Pierścienie Saturna
Pierścienie Saturna – pierścienie zbudowane z cząstek lodu i skał, krążących wokół Saturna. W zależności od gęstości materiału, tworzą one pojedyncze wąskie pasma lub wstęgi. Chociaż średnica głównych pierścieni Saturna wynosi ponad 250 tysięcy kilometrów, mają one zaledwie 10 m grubości[1]. Miejscami jednak, w niektórych pierścieniach, występują formacje wystające na 3 km[2]. Z powodu grawitacyjnego oddziaływania księżyców orbitujących pośród pierścieni nie są one idealnie płaskie[3]. Co 14–15 lat pierścienie Saturna ustawiają się pod takim kątem, że przestają być widoczne z Ziemi.
Odkrycie
Jako pierwszy dziwne zjawisko wokół Saturna zauważył Galileusz w 1610 roku, ale ponieważ posługiwał się słabym teleskopem, uznał, że widzi dwa duże ciała obok Saturna. Galileusz obserwował też Saturna w okresie, gdy pierścienie były niewidoczne, i uznał wcześniejsze obserwacje za złudzenie. Christiaan Huygens w 1658 roku jako pierwszy opisał dysk wokół planety[4]. Według koncepcji Laplace’a pierścienie miały składać się z blisko położonych, lecz oddzielnych pasm materii, jednak późniejsze obserwacje (głównie sondy Cassini) pokazały, że w rzeczywistości przerw jest niewiele. To, co widzimy jako oddzielne pierścienie, w liczbie ok. 10 tysięcy, to w rzeczywistości lokalne maksima gęstości.
Pierścienie Saturna były pierwszym systemem pierścieni odkrytym wokół planety.
Główne struktury
Najlepiej widoczne z Ziemi pierścienie planety zostały oznaczone literami alfabetu łacińskiego. Mniej wyraźne, odkryte przez sondy kosmiczne, noszą nazwy księżyców z którymi dzielą orbity, mogą także nosić oznaczenia tymczasowe.
W 1665 roku William Ball dostrzegł na pierścieniach ciemny pasek – była to pierwsza obserwacja przerwy między pierścieniami, ale prawidłowe objaśnienie tego fenomenu (jako szczeliny) podał Giovanni Cassini dziesięć lat później (przerwa ta nosi jego imię; jest to jedyna z przerw dostrzegalna z Ziemi przez słabsze instrumenty)[4]. Nazwa „przerwa” może być jednak myląca. W języku angielskim słowem gap określa się rzeczywistą szczelinę (np. Przerwa Enckego – Encke Gap), a division oznacza obszar o zmniejszonej koncentracji pyłu, który może mieć złożoną strukturę (np. Przerwa Cassiniego – Cassini Division). Szczeliny w pierścieniach powoduje oddziaływanie grawitacyjne księżyców.
Starsze publikacje podawały grubość pierścieni na kilkanaście kilometrów (niezmiernie cienkie w porównaniu do sięgającej 250 tys. km szerokości)[4]. Pomiary sondy Cassini i obliczenia na ich podstawie wykazały jednak, że są one dużo cieńsze: 3–5 m w obrębie przerwy Cassiniego i 10–15 m w najgrubszym obszarze pierścienia A[5].
Podstawowy podział pierścieni
Nazwy gęstszych, głównych pierścieni wytłuszczono, pozostałe pierścienie są pierścieniami pyłowymi. Gwiazdką oznaczono przerwy leżące w obrębie większych struktur.
| Nazwa | Odległość od środka planety (km) | Szerokość (km) | Nazwany na cześć | Uwagi |
|---|---|---|---|---|
| Pierścień D | 66 900 – 74 510 | 7 500 | Słaby, wewnętrzny pierścień | |
| Pierścień C | 74 658 – 92 000 | 17 500 | Od pierścienia D oddziela go przegroda Guerin | |
| * Przerwa Colombo | 77 870 | 150 | Giuseppe Colombo | |
| * Przerwa Maxwella | 87 491 | 270 | James Clerk Maxwell | |
| Pierścień B | 92 000 – 117 580 | 25 500 | Najjaśniejszy i najbardziej masywny pierścień | |
| Przerwa Cassiniego | 117 580 – 122 170 | 4 700 | Giovanni Cassini | Obszar wypełniony materią podobną do tworzącej pierścień C |
| * Przerwa Huygensa | 117 680 | 285–440 | Christiaan Huygens | |
| Pierścień A | 122 170 – 136 775 | 14 600 | Jasny, masywny pierścień, w obrębie którego krążą liczne drobne ciała (ang. moonlets), tworzące lokalne zagęszczenia | |
| * Przerwa Enckego | 133 589 | 325 | Johann Encke | Tworzona przez księżyc Pan |
| * Przerwa Keelera | 136 530 | 35 | James Keeler | Tworzona przez księżyc Daphnis |
| Przerwa Roche’a | 136 775 – 139 380 | 2 600 | Édouard Roche | Obszar o małej koncentracji pyłu, z dwoma gęstszymi regionami (R/2004 S 1 na orbicie Atlasa i R/2004 S 2 w pobliżu orbity Prometeusza) |
| Pierścień F | 140 180 | 30–500 | Wąski, lecz gęsty pierścień, kształtowany przez oddziaływanie księżyców pasterskich: Pandory i Prometeusza | |
| Pierścień Janus/Epimeteusz | 149 000 – 154 000 | 5 000 | księżyce Janus i Epimeteusz | |
| Pierścień G | 170 000 – 175 000 | 5 000 | Słaby pierścień tworzony przez uderzenia w mały księżyc Aegaeon | |
| Pierścień Pallene | 211 000 – 213 500 | 2500 | Pallene (księżyc) | Bardzo słaby pierścień tworzony przez uderzenia w mały księżyc Pallene |
| Pierścień E | 181 000 – 483 000 | 302 000 | Słaby, rozległy pierścień tworzony przez kriowulkany na Enceladusie | |
| Pierścień Febe | ~6 000 000 – ~16 300 000 | ~10 300 000 | Febe (księżyc) | Niezwykle słaby dysk pyłowy, silnie nachylony w stosunku do głównych pierścieni |
Oprócz pierścieni całkowicie otaczających planetę, istnieją również bardzo słabe, niekompletne łuki materii, związane z orbitami drobnych księżyców Methone i Anthe. Najprawdopodobniej tworzą je uderzenia mikrometeoroidów w te obiekty. Pył nie opuszcza orbit księżyców ze względu na rezonanse tych ciał z Mimasem (Methone – 14:15 i Anthe – 10:11).
Pierścień Febe
6 października 2009 r. ogłoszono odkrycie słabego obłoku materii w płaszczyźnie orbity księżyca Febe[6]. Obłok ten, w kształcie spłaszczonego dysku, można określić mianem drugiego systemu pierścieni. Jest on nachylony pod kątem 27° do płaszczyzny równikowej Saturna i głównego systemu pierścieni. Został zaobserwowany początkowo na przestrzeni od 128 do 207 promieni planety[7], a w następnych latach okazał się rozciągać od 100 do 270 promieni Saturna i mieć grubość ok. 40 promieni Saturna[8]. Orbita księżyca Febe znajduje się w średniej odległości 215 promieni Saturna. Pierścień ten pomimo dużych rozmiarów jest praktycznie niewidoczny; tworząca go materia jest rozproszona w bardzo dużej objętości i niezwykle rozrzedzona[7]. Nie więcej niż 10% tworzących go cząstek może mieć rozmiary większe niż 10 cm[8]. Został wykryty za pomocą obserwacji w podczerwieni przez Kosmiczny Teleskop Spitzera, odkrycia dokonali Anne J. Verbiscer i Michael F. Skrutskie (z University of Virginia) oraz Douglas P. Hamilton (z University of Maryland). Jego istnienie było postulowane już w 1970 roku przez Josepha Burnsa z Cornell University[7].
Cząsteczki pierścienia pochodzą prawdopodobnie od uderzeń mikrometeorytów w Febe, które następnie, na skutek oddziaływania promieniowania słonecznego, migrują bliżej Saturna. Prawdopodobnie ten proces jest przyczyną powstania na księżycu Japet dwóch obszarów o kontrastujących barwach. Materia pierścienia Febe krąży wokół planety w przeciwną stronę niż wewnętrzne księżyce i pierścienie, wskutek czego zderza się z powierzchnią Japeta, barwiąc ją na ciemnobrunatny kolor[7].
Przypisy
Linki zewnętrzne
- Obrazy pierścieni Saturna
- System pierścieni Saturna. pds-rings.seti.org. [zarchiwizowane z tego adresu (2005-08-26)].