Główne pierścienie Saturna
Zewnętrzne, słabsze 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 pierścieni Saturna wynosi ponad 250 000 km, mają one zaledwie 30 km grubości. Ze względu na grawitacyjne oddziaływanie księżyców orbitujących pośród pierścieni nie są one idealnie płaskie[1]. 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.
Christiaan Huygens
w
1655
roku jako pierwszy opisał dysk materiału krążącego wokół planety. 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
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.
Już obserwacje teleskopowe
Cassiniego
w XVII wieku wskazały, że pierścienie posiadają wewnętrzną strukturę i istnieją w nich pewne przerwy. 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.
Oprócz pierścieni całkowicie otaczających planetę, istnieją również niekompletne łuki materii, związane z orbitami drobnych księżyców
Methone
i
Anthe
.
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)
| 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 | ~4 000 000 – ~13 000 000 | |
Febe (księżyc)
| Niezwykle słaby dysk pyłowy, silnie nachylony w stosunku do głównych pierścieni |
Pierścień Febe
Pierściń Febe odkryty w październiku 2009 roku
6 października 2009 r. ogłoszono odkrycie słabego obłoku materii w płaszczyźnie orbity
księżyca Febe
[2]. 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 się na przestrzeni od 128 do 207 promieni planety, obliczenia wskazują że może się on rozciągać od 59 do 300 promieni Saturna[3]. Orbita księżyca Febe znajduje się w średniej odległości 215 promieni Saturna. Pierścień ten pomimo swoich dużych rozmiarów jest praktycznie niewidoczny; jest on około 20 razy grubszy niż średnica planety, w związku z czym tworząca go materia jest niezwykle rozrzedzona. 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.
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.
Przypisy
Linki zewnętrzne