Saturni rõngad

Galileo

Saturni rõngaid vaatles esimesena Galileo Galilei, kuid ta ei mõistnud, mida ta oma teleskoobiga vaatles. 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.

Rõngateooria, vaatlused ja uurimine

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. 1787. aastal tõestas Pierre-Simon Laplace, et üks rõngas oleks ebastabiilne ning pakkus välja, et Saturni rõngas koosneb tegelikult rõngakestest.
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. Maxwelli teooria tõestati Pulkovo observatooriumi mõõtmistega 1895. aastal.
Saturni rõngaid on uurinud neli NASA kosmosesondi. Esimese kosmosesondina möödus Saturnist 20900 km kauguselt Pioneer 11, mis avastas F-rõnga. Järgmisena külastas planeeti Voyager 1, mis möödus Saturnist novembris 1980. aastal, lähenedes planeedile kuni 64200 km kaugusele. Sondi pildid olid fotopolarimeetri rikke tõttu planeeritust kehvamad, kuid siiski olid Saturni rõngastest tehtud fotod enneolematu kvaliteediga ning nende abil avastati G-rõngas. Augustis 1980 möödus planeedist Voyager 2. Aastatel 2004 kuni 2017 tiirles Saturni orbiidil kosmosesond Cassini-Huygens, mis tegi rõngastest seni detailseimad fotod.

Kirjeldus

Rõngad algavad 7000 km Saturni ekvaatorist, mille raadius on 60300 km ja lõpevad ekvaatorist 80 000 km kaugusel. Rõngaste paksuseks pakutakse minimaalselt 10 meetrit ja maksimaalselt kuni 1 km 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. Cassini kogutud andmed ja arvutisimulatsioonid viitavad samas võimalusele, et rõngastes osakeste kokkukleepumise tõttu on rõngaste mass seniarvatust kolm korda suurem.
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. Encke pilu eksisteerib, sest Saturni kaaslane Pan, hoiab selle muust materjalist vabana ja Prometheus ning Pandora hoiavad koos F-rõngast.

Pearõngaste moodustumine

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 kuni 600 km ja purunes Roche'i piiri ületamisel rõngasteks. 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. 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. 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).
Massiivsete rõngaste hüpoteesi on kasutatud ka Saturni kaaslaste tekke selgitamisel kuni Rhea-ni. 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.
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

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