Naast hun manen, hebben alle vier de reuzenplaneten ringen, waarbij elk ringsysteem bestaat uit miljarden kleine deeltjes of “maantjes” die dicht om hun planeet cirkelen. Elk van deze ringen vertoont een ingewikkelde structuur die samenhangt met interacties tussen de ringdeeltjes en de grotere manen. De vier ringensystemen verschillen echter sterk van elkaar in massa, structuur en samenstelling, zoals in Tabel 1 is aangegeven.

Het grote ringenstelsel van Saturnus bestaat uit ijzige deeltjes die zijn uitgespreid in verschillende uitgestrekte, platte ringen die veel fijne structuur bevatten. De ringenstelsels van Uranus en Neptunus zijn daarentegen bijna het omgekeerde van die van Saturnus: zij bestaan uit donkere deeltjes die zijn opgesloten in een paar smalle ringen met brede lege openingen ertussen. De ringen van Jupiter en tenminste één van Saturnus zijn slechts voorbijgaande stofbanden, die voortdurend worden vernieuwd door stofkorrels die van kleine manen worden geërodeerd. In dit gedeelte concentreren we ons op de twee meest massieve ringenstelsels, die van Saturnus en Uranus.

Wat veroorzaakt ringen?

Een ring is een verzameling van enorme aantallen deeltjes, elk als een klein maantje dat gehoorzaamt aan de wetten van Kepler terwijl het zijn eigen baan rond de planeet volgt. Dus, de binnenste deeltjes draaien sneller dan die verder weg, en de ring als geheel draait niet als een vast lichaam. In feite is het beter om helemaal niet te denken aan een ring die roteert, maar eerder aan de omwenteling (of beweging in een baan) van de afzonderlijke maantjes.

Als de ringdeeltjes ver uit elkaar zouden liggen, zouden ze onafhankelijk bewegen, als afzonderlijke maantjes. In de hoofdringen van Saturnus en Uranus zijn de deeltjes echter dicht genoeg bij elkaar om elkaars zwaartekracht te beïnvloeden, en soms zelfs tegen elkaar te wrijven of te botsen bij botsingen met lage snelheid. Door deze interacties zien we verschijnselen zoals golven die over de ringen bewegen – net zoals watergolven over het oppervlak van de oceaan bewegen.

Er zijn twee basisideeën over hoe zulke ringen ontstaan. De eerste is de uit elkaar gevallen hypothese, die suggereert dat de ringen de overblijfselen zijn van een uiteengevallen maan. Een passerende komeet of asteroïde zou tegen de maan gebotst kunnen hebben, waardoor deze in stukken brak. Getijdenkrachten hebben de fragmenten vervolgens uit elkaar getrokken, waarna ze in een schijf uiteen zijn gevallen. De tweede hypothese, die het omgekeerde perspectief heeft, suggereert dat de ringen zijn gemaakt van deeltjes die niet in staat waren samen te komen om een maan te vormen.

In beide theorieën speelt de zwaartekracht van de planeet een belangrijke rol. Dicht bij de planeet (zie figuur 1) kunnen getijdenkrachten lichamen uit elkaar trekken of losse deeltjes ervan weerhouden bij elkaar te komen. We weten niet welke verklaring voor een bepaalde ring opgaat, hoewel veel wetenschappers hebben geconcludeerd dat ten minste een paar van de ringen relatief jong zijn en daarom het resultaat moeten zijn van een breuk.

Figuur 1: Vier ringsystemen. Dit diagram toont de locaties van de ringenstelsels van de vier reuzenplaneten. De linker as geeft het oppervlak van de planeet weer. De verticale stippellijn is de grens waarbinnen de zwaartekracht manen kan doen uiteenvallen (het systeem van elke planeet is op een andere schaal getekend, zodat deze stabiliteitsgrens voor alle vier op één lijn ligt). De zwarte stippen zijn de binnenste manen van elke planeet op dezelfde schaal als de ringen. Merk op dat alleen echt kleine manen binnen de stabiliteitslimiet overleven.

Ringen van Saturnus

De ringen van Saturnus zijn een van de mooiste bezienswaardigheden in het zonnestelsel (figuur 2). Van buiten naar binnen zijn de drie helderste ringen aangeduid met de uiterst onromantische namen A, B, en C ringen. Tabel 2 geeft de afmetingen van de ringen in zowel kilometers als eenheden van de straal van Saturnus, RSaturnus. De B Ring is het helderst en heeft de dicht opeengepakte deeltjes, terwijl de A en C Ringen doorschijnend zijn.

De totale massa van de B Ring, die waarschijnlijk dicht bij de massa van het hele ringensysteem ligt, is ongeveer gelijk aan die van een ijzige maan met een diameter van 250 kilometer (wat suggereert dat de ring ontstaan zou kunnen zijn in het uiteenvallen van zo’n maan). Tussen de A- en de B-ring ligt een brede kloof die de Cassini-divisie wordt genoemd naar Gian Domenico Cassini, die deze in 1675 voor het eerst door een telescoop zag en wiens naam planeetwetenschappers ook hebben gegeven aan het Cassini-ruimtevaartuig dat het Saturnus-systeem verkent.

Figuur 2: De ringen van Saturnus van boven en van onder gezien. (a) Het zicht van bovenaf wordt verlicht door direct zonlicht. (b) De belichting van onderaf is zonlicht dat door openingen in de ringen is gediffundeerd. (credit a, b: bewerking van werk van NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

De ringen van Saturnus zijn zeer breed en zeer dun. De breedte van de hoofdringen is 70.000 kilometer, maar hun gemiddelde dikte is slechts 20 meter. Als we een schaalmodel van de ringen van papier zouden maken, zouden we ze 1 kilometer breed moeten maken. Op deze schaal zou Saturnus zelf zo hoog opdoemen als een gebouw van 80 verdiepingen. De ringdeeltjes bestaan voornamelijk uit waterijs, en ze variëren van zandkorrels tot huizenhoge rotsblokken. Een insidersblik op de ringen zou waarschijnlijk lijken op een heldere wolk van zwevende sneeuwvlokken en hagelstenen, met een paar sneeuwballen en grotere objecten, waarvan vele losse aggregaten van kleinere deeltjes zijn (Figuur 3).

Figuur 3: Geïdealiseerde impressie van de ringen van Saturnus zoals gezien van binnenuit. Merk op dat de ringen voornamelijk bestaan uit stukken waterijs van verschillende grootte. Het Cassini ruimtevaartuig is van plan om aan het einde van zijn missie door een van de gaten in de ringen van Saturnus te snijden, maar het zal niet zo dichtbij komen. (credit: bewerking van werk van NASA/JPL/University of Colorado)

Naast de brede A-, B- en C-ringen heeft Saturnus een handvol zeer smalle ringen van niet meer dan 100 kilometer breed. De smalste van deze ringen, die net buiten de A-ring ligt, wordt de F-ring genoemd; zijn verrassende verschijning wordt hieronder besproken. In het algemeen lijken de smalle ringen van Saturnus op de ringen van Uranus en Neptunus.

Er is ook een zeer zwakke, ijle ring, de E Ring genoemd, die geassocieerd is met Saturnus’ kleine ijzige maan Enceladus. De deeltjes in de E-Ring zijn zeer klein en bestaan uit waterijs. Aangezien zo’n ijle wolk van ijskristallen de neiging heeft uiteen te vallen, wijst het voortbestaan van de E Ring er sterk op dat hij voortdurend wordt aangevuld door een bron op Enceladus. Deze ijzige maan is zeer klein – slechts 500 kilometer in diameter – maar op de Voyager-beelden is te zien dat de kraters op ongeveer de helft van zijn oppervlak zijn uitgewist, wat wijst op geologische activiteit ergens in de afgelopen paar miljoen jaar. Vol verwachting hebben de wetenschappers van Cassini de baan van het ruimtevaartuig zo gemanoeuvreerd dat Enceladus vanaf 2005 meerdere malen van dichtbij kon worden gevlogen.

Degenen die wachtten op de resultaten van de Cassini-vluchtpassage werden niet teleurgesteld. Hoge-resolutiebeelden toonden lange, donkere strepen van gladde grond nabij de zuidpool, die al snel de bijnaam “tijgerstrepen” kregen (Figuur 4). Infraroodmetingen toonden aan dat deze tijgerstrepen warmer zijn dan hun omgeving. En het mooiste van alles was dat tientallen cryovolcanische openingen op de tijgerstrepen werden gezien als uitbarstende geisers van zout water en ijs (figuur 5). Volgens schattingen schoot er per seconde 200 kilo materiaal de ruimte in – niet veel, maar genoeg voor het ruimtevaartuig om te bemonsteren.

Figuur 4: Enceladus. (a) Dit beeld toont zowel glad als gecraterd terrein op Saturnus’ maan, en ook “tijgerstrepen” in het zuidpoolgebied (onderste deel van beeld). Deze donkere strepen (hier in overdreven kleur afgebeeld) hebben verhoogde temperaturen en zijn de bron van de vele geisers die op Enceladus zijn ontdekt. Ze zijn ongeveer 130 kilometer lang en 40 kilometer van elkaar verwijderd. (b) Hier is Enceladus afgebeeld op schaal met Groot-Brittannië en de kust van West-Europa, om te benadrukken dat het een kleine maan is, slechts ongeveer 500 kilometer in diameter. (credit a, b: bewerking van werk van NASA/JPL/Space Science Institute)

Toen Cassini de opdracht kreeg om in de pluimen te vliegen, heeft hij de samenstelling ervan gemeten en vastgesteld dat ze vergelijkbaar zijn met materiaal dat we vrijgekomen zien van kometen (zie Comets and Asteroids: Debris of the Solar System). De damp- en ijspluimen bestonden voornamelijk uit water, maar met sporen van stikstof, ammoniak, methaan en andere koolwaterstoffen. Tot de mineralen die in de geisers in sporenhoeveelheden werden aangetroffen, behoorde ook gewoon zout, wat betekent dat de geispluimen onder hoge druk uit zout water bestonden.

Op basis van de voortdurende studie van de bulkeigenschappen van Enceladus en de voortdurende geisers, identificeerden de wetenschappers van de Cassini-missie in 2015 voorzichtig een onderaardse oceaan van water die de geisers voedt. Deze ontdekkingen suggereren dat Enceladus, ondanks zijn kleine omvang, moet worden toegevoegd aan de lijst van werelden die we willen onderzoeken op mogelijk leven. Omdat zijn ondergrondse oceaan gemakkelijk de ruimte in ontsnapt, is hij misschien veel gemakkelijker te bemonsteren dan de oceaan van Europa, die diep onder zijn dikke ijskorst begraven ligt.

Figuur 5: Geisers op Enceladus. Deze Cassini-opname toont een aantal watergeisers op Saturnus’ kleine maan Enceladus. Het lijkt erop dat zout water uit een ondergrondse bron door barsten in het oppervlak ontsnapt. Je kunt gebogen lijnen van geisers zien langs de vier “tijgerstrepen” op het oppervlak. (credit: bewerking van werk van NASA/JPL/Space Science Institute)

Ringen van Uranus en Neptunus

Figuur 6: Ringen van Uranus. Het Voyager-team moest dit beeld lang belichten om een glimp op te vangen van de smalle donkere ringen van Uranus. U kunt de korrelige structuur van “ruis” in de elektronica van de camera op de achtergrond van de foto zien. (credit: bewerking van werk van NASA/JPL)

De ringen van Uranus zijn smal en zwart, waardoor ze vanaf de aarde bijna onzichtbaar zijn. De negen hoofdringen werden in 1977 ontdekt uit waarnemingen van een ster toen Uranus er voorlangs trok. Zo’n passage van een astronomisch object voor een ander object noemen we een occultatie. Tijdens de occultatie in 1977 verwachtten astronomen dat het licht van de ster zou verdwijnen als de planeet erlangs bewoog. Maar bovendien dimde de ster verschillende keren kort voordat Uranus hem bereikte, toen elke smalle ring tussen de ster en de telescoop voorbij kwam. Zo konden de ringen in detail in kaart worden gebracht, ook al konden ze niet rechtstreeks worden gezien of gefotografeerd, zoals je ’s nachts het aantal auto’s in een trein telt door te kijken naar het knipperen van een lampje als de auto’s er achtereenvolgens voorlangs rijden. Toen de Voyager in 1986 Uranus naderde, kon hij de ringen van dichtbij bestuderen; het ruimtevaartuig fotografeerde ook twee nieuwe ringen (figuur 6).

De buitenste en massiefste van de ringen van Uranus wordt de Epsilonring genoemd. Hij is slechts ongeveer 100 kilometer breed en waarschijnlijk niet meer dan 100 meter dik (vergelijkbaar met de F-ring van Saturnus). De Epsilon Ring omcirkelt Uranus op een afstand van 51.000 kilometer, ongeveer twee keer de straal van Uranus. Deze ring bevat waarschijnlijk evenveel massa als alle andere tien ringen van Uranus samen; de meeste zijn smalle linten van minder dan 10 kilometer breed, net het omgekeerde van de brede ringen van Saturnus.

Figuur 7: Ringen van Neptunus. Deze lange opname van de ringen van Neptunus werd gefotografeerd door Voyager 2. Let op de twee dichtere gebieden van de buitenste ring. (credit: bewerking van werk van NASA/JPL)

De individuele deeltjes in de ringen van Neptunus zijn bijna zo zwart als brokken steenkool. Hoewel astronomen de samenstelling van dit materiaal niet in detail begrijpen, lijkt het voor een groot deel te bestaan uit koolstof- en koolwaterstofverbindingen. Organisch materiaal van dit soort komt vrij veel voor in het buitenste zonnestelsel.

Veel van de asteroïden en kometen zijn ook samengesteld uit donkere, teerachtige materialen. In het geval van Uranus hebben zijn tien kleine binnenste manen een soortgelijke samenstelling, wat suggereert dat een of meer manen uit elkaar zouden kunnen zijn gevallen om de ringen te maken.

De ringen van Neptunus zijn in het algemeen vergelijkbaar met die van Uranus, maar nog ijler (figuur 7). Er zijn er maar vier, en de deeltjes zijn niet gelijkmatig over hun lengte verdeeld.

Omdat deze ringen zo moeilijk vanaf de aarde te onderzoeken zijn, zal het waarschijnlijk nog lang duren voordat we ze goed begrijpen.

Voorbeeld 1: Resolutie van planetaire ringen

Met behulp van de bedekkingen van sterren door de ringen van Saturnus, hebben astronomen details in de ringstructuur kunnen meten tot een resolutie van 10 km. Dit is een veel hogere resolutie dan kan worden verkregen op een conventionele foto van de ringen. Laten we eens uitzoeken welke hoekresolutie (in boogseconden) een ruimtetelescoop in een baan om de aarde zou moeten halen om een gelijke resolutie te krijgen.

Toon antwoord

Om dit probleem op te lossen gebruiken we de “kleine-hoekformule” om hoekdiameters en lineaire diameters aan de hemel met elkaar in verband te brengen. Voor kleine hoeken aan de hemel wordt de formule meestal geschreven als

{hoeksdiameter}{206,265 boogseconde}={lineaire diameter}{afstand}

waarbij de hoekdiameter wordt uitgedrukt in boogseconde. De afstand van Saturnus nabij de oppositie is ongeveer

9 AE = 1,4 × 109 km. Door bovenstaande formule in te vullen en op te lossen voor de hoekresolutie, krijgen we

>hoekresolutie}={206,265{arcsec}{1,4{10}^{9}text{km}}

wat ongeveer 10-3 arcsec is, ofwel een milliarcsec. Dit is voor onze telescopen niet haalbaar. Ter vergelijking, de beste resolutie van de Hubble ruimtetelescoop of telescopen op de grond is ongeveer 0,1 boogseconde, oftewel 100 keer slechter dan wat wij nodig zouden hebben. Daarom zijn zulke occultatiemetingen zo nuttig voor astronomen.

Check Your Learning

Hoe dicht bij Saturnus zou een ruimteschip moeten zijn om details in zijn ringen te zien die zo klein zijn als 20 km, als zijn camera een hoekresolutie heeft van 5 boogseconden?

Toon antwoord

Gebruik makend van onze formule,

265text{arcsec}=\frac{lineaire diameter}{text{afstand}

we krijgen

\displaystyle\frac{5text{arcsec}{206,265text{arcsec}=\frac{20text{km}}{text{afstand}

Dus de afstand is ongeveer 825.000 km.

Interacties tussen ringen en manen

Veel van onze fascinatie voor planeetringen is het gevolg van hun ingewikkelde structuren, waarvan de meeste hun bestaan danken aan de zwaartekracht van manen, zonder welke de ringen vlak en karakterloos zouden zijn. Het wordt zelfs duidelijk dat er zonder manen waarschijnlijk helemaal geen ringen zouden zijn, omdat, aan zichzelf overgelaten, dunne schijven van kleine deeltjes zich geleidelijk verspreiden en vervliegen.

De meeste gaten in de ringen van Saturnus, en ook de plaats van de buitenste rand van de A-ring, zijn het gevolg van gravitationele resonanties met kleine binnenste manen. Een resonantie vindt plaats wanneer twee objecten baanperioden hebben die exacte verhoudingen van elkaar zijn, zoals 1:2 of 2:3. Bijvoorbeeld, een deeltje in de opening aan de binnenzijde van de Cassini-divisie van Saturnus’ ringen zou een periode hebben die gelijk is aan de helft van die van Saturnus’ maan Mimas. Zo’n deeltje zou elke tweede omwenteling Mimas in hetzelfde deel van zijn baan naderen. De herhaalde zwaartekrachtsinvloeden van Mimas, die altijd in dezelfde richting werken, zouden het verstoren, waardoor het in een nieuwe baan buiten de kloof wordt gedwongen. Op deze manier raakte de Cassini-divisie over lange perioden uitgeput van ringmateriaal.

De Cassini-missie onthulde een grote hoeveelheid fijne structuur in de ringen van Saturnus. In tegenstelling tot de eerdere Voyager-vliegen, Cassini was in staat om de ringen waar te nemen voor meer dan een decennium, onthullend een opmerkelijke reeks van veranderingen, op tijdschalen van een paar minuten tot enkele jaren. Veel van de nieuwe waarnemingen in de Cassini-gegevens wijzen op de aanwezigheid van condensaties of kleine manen van slechts enkele tientallen meters groot die in de ringen zijn ingebed. Als elke kleine maan beweegt, produceert hij golven in het omringende ringmateriaal, zoals het kielzog dat een bewegend schip achterlaat. Zelfs als de maan te klein is om te worden opgelost, konden de karakteristieke golven worden gefotografeerd door Cassini.

Een van de meest interessante ringen van Saturnus is de smalle F Ring, die verschillende schijnbare ringlets bevat binnen zijn 90-kilometer breedte. Op sommige plaatsen valt de F-ring uiteen in twee of drie parallelle strengen die soms bochten of knikken vertonen. De meeste ringen van Uranus en Neptunus zijn ook smalle linten zoals de F-ring van Saturnus. Het is duidelijk dat de zwaartekracht van sommige objecten de deeltjes in deze dunne ringen ervan weerhoudt zich uit te spreiden.

Zoals we hebben gezien, worden de grootste kenmerken in de ringen van Saturnus veroorzaakt door gravitationele resonanties met de binnenste manen, terwijl veel van de fijne structuur wordt veroorzaakt door kleinere ingebedde manen. In het geval van Saturnus’ F-ring is uit close-upbeelden gebleken dat deze wordt begrensd door de banen van twee manen, Pandora en Prometheus genaamd (figuur 8). Deze twee kleine manen (elk ongeveer 100 kilometer in diameter) worden herdersmanen genoemd, omdat hun zwaartekracht dient om de ringdeeltjes te “herbergen” en ze binnen een smal lint te houden. Een soortgelijke situatie geldt voor de Epsilon Ring van Uranus, die wordt begeleid door de manen Cordelia en Ophelia. Deze twee herders, elk ongeveer 50 kilometer in diameter, draaien ongeveer 2000 kilometer binnen en buiten de ring.

Figuur 8: Saturnus’ F-ring en zijn herdersmanen. (a) Deze Cassini-opname toont de smalle, complexe F-ring van Saturnus, met zijn twee kleine herdersmanen Pandora (links) en Prometheus (rechts). (b) In dit beeld van dichterbij is de herdersmaan Pandora (84 kilometer doorsnee) te zien naast de F-ring, waarbij de maan de belangrijkste (helderste) streng van ringdeeltjes verstoort terwijl hij passeert. Je kunt de donkere kant van Pandora op dit beeld zien omdat het verlicht wordt door het licht dat van Saturnus weerkaatst wordt. (credit a, b: modificatie van werk van NASA/JPL/Space Science Institute)

U kunt een film downloaden die de twee herdermanen toont aan weerszijden van Saturnus’ F-ring.

Theoretische berekeningen suggereren dat de andere smalle ringen in de uranische en neptunische stelsels ook zouden moeten worden bestuurd door herdermanen, maar geen enkele is gelokaliseerd. De berekende diameter voor zulke herdersmanen (ongeveer 10 kilometer) lag net op de grens van detecteerbaarheid voor de Voyager-camera’s, dus het is onmogelijk om te zeggen of ze aanwezig zijn of niet. (Gezien alle smalle ringen die we zien, hopen sommige wetenschappers nog steeds een ander, bevredigender mechanisme te vinden om ze opgesloten te houden.)

Een van de onopgeloste problemen bij het begrijpen van de ringen is het bepalen van hun ouderdom. Hebben de reuzenplaneten altijd de ringenstelsels gehad die we nu zien, of zijn deze misschien een recente of voorbijgaande toevoeging aan het zonnestelsel? In het geval van de hoofdringen van Saturnus is hun massa ongeveer even groot als die van de binnenste maan Mimas. Zij zouden dus kunnen zijn gevormd door het uiteenvallen van een maan ter grootte van Mimas, misschien heel vroeg in de geschiedenis van het zonnestelsel, toen er nog veel interplanetaire projectielen over waren van de planeetvorming. Het is moeilijker te begrijpen hoe zo’n catastrofale gebeurtenis recentelijk heeft kunnen plaatsvinden, toen het zonnestelsel stabieler was geworden.

Key Concepts and Summary

Ringen zijn samengesteld uit grote aantallen individuele deeltjes die zo dicht bij een planeet draaien, dat de zwaartekracht van die planeet grotere stukken uit elkaar kan hebben geslagen of kleine stukken ervan kan hebben weerhouden zich te verzamelen. De ringen van Saturnus zijn breed, plat, en bijna ononderbroken, op een handvol openingen na. De deeltjes bestaan voornamelijk uit waterijs, met typische afmetingen van enkele centimeters. Eén Saturnusmaan, Enceladus, barst tegenwoordig geisers van water uit om de ijle E Ring, die uit zeer kleine ijskristallen bestaat, in stand te houden. De ringen van Uranus zijn smalle linten gescheiden door brede spleten en bevatten veel minder massa. De ringen van Neptunus zijn vergelijkbaar, maar bevatten nog minder materiaal. Een groot deel van de complexe structuur van de ringen is het gevolg van golven en resonanties die worden opgewekt door manen binnen de ringen of die erbuiten draaien. De oorsprong en ouderdom van elk van deze ringenstelsels is nog steeds een mysterie.

Glossary

resonantie: een orbitale toestand waarin een object onderhevig is aan periodieke gravitationele verstoringen door een ander object, meestal ontstaan wanneer twee objecten die om een derde heen draaien omwentelingsperioden hebben die eenvoudige veelvouden of fracties van elkaar zijn

1. De ringletters zijn toegewezen in de volgorde van hun ontdekking. ↵