolucja pierścieni głównych

Szacunki dotyczące wieku pierścieni Saturna różnią się znacznie w zależności od zastosowanego podejścia. Uważa się, że prawdopodobnie są bardzo stare, datowane na powstanie samego Saturna. Jednak dane z Cassini sugerują, że są one znacznie młodsze, najprawdopodobniej powstały w ciągu ostatnich 100 milionów lat, a zatem mogą mieć od 10 do 100 milionów lat. Ten niedawny scenariusz pochodzenia opiera się na nowym oszacowaniu niskiej masy, modelowaniu dynamicznej ewolucji pierścieni i pomiarach strumienia pyłu międzyplanetarnego, które dają oszacowanie tempa ciemnienia pierścieni w czasie. Ponieważ pierścienie nieustannie tracą materiał, w przeszłości byłyby bardziej masywne niż obecnie. Samo oszacowanie masy nie jest zbyt diagnostyczne, ponieważ pierścienie o dużej masie, które powstały na początku historii Układu Słonecznego, ewoluowałyby do tej pory do masy zbliżonej do zmierzonej. Opierając się na obecnych wskaźnikach wyczerpywania się, mogą zniknąć za 300 milionów lat.

Istnieją dwie główne teorie dotyczące pochodzenia wewnętrznych pierścieni Saturna. Teoria pierwotnie zaproponowana przez Édouarda Roche'a w XIX wieku głosi, że pierścienie były kiedyś księżycem Saturna (nazwanym Veritas, na cześć rzymskiej bogini , która ukryła się w studni). Zgodnie z teorią orbita księżyca zanikała, aż znalazła się na tyle blisko, że mogła zostać rozerwana przez siły pływowe (patrz granica Roche'a ). Symulacje numeryczne przeprowadzone w 2022 roku potwierdzają tę teorię; autorzy tego opracowania zaproponowali nazwę „ Chrysalis " dla zniszczonego księżyca. Odmianą tej teorii jest to, że księżyc ten rozpadł się po uderzeniu przez dużą kometę lub asteroidę . Druga teoria głosi, że pierścienie nigdy nie były częścią księżyca, lecz pozostały z pierwotnego materiału mgławicy z którego powstał Saturn

Wizja artystyczna z 2007 roku przedstawiająca agregaty cząstek lodu, które tworzą „stałe” części pierścieni Saturna. Te wydłużone skupiska nieustannie tworzą się i rozpraszają. Największe cząsteczki mają średnicę kilku metrów.

i księżyce Saturna

Tethys, Hyperion i Prometeusz

Tethys i Janus

Bardziej tradycyjna wersja teorii zakłóconego księżyca głosi, że pierścienie składają się ze szczątków księżyca o średnicy od 400 do 600 km (200 do 400 mil), nieco większego niż Mimas . Ostatnim razem, gdy zderzenia były wystarczająco duże, aby prawdopodobnie zakłócić działanie tak dużego księżyca, miało miejsce podczas późnego ciężkiego bombardowania jakieś cztery miliardy lat temu.

Nowszy wariant tego typu teorii autorstwa RM Canupa głosi, że pierścienie mogą reprezentować część pozostałości lodowego płaszcza znacznie większego, zróżnicowanego księżyca wielkości Tytana, który został pozbawiony zewnętrznej warstwy podczas spiralnego wchodzenia w planetę w okresie formowania się, kiedy Saturn był jeszcze otoczony gazową mgławicą. To wyjaśniałoby niedobór materiału skalnego w pierścieniach. Pierścienie były początkowo znacznie masywniejsze (≈1000 razy) i szersze niż obecnie; materiał w zewnętrznych częściach pierścieni połączyłby się w księżyce Saturna aż do Tethys , wyjaśniając również brak materiału skalistego w składzie większości tych księżyców. Późniejsza kolizyjna lub kriowulkaniczna ewolucja Enceladusa mogła wówczas spowodować selektywną utratę lodu z tego księżyca, zwiększając jego gęstość do obecnej wartości 1,61 g/cm ³ , w porównaniu do wartości 1,15 dla Mimasa i 0,97 dla Tethys.

Pomysł masywnych wczesnych pierścieni został następnie rozszerzony, aby wyjaśnić powstawanie księżyców Saturna na Rhea. Gdyby początkowe masywne pierścienie zawierały kawałki materiału skalistego (o średnicy >100 km; 60 mil) oraz lód, te krzemianowe ciała zgromadziłyby więcej lodu i zostałyby wydalone z pierścieni w wyniku oddziaływań grawitacyjnych z pierścieniami i oddziaływań pływowych z Saturna na coraz szersze orbity. W granicach Roche'a , ciała materiału skalistego są wystarczająco gęste, aby gromadzić dodatkowy materiał, podczas gdy mniej gęste ciała lodu nie. Po wyjściu z pierścieni nowo utworzone księżyce mogły nadal ewoluować poprzez przypadkowe łączenie. Proces ten może wyjaśniać zmienność zawartości krzemianów w księżycach Saturna w kierunku Rhea, a także tendencję do zmniejszania zawartości krzemianów bliżej Saturna. Rhea byłaby wtedy najstarszym z księżyców utworzonych z pierwotnych pierścieni, przy czym księżyce bliższe Saturnowi byłyby coraz młodsze.

Jasność i czystość lodu wodnego w pierścieniach Saturna była również cytowana jako dowód na to, że pierścienie są znacznie młodsze od Saturna, ponieważ opad pyłu meteorytowego doprowadziłby do pociemnienia pierścieni. Jednak nowe badania wskazują, że Pierścień B może być wystarczająco masywny, aby rozcieńczyć opadającą materię, a tym samym uniknąć znacznego ciemnienia w wieku Układu Słonecznego. Materiał pierścienia można poddać recyklingowi, ponieważ w pierścieniach tworzą się grudki, które następnie są rozbijane przez uderzenia. To wyjaśniałoby pozorną młodość niektórych materiałów w pierścieniach. Dowody sugerujące niedawne pochodzenie pierścienia C zostały zebrane przez naukowców analizujących dane z Cassini Titan Radar Mapper , który skupił się na analizie proporcji skalistych krzemianów w tym pierścieniu. Jeśli większość tego materiału została wniesiona przez niedawno rozbitego centaura lub księżyc, wiek tego pierścienia może być rzędu 100 milionów lat lub mniej. Z drugiej strony, gdyby materiał pochodził głównie z napływu mikrometeoroidów, wiek byłby bliższy miliardowi lat.

Zespół Cassini UVIS, kierowany przez Larry'ego Esposito , wykorzystał okultację gwiazd do odkrycia 13 obiektów o średnicy od 27 metrów (89') do 10 km (6 mil) w pierścieniu F. Są półprzezroczyste, co sugeruje, że są tymczasowymi skupiskami lodowych głazów o średnicy kilku metrów. Esposito uważa, że ​​jest to podstawowa struktura pierścieni Saturna, cząsteczki zlepiają się razem, a następnie są rozrywane.

Badania oparte na tempie opadania na Saturna faworyzują młodszy wiek układu pierścieni, wynoszący setki milionów lat. Materiał pierścienia nieustannie opada w kierunku Saturna; im szybszy jest ten spadek, tym krótszy jest czas życia układu pierścieni. Jeden z mechanizmów polega na ściąganiu przez grawitację naładowanych elektrycznie ziaren lodu wodnego z pierścieni wzdłuż linii planetarnego pola magnetycznego, w procesie określanym jako „deszcz pierścieniowy”. Na podstawie naziemnych teleskopem Kecka wywnioskowano, że to natężenie przepływu wynosi 432–2870 kg / s ; w wyniku samego tego procesu pierścienie znikną w ~ 292
+ 818-124 milion lat. Przemierzając szczelinę między pierścieniami a planetą we wrześniu 2017 r., sonda Cassini wykryła równikowy przepływ materiału neutralnego pod względem ładunku z pierścieni na planetę z prędkością 4800–44 000 kg/s. Zakładając, że tempo napływu jest stabilne, dodanie go do ciągłego procesu „deszczu pierścieniowego” oznacza, że ​​pierścienie mogą zniknąć w ciągu mniej niż 100 milionów lat.

Podziały i struktury w pierścieniach

Najgęstsze części systemu pierścieni Saturna to pierścienie A i B, które są oddzielone od siebie przedziałem Cassiniego (odkrytym w 1675 r. przez Giovanniego Domenico Cassini ). Wraz z odkrytym w 1850 roku Pierścieniem C, który ma charakter zbliżony do Przełomu Cassiniego, regiony te stanowią główne pierścienie . Główne pierścienie są gęstsze i zawierają większe cząstki niż delikatne pierścienie pyłowe . Te ostatnie obejmują Pierścień D, rozciągający się do wewnątrz do wierzchołków chmur Saturna, Pierścienie G i E oraz inne poza głównym układem pierścieni. Te rozproszone pierścienie są określane jako „pyliste” ze względu na mały rozmiar ich cząstek (często około μm ) ; ich skład chemiczny, podobnie jak główne pierścienie, składa się prawie wyłącznie z lodu wodnego. Wąski pierścień F, tuż przy zewnętrznej krawędzi pierścienia A, jest trudniejszy do sklasyfikowania; jego części są bardzo gęste, ale zawiera również dużo cząstek wielkości pyłu.

Mozaika w naturalnych kolorach, wykonana z wąskokątnej kamery Cassini, przedstawiająca nieoświetloną stronę pierścieni D, C, B, A i F Saturna (od lewej do prawej) wykonana 9 maja 2007 r. (odległość do centrum planety) .

Parametry fizyczne pierścieni

Uwagi: ⁽¹⁾ Nazwy określone przez Międzynarodową Unię Astronomiczną , chyba że zaznaczono inaczej. Szersze odstępy między nazwanymi pierścieniami nazywane są podziałami , podczas gdy węższe odstępy w obrębie nazwanych pierścieni nazywane są przerwami . ⁽²⁾ Dane głównie z Gazetteer of Planetary Nomenclature , arkusza informacyjnego NASA i kilku artykułów. ⁽³⁾ odległość do środka luk, słojów i loków węższych niż 1000 km (600 mil) ⁽⁴⁾ nazwa nieoficjalna

Oświetlona strona pierścieni Saturna z zaznaczonymi głównymi podziałami

Główne pododdziały

Imię (1)	Odległość od centrum Saturna (km) (2)	Szerokość (km) (2)	Grubość (m)	Nazwany po
Pierścień D	66 900 - 74 510	7500
Pierścień C	74 658 - 92 000	17500	5
Przynieść	92 000 - 117 580	25500	5-15
Dywizja Cassiniego	117 580 – 122 170	4700		Giovanniego Cassini
Pierścień	122170 – 136775	14600	10-30
Dywizja Roche'a	136 775 - 139 380	2600		Édouard Roche
Pierścień F	140180 (3)	30 – 500
Pierścień Janusa/Epimeteusza (4)	149 000 - 154 000	5000		Janus i Epimeteusz
Pierścień G	166 000 - 175 000	9000
Łuk Pierścienia Metonu (4)	194230	?		Meton
Anthe Ring Arc (4)	197665	?		Hymn
Pierścień Pallene (4)	211 000 - 213 500	2500		Pallene
Pierścień E	180 000 - 480 000	300 000
Pierścień Febe	~ 4 000 000 - > 13 000 000			Phoebe

Struktury pierścienia C

Imię (1)	Odległość od centrum Saturna (km) (2)	Szerokość (km) (2)	Nazwany po
Przerwa w Kolombo	77870 (3)	150	Giuseppe „Bepi” Colombo
Pierścień tytana	77870 (3)	25	Tytan , księżyc Saturna
Szczelina Maxwella	87.491 (3)	270	Jamesa Clerka Maxwella
Pierścień Maxwella	87.491 (3)	64	Jamesa Clerka Maxwella
Przepaść Bonda	88700 (3)	30	Williama Crancha Bonda i George'a Phillipsa Bonda
Pierścionek 1.470R S	88716 (3)	16	jego promień
Pierścionek 1.495R S	90171 (3)	62	jego promień
Przepaść Dawesa	90210 (3)	20	Williama Ruttera Dawesa

Struktury dywizji Cassiniego

• Źródło:

Imię (1)	Odległość od centrum Saturna (km) (2)	Szerokość (km) (2)	Nazwany po
Szczelina Huygensa	117680 (3)	285–400	Christiana Huygensa
Pierścionek Huygens	117848 (3)	~17	Christiana Huygensa
Szczelina Herschela	118234 (3)	102	Williama Herschela
Przepaść Russella	118614 (3)	33	Henry'ego Norrisa Russella
Przepaść Jeffreysa	118.950 (3)	38	Harolda Jeffreysa
Luka Kuipera	119405 (3)	3	Gerarda Kuipera
Luka Laplace'a	119 967 (3)	238	Pierre-Simon Laplace
Przerwa Bessela	120241 (3)	10	Friedricha Bessela
Przepaść Barnarda	120312 (3)	13	Edwarda Emersona Barnarda

Struktury pierścieniowe

Imię (1)	Odległość od centrum Saturna (km) (2)	Szerokość (km) (2)	Nazwany po
Przerwa Enckego	133589 (3)	325	Johann Encke
Szczelina Keelera	136505 (3)	35	Jamesa Keelera

Ukośne (kąt 4 stopni) zdjęcia Cassini pierścieni C, B i A Saturna (od lewej do prawej; pierścień F jest słabo widoczny na górnym zdjęciu w pełnym rozmiarze, jeśli ogląda się go przy wystarczającej jasności). Górne zdjęcie: naturalna mozaika kolorów, zdjęcia oświetlonej strony pierścieni z wąskokątnej kamery Cassini wykonane 12 grudnia 2004 r. Dolne zdjęcie: symulowany widok skonstruowany z obserwacji zakrycia radiowego przeprowadzonej 3 maja 2005 r. Kolor na dolnym zdjęciu służy do przedstawiania informacji o rozmiarach cząstek pierścienia (zobacz podpis drugiego obrazu artykułu w celu wyjaśnienia).

Pierścień D

Obraz Cassini słabego pierścienia D, z wewnętrznym pierścieniem C poniżej

Pierścień D jest najbardziej wewnętrznym pierścieniem i jest bardzo słaby. W 1980 roku Voyager 1 wykrył w tym pierścieniu trzy pierścienie oznaczone jako D73, D72 i D68, przy czym D68 to dyskretny pierścień najbliższy Saturnowi. Około 25 lat później Cassini pokazały, że D72 stała się znacznie szersza i bardziej rozproszona oraz przesunęła się w kierunku planety o 200 km (100 mil).

W pierścieniu D znajduje się drobnoziarnista struktura z falami oddalonymi od siebie o 30 km (20 mil). Po raz pierwszy widziana w szczelinie między pierścieniem C a D73, struktura została znaleziona podczas równonocy Saturna w 2009 roku, rozciągając promieniową odległość 19 000 km (12 000 mil) od pierścienia D do wewnętrznej krawędzi pierścienia B. Fale są interpretowane jako spiralny wzór pionowych pofałdowań o amplitudzie od 2 do 20 m; fakt, że okres fal zmniejsza się w czasie (z 60 km; 40 mil w 1995 r. do 30 km; 20 mil do 2006 r.) pozwala wywnioskować, że wzór mógł powstać pod koniec 1983 r. w wyniku uderzenia chmury gruzu (o masie ≈10 ¹² kg) z rozbitej komety, która przechyliła pierścienie poza płaszczyznę równika. Podobny spiralny wzór w głównym pierścieniu Jowisza został przypisany perturbacji spowodowanej uderzeniem materii z komety Shoemaker-Levy 9 w 1994 roku.

Pierścień C

Widok zewnętrznego pierścienia C; Szczelina Maxwella z pierścieniem Maxwella po prawej stronie znajduje się powyżej i na prawo od środka. Przerwa Bonda znajduje się powyżej szerokiego jasnego pasma w prawym górnym rogu; Dawes Gap znajduje się w ciemnym paśmie tuż pod prawym górnym rogiem.

Pierścień C to szeroki, ale słaby pierścień znajdujący się wewnątrz pierścienia B. Został odkryty w 1850 roku przez Williama i George'a Bondów , chociaż William R. Dawes i Johann Galle również widzieli go niezależnie. William Lassell nazwał go „pierścieniem z krepy”, ponieważ wydawał się być złożony z ciemniejszego materiału niż jaśniejsze pierścienie A i B.

Jego grubość w pionie szacuje się na 5 metrów (16'), masę na około 1,1 × 10 ¹⁸ kg, a głębokość optyczną waha się od 0,05 do 0,12. Oznacza to, że od 5 do 12 procent światła padającego prostopadle przez pierścień jest blokowane, tak że widziany z góry pierścień jest prawie przezroczysty. Spiralne pofałdowania o długości 30 km, które po raz pierwszy zaobserwowano w pierścieniu D, zaobserwowano podczas równonocy Saturna w 2009 roku, rozciągając się na cały pierścień C (patrz wyżej).

Colombo Gap i Titan Ringlet

Colombo Gap leży w wewnętrznym pierścieniu C. W szczelinie znajduje się jasny, ale wąski Pierścień Kolombo, którego środek znajduje się 77 883 km (48 394 mil) od centrum Saturna i który jest raczej eliptyczny niż okrągły. Ten pierścień jest również nazywany Pierścieniem Tytana, ponieważ podlega rezonansowi orbitalnemu z księżycem Tytanem . W tym miejscu w pierścieniach długość apsydalnej precesji cząstki pierścienia jest równa długości ruchu orbitalnego Tytana, tak że zewnętrzny koniec tego ekscentrycznego pierścienia zawsze jest skierowany w stronę Tytana.

Szczelina i pierścień Maxwella

Szczelina Maxwella leży w zewnętrznej części pierścienia C. Zawiera również gęsty, nieokrągły pierścień, Maxwell Ringlet. Pod wieloma względami pierścień ten jest podobny do pierścienia ε Urana . W środku obu pierścieni znajdują się struktury przypominające fale. Chociaż uważa się, że fala w pierścieniu ε jest spowodowana przez księżyc Urana Cordelia , od lipca 2008 roku w szczelinie Maxwella nie odkryto żadnego księżyca.

Przynieść

Pierścień B jest największym, najjaśniejszym i najbardziej masywnym z pierścieni. Jego grubość szacuje się na 5 do 15 m, a głębokość optyczną waha się od 0,4 do ponad 5, co oznacza, że ​​>99% światła przechodzącego przez niektóre części pierścienia B jest blokowane. Pierścień B zawiera wiele różnic w swojej gęstości i jasności, prawie wszystkie z nich są niewyjaśnione. Są koncentryczne, wyglądają jak wąskie loki, chociaż pierścień B nie zawiera żadnych przerw. W niektórych miejscach zewnętrzna krawędź pierścienia B zawiera pionowe struktury odchylające się do 2,5 km (1½ mili) od płaszczyzny głównego pierścienia, co stanowi znaczne odchylenie od pionowej grubości głównych pierścieni A, B i C, która na ogół wynosi tylko około 10 metrów (około 30 stóp). Struktury pionowe mogą być tworzone przez niewidoczne osadzone księżyce.

Badanie fal gęstości spiralnej przeprowadzone w 2016 roku przy użyciu zakryć gwiazd wykazało, że gęstość powierzchniowa pierścienia B mieści się w zakresie od 40 do 140 g/cm ² , czyli jest niższa niż wcześniej sądzono, oraz że głębokość optyczna pierścienia ma niewielką korelację z jego gęstością masową (a odkrycie wcześniej zgłoszone dla pierścieni A i C). Oszacowano, że całkowita masa pierścienia B mieści się w przedziale od 7 do 24 × 10 ¹⁸ kg. Można to porównać do masy Mimasa wynoszącej 37,5 × 10 ¹⁸ kg.

Kolorowy widok w wysokiej rozdzielczości (około 3 km na piksel) wewnętrznego centralnego pierścienia B (98 600 do 105 500 km; 61 300 do 65 600 mil od centrum Saturna). Pokazane struktury (od 40 km; pierścienie o szerokości 25 mil w środku do 300–500 km; pasma o szerokości od 200 do 300 mil po prawej) pozostają ostro zarysowane w skalach poniżej rozdzielczości obrazu.

Zewnętrzna krawędź pierścienia B, widziana w pobliżu równonocy, gdzie cienie rzucają pionowe struktury o wysokości do 2,5 km (1½ mili), prawdopodobnie utworzone przez niewidoczne osadzone księżyce. Dywizja Cassini jest na szczycie.

szprychy

Ciemne szprychy oznaczają oświetloną słońcem stronę pierścienia B na zdjęciach Cassini pod niskim kątem fazowym . To jest wideo o niskiej przepływności. Wersja tego filmu w niskiej rozdzielczości

Do 1980 roku wyjaśniano, że struktura pierścieni Saturna jest spowodowana wyłącznie działaniem sił grawitacyjnych . Następnie zdjęcia z sondy Voyager pokazały promieniste cechy w pierścieniu B , zwane szprychami , których nie można było wyjaśnić w ten sposób, ponieważ ich trwałość i rotacja wokół pierścieni nie była zgodna z grawitacyjną mechaniką orbitalną . Szprychy wydają się ciemne w rozproszonym wstecz i jasne w świetle rozproszonym do przodu (patrz zdjęcia w Galerii ); przejście następuje w a kąt fazowy blisko 60 ° . Wiodąca teoria dotycząca składu szprych głosi, że składają się one z mikroskopijnych cząstek pyłu zawieszonych z dala od głównego pierścienia na skutek odpychania elektrostatycznego , ponieważ obracają się one niemal synchronicznie z magnetosferą Saturna. Dokładny mechanizm generowania szprych jest nadal nieznany, chociaż sugeruje się, że zakłócenia elektryczne mogą być spowodowane przez błyskawice w atmosferze Saturna lub mikrometeoroid uderzenia w pierścienie.

Szprychy zostały ponownie zaobserwowane dopiero jakieś dwadzieścia pięć lat później, tym razem przez sondę kosmiczną Cassini . Szprychy nie były widoczne, gdy Cassini przybył na Saturna na początku 2004 roku. Niektórzy naukowcy spekulowali, że szprychy nie będą ponownie widoczne aż do 2007 roku, opierając się na modelach próbujących opisać ich powstawanie. Niemniej jednak Cassini nadal szukał szprych na zdjęciach pierścieni, a następnie widziano je na zdjęciach wykonanych 5 września 2005 roku.

Szprychy wydają się być zjawiskiem sezonowym , znikając w środku zimy i środku lata na Saturnie i pojawiając się ponownie, gdy Saturn zbliża się do równonocy . Sugestie, że szprychy mogą być efektem sezonowym, zmieniającym się w zależności od 29,7-letniej orbity Saturna, zostały poparte ich stopniowym ponownym pojawianiem się w późniejszych latach misji Cassini.

księżycowy

W 2009 roku, podczas równonocy, z cienia, który rzucał, odkryto księżyc osadzony w pierścieniu B. Szacuje się, że ma średnicę 400 m (1300 stóp). Księżycowi nadano tymczasowe oznaczenie S/2009 S 1 .

Dywizja Cassiniego

Dywizja Cassini sfotografowana z sondy Cassini . Przełęcz Huygens leży na jej prawej granicy; szczelina Laplace'a jest skierowana w stronę środka. Występuje również szereg innych, węższych luk. Księżyc w tle to Mimas .

Dywizja Cassiniego to region o szerokości 4800 km (3000 mil) między pierścieniami A i B Saturna . Została odkryta w 1675 roku przez Giovanniego Cassini w Obserwatorium Paryskim za pomocą teleskopu refrakcyjnego z 2,5-calowym obiektywem o ogniskowej 20 stóp i 90-krotnym powiększeniu . Z Ziemi wygląda jak cienka czarna przerwa w pierścieniach. Jednak Voyager odkrył, że sama szczelina jest wypełniona materiałem pierścienia wykazującym duże podobieństwo do Pierścień C. Podział może wydawać się jasny w widokach nieoświetlonej strony pierścieni, ponieważ stosunkowo niska gęstość materiału pozwala na przepuszczanie większej ilości światła przez grubość pierścieni (patrz drugi obraz w galerii ) .

Wewnętrzna krawędź Przerwy Cassiniego podlega silnemu rezonansowi orbitalnemu. Cząsteczki pierścienia w tym miejscu krążą dwa razy na każdą orbitę księżyca Mimas . Rezonans powoduje, że przyciąganie Mimasa na cząsteczki pierścienia kumuluje się, destabilizując ich orbity i prowadząc do ostrego odcięcia gęstości pierścienia. Jednak wiele innych luk między pierścieniami w rejonie Cassiniego pozostaje niewyjaśnionych.

Szczelina Huygensa

Przerwa Huygensa znajduje się na wewnętrznej krawędzi Dywizji Cassiniego. Zawiera gęsty, ekscentryczny pierścień Huygens w środku. Ten pierścień wykazuje nieregularne azymutalne zmiany szerokości geometrycznej i głębokości optycznej, co może być spowodowane pobliskim rezonansem 2: 1 z Mimasem i wpływem ekscentrycznej zewnętrznej krawędzi pierścienia B. Tuż za pierścieniem Huygens znajduje się dodatkowy wąski pierścień.

Pierścień

„Pierścień” przekierowuje tutaj. Aby zapoznać się z listem, zobacz Å .

Centralny krąg szczeliny Enckego w pierścieniu A pokrywa się z orbitą Pana , co sugeruje, że jego cząstki oscylują po orbitach podkowiastych .

Pierścień A jest najbardziej zewnętrznym z dużych, jasnych pierścieni. Jej wewnętrzną granicą jest Przerwa Cassiniego , a jej ostra zewnętrzna granica znajduje się blisko orbity małego księżyca Atlas . Pierścień A jest przerwany w miejscu 22% szerokości pierścienia od jego zewnętrznej krawędzi przez szczelinę Enckego . Węższa szczelina 2% szerokości pierścienia od zewnętrznej krawędzi nazywana jest szczeliną Keelera .

Grubość pierścienia A szacuje się na 10 do 30 m, gęstość powierzchniową na 35 do 40 g/cm ² , a całkowitą masę na 4 do 5 × 10 ¹⁸ kg (nieco mniej niż masa Hyperiona ). Jego głębokość optyczna waha się od 0,4 do 0,9.

Podobnie jak w przypadku pierścienia B, zewnętrzna krawędź pierścienia A jest utrzymywana przez rezonanse orbitalne, choć w tym przypadku bardziej skomplikowany układ. Działa na nią przede wszystkim rezonans 7:6 z Janusem i Epimeteuszem , z innymi wkładami rezonansu 5:3 z Mimasem i różnymi rezonansami z Prometeuszem i Pandorą . Inne rezonanse orbitalne również wzbudzają wiele spiralnych fal gęstości w pierścieniu A (i, w mniejszym stopniu, także w innych pierścieniach), które stanowią większość jego struktury. Fale te są opisywane przez tę samą fizykę, która opisuje ramiona spiralne galaktyk . Spiralne fale zginające, również obecne w pierścieniu A i również opisane przez tę samą teorię, są raczej pionowymi pofałdowaniami w pierścieniu niż falami ściskającymi.

W kwietniu 2014 roku naukowcy z NASA poinformowali o zaobserwowaniu możliwego etapu formowania się nowiu w pobliżu zewnętrznej krawędzi Pierścienia A.

Przerwa Enckego

Przerwa Enckego to szeroka na 325 km (200 mil) przerwa w pierścieniu A , pośrodku w odległości 133 590 km (83 000 mil) od centrum Saturna. Jest to spowodowane obecnością małego księżyca Pan , który krąży w jego obrębie. Obrazy z Cassini pokazały, że w szczelinie znajdują się co najmniej trzy cienkie, sękate pierścienie. Spiralne fale gęstości widoczne po obu jej stronach są indukowane przez rezonanse z pobliskimi księżycami na zewnątrz pierścieni, podczas gdy Pan indukuje dodatkowy zestaw spiralnych przebudzeń (zobacz zdjęcie w galerii ).

Johann Encke nie zauważył tej luki; został nazwany na cześć jego obserwacji na pierścieniu. Sama przerwa została odkryta przez Jamesa Edwarda Keelera w 1888 roku. Druga duża przerwa w pierścieniu A , odkryta przez Voyagera , została nazwana na jego cześć Przerwą Keelera .

Przerwa Enckego jest przerwą , ponieważ znajduje się całkowicie w obrębie pierścienia A. Istniały pewne niejasności między terminami luka i podział , dopóki IAU nie wyjaśniła definicji w 2008 roku; wcześniej separacja była czasami nazywana „dywizją Encke”.

Szczelina Keelera

Fale na krawędziach szczeliny Keelera wywołane ruchem orbitalnym Daphnis (patrz także rozciągnięty widok z bliska w galerii ).

W pobliżu równonocy Saturna Daphnis i jej fale rzucają cień na Pierścień A.

Keeler Gap to 42-kilometrowa (26 mil) szeroka przerwa w pierścieniu A , około 250 km (150 mil) od zewnętrznej krawędzi pierścienia. Mały księżyc Daphnis , odkryty 1 maja 2005 r., krąży wewnątrz niego, utrzymując go w czystości. Przejście księżyca indukuje fale na krawędziach szczeliny (wpływa na to również jego niewielka ekscentryczność orbity). Ponieważ orbita Daphnis jest lekko nachylona do płaszczyzny pierścienia, fale mają składową prostopadłą do płaszczyzny pierścienia, osiągając odległość 1500 m „powyżej” płaszczyzny.

Luka Keelera została odkryta przez Voyagera i nazwana na cześć astronoma Jamesa Edwarda Keelera . Keeler z kolei odkrył i nazwał Przełęcz Enckego na cześć Johanna Enckego .

Księżycowe śmigła

Śmigło księżycowe Santos-Dumont z oświetlonych (u góry) i nieoświetlonych boków pierścieni

Lokalizacja pierwszych czterech księżyców wykrytych w pierścieniu A.

zdjęciach pierścienia A z sondy Cassini znaleziono cztery maleńkie „ księżyce ”. Same księżyce mają tylko około stu metrów średnicy i są zbyt małe, aby można je było zobaczyć bezpośrednio; to, co Cassini , to zakłócenia w kształcie „śmigła”, które tworzą księżyce, o średnicy kilku kilometrów. Szacuje się, że Pierścień A zawiera tysiące takich obiektów. W 2007 roku odkrycie kolejnych ośmiu księżyców ujawniło, że są one w dużej mierze ograniczone do pasa o długości 3000 km (2000 mil), około 130 000 km (80 000 mil) od centrum Saturna, a do 2008 roku wykryto ponad 150 księżyców śmigła. Jeden, który był śledzony przez kilka lat, otrzymał przydomek Bleriot .

Dywizja Roche'a

Dywizja Roche (przechodząca przez środek obrazu) między pierścieniem A i wąskim pierścieniem F. Atlas można zobaczyć w nim. Widoczne są również luki Enckego i Keelera.

Separacja pomiędzy pierścieniem A i pierścieniem F została nazwana Dywizją Roche'a na cześć francuskiego fizyka Édouarda Roche'a . Podziału Roche'a nie należy mylić z granicą Roche'a , która jest odległością, z jakiej duży obiekt znajduje się tak blisko planety (takiej jak Saturn), że siły pływowe planety rozerwą go. Leżąca na zewnętrznej krawędzi głównego systemu pierścieni, Dywizja Roche jest w rzeczywistości blisko granicy Roche'a Saturna, dlatego pierścienie nie były w stanie akreować w księżyc.

Podobnie jak Dział Cassini , Dział Roche nie jest pusty, ale zawiera arkusz materiału. Charakter tego materiału jest podobny do słabych i zakurzonych pierścieni D, E i G. W dwóch lokalizacjach dywizji Roche stężenie pyłu jest wyższe niż w pozostałej części regionu. Zostały one odkryte przez Cassini zajmujący się obrazowaniem i otrzymały tymczasowe oznaczenia : R/2004 S 1, który leży wzdłuż orbity księżyca Atlas ; i R/2004 S 2, wyśrodkowany w odległości 138 900 km (86 300 mil) od centrum Saturna, wewnątrz orbity Prometeusza .

Pierścień F

Małe księżyce Pandora (po lewej) i Prometeusz (po prawej) krążą po obu stronach pierścienia F. Prometeusz działa jak pasterz pierścienia, a za nim podążają ciemne kanały, które wyrzeźbił w wewnętrznych pasmach pierścienia.

Pierścień F jest najbardziej zewnętrznym dyskretnym pierścieniem Saturna i być może najbardziej aktywnym pierścieniem w Układzie Słonecznym, którego cechy zmieniają się w ciągu godzin. Znajduje się 3000 km (2000 mil) poza zewnętrzną krawędzią pierścienia A. Pierścień został odkryty w 1979 roku przez zespół zajmujący się obrazowaniem Pioneer 11 . Jest bardzo cienka, ma zaledwie kilkaset kilometrów (mili) w promieniu. Podczas gdy tradycyjny pogląd był taki, że trzymają go razem dwa księżyce-pasterze , Prometeusz i Pandora , które krążą wewnątrz i na zewnątrz, ostatnie badania wskazują, że tylko Prometeusz przyczynia się do uwięzienia. Symulacje numeryczne sugerują, że pierścień powstał, gdy Prometeusz i Pandora zderzyły się ze sobą i zostały częściowo rozerwane.

Nowsze zbliżenia wykonane przez sondę Cassini pokazują, że pierścień F składa się z jednego rdzenia i spiralnej nici wokół niego. Pokazują również, że kiedy Prometeusz napotyka pierścień w jego apocentrum , jego przyciąganie grawitacyjne tworzy załamania i węzły w pierścieniu F, gdy księżyc „kradnie” z niego materię, pozostawiając ciemny kanał w wewnętrznej części pierścienia (patrz łącze wideo i dodatkowe zdjęcia pierścienia F w galerii ). Ponieważ Prometeusz okrąża Saturna szybciej niż materiał w pierścieniu F, każdy nowy kanał jest wyrzeźbiony około 3,2 stopnia przed poprzednim.

W 2008 roku wykryto dalszą dynamikę, co sugeruje, że małe niewidoczne księżyce krążące w obrębie pierścienia F nieustannie przechodzą przez jego wąskie jądro z powodu perturbacji ze strony Prometeusza. Jeden z małych księżyców został wstępnie zidentyfikowany jako S/2004 S 6 .

Od 2023 roku uważa się, że grudkowata struktura pierścienia „jest spowodowana obecnością tysięcy małych ciał macierzystych (o wielkości od 1,0 do 0,1 km), które zderzają się i wytwarzają gęste pasma cząstek o wielkości od mikrometra do centymetra, które ponownie gromadzą się w ciągu kilku miesięcy na ciałach macierzystych w reżimie stanu ustalonego”.

Mozaika 107 obrazów przedstawiających 255° (około 70%) pierścienia F, tak jak wyglądałoby to po wyprostowaniu, pokazując zagiętą nić pierwotną i spiralną nić wtórną. Szerokość radialna (od góry do dołu) wynosi 1500 km (1000 mil).

Pierścienie zewnętrzne

Zewnętrzne pierścienie oświetlone od tyłu przez Słońce

Pierścień Janusa/Epimeteusza

Słaby pierścień pyłu znajduje się wokół obszaru zajmowanego przez orbity Janusa i Epimeteusza , co ujawniły zdjęcia wykonane w świetle rozproszonym do przodu przez sondę kosmiczną Cassini w 2006 roku. Pierścień ma zasięg promieniowy około 5000 km (3000 mil). Jego źródłem są cząsteczki wyrzucone z powierzchni księżyców przez uderzenia meteorytów, które następnie tworzą rozproszony pierścień wokół ich orbitalnych ścieżek.

Pierścień G

Pierścień G (patrz ostatnie zdjęcie w galerii ) to bardzo cienki, słaby pierścień mniej więcej w połowie drogi między pierścieniem F a początkiem pierścienia E , którego wewnętrzna krawędź znajduje się około 15 000 km (10 000 mil) wewnątrz orbity Mimasa . Zawiera pojedynczy wyraźnie jaśniejszy łuk w pobliżu jego wewnętrznej krawędzi (podobny do łuków w pierścieniach Neptuna ), który rozciąga się na mniej więcej jedną szóstą jego obwodu, wyśrodkowany na półkilometrowym (500 jardów) księżycu Aegaeon , który jest utrzymywany w miejscu przez rezonans orbitalny 7:6 z Mimasem. Uważa się, że łuk składa się z cząstek lodu o średnicy do kilku metrów, a reszta pierścienia G składa się z pyłu uwalnianego z wnętrza łuku. Promieniowa szerokość łuku wynosi około 250 km (150 mil), w porównaniu do szerokości 9000 km (6000 mil) dla pierścienia G jako całości. Uważa się, że łuk zawiera materię odpowiadającą małemu lodowemu księżycowi o średnicy około stu metrów. Pył uwolniony z Aegaeon i innych ciał źródłowych w łuku przez mikrometeoroidów dryfuje na zewnątrz łuku z powodu interakcji z magnetosferą Saturna (którego plazma obraca się z polem magnetycznym Saturna , które obraca się znacznie szybciej niż ruch orbitalny pierścienia G). Te maleńkie cząsteczki są stale niszczone przez dalsze uderzenia i rozpraszane przez opór plazmy. W ciągu tysięcy lat pierścień stopniowo traci masę, którą uzupełniają kolejne uderzenia w Aegaeon.

Łuk Pierścienia Metonu

Słaby łuk pierścienia, wykryty po raz pierwszy we wrześniu 2006 roku, obejmujący podłużny zasięg około 10 stopni, jest powiązany z księżycem Methone . Uważa się, że materiał w łuku reprezentuje pył wyrzucony z Methone przez uderzenia mikrometeoroidów. Uwięzienie pyłu w łuku można przypisać rezonansowi 14:15 z Mimasem (podobnie jak mechanizm uwięzienia łuku w pierścieniu G). Pod wpływem tego samego rezonansu Methone wibruje tam iz powrotem po swojej orbicie z amplitudą 5° długości geograficznej.

Anthe Pierścień

Anthe Ring Arc – jasnym punktem jest Anthe

Słaby łuk pierścienia, wykryty po raz pierwszy w czerwcu 2007 roku, obejmujący podłużny zasięg około 20 stopni, jest powiązany z księżycem Anthe . Uważa się, że materiał w łuku reprezentuje pył strącony z Anthe przez uderzenia mikrometeoroidów. Uwięzienie pyłu w łuku można przypisać rezonansowi 10:11 z Mimasem. Pod wpływem tego samego rezonansu Anthe dryfuje tam iz powrotem po swojej orbicie na 14° długości geograficznej.

Pierścień Pallene'a

Słaby pierścień pyłowy współdzieli orbitę Pallene , co ujawniły zdjęcia wykonane w świetle rozproszonym do przodu przez sondę kosmiczną Cassini w 2006 roku. Pierścień ma zasięg promieniowy około 2500 km (1500 mil). Jego źródłem są cząstki wyrzucone z powierzchni Pallene przez uderzenia meteorytów, które następnie tworzą rozproszony pierścień wokół jego orbity.

Pierścień E

Pierścień E jest drugim najbardziej zewnętrznym pierścieniem i jest niezwykle szeroki; składa się z wielu drobnych (mikronowych i submikronowych) cząstek lodu wodnego z krzemianami, dwutlenkiem węgla i amoniakiem. Pierścień E jest rozmieszczony między orbitami Mimasa i Tytana . W przeciwieństwie do innych pierścieni składa się raczej z mikroskopijnych cząstek niż makroskopowych kawałków lodu. W 2005 roku ustalono, że źródłem materiału pierścienia E są kriowulkaniczne pióropusze emanujące z „tygrysich pasów” południowego regionu polarnego księżyca Enceladusa . W przeciwieństwie do głównych pierścieni, pierścień E ma ponad 2000 km grubości i zwiększa się wraz z odległością od Enceladusa. Struktury przypominające wąsy obserwowane w pierścieniu E można powiązać z emisjami najbardziej aktywnych południowych dżetów polarnych Enceladusa.

Cząsteczki pierścienia E mają tendencję do gromadzenia się na księżycach, które w nim krążą. Równik wiodącej półkuli Tethys jest lekko zabarwiony na niebiesko z powodu opadającej materii. Księżyce trojańskie Telesto , Calypso , Helene i Polydeuces są szczególnie dotknięte, ponieważ ich orbity poruszają się w górę iw dół płaszczyzny pierścienia. Powoduje to, że ich powierzchnie są pokryte jasnym materiałem, który wygładza rysy.

Podświetlany pierścień E z sylwetką Enceladusa na jego tle. Południowo-biegunowe strumienie księżyca wybuchają jasno pod nim.

Zbliżenie na południowe gejzery polarne Enceladusa, źródło pierścienia E.

Widok z boku układu Saturna, ukazujący Enceladusa w stosunku do pierścienia E

Wąsy pierścieni E z gejzerów Enceladusa – porównanie obrazów (a, c) z symulacjami komputerowymi

Pierścionek Phoebe

Ogromny zasięg pierścienia Phoebe przyćmiewa główne pierścienie. Wstawka: 24 µm Spitzera części pierścienia

doniesiono o odkryciu cienkiego dysku materii tuż wewnątrz orbity Phoebe . W momencie odkrycia dysk był ustawiony krawędzią do Ziemi. Dysk ten można luźno opisać jako kolejny pierścień. Chociaż jest bardzo duży (widziany z Ziemi, pozorny rozmiar dwóch księżyców w pełni), pierścień jest praktycznie niewidoczny. Została odkryta za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera na podczerwień należącego do NASA i był widziany w całym zakresie obserwacji, który rozciągał się od 128 do 207 promieni Saturna, z obliczeniami wskazującymi, że może rozciągać się na zewnątrz do 300 promieni Saturna i do wewnątrz do orbity Japeta na 59 promieniach Saturna . Pierścień był następnie badany przy użyciu WISE , Herschela i Cassini statek kosmiczny; Obserwacje WISE pokazują, że rozciąga się ona od co najmniej między 50 a 100 do 270 promieni Saturna (wewnętrzna krawędź ginie w blasku planety). Dane uzyskane za pomocą WISE wskazują, że cząstki pierścienia są małe; te o promieniu większym niż 10 cm stanowią 10% lub mniej pola przekroju poprzecznego.

Phoebe krąży wokół planety w odległości od 180 do 250 promieni. Pierścień ma grubość około 40 promieni. Ponieważ przypuszcza się, że cząstki pierścienia powstały w wyniku zderzeń ( mikrometeoroidów i większych) z Phoebe, powinny dzielić tę samą orbitę wsteczną , która jest przeciwna do ruchu orbitalnego następnego wewnętrznego księżyca, Japeta . Pierścień ten leży w płaszczyźnie orbity Saturna, czyli mniej więcej ekliptyce , a zatem jest nachylony pod kątem 27 stopni względem płaszczyzny równikowej Saturna i innych pierścieni. Phoebe jest skłonna o 5 ° w stosunku do płaszczyzny orbity Saturna (często zapisywana jako 175 °, z powodu wstecznego ruchu orbitalnego Phoebe), a wynikające z tego odchylenia pionowe powyżej i poniżej płaszczyzny pierścienia są ściśle zgodne z obserwowaną grubością pierścienia wynoszącą 40 promieni Saturna.

Istnienie pierścienia zostało zaproponowane w latach 70. przez Stevena Sotera . Odkrycia dokonali Anne J. Verbiscer i Michael F. Skrutskie (z University of Virginia ) oraz Douglas P. Hamilton (z University of Maryland, College Park ). Cała trójka studiowała razem na Cornell University jako absolwenci.

Materiał pierścienia migruje do wewnątrz w wyniku reemisji promieniowania słonecznego z prędkością odwrotnie proporcjonalną do wielkości cząstek; cząstka o średnicy 3 cm migrowałaby z okolic Phoebe do Japetusa w wieku Układu Słonecznego. W ten sposób materiał uderzyłby w przednią półkulę Japeta. Opad tego materiału powoduje lekkie ciemnienie i zaczerwienienie przedniej półkuli Japeta (podobnie jak na księżycach Urana Oberon i Tytania ), ale nie tworzy bezpośrednio dramatycznego dwukolorowego zabarwienia tego księżyca. Raczej opadający materiał inicjuje a proces samosegregacji termicznej z dodatnim sprzężeniem zwrotnym polegający na sublimacji lodu z cieplejszych regionów, po której następuje kondensacja pary w chłodniejszych regionach. Pozostawia to ciemną pozostałość „opóźnionego” materiału pokrywającego większość obszaru równikowego przedniej półkuli Japeta, co kontrastuje z jasnymi osadami lodu pokrywającymi regiony polarne i większość tylnej półkuli.

Możliwy układ pierścieni wokół Rhea

Główny artykuł: Pierścienie Rhei

, że drugi co do wielkości księżyc Saturna, Rhea , ma własny, cienki system pierścieni, składający się z trzech wąskich pasm osadzonych w dysku cząstek stałych. Te domniemane pierścienie nie zostały sfotografowane, ale ich istnienie wywnioskowano z Cassini w listopadzie 2005 roku dotyczących wyczerpywania się energetycznych elektronów w magnetosferze Saturna w pobliżu Rhea. Instrument do obrazowania magnetosferycznego (MIMI) zaobserwował łagodny gradient przerywany trzema ostrymi spadkami przepływu plazmy po każdej stronie księżyca w niemal symetrycznym układzie. Można to wyjaśnić, gdyby zostały one wchłonięte przez materiał stały w postaci dysku równikowego zawierającego gęstsze pierścienie lub łuki, z cząstkami o średnicy od kilku decymetrów do około metra. Nowszym dowodem zgodnym z obecnością pierścieni Rheana jest zestaw małych jasnych plamek w ultrafiolecie rozmieszczonych w linii rozciągającej się na trzy czwarte obwodu Księżyca, w odległości 2 stopni od równika. Plamy zostały zinterpretowane jako punkty uderzenia deorbitującego materiału pierścienia. Jednak ukierunkowane obserwacje wg Cassini z domniemanej płaszczyzny pierścienia z kilku kątów nic nie znalazła, co sugeruje, że potrzebne jest inne wyjaśnienie tych enigmatycznych cech.

Galeria

• 

  Saturn za pierścieniami i pokryty ich cieniami widziany przez Cassini z odległości 725 000 km (450 000 mil).

• 

  Cassini przedstawiająca nieoświetloną stronę zewnętrznego pierścienia C (na dole) i wewnętrznego pierścienia B (na górze) w pobliżu równonocy Saturna, pokazująca wiele widoków cienia Mimasa . Cień jest osłabiany przez gęstszy pierścień B. Szczelina Maxwella znajduje się poniżej środka.

• 

  Spiralna fala gęstości w wewnętrznym pierścieniu B Saturna, która tworzy rezonans orbitalny 2:1 z Janusem . Długość fali zmniejsza się, gdy fala rozchodzi się od rezonansu, więc pozorne skrócenie obrazu w perspektywie jest iluzoryczne.

• 

  Widok w naturalnym kolorze zewnętrznego pierścienia C i pierścienia B.

• 

  Ciemne szprychy pierścienia B na zdjęciu Cassini pod niskim kątem fazowym przedstawiające nieoświetloną stronę pierścieni. Na lewo od środka, dwie ciemne przerwy (większa to Przerwa Huygensa ) oraz jasne (z tej geometrii oglądania) pierścienie na lewo od nich tworzą Przerwę Cassiniego .

• 

  Cassini przedstawiające oświetloną słońcem stronę pierścieni wykonane w 2009 roku pod kątem fazowym 144°, z jasnymi szprychami pierścienia B.

• 

  Ruch Pana przez szczelinę Enckego w pierścieniu A indukuje fale krawędziowe i (nierozprzestrzeniające się samoczynnie) spiralne przebudzenie przed i do wewnątrz. Inne, bardziej ciasno nawinięte pasma to spiralne fale gęstości .

• 

  Radialnie rozciągnięty (4x) widok fal brzegowych Keeler Gap wywołanych przez Daphnis .

• 

  Prometeusz (po prawej) i Pandora orbitują wewnątrz i na zewnątrz pierścienia F , ale tylko Prometeusz działa jako pasterz pierścienia.

• 

  Prometeusz w pobliżu apocentrum rzeźbiący ciemny kanał w pierścieniu F (ze starszymi kanałami po prawej). Film przedstawiający ten proces można obejrzeć na Cassini Imaging Team lub na YouTube .

• 

  pierścienia F , prawdopodobnie spowodowana zakłócającymi efektami małych księżyców krążących blisko lub przez jądro pierścienia.

• 

  Cień Saturna przecina podświetlony pierścień G i jego jasny wewnętrzny łuk. Film przedstawiający ruch orbitalny łuku można obejrzeć w serwisie YouTube lub Cassini Imaging Team.

• 

  Saturn i jego pierścienie A, B i C w świetle widzialnym i (wstawionym) w podczerwieni. W sztucznie zabarwionym widoku IR większa zawartość lodu wodnego i większy rozmiar ziarna prowadzą do niebiesko-zielonego koloru, podczas gdy większa zawartość braku lodu i mniejszy rozmiar ziarna dają czerwonawy odcień.

Zobacz też

• Galileo Galilei – pierwsza osoba, która zaobserwowała pierścienie Saturna, w 1610 roku
• Christiaan Huygens - jako pierwszy zaproponował istnienie pierścienia otaczającego Saturna w 1655 roku
• Giovanni Cassini - odkrył separację między pierścieniami A i B (przedział Cassiniego) w 1675 roku
• Édouard Roche - francuski astronom, który opisał, w jaki sposób satelita znajdujący się w granicach Roche'a Saturna może się rozpaść i utworzyć pierścienie

Linki zewnętrzne

• Węzeł pierścieni planetarnych: system pierścieni Saturna
• Pierścienie Saturna przez eksplorację Układu Słonecznego NASA
• Nomenklatura pierścieni Saturna ze strony nomenklatury planetarnej USGS
• Największy pierścień wokół Saturna właśnie powiększył się (pobrane 2017-12-20 ze Space.com)
• Wszystko, co ciekawski umysł powinien wiedzieć o układach pierścieni planetarnych z dr Markiem Showalterem (podcast Waseem Akhtar z Markiem Showalterem )
• podświetlanych pierścieni autorstwa Seána Dorana w wysokiej rozdzielczości
• Animacja w wysokiej rozdzielczości autorstwa Kevina M. Gilla przedstawiająca wiadukt nad zewnętrznym pierścieniem B w równonocy (po pierwszej minucie zaczyna stawać się mniej jednolita); zobacz album Rings, aby uzyskać więcej informacji
• Animacja w wysokiej rozdzielczości autorstwa Nicka Stevensa z Saturna i jego pierścieni z orbity równikowej i polarnej oraz z nurkowania pod pierścieniami ; zobacz listę po więcej