Pierścienie Saturna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Główne pierścienie Saturna
Zewnętrzne, słabsze pierścienie Saturna

Pierścienie Saturnapierścienie 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 250 000 km, mają one zaledwie 10 m grubości[1]. Miejscami jednak, w niektórych pierścieniach, występują formacje wystające na wysokość powyżej 3 km na nimi[2]. Ze względu na grawitacyjne oddziaływanie 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[edytuj | edytuj kod]

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 Saturn w okresie, gdy pierścienie były niewidoczne, i uznał swoje wcześniejsze obserwacje za złudzenie. Christiaan Huygens w 1658 roku jako pierwszy opisał dysk materiału krążącego 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. 10 000, to w rzeczywistości lokalne maksima gęstości.

Pierścienie Saturna były pierwszym systemem pierścieni odkrytym wokół planety.

Główne struktury[edytuj | edytuj kod]

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 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 tworzy oddziaływanie grawitacyjne księżyców planety.

Starsze publikacje podawały grubość pierścieni na kilkanaście kilometrów (niezmiernie cienkie w porównaniu do sięgającej 250 tys. km szerokości)[4]. Pomiary sądy 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[edytuj | edytuj kod]

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
Saturn's rings dark side mosaic.jpg
Łuki Anthe (górny) i Methone (dolny)

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[edytuj | edytuj kod]

Pierścień Febe odkryty w październiku 2009 roku

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 on 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 swoich dużych rozmiarów jest praktycznie niewidoczny; tworząca go materia jest rozproszona w bardzo dużej objętości, przez co 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, College Park). 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, migruje bliżej Saturna. Prawdopodobnie ten właśnie proces jest przyczyną istnienia na księżycu Japecie 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[edytuj | edytuj kod]

  1. Researchers Find Gravitational Wakes In Saturn's Rings. [dostęp 2008-12-24].
  2. Charles Q. Choi: Planet Saturn: Facts About Saturn’s Rings, Moons & Size (ang.). space.com, 2014-11-17. [dostęp 2015-07-14].
  3. Pierścienie Saturna nie są idealnie płaskie
  4. 4,0 4,1 4,2 Zbigniew T. Dworak, Konrad Rudnicki: Świat planet. Warszawa: Państwowe Wydawnictwo Naukowe, 1988, s. 176-182. ISBN 8301082364.
  5. J.E. Colwell i inn.: The Structure of Saturn’s Rings. W: Michele K. Dougherty: Saturn from Cassini-Huygens. Dordrecht New York: Springer, 2009, s. 380. ISBN 978-1-4020-9217-6. (ang.)
  6. Odkryto nowy olbrzymi pierścień Saturna
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 Rob Cowen. Largest known planetary ring discovered. „Science News”, 2009-10-06. 
  8. 8,0 8,1 Douglas P. Hamilton, Michael F. Skrutskie, Anne J. Verbiscer & Frank J. Masci. Small particles dominate Saturn’s Phoebe ring to surprisingly large distances. „Nature”. 522, s. 185–187, 2015-06-11. DOI: 10.1038/nature14476. 


Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]