Uranus’ ringer


Uranus' ringsystem
Foto: Voyager 2
Oppdagelse
Oppdaget avJames L. Elliot,
Edward W. Dunham og
Douglas J. Mink
Oppdaget den10. mars 1977
Ringdata
PlanetUranus
Antall ringer13
Avstand fra planet38 000 km
Bredde60 000 km
Optisk dybde5 × 10−6 - 2,5
Albedo< 2 %
Eksentrisitet0-0,008

Uranus' ringer er tretten planetringer rundt iskjempen Uranus. De er mindre komplekse enn Saturns ringer, men mer komplekse enn Jupiters og Neptuns ringer. Ringene antas å være relativt unge – omkring 600 millioner år gamle. De er antagelig oppstått etter kollisjoner mellom to eller flere måner, som tidligere har kretset rundt Uranus. Partikler fra kollisjonene samlet seg i områder hvor de oppnådde maksimal stabilitet og ble optisk tette ringer.

Ni av ringene ble oppdaget 10. mars 1977 av James L. Elliot (1943–2011), Edward W. Dunham og Douglas J. Mink (f. 1951). I 1986 oppdaget romsonden Voyager 2 ytterligere to ringer. De to siste ble oppdaget på bilder tatt av Hubble-teleskopet i 2003 og 2005. Den tysk-engelske astronom William Herschel (1738–1822) rapporterte om ringer rundt Uranus i 1789, men dette betviles.

Ringsystemets radius er omkring 60 000 km. Den innerste 986U2R/ζ-ringen begynner omkring 38 000 km utenfor planeten, mens den ytterste μ-ringen avsluttes omkring 98 000 km utenfor planeten. 986U2R/ζ-ringen er omkring 2 500 km bred. Den nest innerste ζ-ringen er omkring 3 500 km bred; det samme gjelder dens forlengelse ζc. De to ytterste ringene ν og μ er henholdsvis 3 800 km og 17 000 km brede. De mellomliggende ringene er stort sett kun noen få kilometer brede. I tillegg kommer forlengelser av ringene i form av støvstriper som ikke former ringer.

Ringene er ekstremt mørke og stort sett ugjennomsiktige. De har en Bond-albedo på 2% eller mindre, og består sannsynligvis av is og mørke strålingsbehandlede organiske forbindelser.

De fleste ringene inneholder begrensede mengder støvpartikler og partikler med størrelser på 0,2–20 m i diameter. En del av ringene er optisk tynne; de brede og matte 1986U2R/ζ-, μ- og ν-ringene består av små støvpartikler. Den smalere og matte λ-ringen også inneholder større bestanddeler. Det relative fraværet av støv i ringsystemet kommer av aerodynamisk motstand fra Uranus' utvidete eksosfære – koronaen.

Mekanismene som holder de smale ringene på plass er lite forstått. Opprinnelig antok man at de smale ringene hadde et par nærliggende gjetermåner, som hjalp til med å holde dem sammen. I 1986 oppdaget Voyager 2 imidlertid bare oppdaget to gjetermåner – Cordelia og Ophelia – rundt den lyseste ringen (ε).

Oppdagelsen

William Herschel hevdet å ha sett en ring rundt Uranus i 1789. Hans nedtegnelser sier: «Den 22. februar 1789: En ring kunne anes»[a][1] Herschel tegnet et diagram over ringen, og noterte at den var «litt tilbøyelig mot det røde».[b] Keck-observatoriet på Hawaii har bekreftet at så er tilfellet for ν-ringen.[2] Herschels antegninger ble publisert i Royal Societys tidsskrift i 1797. I løpet av de neste to århundrene, mellom 1797 og 1977, nevnes ringene knapt noe sted. Dette skaper tvil om hvorvidt Herschel virkelig kunne ha sett noe slikt når hundretalls av andre astronomer ikke så noen ting. Det har dog blitt hevdet at Herschel ga en korrekt beskrivelse av ν-ringens størrelse i forhold til Uranus, hvordan den endres når Uranus ferdes rundt solen, og dens farge.[3]

Animering av okkultasjon (klikk på bildet).

Den endelige oppdagelsen ble gjort av astronomene James L. Elliot, Edward W. Dunham og Douglas J. Mink 10. mars 1977 ved hjelp av Kuiper Airborne Observatory gjennom serendipitet. De planla å bruke okkultasjonen mellom Uranus og stjernen SAO 158687 for å studere planetens atmosfære. Stjernen var kortvarig ute av syne i fem tilfeller, både før og etter at den ble formørket av planeten, og de konkluderte med at dette kom av fem smale ringer.[4][5] De ga hver og en av de fem observerte okkultasjonene en betegnelse bestående av en gresk bokstav: α, β, γ, δ och ε.[4] Siden da har samme system blitt brukt for å angi ringene. Senere fant de ytterligere fire ringer, en mellom β- och γ-ringene og tre innenfor α-ringen.[6] Førstnevnte ble navngitt η-ringen, mens de øvrige tre ble angitt med sifrene 4, 5 og 6 – etter nummereringen av okkultasjonen i en artikkel.[7] Dette var det andre ringsystemet som ble oppdaget i solsystemet, etter Saturns.[8]

I 1986 fotograferte romsonden Voyager 2 ringene.[9] To svakere ringer ble også oppdaget og antallet kjente ringer gikk da opp til elleve.[9] Hubble-teleskopet oppdaget ytterligere to ringer fra 2003 til 2005, og det totale antallet er nå tretten. Gjennom oppdagelsen av disse tidligere ukjente ringene dobles radien som ringsystemet tidligere var antatt å ha.[10] Hubble fotograferte også to små satellitter for første gang, hvorav en av dem, månen Mab, deler sin bane med den ytterste ringen.[11]

Generelle egenskaper

Per 2014 kjenner man tretten avgrensede ringer rundt Uranus. Etter økende avstand fra planeten kalles de 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν og μ.[10] Ringene kan deles inn i tre grupper; ni smale hovedringer (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε),[8] to støvringer (1986U2R/ζ, λ)[12] og to ytre ringer.[10][13] Uranus' ringer består i hovedsak av makroskopiske partikler og bare litt støv,[14] selv om det er kjent at 1986U2R/ζ-, η-, δ-, λ-, ν- og μ-ringene inneholder støv.[10][12] Utover disse velkjente ringene, kan det være en rekke optisk tynne støvstriper og lyssvake ringer mellom dem. Disse lyssvake ringene og støvstripene kan bare ekistere i korte tidsperioder eller bestå av et antall separate buer, som i blant oppdages gjennom okkultasjon.[15] En del av dem ble synlige under en serie av hendelser da ringplanene krysset hverandre i 2007.[2] En rekke støvstriper mellom ringene har blitt observert i fremoverspredt[c] geometri av Voyager 2.[9] Alle av Uranus' ringer fremviser forskjeller i asimutal lysstyrke.[9]

Ringene består av et ekstremt mørkt materiale. Den geometriske albedoen overstiger ikke 5–6 %, mens bondalbedoen bare er ca. 2 %.[14][16] Ringene er rødaktige i ultrafiolett og i den synlige delen av spektrumet, mens de i det infrarøde er gråaktige.[17] Ringene viser ingen identifiserbare spektrale særdrag. Deres kjemiske sammensetning er ikke kjent. Til forskjell fra Saturns ringer kan de dog ikke bestå utelukkende av vannis, da de er for mørke. De er til og med mørkere enn de indre av Uranus' måner.[17] Dette indikerer at de antageligvis består av en blanding av is og mørkt materiale. Hva dette materialet er for noe er uklart, men det kan være organiske forbindelser som har blitt formørket av de ladete partiklene – det vil si enten subatomære partikler eller ioner – som utstråles fra Uranus' magnetosfære. Ringenes partikler kan bestå av samme materiale som de indre månene og opprinnelig lignet de trolig på hverandre, men partiklene har over tid endret seg betydelig.[17]

I det hele skiller Uranus' ringer seg fra både de svake og tåkete ringene rundt Jupiter, såvel som de brede og komplekse ringene rundt Saturn, hvorav noen består av vannis og er svært lyse. Det finnes dog likheter med visse deler av Saturns ringsystem. Saturns F-ring og Uranus' ε-ring er begge smale, relativt mørke og har to gjetermåner hver.[8] Uranus' ytre ringer ligner Saturns ytre G- og E-ringer.[18] De smale ringene som finnes i de brede ringene rundt Saturn, ligner de smale ringene rundt Uranus.[8] I tillegg ligner de støvstripene som er observert mellom Uranus' ringer de ringene som finnes rundt Jupiter. I kontrast til dette er Neptuns ringsystem relativt likt Uranus' ringsystem, selv om det er mindre komplekst, mørkere og inneholder mer støv. Neptuns ringsystem ligger også lengre fra planeten enn hva Uranus' ringer gjør.[12]

De smale hovedringene

ε-ringen

Et nærbilde av Uranus' ε-ring.
Foto: Voyager 2

ε-ringen, epsilonringen, er den mest lyssterke og tetteste delen av ringene, og står for omkring to tredjedeler av lyset som reflekteres fra ringene.[9][17] Selv om den er den av Uranus' ringer som avviker mest fra en perfekt sirkel, har den en ubetydelig inklinasjon.[19] Det at ringens bane ikke er en perfekt sirkel gjør at lysstyrken varierer over tid. Den radielt sturkturerte lysstyrken fra ε-ringen er sterkest nær apsis og svakest nær periapsis.[20]

Forholdet mellom den maksimale og minimale lysstyrken er ca. 2,5–3,0.[14] Variasjonene henger sammen med variasjoner i ringens bredde, som er 19,7 km ved periapsis og 96,4 km ved apsis.[20] Når ringene blir bredere, minker mengden skygge fra de øvrige partiklene og flere av dem blir synlige, noe som fører til et høyere intregrert reflektivitet.[21] Forskjellen i bredde måles direkte fra bilder tatt av Voyager 2. Bare to av ringene kunne skilles ut fra bildene fra Voyagers kamera, og ε-ringen var en av dem.[9] Dette indikerer at ringen ikke er optisk tynn. Faktum er at observasjoner av okkultasjonen både fra bakken og fra romsonden viser at dens normale optiske dybde[d] varierer mellom 0,5 og 2,5,[20][22] det høyeste nærmest periapsis. ε-ringens ekvivalente dybde[e] er ca. 47 km og er konstant rundt banen.[20]

Et nærbilde av (ovenfra og ned) δ,-, γ-, η-, β- og α-ringene. Den oppløste η-ringen viser den optisk tynne brede komponenten.
Foto: Voyager 2

ε-ringens geometriske tykkelse er ikke eksakt kjent, men den er svært tynn – ifølge noen estimater bare 150 m.[15] Likevel inneholder den flere lag med partikler. ε-ringen er et riktig så velfylt sted med en fyllfaktor nær apsis som er beregnet til, avhengig av kilde, å være mellom 0,008 og 0,06.[20] Gjennomsnittstørrelsen på partiklene i ringen er 0,2–20,0 m,[15] og det gjennomsnittlige mellomrommet mellom hver av partiklene er 4,5 ganger deres radie.[20] Ringen har lite kosmisk støv, muligvis på grunn av luftmotstanden fra Uranus' vidstrakte atmosfæriske korona.[23] Fordi den er så tynn, forsvinner ε-ringen når den iakttas rett forfra.[2]

Under et eksperiment med radiookkultasjon oppdaget romsonden Voyager 2 et underlig signal fra ε-ringen.[22] Signalet så ut til å være en skarp stigning i fremoverspredt lys med bølgelengden 3,6 cm nær ringens apsis. En slik skarp stigning av fremoverspredt lys krever at det finnes en sammenholdt struktur. At ε-ringen har en slik finstruktur har blitt bekreftet ved mange observasjoner av dens okkultasjon.[15] ε-ringen synes å bestå av en rekke smale og optisk tette ringer, hvor enkelte av dem kan ha ufullstendige sirkelbuer.[15]

To gjetermåner er kjent rund ε-ringen: en indre, Cordelia; og en ytre, Ophelia. Den indre kanten av ringen har en 24:25-resonans med Cordelia, og den ytre kanten har en 14:13-resonans med Ophelia.[24] Månenes masser må være minst tre ganger ringens masse for å avgrense den effektivt. ε-ringens beregnes å være ca. 1016 kg.[8][24]

δ-ringen

Sammenligning av Uranus' ringer i fremoverspredt lys i 1986.
Foto: Voyager 2

δ-ringen, deltaringen, er sirkelformet og noe bøyd.[19] Den fremviser et asimutalt avvik i den normale optiske dybden og bredden.[15] Muligens skyldes dette en asimutal bølgelignende struktur, eksitert av en liten måne rett innenfor.[25] Den skarpe, ytre kanten av δ-ringen er i en 23:22-resonans med gjetermånen Cordelia.[26] δ-ringen har to bestanddeler: en smal del som er optisk tett, og en bred del med en internert aksel med en lav optisk dybde.[15] Den smale delens bredde er 4,1–6,1 km og den ekvivalendte dybden er ca. 2,2 km. Det tilsvarer en normal optisk dybde på ca. 0,3–0,6.[20] Ringens brede del er ca. 10–12 km bred og ca. 0,3 km dyp. Dette indikerer en lav normal optisk dybde på 3 × 10−2.[20][27] Dette er bare kjent fra okkultasjoner, ettersom Voyager 2s bildeeksperiment mislyktes i å analysere δ-ringen.[9][27] Da ringen ble observert i fremoverspredt geometri av Voyager 2, fremstod ringen som relativt lyssterk. Dette kan forklares med støv i den brede bestanddelen.[9] Den brede delen er geometrisk tykkere enn den smale delen. Dette støttes av de observasjonene som ble gjort ved en serie av hendelser da ringenes plan krysset hverandre i 2007. Da økte δ-ringen i lysstyrke, noe som er i samsvar med det som forventes av en ring som samtidig er geometrisk bred og optisk tynn.[2]

γ-ringen

γ-ringen, gammaringen, er smal, optisk kompakt og har en viss baneeksentrisitet. Baneinklinasjonen er tilnærmet null.[19] Ringens bredde varierer mellom 3,6 og 4,7 km, selv om den likeverdige optiske dybden er konstant på 3,3 km.[20] Den normale optiske dybden hos γ-ringen er 0,7–0,9. Da noen av ringenes plan krysset hverandre i 2007, forsvant γ-ringen. Dette betyr at den er geometris tynn, akkrueat som ε-ringen,[15] og uten støv.[2] Bredden og den normale optiske dybden hos γ-ringen fremviser store asimutale variasjoner.[15] Mekanismen for hvordan en slik smal ring holdes avgrenset er ikke kjent, men det har blitt bemerket at den skarpe, indre kanten av γ-ringen er i en 6:5-resonans med gjetermånen Ophelia.[26][28]

η-ringen

η-ringen, etaringen, mangler baneeksentrisitet og inklinasjon.[19] Akkurat som δ-ringen består den av to bestanddeler; en smal og optisk tett del, og et bredt ytre utspring med lav optisk dybde.[9] Den smale delens bredde er 1,9–2,7 km og den ekvivalente dybden er ca. 0,42 km, noe som tilsvarer den normale optiske dybden på rundt 0,16–0,25.[20] Den brede delen er ca. 40 km bred og dens ekvivalente dybde er nær 0,85 km. det indikerer en lav normal optisk dybde på 2 × 10−2.[20] Bilder fra Voyager 2 fastslo det hele.[9] I fremoverspredt lys fremstår η-ringen som lysster, noe som indikerer at det finnes store mengder støv i den ringen, sannsynligvis i den brede delen.[9] Den brede delen er mye tykkere (geometrisk) enn den smale. Denne konklusjonen støttes av de observasjonene som ble gjort i 2007, da noen av ringene krysset hverandre. Da fremviste η-ringen økt lysstyrke og ble den nest lyseste delen i ringsystemet. Dette er i samsvar med virkemåten til en geometrisk tykk, men samtidig optisk tynn ring.[2] Som majoriteten av de øvrige ringene, fremviser η-ringen betydelige asimutale variasjoner i den normale optiske dybden og bredden. Den smale delen forsvinner helt bort på visse områder.[15]

α- og β-ringene

α- og β-ringene, alfa- og betaringene, er etter ε-ringen de mest lyssterke av Uranus' ringer.[14] Akkurat som ε-ringen fremviser de regelmessige variasjoner i lysstyrke og bredde.[14] De er lyssterkest og bredest 30° fra apoapsis og blekest og smalest 30° fra periapsis.[9][29] α- og β-ringene har en betydelig baneeksentrisitet og en ikke ubetydelig inklinasjon.[19] Bredden til disse ringene er henholdsvis 4,8–10 km og 6,1–11,4 km.[20] Den ekvivalente optiske dybden er 3,29 km og 2,14 km, noe som gir en normal optisk dybde på henholdsvis 0,3–0,7 og 0,2–0,35.[20] I 2007 krysset noen av ringene hverandre, og α- og β-ringene forsvant, noe som betyr at de akkurat som ε-ringen er geometrisk tynne og mangler støv.[2] Denne hendelser avslørte også et tykt og optisk tynt lag med støv i en stripe like utenfor β-ringen. Støvstripen hadde tidligere blitt observert av Voyager 2.[9] α- og β-ringenes masser beregnes å være ca. 5 × 1015 kg (hver) — halvparten av ε-ringens masse.[30]

Ringene 6, 5 og 4

Ringene 6, 5 og 4 er de innerste og blekeste av Uranus' smale ringer.[14] De er de mest inklinerte ringene og har den største baneekstentrisiteten om man ser bort fra ε-ringen.[19] Faktum er at inklinasjonen (0,06°, 0,05° och 0,03°) var stor nok til at Voyager 2 kunne studere ringenes elevasjon over Uranus' ekvatorialplan, hvilket var 24–46 km.[9] Ringene 6, 5 og 4 er også Uranus' smaleste ringer, og de respektive ringene måler bare 1,6–2,2 km, 1,9–4,9 km og 2,4–4,4 km i bredde.[9][20] De ekvivalente dybdene er 0,41 km, 0,91 og 0,71 km, noe som resulterer i en normal optisk dybde på 0,18–0,25, 0,18–0,48 og 0,16–0,3.[20] På grunn av at de var så smale, og at de mangler støv, var de tre ringene ikke synlige da de krysset hverandre i 2007.[2]

Støvringene

λ-ringen

Et bilde med lang eksponeringstid og høy fasevinkel (172,5°) av Uranus' indre ringer.[14] I fremoverspredt lys kan støvstriper som ikke er synlige i andre bilder ses, så vel som de konvensjonelle ringene.
Foto: Voyager 2

λ-ringen, lambdaringen, var en av de to ringene som ble oppdaget av Voyager 2 i 1986.[19] Ringen er smal og lyssvak og ligger like innenfor ε-ringen på den ene siden og gjetermånen Cordelia på den andre.[9] Månen Cordelia renser opp en mørk bane inne i λ-ringen. Når ringen observeres i bakoverspredt lys,[f] fremgår det at ringen er ekstremt smal – ca. 2 km – og har ekvivalent optisk dybde på 0,1–0,2 km ved bølgelengden 2,2 μm.[23] Den normale optiske dybden er 0,1–0,2.[9][27] Den optiske dybden hos λ-ringen viser stor avhengighet overfor bølgelengden, noe som avviker fra det øvrige ringsystemet. Den ekvivalente dybden er så høyt som 0,36 km i den ultrafiolette delen av spektrumet. Dette forklarer hvorfor λ-ringen opprinnelig bare ble påvist av Voyager 2 gjennom okkultasjon i det ultrafiolette stjernelyset.[27] Upptäckten av ringen vid ockultation av stjärnljus vid våglängden 2,2 μm tillkännagavs först 1996.[23]

Ringens fremtoning bel dramatisk endret når den ble observert i fremoverspredt lys i 1986.[9] I denne geometrien ble ringen den mest lyssterke delen av Uranus' ringsystem, også sterkere enn ε-ringen.[12] Denne iakttagelsen, sammen med bølgelengdens avhengighet av den optiske dybden, tyder på at λ-ringen inneholder betydelige mengder av mikrometerstort støv[12] Støvets normale optiske dybde er 10−4–10−3.[14] Observasjoner fra 2007 utført av Keck-observatoriet bekreftet denne konklusjonen da λ-ringen ble en av de lyseste delene i ringsystemet.[2]

Inngående analyser av Voyager 2s bilder avslørte asimutale variasjoner i λ-ringens lysstyrke.[14] Variasjonen syntes å være periodisk og minner om en stående bølge. Opphavet til denne finstrukturen i λ-ringen er fremdeles en gåte.[12]

1986U2R/ζ-ringen

Det første bidlet som ble tatt av 1986U2R-ringen.
Foto: Voyager 2

I 1986 oppdaget Voyager 2 en bred og lyssvak skive med materiale inne i ring 6,[9] som ble gitt det provisoriske navnet 1986U2R. Ringen hadde en normal optisk dybde på 10−3 eller lavere og var ekstremt lyssvak. Den var synlig på bare et av bildene fra Voyager 2.[9] Ringen lå 37 000–39 500 km fra Uranus' sentrum, ca. 12 000 km over planetens skydekke.[23] Ringen ble ikke observert igjen før i 2003–2004 da Keck-observatoriet igjen fant en bred og lyssvak skive med materialer like innenfor ring 6. Denne ble kalt for ζ-ringen, zetaringen.[23] ζ-ringens gjenfunnede posisjon skiller seg dog markant fra de observasjonene som ble gjort i 1986. Nå ligger den 37 850–41 350 km fra planetens sentrum. Det finnes en gradvis avtagende utvidelse innover mot planeten som når så langt ned som 32 600 km.[23]

ζ-ringen ble igjen observert i 2007 da noen av ringene krysset hverandre og den ble den lyseste delen av ringsystemet. Den lyste da sterkere enn alle de øvrige ringene til sammen.[2] Den ekvivalente optiske dybden hos denne ringen er nær 1 km (0,6 km for utvidelsen innover), mens den normale optiske dybden igjen er under 10−3.[23] Det endrete utseende på ringen kan komme av hvordan den ble studert geometrisk, da det ble brukt ulike teknikker i 1986 og 2003–2007.[23][2] Endringer i fordelingen av støvet, som ringen antas å bestå av, i løpet av de siste 20  kan ikke utelukkes.[2]

Andre støvstriper

Utover ringene 1986U2R/ζ og λ finnes det andre ekstremt svake støvstriper i Uranus' ringsystem.[9] Støvstripene er usynlige under okkultasjoner da de har ubetydelig optisk dybde, selv om de er lyssterke i fremoverspredt lys.[12] Bilder tatt av Voyager 2 i fremoverspredt lys avslørte støvstripenes eksistens mellom λ- og δ-ringene, mellom η- og β-ringene og mellom α-ringen og ring 4.[9] Mange av støvstripene ble oppdaget på nytt i 2003–2004 av Keck-observatoriet, og i 2007 i bakoverspredt lys, men de eksakte posisjonene og relative lysstyrke skilte seg fra de observasjonene som ble gjort av Voyager.[23][2] Den normale optiske dybden hos støvstripene er ca. 10−5 eller mindre. Fordelingen av støvpartiklenes størrelse antas å følge en potenslov med indeks p = 2,5 ± 0,5.[14]

Det ytre ringsystemet

Uranus' μ- og ν-ringer (R/2003 U1 og U2) i 2005.
Foto: Hubble-teleskopet

Etter å ha analysert bilder tatt av Hubble-teleskopet i perioden 2003–2005, oppdaget man et par ringer som til da hadde vært ukjent. Dette økte antallet kjente ringer til tretten. Disse to ringene kalles nå for det ytre ringsystemet.[10] Ringene fikk navnet μ og ν.[13] μ-ringen er den som ligger ytterst av de to, og ligger dobbelt så langt ut fra planeten sammenlignet med den lyssterke η-ringen.[10] De ytre ringene skiller seg fra de indre, smale ringene på flere områder; de er brede – 17 000 og 3 800 km – og svært lyssvake. Den høyeste normale optiske dybden som de har er 8,5 × 10−6 og 5,4 × 10−6. Den resulterende ekvivalente optiske dypden er 0,14 km og 0,012 km.[10]

μ-ringens høyeste lysstyrke ligger nesten nøyaktig på den lille månen Mabs bane. Månen er antageligvis kilden til partiklene i ringen.[10][11] ν-ringen ligger mellom månene Portia og Rosalind og har ingen måner i seg.[10] En andre analyse av Voyager 2s bilder i fremoverspredt lys viser tydelig μ- og ν-ringene. I denne geometrien er ringene mye lysere, noe som indikerer at de inneholder mye mikrometerstort støv.[10] De ytre ringene rundt Uranus kan være lignende G- og E-ringene rundt Saturn. G-ringen mangler også alle tegn på en observerbar kilde til ringens materiale. E-ringen er derimot ekstremt bred og mottar støv fra Enceladus.[10][11] μ-ringen kan i sin helhet bestå av støv og ikke inneholde noen større partikler over hodet. Denne hypotesen støttes av de observasjoner som er gjort av Keck-observatoriet. Teleskopet lyktes ikke i å oppdage μ-ringen med hjelp av infrarød stråling i 2,2 μm, men oppdaget ν-ringen.[18] At den ikke oppdaget μ-ringen betyr at den har en blå farge, noe som betyr at den i hovedsak består av svært små støvkorn – mindre enn en mikrometer i størrelse.[18] Støvet kan bestå av vannis.[31] ν-ringen er derimot noe rød i fargen.[18][32]

Dynamikk og opprinnelse

Bilde av Uranus' ringer. Fargene på bildet er ikke naturlige, men fargebehandlet for at man skal kunne se ringene bedre.
Foto: Voyager 2

Det er uklart hvordan Uranus' smale ringer kan holde seg isolert. Uten en fysikalsk mekanisme som holder disse partiklene sammen, ville ringene raskt blitt spredt ut radielt og levetiden for Uranus' ringsystem ville ikke vært mer enn én million år.[8] Den modellen som oftest anføres som forklaring på dette, ble opprinnelig foreslått av Peter Goldreich og Scott Tremaine.[33] Den går ut på at gravitasjonen fra et par nærliggende måner, en ytre og en indre gjetermåne, vekselvirker med en ring. Månenes respektive gravitasjon holder ringenes partikler på plass mellom seg, men gradvis flytter månene seg selv fra ringen.[8] For at dette skal skje må en effektiv måte, må gjetermånenes samlede masse overstige ringenes masse med en faktor på minst to til tre. Det er kjent at denne mekanismen skjer i tilfellet med ε-ringen, der gjetermånene Cordelia og Ophelia påvirker ringen. Cordelia er også den ytre gjetermånen for δ-ringen, og Ophelia den ytre gjetermånen for γ-ringen.[26] Ingen måner større enn 10 km er kjent i nærheten av noen av de andre ringene.[9] Den nåværende avstanden til Cordelia og Ophelia fra ε-ringen kan benyttes for å anslå ringens alder. Beregningene viser at ε-ringen ikke er eldre enn 600 millioner år.[8][24]

Siden ringene synes å være unge, må de konstant fylles på av de fragmentene som dannes når større legemer kolliderer. Estimater peker på at levetiden for en måne som Puck er et fåtall milliarder år før den slites i stykker av kollisjoner. Levetiden for et mindre objekt er mye kortere.[8] Alle de mindre månene, såvel som ringene som eksisterer i dag, kan være resultatet av ødeleggelsen av en rekke drabanter med Pucks størrelse i løpet av de siste 4,5 milliarder år.[24] Enhver av slike ødeleggelser ville da ha ført til en kaskade av nye kollisjoner som raskt malte ned alle større legemer til mye mindre størrelser, helt ned til støvpartikler.[8]

Å forklare støvstripenes opprinnelse er mindre problematisk. Støv har en svært kort levetid, mellom 100–1 000 år. Stripene tilføres kontinuerlig støv som kommer fra kollisjoner med større partikler i ringene, små måner og meteoroider som kommer fra Uranus-systemet.[12][24] Beltet med de små månene som har gitt opphav til stripene og partiklene er imidlertid usynlige på grunn av deres lave optiske dybde. Støvet vises dog i fremoverspredt lys.[24] De smale hovedringene og beltet med de små månene som skapte støvstripene antas å skille seg ut når det gjelder fordelingen av partiklenes størrelse. De smale hovedringene har flere bestanddeler som er mellom en centimeter og en meter i størrelse. En slik fordeling endrer overflaten av materien i ringene, noe som fører til en høyere optisk tetthet i bakoverspredt lys. I motsetning tl dette har støvstripene relativt få større partikler, noe som fører til en lav optisk dybde.[24]

Utforskning

Ringene ble nøye undersøkt av Voyager 2 under dens forbiflyvning av Uranus i januar 1986.[19] To lyssvake ringer – λ og 1986U2R – ble oppdaget og det totale antallet kjente ringer ble økt til elleve. Ringene ble studert ved å analysere de data som ble innsamlet gjennom okkultasjoner fra radio[22] og ultrafiolett stråling,[27] såvel som optiske okkultasjoner.[15] Voyager 2 observerte ringene i ulike geometrier i forhold til solen og tok bilder i flere ulike lys.[9] Analyser av disse bildene muliggjorde derivasjoner av de komplette fasenes funksjoner, geometrisk samt Bond-albedo av ringenes partikler.[14] To av ringene – ε og η – kunne analyseres ved hjelp av bildene og det ble da funnet at de har en komplisert finstruktur.[9] Analyser av Voyager 2s bilder førte også til oppdagelsen av de ti indre månene som ferdes rundt Uranus, inkludert ε-ringens to gjetermåner – Cordelia og Ophelia.[9]

Liste over ringenes egenskaper

Denne tabellen sammenfatter de ulike ringenes egenskaper. Et ? angir at data mangler for ringen.

Ringens navn Radius (km)[g] Bredde (km)[g] Ekvivalent dybde (km)[e][h] Normal optisk dybde[d][i] Tykkelse (m)[j] Eksentrisitet[k] Inklinasjon(°)[k] Kommentarer
ζc 32 000–37 850 3 500 0,6 ~ 10−4 ? ? ? Indre forlengelse av ζ-ringen
1986U2R 37 000–39 500 2 500 ? < 10−3 ? ? ? Blek støvring
ζ 37 850–41 350 3 500 1 < 10−3 ? ? ?
6 41 837 1,6–2,2 0,41 0,18–0,25 ? 1,0 × 10−3 0,062
5 42 234 1,9–4,9 0,91 0,18–0,48 ? 1,9 × 10−3 0,054
4 42 570 2,4–4,4 0,71 0,16–0,30 ? 1,1 × 10−3 0,032
α 44 718 4,8–10,0 3,39 0,3–0,7 ? 0,8 × 10−3 0,015
β 45 661 6,1–11,4 2,14 0,20–0,35 ? 0,4 × 10−3 0,005
η 47 175 1,9–2,7 0,42 0,16–0,25 ? 0 0,001
ηc 47 176 40 0,85 2 × 10−2 ? 0 0,001 Den ytre brede komponenten av η-ringen
γ 47 627 3,6–4,7 3,3 0,7–0,9 150? 0,1 × 10−3 0,002
δc 48 300 10–12 0,3 3 × 10−2 ? 0 0,001 Den indre brede komponenten av δ-ringen
δ 48 300 4,1–6,1 2,2 0,3–0,6 ? 0 0,001
λ 50 023 1–2 0,2 0,1–0,2 ? 0? 0? Blek støvring
ε 51 149 19,7–96,4 47 0,5–2,5 150? 7,9 × 10−3 0 Forårsaket av gjetermånene Cordelia og Ophelia
ν 66 100–69 900 3 800 0,012 5,4 × 10−6 ? ? ? Mellom månene Portia og Rosalind, maksimal lysstyrke ved 67 300 km
μ 86 000–103 000 17 000 0,14 8,5 × 10−6 ? ? ? Ved Mab, maksimal lysstyrke ved 97 700 km

Noter

  1. ^ Originalsitat: «February 22, 1789: A ring was suspected» BBC News & 19. april 2007.
  2. ^ Originalsitat: «a little inclined to the red»
  3. ^ Fremoverspredt lys er det lyset som spres i en snever vinkel i forhold til sollyset (fasevinkel nær 180°).
  4. ^ a b En rings normale optiske dybde τ er forholdet mellom det totale geometriske tverrsnittet av ringens partikler og ringens overflate. Den antar verdien fra null til uendelig. En lysstråle som under normale forhold passerer gjennom ringen vil svekkes med en faktor på e−τ. Ockert et al. 1987, s. 14969–78.
  5. ^ a b Den ekvivalente dybden ED av en ring defineres som et integral av den normale optiske dybden tvers over ringen. Det vil si ED=∫τdr, der r er radien. de Pater et al. 2006.
  6. ^ Bakoverspredt lys er det lyset som spres i en vinkel nær 180° i forhold til sollyset (fasevinkel nær 0°).
  7. ^ a b 6-,5-,4-, α-, β-, η-, γ-, δ-, λ- og ε-ringenes radier er hentet fra Esposito 2002, s. 1741–1783. Bredden på 6-,5-,4-, α-, β-, η-, γ-, δ-, λ- og ε-ringene er hentet fra Karkoshka 2001, s. 78–83 og ζ- og 1986U2R-ringenes radier er hentet fra de Pater, Gibbard & Lebofsky 2006, s. 186–200. Bredden for λ-ringen er hentet fra Holberg et al. 1987, s. 178–188. Radiene og breddene for μ- og ν-ringene er hentet fra Showalter & Lissauer 2006, s. 973–977.
  8. ^ Den ekvivalente dybden hos 1986U2R-ringen er et resultat av dens bredde og den normalet optiske dybden. Den ekvivalente hos 6-, 5-, 4-, α-, β-, η-, γ-, δ- og ε-ringene har blitt hentet fra Karkoshka 2001, s. 78–83. Den ekvivalente dybden hos λ- og ζ-, μ- og ν-ringene er avledet ved å bruke μEW-verdien fra de Pater et al. 2006, s. 186–200 og dePater et al. 2006, s. 92–94 μEW-verdien for disse ringene ganges med faktoren 20, som tilsvarer den antatte albedoen på 5 % for ringenes partikler.
  9. ^ Den normale optiske dybden for alle ringer utenom 1986U2R, μ og ν er beregnet gjennom forholdet mellom de ekvivalente dypdene og bredden. Den normale optiske dybden hos 1986U2R-ringen er hentet fra Smith, Soderblom & Beebe 1986, s. 97–102. Den normale optiske dybden for μ- og ν-ringene er de høyeste verdiene fra Showalter & Lissauer 2006, s. 973–977.
  10. ^ Anslaget av tykkelsen kommer fra Lane, Hord & West 1986, s. 65–69.
  11. ^ a b Ringenes eksentrisitet og inklinasjon er hentet fra Stone & Miner 1986, s. 39–43 og French, Elliot & French 1988, s. 349–478

Referanser

  1. ^ BBC News & 19. april 2007.
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m de Pater et al. 2007, s. 1888–1890.
  3. ^ Physorg.com 2007.
  4. ^ a b Elliot, Dunham & Mink, IAU Circular 1997.
  5. ^ Elliot, Dunham & Mink, Nature 1977, s. 328-330.
  6. ^ Nicholson, Persson & Matthews 1978, s. 1240-1248.
  7. ^ Millis & Wasserman 1978, s. 993–998.
  8. ^ a b c d e f g h i j Esposito 2002, s. 1741–17783.
  9. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z Smith, Soderblom & Beebe 1986.
  10. ^ a b c d e f g h i j k Showalter & Lissauer 2006, s. 973–977.
  11. ^ a b c NASA 2005.
  12. ^ a b c d e f g h Burns, Hamilton & Showalter 2001, s. 641–725.
  13. ^ a b Showalter, Lissauer & French 2008.
  14. ^ a b c d e f g h i j k Ockert et al. 1987, s. 14969–78.
  15. ^ a b c d e f g h i j k Lane, Hord & West 1986.
  16. ^ Karkoshka 1997, s. 348–363.
  17. ^ a b c d Baines, Yanamandra-Fisher & Lebofsky 1998, s. 266–284.
  18. ^ a b c d dePater et al. 2006, s. 92–94.
  19. ^ a b c d e f g h Stone & Miner 1986, s. 39–43.
  20. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Karkoshka 2001, s. 78–83.
  21. ^ Karkoshka 1997, s. 348-363.
  22. ^ a b c Tyler, Sweetnam & Anderson 1986, s. 79–84.
  23. ^ a b c d e f g h i de Pater, Gidbbard & Lebofsky 2006, s. 186–200.
  24. ^ a b c d e f g Esposito & Colwell 1989, s. 605–607.
  25. ^ Horn et al. 1988, s. 485–492.
  26. ^ a b c Porco & Goldreich 1987, s. 724–778.
  27. ^ a b c d e Holberg et al. 1987, s. 178–188.
  28. ^ French, Elliot & French 1988, s. 349–478.
  29. ^ Gibbard, de Pater & Hammel 2005, s. 253–262.
  30. ^ Chiang & Culter 2003, s. 675–685.
  31. ^ Battersby 2006.
  32. ^ Sanders 2006.
  33. ^ Goldreich & Tremaine 1979, s. 97–99.

Litteratur

Trykt litteratur
Øvrig litteratur

Eksterne lenker

PortalikonPortal:Astronomi