Dodaj tę stronę do książki
Pokaż książkę (0 stron)
Proponowane strony
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. Miejscami grubość ta jednak wynosi 10 metrów[1]. Ze względu na grawitacyjne oddziaływanie księżyców orbitujących pośród pierścieni nie są one idealnie płaskie[2]. Co 14-15 lat pierścienie Saturna ustawiają się pod takim kątem, że przestają być widoczne z Ziemi.
Spis treści |
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.
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.
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 | ~4 000 000 – ~13 000 000 | 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).
6 października 2009 r. ogłoszono odkrycie słabego obłoku materii w płaszczyźnie orbity księżyca Febe[3]. 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 na przestrzeni od 128 do 207 promieni planety. Obliczenia wskazują że może się on rozciągać od 59 do 300 promieni Saturna[4]. 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.
|
||||||||||||||||
|
||||||||
_large.jpg&filetimestamp=20061204011152)
