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.

Główne pierścienie Saturna

Zewnętrzne, słabsze pierścienie Saturna

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

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

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 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].