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
- ↑ Researchers Find Gravitational Wakes In Saturn's Rings. Science Daily, 2005-11-10. [dostęp 2008-12-24].
- ↑ Charles Q. Choi: Planet Saturn: Facts About Saturn’s Rings, Moons & Size. space.com, 2014-11-17. [dostęp 2015-07-14]. (ang.).
- ↑ Pierścienie Saturna nie są idealnie płaskie. Astronomia.pl, 2009-09-24. [dostęp 2016-02-23]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-30)].
- ↑ a b c Zbigniew T. Dworak, Konrad Rudnicki: Świat planet. Warszawa: Państwowe Wydawnictwo Naukowe, 1988, s. 176–182. ISBN 83-01-08236-4.
- ↑ 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.).
- ↑ Odkryto nowy olbrzymi pierścień Saturna. Astronomia.pl, 2009-10-07. [dostęp 2016-02-23]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-07-30)].
- ↑ a b c d Rob Cowen. Largest known planetary ring discovered. „Science News”, 2009-10-06.
- ↑ a b 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
- Obrazy pierścieni Saturna
- System pierścieni Saturna. pds-rings.seti.org. [zarchiwizowane z tego adresu (2005-08-26)].
| Główne księżyce | |
|---|---|
| Charakterystyka | |
| Badania Saturna | |
| Inne tematy |
_large.jpg)
| Planety (☾ ∅) | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Planety karłowate | |||||||||||||||||
| Małe ciała Układu Słonecznego |
| ||||||||||||||||
- Zobacz też
- powstanie i ewolucja Układu Słonecznego
- ciała niebieskie
- lista obiektów w Układzie Słonecznym ze względu na
- Portal: Astronomia
- ciała niebieskie
Media użyte na tej stronie
This is a revised version of Solar_System_XXIX.png.
A scan across Saturn's incredible halo of ice rings yields a study in precision and order.
This natural color mosaic was acquired by the Cassini spacecraft as it soared 39 degrees above the unilluminated side of the rings.
Major named gaps are labeled at the top. The main rings themselves, along with the F ring, are labeled at the bottom, along with their inner and outer boundaries.
This mosaic was constructed from narrow-angle camera images taken immediately after the wide-angle camera mosaic PIA08388. Radial features can be seen in the rings that are about ten times smaller than in the wide-angle view. This scan is rotated 180 degrees compared to PIA08388 in order to present the rings with distance from Saturn increasing left to right.
The view combines 45 images -- 15 separate sets of red, green and blue images -- taken over the course of about 2.5 hours, as Cassini scanned across the rings.
The images in this view were obtained on May 9, 2007, at a distance of approximately 1.1 million kilometers (700,000 miles) from Saturn. Image scale in the radial (horizontal) direction is about 6 kilometers (4 miles) per pixel.
The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.
For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm. The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org.This true color picture was assembled from Voyager 2 Saturn images obtained Aug. 4 [1981] from a distance of 21 million kilometers (13 million miles) on the spacecraft's approach trajectory. Three of Saturn's icy moons are evident at left. They are, in order of distance from the planet: Tethys, 1,050 km. (652 mi.) in diameter; Dione, 1,120 km. (696 mi.); and Rhea, 1,530 km. (951 mi.). The shadow of Tethys appears on Saturn's southern hemisphere. A fourth satellite, Mimas, is less evident, appearing as a bright spot a quarter-inch in in from the planet's limb about half an inch above Tethys; the shadow of Mimas appears on the planet about three-quarters of an inch directly above that of Tethys. The pastel and yellow hues on the planet reveal many contrasting bright and darker bands in both hemispheres of Saturn's weather system. The Voyager project is managed for NASA by the Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California, United States.
ułożenie pierścieni Saturna
Recent Cassini images show arcs of material co-orbiting with the Saturnian moons Anthe and Methone.
Arrows indicate the positions of Anthe, at top left, and Methone, at bottom right. Micrometeoroid impacts on the moons are the likely source of the arc material.
Cassini imaging scientists believe the process that maintains the Anthe and Methone arcs is similar to that which maintains the arc in the G ring (see Rounding the Corner). The general brightness of the image (along with the faint horizontal banding pattern) results from the long exposure time of 15 seconds required to capture the extremely faint ring arc and the processing needed to enhance its visibility (which also enhances the digital background noise in the image). The image was digitally processed to remove most of the background noise. This view looks toward the un-illuminated side of the rings from about 2 degrees above the ringplane.
The image was taken in visible light with the Cassini spacecraft narrow-angle camera on Oct. 29, 2007. The view was acquired at a distance of approximately 2.3 million kilometers (1.4 million miles) from Anthe and 2.2 million kilometers (1.4 million miles) from Methone. Image scale is 14 kilometers (9 miles) per pixel on Anthe and 13 kilometers (8 miles) on Methone.
The Cassini-Huygens mission is a cooperative project of NASA, the European Space Agency and the Italian Space Agency. The Jet Propulsion Laboratory, a division of the California Institute of Technology in Pasadena, manages the mission for NASA's Science Mission Directorate, Washington, D.C. The Cassini orbiter and its two onboard cameras were designed, developed and assembled at JPL. The imaging operations center is based at the Space Science Institute in Boulder, Colo.
For more information about the Cassini-Huygens mission visit http://saturn.jpl.nasa.gov . The Cassini imaging team homepage is at http://ciclops.org .This diagram illustrates the extent of the largest ring around Saturn, discovered by NASA's Spitzer Space Telescope.
The outer en:Rings of Saturn seen back-illuminated by the en:Sun. Mosaic assembled from images taken by the Cassini-Huygens spacecraft.