[go: up one dir, main page]
Vikipeedia

Saturni rõngad

Saturni rõngad on Saturni ekvatoriaaltasandil asuv rõngasüsteem, mis koosneb mikromeetri kuni kilomeetri suurustest osakestest. Saturni rõngad on Päikesesüsteemi suurim rõngasüsteem[1]. Saturni rõngaste päritolu osas pole ühtset seisukohta, sest mõned tõendid viitavad sellele, et need on üsna noored, kuid teoreetiliste mudelite järgi peaksid olema väga vanad[2].

Saturn ja rõngad 2007. aastal

Saturni rõngad suurendavad Saturni eredust, kuid rõngad ei ole siiski Maalt palja silmaga nähtavad. 1610. aastal sai Galileo Galileist esimene inimene, kes vaatles Saturni rõngaid.[3] Galilei ei näinud neid kuigi hästi ja seetõttu ei teadnud, mida ta nägi. 1655. aastal vaatles Saturni Christiaan Huygens, kes mõistis, et Saturni ümbritsevad rõngad.[4]

Kuigi üldlevinud on arvamus, et Saturni rõngad koosnevad eraldi rõngakestest, oleks Saturni puhul täpsem rääkida ühest varieeruvate tihedusaladega kettast, milles on vaid üksikud tõeliselt tühjemad piirkonnad. Kahe sellise hõredama ala on loonud Saturni kuud, osa esinemine on põhjustatud kuude tekitatud orbitaalresonantsist ning mõne tekkelugu pole teada.

Ajalugu

muuda

Galileo

muuda

Saturni rõngaid vaatles esimesena Galileo Galilei, kuid ta ei mõistnud, mida ta oma teleskoobiga nägi. Galilei kirjutas Toscana suurhertsogile, et Saturn koosneb kolmest osast, mis ei liigu ega puuduta üksteist ning kirjeldas vaadeldut Saturni kõrvadena. 1612. aastal muutusid rõngad ajutiselt nähtamatuks ning Galilei sattus sellest segadusse, mis süvenes kui rõngad muutusid 1613. aastal taas vaadeldavaks[5].

Rõngateooria, vaatlused ja uurimine

muuda

1655. aastal vaatles Christiaan Huygens Saturni endavalmistatud teleskoobiga, mis oli Galilei teleskoobist võimsam ning mõistis, et Saturni ümbritseb rõngas. 1675. aastal vaatles Saturni rõngast Giovanni Cassini, kes määras kindlaks, et Saturni rõngas koosneb tegelikult mitmest väiksemast rõngast, mille vahel on pilud. Suurim Saturni rõngastes olev pilu, A- ja B-rõnga vahel asuv 4800 km laiune pilu, nimetati hiljem Cassini piluks[6]. 1787. aastal tõestas Pierre-Simon Laplace, et üks rõngas oleks ebastabiilne, ning pakkus välja, et Saturni rõngas koosneb tegelikult rõngakestest.[7]

1859. aastal tõestas James Clerk Maxwell, et Saturni rõngad ei saa olla terviklikud, sest need oleksid samuti ebastabiilsed. See viitas sellele, et rõngad peavad koosnema väikestest osadest, mis tiirlevad iseseisvalt ümber Saturni[7]. Maxwelli teooria tõestati Pulkovo observatooriumi mõõtmistega 1895. aastal.

Saturni rõngaid on uurinud neli NASA kosmosesondi. Esimese kosmosesondina möödus Saturnist 20 900 km kauguselt Pioneer 11, mis avastas F-rõnga[8]. Järgmisena külastas planeeti Voyager 1, mis möödus Saturnist novembris 1980. aastal, lähenedes planeedile kuni 64200 km kaugusele. Sondiga saadud kujutised olid fotopolarimeetri rikke tõttu planeeritust kehvemad, kuid siiski olid Saturni rõngastest tehtud fotod enneolematu kvaliteediga ning nende abil avastati G-rõngas. Augustis 1980 möödus planeedist Voyager 2. Aastatel 2004–2017 tiirles Saturni orbiidil kosmosesond Cassini-Huygens, mis tegi rõngastest seni detailseimad fotod[9].

Kirjeldus

muuda
 
Arvutikujutis, mis on koostatud Saturni rõngaste raadiolainete abil tehtud mõõtmiste infot kasutades.

Rõngad algavad 7000 km Saturni ekvaatorist, mille raadius on 60 300 km ja lõpevad ekvaatorist 80 000 km kaugusel. Rõngaste paksuseks pakutakse minimaalselt 10 meetrit ja maksimaalselt kuni 1 km[10] ning need koosnevad 99,9% jääst. Peamised rõngad koosnevad osakestest, mille suurus on 1 cm kuni 10 m. Voyageride kogutud andmete põhjal, on rõngaste mass umbes 3 x 1019 kg, mis moodustab väikese osa Saturni kogumassist ja on veidi vähem kui Saturni kaaslase Mimase mass[11]. Cassini kogutud andmed ja arvutisimulatsioonid viitavad samas võimalusele, et rõngastes osakeste kleepumise tõttu on rõngaste mass seniarvatust kolm korda suurem[12].

Suurimad Saturni rõngaste pilud, Cassini ja Encke pilud on Maalt vaadeldavad, kuid Voyagerid avastasid möödalendude ajal, et rõngastes leidub tegelikult tuhandeid pilusid ja rõngakesi. Mõned nendest piludest on tekkinud paljude Saturni kaaslaste mõju tõttu ning mõned pilud on olemas, sest Saturni kaaslased hoiavad seda ohustava rõnga oma gravitatsioonijõuga kontrolli all ja stabiliseerivad selle[13][14]. Encke pilu eksisteerib, sest Saturni kaaslane Pan, hoiab selle muust materjalist vabana ja Prometheus ning Pandora hoiavad koos F-rõngast[15][16].

Pearõngaste moodustumine

muuda
 
Kunstniku kujutis Saturni rõngaste osakestest

Saturni rõngad võivad olla väga vanad ja moodustunud koos Saturniga. Rõngaste tekke osas on kaks peamist teooriat. Édouard Roche'i hüpoteesi kohaselt moodustusid Saturni rõngad ühest tema kaaslasest, mille diameeter oli 400–600 km ja purunes Roche'i piiri ületamisel rõngasteks[5]. Teise versiooni kohaselt purunes kaaslane kokkupõrkel teise taevakehaga. Teise teooria kohaselt moodustusid rõngad samast materjalist, millest moodustus ka Saturn.

Roche'i teooriat arendas edasi USA astrofüüsik Robin Canup, kelle arvates moodustusid rõngad koos Saturniga ja rõngaste materjal eraldus Titani-suurusest kaaslasest, mis põrkas Saturniga kokku[17][18]. See teooria põhjendaks, miks rõngastes pole kuigi palju kive. Canupi teooria kohaselt olid rõngad algselt palju massiivsemad ja laiemad kui tänapäeval ja rõngaste välisosa osakesed ühinesid Saturni kaaslastega nagu Tethys, mis põhjendaks, miks Saturni kaaslastes on vähe kive[18]. Edasised kokkupõrked või vulkaaniline tegevus Enceladusel, võis jää osakaalu selle koostises vähendada ning suurendada selle tihedust tänapäeva 1,61 g/cm3-ni, mis on suurem kui Mimasel (1,15 g/cm3) ja Tethysel (0,97 g/cm3)[18].

Massiivsete rõngaste hüpoteesi on kasutatud ka Saturni kaaslaste tekke selgitamisel kuni Rhea-ni[19]. Kui esialgsed massiivsed rõngad, sisaldasid kivitükke ja jääd, siis oleksid Saturni kaaslased jääd koguma hakanud ning gravitatsiooni mõjul rõngastest eraldunud ja sattunud laiadele orbiitidele. Roche'i piiril asuvad kivised osakesed on piisavalt tihedad, et koguda lisamaterjali, kuid vähem tihedad osakesed ei ole. Pärast rõngastest eraldumist, võisid Saturni kaaslased jätkata arenemist juhuslike ühinemistega, mis seletaks, miks Saturni lähedal tiirlevatel kaaslastel on silikaadisisaldus suurem kui Saturnist kaugemal tiirlevatel kaaslastel, nagu Rhea. Sel juhul oleks Rhea vanim kuu, mis on moodustunud esialgsetest rõngastest ning Saturnile lähenedes, oleksid kuud järjest nooremad[19].

Saturni rõngastes leiduva jää eredust ja puhtust on kasutatud tõendina hüpoteesides, mille kohaselt on Saturni rõngad tunduvalt nooremad kui Saturn, sest meteooridest pärinev tolm oleks põhjustanud rõngaste tumenemise. Siiski on uued uuringud näidanud, et B-rõngas võib olla piisavalt massiivne, vähendamaks tolmu mõjul rõngaste tumenemist.

Rõngaste pilud ja struktuurid

muuda

Saturni rüngaste tihedaimad osad on A- ja B-rõngas, mille vahel asub Cassini pilu. A-, B- ja C-rõngas moodustavad n-ö pearõngad, mis on tihedamad ja sisaldavad suuremaid osakesi kui õhukesed tolmust koosnevad rõngad. Õhukeste rõngaste hulka kuuluvad D-, G- ja E-rõngas. Kõige keerulisem on kategoriseerida F-rõngast, mille mõned osad on väga tihedad, kuid see sisaldab ka palju tolmuosakesi.

 
Saturni rõngad

Rõngaste füüsilised parameetrid

muuda
 
Saturni rõngad koos tähistustega

Peamised struktuurid

muuda
Nimi Kaugus Saturni keskmest (km) Laius (km)
D-rõngas 66 900 – 74 510 7500
C-rõngas 74 658 – 92 000 17 500
B-rõngas 92 000 – 117 580 25 500
Cassini pilu 117 580 – 122 170 4700
A-rõngas 122 170 – 136 775 14 600
Roche'i pilu 136 775 – 139 380 2600
F-rõngas 140 180 30–500
Januse/Epimetheuse rõngas 149 000 – 154 000 5
G-rõngas 166 000 – 175 000 5000
Methone rõngas 194 230 ?
Anthe rõngakaar 197 665 ?
Pallene rõngas 211 000 – 213 500 2500
E-rõngas 180 000 – 480 000 300 000
Phoebe rõngas 4 miljonit – 13 miljonit

C-rõnga struktuurid

muuda

Viited

muuda
  1. ↑ Universe Today:Which planets have rings?
  2. ↑ Universe Today:Where did Saturn's rings come from?
  3. ↑ Solar Views:Historical Background of Saturn's Rings
  4. ↑ Science:What are Saturn's rings made of?
  5. ↑ 5,0 5,1 "Historical Background of Saturn's Rings". JPL. Originaali arhiivikoopia seisuga 21. märts 2009. Vaadatud 11. jaanuaril 2018.
  6. ↑ "Saturn's Cassini Division". StarChild. Vaadatud 11. jaanuaril 2018.
  7. ↑ 7,0 7,1 "On the Stability of the Motion of Saturn's Rings". MCS History. Vaadatud 11. jaanuaril 2018.
  8. ↑ "Pioneer 11: In Depth". NASA. Originaali arhiivikoopia seisuga 8. detsember 2015. Vaadatud 11. jaanuaril 2018.
  9. ↑ "Rings". Cassini Legacy. Vaadatud 11. jaanuaril 2018.
  10. ↑ "Saturn: Rings". NASA SSE. Vaadatud 13. jaanuaril 2018.
  11. ↑ "The Ring System". Britannica. Vaadatud 13. jaanuaril 2018.
  12. ↑ "Evidence for a Primordial Origin of Saturn's Rings". Astronomy Abstract Service. Vaadatud 13. jaanuaril 2018.
  13. ↑ "Saturni sond tuvastas mõistatuslikud kuud". Delfi Forte. Vaadatud 13. jaanuaril 2018.
  14. ↑ "How Saturn's Shepherd Moons Herd Its Rings". IFLScience. Vaadatud 13. jaanuaril 2018.
  15. ↑ "Cassini shows strange Saturn moon Pan". EarthSky. Vaadatud 13. jaanuaril 2018.
  16. ↑ "Prometheus and Pandora and the F ring". The Planetary Society. Vaadatud 13. jaanuaril 2018.
  17. ↑ "Saturn's Rings Made by Giant "Lost" Moon, Study Hints". National Geographic. Vaadatud 23. jaanuaril 2018.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 "Origin of Saturn's rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite". Nature. Vaadatud 23. jaanuaril 2018.
  19. ↑ 19,0 19,1 "Accretion of Saturn's mid-sized moons during the viscous spreading of young massive rings: Solving the paradox of silicate-poor rings versus silicate-rich moons". ScienceDirect. Vaadatud 23. jaanuaril 2018.
  20. ↑ "Lihtsale küsimusele mitu vastust: Kui mitu rõngast on Saturnil?". Delfi Forte. Vaadatud 19. veebruaril 2018.

Välislingid

muuda
Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/w/index.php?title=Saturni_rõngad&oldid=6744524"