Inom deras månar, har alla fyra jätteplaneterna ringar, där varje ringsystem består av miljarder små partiklar eller ”månar” som kretsar nära deras planet. Var och en av dessa ringar uppvisar en komplicerad struktur som är relaterad till interaktioner mellan ringpartiklarna och de större månarna. De fyra ringsystemen skiljer sig dock mycket från varandra när det gäller massa, struktur och sammansättning, vilket framgår av tabell 1.

Saturns stora ringsystem består av ispartiklar som är utspridda i flera stora, platta ringar som innehåller mycket fina strukturer. Uranus och Neptunus ringsystem är å andra sidan nästan det omvända av Saturnus: de består av mörka partiklar som är begränsade till några få smala ringar med breda tomma luckor emellan. Jupiters ring och åtminstone en av Saturnus ringar är endast övergående stoftband som ständigt förnyas av stoftkorn som eroderas från små månar. I det här avsnittet fokuserar vi på de två mest massiva ringsystemen, Saturnus och Uranus.

Vad orsakar ringar?

En ring är en samling av ett stort antal partiklar, var och en som en liten måne som lyder Keplers lagar när den följer sin egen bana runt planeten. De inre partiklarna roterar således snabbare än de partiklar som befinner sig längre ut, och ringen som helhet roterar inte som en fast kropp. Faktum är att det är bättre att inte tänka sig att ringen roterar överhuvudtaget, utan snarare att betrakta revolutionen (eller rörelsen i omloppsbanan) hos dess enskilda månebitar.

Om ringpartiklarna hade ett stort avstånd till varandra skulle de röra sig oberoende av varandra, som separata månebitar. Men i Saturnus och Uranus huvudringar är partiklarna tillräckligt nära varandra för att utöva ett ömsesidigt gravitationsinflytande och ibland till och med gnugga sig mot varandra eller studsa mot varandra i kollisioner med låg hastighet. På grund av dessa interaktioner ser vi fenomen som vågor som rör sig över ringarna – precis som vattenvågor rör sig över havsytan.

Det finns två grundläggande idéer om hur sådana ringar uppstår. Den första är uppbrottshypotesen, som föreslår att ringarna är resterna av en sönderslagen måne. En passerande komet eller asteroid kan ha kolliderat med månen och brutit den i bitar. Tidvattenkrafter drog sedan isär fragmenten och de spreds i en skiva. Den andra hypotesen, som tar det omvända perspektivet, föreslår att ringarna består av partiklar som inte kunde samlas för att bilda en måne från början.

I båda teorierna spelar planetens gravitation en viktig roll. Nära planeten (se figur 1) kan tidvattenkrafter slita kroppar isär eller hindra lösa partiklar från att komma samman. Vi vet inte vilken förklaring som gäller för en viss ring, även om många forskare har dragit slutsatsen att åtminstone några av ringarna är relativt unga och därför måste vara resultatet av uppbrott.

Figur 1: Fyra ringsystem. Det här diagrammet visar placeringen av de fyra jätteplaneternas ringsystem. Den vänstra axeln representerar planetens yta. Den streckade vertikala linjen är gränsen innanför vilken gravitationskrafterna kan bryta upp månar (varje planets system är ritat i en annan skala, så att denna stabilitetsgräns stämmer för alla fyra planeterna). De svarta prickarna är varje planets inre månar i samma skala som dess ringar. Lägg märke till att endast riktigt små månar överlever innanför stabilitetsgränsen.

Saturns ringar

Saturns ringar är en av de vackraste sevärdheterna i solsystemet (figur 2). Från yttre till inre är de tre ljusaste ringarna märkta med de ytterst oromantiska namnen A-, B- och C-ringen. I tabell 2 anges ringarnas mått i både kilometer och enheter av Saturnus radie, RSaturn. B-ringen är den ljusaste och har de mest tätt packade partiklarna, medan A- och C-ringen är genomskinliga.

Den totala massan i B-ringen, som troligen ligger nära massan i hela ringsystemet, är ungefär lika stor som massan i en isig måne med en diameter på 250 kilometer (vilket antyder att ringen skulle kunna ha uppstått i samband med att en sådan måne bröts sönder). Mellan A- och B-ringen finns en bred lucka som kallas Cassinidivisionen efter Gian Domenico Cassini, som först skymtade den genom ett teleskop 1675 och vars namn planetariska forskare också har gett Cassini-rymdfarkosten som utforskar Saturnsystemet.

Figur 2: Saturnus ringar sedda ovanifrån och underifrån. (a) Vyn ovanifrån är upplyst av direkt solljus. (b) Belysningen som ses underifrån är solljus som har spridits genom luckor i ringarna. (kredit a, b: ändring av arbete av NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute)

Saturns ringar är mycket breda och mycket tunna. Huvudringarnas bredd är 70 000 kilometer, men deras genomsnittliga tjocklek är bara 20 meter. Om vi gjorde en skalmodell av ringarna i papper skulle vi behöva göra dem 1 kilometer breda. I denna skala skulle Saturnus själv vara lika hög som en 80-våningsbyggnad. Ringpartiklarna består huvudsakligen av vattenis, och de varierar från korn av sandstorlek upp till stenblock i husstorlek. En insiders vy av ringarna skulle förmodligen likna ett ljust moln av flytande snöflingor och hagelstenar, med ett fåtal snöbollar och större objekt, varav många är lösa aggregat av mindre partiklar (figur 3).

Figur 3: Konstnärens idealiserade intryck av Saturnus ringar sedda från insidan. Observera att ringarna mestadels består av bitar av vattenis i olika storlekar. I slutet av sitt uppdrag planerar rymdsonden Cassini att skära igenom en av luckorna i Saturnus ringar, men den kommer inte att komma så här nära. (kredit: modifiering av arbete av NASA/JPL/University of Colorado)

Inom de breda A-, B- och C-ringarna har Saturnus en handfull mycket smala ringar som inte är mer än 100 kilometer breda. Den mest betydande av dessa, som ligger strax utanför A-ringen, kallas F-ringen; dess överraskande utseende diskuteras nedan. I allmänhet liknar Saturnus smala ringar Uranus’ och Neptunus’ ringar.

Det finns också en mycket svag, tunn ring, kallad E-ringen, som är förknippad med Saturnus lilla isiga måne Enceladus. Partiklarna i E-ringen är mycket små och består av vattenis. Eftersom ett sådant tunt moln av iskristaller kommer att ha en tendens att skingras, tyder den pågående existensen av E-ringen starkt på att den kontinuerligt fylls på av en källa på Enceladus. Denna isiga måne är mycket liten – endast 500 kilometer i diameter – men Voyagerbilderna visade att kratrarna på ungefär hälften av dess yta har raderats, vilket tyder på geologisk aktivitet någon gång under de senaste miljonerna av år. Det var med stor förväntan som Cassini-forskarna manövrerade rymdskeppets bana för att möjliggöra flera nära förbiflygningar av Enceladus med början 2005.

De som väntade på resultaten av Cassinis förbiflygningar blev inte besvikna. Högupplösta bilder visade långa, mörka ränder av slät mark nära dess sydpol, som snart fick smeknamnet ”tigerstrimmor” (figur 4). Infraröda mätningar visade att dessa tigerremsor är varmare än omgivningen. Det bästa av allt var att dussintals kryovulkaniska skorstenar på tigerremsorna visade sig ge ut gejsrar av salt vatten och is (figur 5). Uppskattningar tyder på att 200 kilo material sköts ut i rymden varje sekund – inte mycket, men tillräckligt för att rymdfarkosten skulle kunna ta prover.

Figur 4: Enceladus. (a) Den här bilden visar både slät och kraterig terräng på Saturnus måne, och även ”tigerstrimmor” i den södra polarregionen (nedre delen av bilden). Dessa mörka ränder (som här visas i överdriven färg) har förhöjda temperaturer och är källan till de många gejsrar som upptäckts på Enceladus. De är cirka 130 kilometer långa och ligger 40 kilometer från varandra. (b) Här visas Enceladus i skala med Storbritannien och Västeuropas kust, för att understryka att det är en liten måne, endast cirka 500 kilometer i diameter. (kredit a, b: modifiering av arbete av NASA/JPL/Space Science Institute)

När Cassini fick i uppdrag att flyga in i plymorna mätte den deras sammansättning och fann att de liknade material som vi ser frigöras från kometer (se Kometer och asteroider: Solsystemets spillror). Ång- och isplymorna bestod mestadels av vatten, men med spår av kväve, ammoniak, metan och andra kolväten. Mineraler som hittades i spårmängder i gejsrarna var bland annat vanligt salt, vilket innebär att gejserplymerna var högtryckssprutor av saltvatten.

Baserat på den fortsatta studien av Enceladus bulkegenskaper och de pågående gejsrarna, identifierade Cassini-uppdragets forskare 2015 preliminärt ett underjordiskt vattenhav som matar gejsrarna. Dessa upptäckter tyder på att Enceladus, trots sin ringa storlek, bör läggas till på listan över världar som vi skulle vilja utforska för eventuellt liv. Eftersom dess underjordiska hav lämpligen flyr ut i rymden kan det vara mycket lättare att ta prover av det än Europas hav, som är djupt begravt under sin tjocka isskorpa.

Figur 5: Gejsrar på Enceladus. Den här Cassini-bilden visar ett antal vattengejsrar på Saturnus lilla måne Enceladus, uppenbarligen salt vatten från en källa under ytan som läcker ut genom sprickor i ytan. Man kan se böjda linjer av gejsrar längs de fyra ”tigerstrimmorna” på ytan. (kredit: modifiering av arbete av NASA/JPL/Space Science Institute)

Uranus och Neptunus ringar

Figur 6: Uranus ringar. Voyager-teamet var tvunget att exponera den här bilden under lång tid för att få en glimt av Uranus smala mörka ringar. Du kan se den korniga strukturen av ”brus” i kamerans elektronik i bildbakgrunden. (kredit: modifiering av arbete av NASA/JPL)

Uranus ringar är smala och svarta, vilket gör dem nästan osynliga från jorden. De nio huvudringarna upptäcktes 1977 genom observationer av en stjärna när Uranus passerade framför den. Vi kallar en sådan passage av ett astronomiskt objekt framför ett annat för en ockultation. Under ockultationen 1977 förväntade sig astronomerna att stjärnans ljus skulle försvinna när planeten rörde sig över den. Men dessutom dämpades stjärnan kortvarigt flera gånger innan Uranus nådde den, när varje smal ring passerade mellan stjärnan och teleskopet. På så sätt kartlades ringarna i detalj även om de inte kunde ses eller fotograferas direkt, som att räkna antalet vagnar i ett tåg på natten genom att titta på hur en lampa blinkar när vagnarna successivt passerar framför den. När Voyager närmade sig Uranus 1986 kunde den studera ringarna på nära håll; rymdsonden fotograferade också två nya ringar (figur 6).

Den yttersta och mest massiva av Uranus ringar kallas Epsilonringen. Den är bara cirka 100 kilometer bred och troligen inte mer än 100 meter tjock (liknande Saturnus F-ring). Epsilonringen omsluter Uranus på ett avstånd av 51 000 kilometer, ungefär två gånger Uranus radie. Denna ring innehåller troligen lika mycket massa som alla Uranus övriga tio ringar tillsammans; de flesta av dem är smala band som är mindre än 10 kilometer breda, precis tvärtom mot Saturnus breda ringar.

Figur 7: Neptunus ringar. Denna långa exponering av Neptunus ringar fotograferades av Voyager 2. Lägg märke till de två tätare områdena i den yttre ringen. (kredit: modifiering av arbete av NASA/JPL)

De enskilda partiklarna i de uraniska ringarna är nästan lika svarta som kolklumpar. Även om astronomerna inte förstår sammansättningen av detta material i detalj verkar det till stor del bestå av kol- och kolväteföreningar. Organiskt material av detta slag är ganska vanligt i det yttre solsystemet.

Många asteroider och kometer består också av mörka, tjärliknande material. När det gäller Uranus har dess tio små inre månar en liknande sammansättning, vilket tyder på att en eller flera månar kan ha brutits sönder för att bilda ringarna.

Neptunus ringar liknar i allmänhet Uranus ringar men är ännu mer tunna (figur 7). Det finns bara fyra av dem, och partiklarna är inte jämnt fördelade längs deras längd.

Då dessa ringar är så svåra att undersöka från jorden kommer det förmodligen att dröja länge innan vi förstår dem särskilt väl.

Interaktioner mellan ringar och månar

En stor del av vår fascination för planetariska ringar är ett resultat av deras invecklade strukturer, av vilka de flesta har sin existens att tacka för gravitationseffekten från månar, utan vilka ringarna skulle vara platta och utan detaljer. Det börjar faktiskt bli tydligt att utan månar skulle det förmodligen inte finnas några ringar alls, eftersom tunna skivor av små partiklar, om de lämnas åt sig själva, gradvis sprids och skingras.

De flesta av luckorna i Saturnus ringar, och även placeringen av A-ringens ytterkant, är resultatet av gravitationsresonanser med små inre månar. En resonans äger rum när två objekt har omloppsperioder som är exakta proportioner av varandra, till exempel 1:2 eller 2:3. Till exempel skulle varje partikel i luckan på insidan av Cassini-divisionen av Saturnus ringar ha en period som är lika med hälften av perioden för Saturnus måne Mimas. En sådan partikel skulle vara närmast Mimas i samma del av dess bana vartannat varv. De upprepade gravitationella dragningarna från Mimas, som alltid verkar i samma riktning, skulle störa den och tvinga in den i en ny omloppsbana utanför gapet. På detta sätt blev Cassini-divisionen tömd på ringmaterial under långa perioder.

Cassini-uppdraget avslöjade en stor mängd finstrukturer i Saturnus ringar. Till skillnad från de tidigare Voyager-flygningarna kunde Cassini observera ringarna under mer än ett decennium, vilket avslöjade ett anmärkningsvärt utbud av förändringar, på tidsskalor från några minuter till flera år. Många av de nya egenskaperna i Cassinis data tyder på förekomsten av kondensationer eller små månar med en diameter på bara några tiotals meter som är inbäddade i ringarna. När varje liten måne rör sig producerar den vågor i det omgivande ringmaterialet, likt det kölvatten som lämnas av ett fartyg i rörelse. Även när månen är för liten för att upplösas kan dess karakteristiska vågor fotograferas av Cassini.

En av Saturnus mest intressanta ringar är den smala F-ringen, som innehåller flera skenbara ringmått inom sin 90 kilometer breda yta. På vissa ställen bryts F-ringen upp i två eller tre parallella strängar som ibland uppvisar böjningar eller knutar. De flesta av Uranus och Neptunus ringar är också smala band som Saturnus F-ring. Det är uppenbart att gravitationen från vissa objekt måste hindra partiklarna i dessa tunna ringar från att spridas ut.

Som vi har sett produceras de största dragen i Saturnus ringar av gravitationsresonanser med de inre månarna, medan en stor del av den fina strukturen orsakas av mindre inbäddade månar. När det gäller Saturnus F-ring visade närbilder att den avgränsas av banorna för två månar, som kallas Pandora och Prometheus (figur 8). Dessa två små månar (vardera cirka 100 kilometer i diameter) kallas herdarmånar, eftersom deras gravitation tjänar till att ”herda” ringpartiklarna och hålla dem begränsade till ett smalt band. En liknande situation gäller för Uranus Epsilonring, som får sin gravitation av månarna Cordelia och Ophelia. Dessa två herdar, som vardera är cirka 50 kilometer i diameter, kretsar omkring 2 000 kilometer innanför och utanför ringen.

Figur 8: Saturnus F-ring och dess herdarmånar. (a) Den här Cassini-bilden visar Saturnus smala, komplexa F-ring med dess två små herdemoner Pandora (till vänster) och Prometheus (till höger). (b) I den här närmre bilden syns herdmånen Pandora (84 kilometer i diameter) intill F-ringen, där månen stör huvudsträngen (den ljusaste) av ringpartiklar när den passerar. Du kan se Pandoras mörka sida på den här bilden eftersom den belyses av det ljus som reflekteras från Saturnus. (kredit a, b: modifiering av arbete av NASA/JPL/Space Science Institute)

Teoretiska beräkningar tyder på att de andra smala ringarna i de uraniska och neptuniska systemen också borde styras av herdarmåner, men ingen av dem har lokaliserats. Den beräknade diametern för sådana herdar (cirka 10 kilometer) låg precis på gränsen för detekterbarhet för Voyagers kameror, så det är omöjligt att säga om de finns eller inte. (Med tanke på alla smala ringar vi ser hoppas vissa forskare fortfarande på att hitta en annan mer tillfredsställande mekanism för att hålla dem instängda.)

Ett av de kvarstående problemen med att förstå ringarna är att bestämma deras ålder. Har jätteplaneterna alltid haft de ringsystem vi ser idag, eller kan dessa vara ett nytt eller övergående tillägg till solsystemet? När det gäller Saturnus huvudringar är deras massa ungefär lika stor som den inre månen Mimas. De kan alltså ha bildats genom att en måne av Mimas-storlek har brutits sönder, kanske mycket tidigt i solsystemets historia, när det fanns många interplanetära projektiler kvar från planetbildningen. Det är svårare att förstå hur en sådan katastrofal händelse skulle ha kunnat äga rum nyligen, när solsystemet hade blivit en mer stabil plats.

Glossar

resonans: ett omloppstillstånd där ett objekt utsätts för periodiska gravitationsstörningar från ett annat, som oftast uppstår när två objekt som kretsar kring ett tredje har omloppsperioder som är enkla multiplar eller bråkdelar av varandra