uden deres måner, har alle fire kæmpeplaneter ringe, hvor hvert ringsystem består af milliarder af små partikler eller “måner”, der kredser tæt om deres planet. Hver af disse ringe udviser en kompliceret struktur, som er relateret til interaktioner mellem ringpartiklerne og de større måner. De fire ringsystemer er dog meget forskellige fra hinanden i masse, struktur og sammensætning, som det fremgår af tabel 1.

Saturns store ringsystem består af ispartikler, der er spredt ud i flere store, flade ringe, der indeholder en stor mængde fine strukturer. Uranus’ og Neptuns ringsystemer er derimod næsten det omvendte af Saturns: De består af mørke partikler begrænset til nogle få smalle ringe med brede tomme huller imellem. Jupiters ring og mindst en af Saturns ringe er blot forbigående støvbånd, der konstant fornyes af støvkorn, der eroderes fra små måner. I dette afsnit fokuserer vi på de to mest massive ringsystemer, Saturns og Uranus’.

Hvad forårsager ringe?

En ring er en samling af et stort antal partikler, hver især som en lille måne, der adlyder Keplers love, mens den følger sin egen bane omkring planeten. Således drejer de indre partikler hurtigere rundt end partiklerne længere ude, og ringen som helhed roterer ikke som et fast legeme. Faktisk er det bedre ikke at tænke på en ring, der roterer overhovedet, men snarere at betragte de enkelte månepartiklers omdrejning (eller bevægelse i kredsløb).

Hvis ringpartiklerne var langt fra hinanden, ville de bevæge sig uafhængigt af hinanden, som separate månepartikler. I Saturns og Uranus’ hovedringe er partiklerne imidlertid tæt nok på hinanden til at udøve gensidig gravitationel påvirkning, og lejlighedsvis endda til at gnide sig mod hinanden eller prelle af på hinanden i kollisioner med lav hastighed. På grund af disse vekselvirkninger ser vi fænomener som f.eks. bølger, der bevæger sig hen over ringene – på samme måde som vandbølger bevæger sig hen over havets overflade.

Der er to grundlæggende ideer om, hvordan sådanne ringe bliver til. Den første er opløsningshypotesen, som går ud på, at ringene er resterne af en knust måne. En forbipasserende komet eller asteroide kan være stødt ind i månen og have brudt den i stykker. Tidevandskræfter trak derefter fragmenterne fra hinanden, og de spredte sig i en skive. Den anden hypotese, som tager det omvendte perspektiv, foreslår, at ringene er lavet af partikler, som ikke kunne samles til at danne en måne i første omgang.

I begge teorier spiller planetens tyngdekraft en vigtig rolle. Tæt på planeten (se figur 1) kan tidevandskræfter rive legemer fra hinanden eller hindre løse partikler i at komme sammen. Vi ved ikke, hvilken forklaring der gælder for en given ring, selv om mange forskere har konkluderet, at i hvert fald et par af ringene er relativt unge og derfor må være resultatet af opbrud.

Figur 1: Fire ringsystemer. Dette diagram viser placeringen af ringsystemerne på de fire kæmpeplaneter. Den venstre akse repræsenterer planetens overflade. Den stiplede lodrette linje er den grænse inden for hvilken gravitationskræfterne kan bryde måner op (hver planets system er tegnet i en anden skala, så denne stabilitetsgrænse flugter for alle fire planeter). De sorte prikker er de indre måner på hver planet i samme skala som dens ringe. Bemærk, at kun virkelig små måner overlever inden for stabilitetsgrænsen.

Saturns ringe

Saturns ringe er et af de smukkeste syn i solsystemet (figur 2). Fra ydre til indre er de tre lyseste ringe mærket med de yderst uromantiske navne A-, B- og C-ringene. Tabel 2 angiver ringenes dimensioner i både kilometer og i enheder af Saturns radius, RSaturn. B-ringen er den lyseste og har de tættest pakkede partikler, mens A- og C-ringene er gennemsigtige.

Den samlede masse af B-ringen, som sandsynligvis er tæt på massen af hele ringsystemet, er omtrent lig med massen af en ismåne med en diameter på 250 kilometer (hvilket tyder på, at ringen kan være opstået i forbindelse med opløsningen af en sådan måne). Mellem A- og B-ringen er der en bred kløft, der er opkaldt Cassini-divisionen efter Gian Domenico Cassini, som først så den gennem et teleskop i 1675, og hvis navn planetariske forskere også har givet Cassini-rumfartøjet, der udforsker Saturns system.

Figur 2: Saturns ringe set oppefra og nedefra. (a) Udsigten fra oven er belyst af direkte sollys. (b) Belysningen set nedefra er sollys, der er diffunderet gennem huller i ringene. (kredit a, b: ændring af arbejde udført af NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Satars ringe er meget brede og meget tynde. Hovedringenes bredde er 70.000 kilometer, men deres gennemsnitlige tykkelse er kun 20 meter. Hvis vi lavede en skala-model af ringene af papir, skulle vi lave dem 1 kilometer i diameter. I denne skala ville Saturn selv være lige så høj som en 80 etagers bygning. Ringpartiklerne består primært af vandis, og de varierer fra korn på størrelse med sand op til klippeblokke på størrelse med et hus. Et indblik fra en insider i ringene ville sandsynligvis ligne en lysende sky af svævende snefnug og haglkorn, med nogle få snebolde og større objekter, hvoraf mange er løse aggregater af mindre partikler (figur 3).

Figur 3: Kunstnerens idealiserede indtryk af Saturns ringe set indefra. Bemærk, at ringene for det meste består af stykker af vandis af forskellige størrelser. Ved afslutningen af sin mission planlægger Cassini-rumsonden at skære igennem en af hullerne i Saturns ringe, men den vil ikke komme så tæt på. (credit: modificering af arbejde udført af NASA/JPL/University of Colorado)

Ud over de brede A-, B- og C-ringe har Saturn en håndfuld meget smalle ringe, der ikke er mere end 100 kilometer brede. Den mest betydelige af disse, som ligger lige uden for A-ringen, kaldes F-ringen; dens overraskende udseende diskuteres nedenfor. Generelt ligner Saturns smalle ringe Uranus’ og Neptuns ringe.

Der er også en meget svag, spinkel ring, kaldet E-ringen, der er forbundet med Saturns lille ismåne Enceladus. Partiklerne i E-ringen er meget små og består af vandis. Da en så tynd sky af iskrystaller vil have tendens til at opløses, tyder E-ringenes fortsatte eksistens stærkt på, at den løbende bliver genopfyldt af en kilde på Enceladus. Denne ismåne er meget lille – kun 500 km i diameter – men Voyager-billederne viste, at kratere på omkring halvdelen af dens overflade er blevet udvisket, hvilket tyder på geologisk aktivitet inden for de sidste par millioner år. Det var med stor forventning, at Cassini-forskerne manøvrerede rumsondenes bane, så den kunne flyve flere gange tæt forbi Enceladus fra 2005.

De, der ventede på resultaterne af Cassinis forbiflyvning, blev ikke skuffede. Billeder med høj opløsning viste lange, mørke striber af glat jord nær dens sydpol, som snart fik tilnavnet “tigerstriber” (Figur 4). Infrarøde målinger viste, at disse tigerstriber er varmere end deres omgivelser. Det bedste af det hele var, at snesevis af kryovulkaniske slamper på tigerstriberne viste sig at udbryde gejsere af saltvand og is (figur 5). Det blev anslået, at 200 kilo materiale skød ud i rummet hvert sekund – ikke meget, men nok til, at rumfartøjet kunne tage prøver.

Figur 4: Enceladus. (a) Dette billede viser både glat og krateret terræn på Saturns måne og også “tigerstriber” i den sydlige polregion (nederste del af billedet). Disse mørke striber (her vist i overdreven farve) har forhøjede temperaturer og er kilden til de mange gejsere, der er opdaget på Enceladus. De er omkring 130 kilometer lange og ligger 40 kilometer fra hinanden. (b) Her er Enceladus vist i skala med Storbritannien og Vesteuropas kyst for at understrege, at det er en lille måne, kun ca. 500 kilometer i diameter. (kredit a, b: ændring af arbejde udført af NASA/JPL/Space Science Institute)

Da Cassini blev bedt om at flyve ind i pustene, målte den deres sammensætning og fandt, at de ligner materiale, som vi ser frigjort fra kometer (se Kometer og asteroider: Solsystemets affald). Damp- og isfanerne bestod hovedsagelig af vand, men med spor af kvælstof, ammoniak, metan og andre kulbrinter. Mineraler, der blev fundet i gejsere i spormængder, omfattede almindeligt salt, hvilket betyder, at gejserpluggene var højtryksforstøvninger af saltvand.

Baseret på den fortsatte undersøgelse af Enceladus’ masseegenskaber og de igangværende gejsere identificerede Cassini-missionens forskere i 2015 forsøgsvis et underjordisk vandhav, der fodrer gejserne. Disse opdagelser tydede på, at Enceladus på trods af sin lille størrelse bør tilføjes til listen over verdener, som vi gerne vil udforske for muligt liv. Da dens underjordiske hav bekvemt slipper ud i rummet, kan det være meget lettere at udtage prøver af det end Europas hav, som er dybt begravet under dets tykke isskorpe.

Figur 5: Gejsere på Enceladus. Dette Cassini-billede viser en række vandgejsere på Saturns lille måne Enceladus, tilsyneladende saltvand fra en kilde under overfladen, der slipper ud gennem sprækker i overfladen. Man kan se buede linjer af gejsere langs de fire “tigerstriber” på overfladen. (credit: modifikation af arbejde udført af NASA/JPL/Space Science Institute)

Ringe af Uranus og Neptun

Figur 6: Ringe af Uranus. Voyager-holdet var nødt til at eksponere dette billede i lang tid for at få et glimt af Uranus’ smalle mørke ringe. Man kan se den grynede struktur af “støj” i kameraets elektronik i billedets baggrund. (credit: modifikation af arbejde udført af NASA/JPL)

Uranus’ ringe er smalle og sorte, hvilket gør dem næsten usynlige fra Jorden. De ni hovedringe blev opdaget i 1977 ud fra observationer af en stjerne, mens Uranus passerede foran den. Vi kalder en sådan passage af et astronomisk objekt foran et andet for en okkultation. Under okkultationen i 1977 forventede astronomerne, at stjernens lys ville forsvinde, efterhånden som planeten bevægede sig hen over den. Men derudover blev stjernen kortvarigt dæmpet flere gange, før Uranus nåede den, da hver smal ring passerede mellem stjernen og teleskopet. Ringene blev således kortlagt i detaljer, selv om de ikke kunne ses eller fotograferes direkte, ligesom man tæller antallet af vogne i et tog om natten ved at se, hvordan et lys blinker, når vognene successivt passerer foran det. Da Voyager nærmede sig Uranus i 1986, var den i stand til at studere ringene på tæt hold; rumfartøjet fotograferede også to nye ringe (figur 6).

Den yderste og mest massive af Uranus’ ringe kaldes Epsilon-ringen. Den er kun omkring 100 kilometer bred og sandsynligvis ikke mere end 100 meter tyk (svarende til F-ringen på Saturn). Epsilon-ringen omkranser Uranus i en afstand af 51.000 kilometer, hvilket er ca. dobbelt så stor som Uranus’ radius. Denne ring indeholder sandsynligvis lige så meget masse som alle Uranus’ ti andre ringe tilsammen; de fleste af dem er smalle bånd, der er mindre end 10 kilometer brede, lige omvendt af Saturns brede ringe.

Figur 7: Neptuns ringe. Denne lange eksponering af Neptuns ringe blev fotograferet af Voyager 2. Bemærk de to tættere områder i den ydre ring. (credit: modifikation af arbejde fra NASA/JPL)

De enkelte partikler i de uraniske ringe er næsten lige så sorte som kulklumper. Astronomerne forstår ikke sammensætningen af dette materiale i detaljer, men det ser ud til at bestå for en stor dels vedkommende af kulstof- og kulbrinteforbindelser. Organisk materiale af denne art er ret almindeligt i det ydre solsystem.

Mange af asteroiderne og kometerne består også af mørke, tjærelignende materialer. I Uranus’ tilfælde har dens ti små indre måner en lignende sammensætning, hvilket tyder på, at en eller flere måner kan være gået i stykker for at danne ringene.

Neptunus’ ringe ligner generelt Uranus’, men er endnu mere spinkle (figur 7). Der er kun fire af dem, og partiklerne er ikke jævnt fordelt langs deres længde.

Da disse ringe er så vanskelige at undersøge fra Jorden, vil det sandsynligvis vare længe, før vi forstår dem særlig godt.

Interaktioner mellem ringe og måner

Meget af vores fascination af planetariske ringe er et resultat af deres indviklede strukturer, hvoraf de fleste skylder deres eksistens til den gravitationelle virkning af måner, uden hvilke ringene ville være flade og uden kendetegn. Faktisk er det ved at blive klart, at uden måner ville der sandsynligvis ikke være nogen ringe overhovedet, fordi tynde skiver af små partikler, der er overladt til sig selv, gradvist spredes og opløses.

De fleste af hullerne i Saturns ringe, og også placeringen af den ydre kant af A-ringen, skyldes gravitationsresonanser med små indre måner. En resonans finder sted, når to objekter har omløbstider, der er nøjagtige forhold til hinanden, som f.eks. 1:2 eller 2:3. For eksempel ville enhver partikel i hullet på indersiden af Cassini-divisionen af Saturns ringe have en periode, der svarer til halvdelen af Saturns måne Mimas’ periode. En sådan partikel ville være nærmest Mimas i den samme del af dens bane hver anden omdrejning. De gentagne gravitationelle træk fra Mimas, der altid virker i den samme retning, ville forstyrre den og tvinge den ind i en ny bane uden for hullet. På denne måde blev Cassini-divisionen udtømt for ringmateriale over lange perioder.

Cassini-missionen afslørede en stor mængde fin struktur i Saturns ringe. I modsætning til de tidligere Voyager-overflyvninger var Cassini i stand til at observere ringene i mere end et årti, hvilket afslørede en bemærkelsesværdig række af ændringer på tidsskalaer fra få minutter til flere år. Mange af de nye træk, der blev set i Cassini-dataene, tyder på tilstedeværelsen af kondensationer eller små måner på kun nogle få tiendedele meter i diameter, der er indlejret i ringene. Når hver lille måne bevæger sig, skaber den bølger i det omgivende ringmateriale som det kølvand, der efterlades af et skib i bevægelse. Selv når månen er for lille til at blive opløst, kunne dens karakteristiske bølger fotograferes af Cassini.

En af Saturns mest interessante ringe er den smalle F-ring, som indeholder flere tilsyneladende ringmærker inden for sin bredde på 90 kilometer. Nogle steder deler F-ringen sig i to eller tre parallelle strenge, der nogle gange viser bøjninger eller knæk. De fleste af Uranus’ og Neptuns ringe er også smalle bånd som Saturns F-ring. Det er klart, at tyngdekraften fra nogle objekter må forhindre partiklerne i disse tynde ringe i at sprede sig ud.

Som vi har set, er de største træk i Saturns ringe frembragt af gravitationsresonanser med de indre måner, mens en stor del af den fine struktur skyldes mindre indlejrede måner. I tilfældet med Saturns F-ring afslørede nærbilleder, at den er afgrænset af to måners baner, kaldet Pandora og Prometheus (figur 8). Disse to små måner (hver ca. 100 km i diameter) kaldes hyrdemåner, da deres tyngdekraft tjener til at “hyrde” ringpartiklerne og holde dem begrænset til et smalt bånd. En lignende situation gør sig gældende for Uranus’ Epsilonring, som er hyrdet af månerne Cordelia og Ophelia. Disse to hyrder, der hver er omkring 50 kilometer i diameter, kredser omkring 2000 kilometer inden for og uden for ringen.

Figur 8: Saturns F-ring og dens hyrdemåner. (a) Dette Cassini-billede viser Saturns smalle, komplekse F-ring med dens to små hyrdemåner Pandora (til venstre) og Prometheus (til højre). (b) På dette nærbillede ses hyrdemånen Pandora (84 kilometer i diameter) ved siden af F-ringen, hvor månen forstyrrer den vigtigste (lyseste) streng af ringpartikler, når den passerer. Man kan se Pandoras mørke side på dette billede, fordi den bliver belyst af det lys, der reflekteres fra Saturn. (kredit a, b: ændring af arbejde udført af NASA/JPL/Space Science Institute)

Theoretiske beregninger tyder på, at de andre smalle ringe i de uraniske og neptuniske systemer også burde være styret af hyrdemåner, men ingen af dem er blevet lokaliseret. Den beregnede diameter for sådanne hyrdermåne (ca. 10 kilometer) var lige ved grænsen for detekterbarhed for Voyager-kameraerne, så det er umuligt at sige, om de er til stede eller ej. (I betragtning af alle de smalle ringe, vi ser, håber nogle forskere stadig på at finde en anden mere tilfredsstillende mekanisme til at holde dem indespærret.)

Et af de udestående problemer med at forstå ringene er at bestemme deres alder. Har kæmpeplaneterne altid haft de ringsystemer, vi ser i dag, eller er disse måske en nyere eller forbigående tilføjelse til solsystemet? I tilfældet med Saturns hovedringe er deres masse omtrent den samme som den indre månes Mimas’ masse. De kunne således være blevet dannet ved opløsningen af en måne på størrelse med Mimas, måske meget tidligt i solsystemets historie, da der var mange interplanetariske projektiler tilbage fra planetdannelsen. Det er sværere at forstå, hvordan en så katastrofal begivenhed kunne have fundet sted for nylig, da solsystemet var blevet et mere stabilt sted.

Glossar

resonans: en orbital tilstand, hvor et objekt er udsat for periodiske gravitationelle forstyrrelser fra et andet, der oftest opstår, når to objekter, der kredser om et tredje, har omdrejningsperioder, der er simple multipla eller brøkdele af hinanden