Ringe af Uranus

Uranus ringe  er et system af ringe, der omgiver planeten Uranus . Det indtager en mellemposition i kompleksitet mellem det mere udviklede system af Saturns ringe og de simple systemer af ringene af Jupiter og Neptun . De første ni ringe af Uranus blev opdaget den 10. marts 1977 af James Elliot , Edward Dunham og Douglas Mink . Derefter blev yderligere fire opdaget: to af Voyager 2 i 1986 , to mere af Hubble-teleskopet i 2003-2005.

200 år tidligere rapporterede William Herschel om observationer af ringe omkring Uranus, men moderne astronomer tvivler på muligheden for en sådan opdagelse, da disse ringe er meget svage og dunkle og ikke kunne opdages ved hjælp af datidens astronomiske udstyr.

Fra 2008 kendes 13 ringe. I rækkefølge efter stigende afstand fra planeten er de arrangeret som følger: 1986U2R/ ζ , 6, 5, 4, α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν og μ . 1986U2R/ζ-ringen (38.000 km) har den mindste radius, og μ-ringen (ca. 98.000 km) har den maksimale radius. Der kan være svage støvringe og åbne buer mellem hovedringene. Ringene er ekstremt mørke; Bond-albedoen for de partikler, der er inkluderet i dem, overstiger ikke 2%. De består sandsynligvis af vandis med organiske indeslutninger .

De fleste af Uranus ringe er uigennemsigtige. Deres bredde er ikke mere end et par kilometer. Ringsystemet indeholder generelt lidt støv og består hovedsageligt af store genstande med en diameter fra 20 centimeter til 20 meter. Nogle ringe er dog optisk tynde: de brede, svage 1986U2R/ζ-, μ- og ν-ringe er sammensat af små støvpartikler, mens den smalle, svage λ indeholder store legemer. Den relativt lille mængde støv i ringsystemet forklares af den aerodynamiske modstand fra den udvidede exosfære  - Uranus corona .

Det antages, at Uranus-ringene er relativt unge, deres alder overstiger ikke 600 millioner år. Uranus ringsystem blev sandsynligvis dannet fra kollisioner af satellitter, der tidligere kredsede om planeten. Som følge af kollisioner brød satellitterne op i stadig mindre partikler, som nu danner ringe i strengt begrænsede zoner med maksimal gravitationsstabilitet.

Mekanismen, der holder smalle ringe inden for deres grænser, er stadig ikke klar. I starten troede man, at hver smal ring havde et par "hyrdemåner" til at understøtte sin form, men i 1986 fandt Voyager 2 kun ét par af sådanne måner ( Cordelia og Ophelia ) omkring den lyseste ring, ε.

Observationshistorik

I værkerne af opdageren af ​​Uranus, William Herschel, findes den første omtale af ringene i et opslag dateret 22. februar 1789 . I noterne til observationerne bemærkede han, at han foreslog tilstedeværelsen af ​​ringe i Uranus [1] . Herschel foreslog, at de var røde (hvilket blev bekræftet i 2006 for den næstsidste ring af observationer fra Keck Observatory ). Herschels notater blev inkluderet i Royal Societys tidsskrift i 1797 . Men efterfølgende, i næsten to århundreder - fra 1797 til 1979 - blev ringene slet ikke nævnt i den videnskabelige litteratur, hvilket giver anledning til at mistænke videnskabsmandens fejltagelse [2] . Ikke desto mindre gav tilstrækkelig præcise beskrivelser af, hvad Herschel så, ikke en grund til at afvise hans observationer bare sådan [3] .

Tilstedeværelsen af ​​et ringsystem nær Uranus blev først bekræftet den 10. marts 1977 af amerikanske videnskabsmænd James Elliot , Edward Dunham ( eng.  Edward W. Dunham ) og Douglas Mink ( eng.  Douglas J. Mink ), ved hjælp af Kuiper luftbårne observatorium . Opdagelsen blev gjort ved et uheld - en gruppe videnskabsmænd planlagde at foretage observationer af atmosfæren på Uranus, mens de dækkede stjernen SAO 158687 med den . Men ved at analysere observationsdataene fandt de et fald i stjernens lysstyrke , selv før dens okkultation af Uranus, og dette skete flere gange i træk. Som et resultat blev 9 ringe af Uranus opdaget [4] .

Da Voyager 2 -rumfartøjet ankom i nærheden af ​​Uranus, blev yderligere 2 ringe opdaget ved hjælp af indbygget optik, og det samlede antal kendte ringe steg til 11. I december 2005 registrerede Hubble -rumteleskopet yderligere 2 tidligere ukendte ringe. De er dobbelt så langt fra planeten som tidligere opdagede ringe, og omtales derfor ofte som Uranus' ydre ringsystem. Ud over ringene hjalp Hubble med at opdage to hidtil ukendte små satellitter, hvoraf den ene ( Mab ) har samme kredsløb som den yderste ring. De sidste to ringe bringer antallet af kendte ringe af Uranus til 13 [5] . I april 2006 gjorde billeder af de nye ringe taget af Keck Observatory på Hawaii det muligt at skelne deres farve. Den ene af dem var rød, og den anden (den yderste) var blå [3] [6] . Man mener, at den blå farve på den ydre ring skyldes, at den udover støv indeholder nogle små partikler af vandis fra overfladen af ​​Mab [3] [7] . Planetens indre ringe virker grå [3] .

Når Jorden krydser planet for Uranus ringe, ses de på kanten. Det var for eksempel i 2007-2008 .

Grundlæggende information

Uranus ringsystem omfatter 13 forskellige ringe. Efter afstand fra planeten er de arrangeret i følgende rækkefølge: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ [8] . De kan opdeles i 3 grupper: 9 smalle hovedringe (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε) [9] , to støvringe (1986U2R/ζ, λ) [10] og to ydre ringe (μ, ν) [8] [11] .

Uranus ringe består hovedsageligt af makropartikler og en lille mængde støv [12] . Støvpartikler er kendt for at være til stede i 1986U2R/ζ, η, δ, λ, ν og μ-ringene [8] [10] . Ud over de kendte ringe er der højst sandsynligt næsten ikke-skelnelige støvbaner og meget svage og tynde ringe imellem dem [13] . Disse svage ringe og støvbaner eksisterer muligvis kun midlertidigt eller kan bestå af flere individuelle buer, der nogle gange kan detekteres under planetarisk okkultation af en stjerne [13] . Nogle af dem blev mærkbare, da Jorden krydsede ringenes plan i 2007 [14] . Mange af støvbanerne mellem ringene blev observeret i fremadrettet spredt lys allerede i Voyager 2 [15] . Alle ringe på Uranus viser azimutændringer i lysstyrke [15] .

Ringene er lavet af ekstremt mørkt stof. Den geometriske albedo af partiklerne, der udgør ringene, overstiger ikke 5-6 %, og Bond-albedoen  er omkring 2 % [12] [16] . Ringene viser en stærk oppositionel effekt  - en stigning i reflektiviteten med et fald i fasevinklen (med andre ord, det meste af lyset reflekteres mod sin kilde) [12] . Ringene fremstår let rødlige i ultraviolette og synlige observationer, og grå i nær infrarøde observationer [17] . Ingen identificerbare spektrale træk er observeret i ringene.

Den kemiske sammensætning af ringpartiklerne er ukendt. De kan dog ikke være sammensat af ren vandis, såsom Saturns ringe , fordi de er for mørke, endda mørkere end Uranus' indre måner [17] . Dette indikerer, at de er sammensat af en blanding af is og mørkt stof. Arten af ​​dette stof er ukendt, men det kan være organisk , markant mørklagt af bestråling med ladede partikler fra Uranus magnetosfære . Det er muligt, at ringene er sammensat af stærkt transformeret stof, der i begyndelsen ligner det, som Uranus' indre satellitter er sammensat af [17] .

Generelt er det uranske ringsystem ikke som Jupiters dunkle støvede ringe , og heller ikke Saturns brede og komplekse ringe , hvoraf nogle er meget lyse på grund af partikler af vandis [9] . Uranus og Saturns ringe har dog også noget til fælles: Saturns F-ring og Uranus ε-ring er begge smalle, relativt mørke og "græsser" med et par satellitter [9] . De nyligt opdagede ydre ringe på Uranus ligner de ydre G- og E-ringe af Saturn [18] . De små ringe mellem Saturns brede ringe ligner også Uranus' smalle ringe [9] . Derudover kan støvansamlinger mellem Uranus ringe ligne Jupiters støvringe [10] . Neptuns ringsystem minder mere om Uranus, men er mere komplekst, mørkere og indeholder mere støv; Neptuns ringe er længere væk fra planeten end Uranus [10] .

Smalle hovedringe

ε (epsilon)

ε (epsilon)-ringen er den lyseste og tætteste af Uranus' ringe og er ansvarlig for omkring to tredjedele af det lys, der reflekteres af ringene [15] [17] . Denne ring har den største excentricitet af alle, den har også en lille kredsløbshældning [ 19] .

Ringens forlængelse er årsagen til, at dens lysstyrke ikke er den samme forskellige steder: den højeste er nær apocentret (det punkt, der er længst væk fra planeten), og det mindste er nær pericentret (det nærmeste) [20] . Denne forskel når 2,5-3,0 gange [12] og er forbundet med en ændring i ringens bredde, som er 19,7 km ved periapsis og 96,4 km ved apocenter [20] . Efterhånden som ringen bliver bredere, falder mængden af ​​"skygge" af partiklerne på hinanden, og flere af dem kan observeres, hvilket fører til en højere integreret lysstyrke [16] . Variationer i ringens bredde blev målt på billederne taget af Voyager 2, da ε-ringen var en af ​​to, hvis bredde kunne skelnes på disse billeder [15] . Dette indikerer, at ringen er optisk dyb . Faktisk viste observationer af okkultationen af ​​stjerner ved denne ring, udført fra Jorden og Voyager 2, at dens normale "optiske dybde" varierer fra 0,5 til 2,5 [20] [21] og er maksimal nær pericentret af ringens bane. . Den "ækvivalente dybde" af ε-ringen er omkring 47 kilometer og ændres ikke i hele dens længde [20] .

Den geometriske tykkelse af ringen ε er ikke kendt med sikkerhed, selvom den ifølge nogle skøn er omkring 150 meter [13] . På trods af så lille en tykkelse består ringen af ​​flere lag partikler. Ringens apocenter ε er et sted med en høj koncentration af partikler: de optager ifølge forskellige skøn 0,8-6% af rummet, så den gennemsnitlige afstand mellem dem kan kun være to gange deres diameter. Den gennemsnitlige partikelstørrelse af denne ring er 0,2-20 meter [20] . På grund af dens ekstreme tyndhed forsvinder ε-ringen, når den ses på kanten. Dette skete i 2007, da Jorden krydsede ringenes plan [14] . Det lave støvindhold i ringen kan forklares med den aerodynamiske modstand fra Uranus' udvidede atmosfæriske korona [3] .

Voyager 2 observerede et mærkeligt signal fra denne ring i eksperimentet med " radiodækning " [21] . Det bestod i en signifikant stigning i den direkte spredning af radiobølger nær ringens apocenter ved en bølgelængde på 3,6 cm Dette kræver tilstedeværelsen af ​​en ordnet struktur af ringen ε. Denne struktur er blevet bekræftet af mange observationer af belægninger [13] . Tilsyneladende består ringen ε af mange smalle optisk tætte ringe [13] , hvoraf nogle muligvis ikke er lukkede.

Han har to "hyrdekammerater" - Cordelia (intern) og Ophelia (ekstern ) . Den indvendige kant af ringen er i 24:25 orbital resonans med Cordelia, og den ydre kant er i 14:13 resonans med Ophelia [22] . For effektivt at "græsse" (holde inden for de eksisterende grænser) ringen, skal massen af ​​hver satellit være mindst tre gange massen af ​​ringen [9] . Massen af ​​ringen ε er anslået til omkring 10 16 kg [9] [22] .

δ (delta)

Ringen δ er rund og har en lille hældning [19] . Ringen har betydelige uforklarlige azimutændringer i den normale optiske dybde og bredde [13] . En mulig forklaring er, at ringen har en bølgende azimutstruktur skabt af en lille satellit lige inde i den [23] . Den ydre kant af ringen er i en 23:22 orbital resonans med Cordelia [24] .

δ-ringen består af to komponenter: smal, optisk tæt og bred med lav optisk dybde [13] . Bredden af ​​den smalle komponent er 4,1–6,1 km, dens ækvivalente dybde er 2,2 km, hvilket svarer til en normal optisk dybde på omkring 0,3–0,6 [20] . Den brede δ-ringkomponent er cirka 10-12 km bred og dens ækvivalente dybde er tæt på 0,3 km, svarende til en normal optisk dybde på 3 × 10 −2 [20] [25] .

Alle disse data er afledt af observationer af okkultationer, da ringens bredde ikke er synlig på Voyager 2-billederne [15] [25] . Da ringen blev observeret fra Voyager 2 i spredning fremad, så den ud til at være relativt lys, i overensstemmelse med tilstedeværelsen af ​​kosmisk støv i dens brede komponent [15] . Ringens geometrisk brede komponent er svagere end den smalle komponent. Dette bekræftes af observationer under Jordens ringplankrydsning i 2007, hvor lysstyrken af ​​δ-ringen steg, hvilket falder sammen med opførselen af ​​en geometrisk tyk, men optisk tynd ring [14] .

γ (gamma)

γ-ringen er smal, optisk tæt og har en lille excentricitet. Dens kredsløbshældning er næsten nul [19] . Ringens bredde varierer fra 3,6 til 4,7 km, selvom den tilsvarende dybde er uændret og lig med 3,3 km [20] . Den normale optiske dybde af denne ring er 0,7-0,9. Under skæringen af ​​ringenes plan i 2007 viste det sig, at γ-ringen er lige så geometrisk tynd som ε-ringen [13] og praktisk talt er fri for støv [14] . Bredden og den normale optiske dybde af denne ring indikerer betydelige azimutvariationer [13] . Det vides ikke, hvad der tillader denne ring at forblive så smal, men dens indre kant er blevet observeret at være i en 6:5-resonans med Ophelia [24] [26] .

η (denne)

Ring η har nul excentricitet og hældning [19] . Ligesom δ-ringen består den af ​​to komponenter: en smal optisk tæt og en bred ydre med en lav optisk dybde [15] . Bredden af ​​den smalle komponent er 1,9-2,7 km, og den tilsvarende dybde er omkring 0,42 km, hvilket svarer til en normal optisk dybde på omkring 0,16-0,25 [20] . Den brede komponent har en bredde på omkring 40 km og en ækvivalent dybde på omkring 0,85 km, hvilket igen indikerer en normal optisk dybde på 2⋅10 −2 [20] .

Ringens bredde er synlig på fotografier fra Voyager 2 [15] . I fremadspredt lys ser η-ringen lys ud, hvilket indikerer tilstedeværelsen af ​​en betydelig mængde støv i den, højst sandsynligt i den brede komponent [15] . Den geometrisk brede komponent er meget tykkere end den smalle. Dette bekræftes af observationer under Jordens krydsning af ringenes plan i 2007, hvor η-ringen viste en stigning i lysstyrken og blev den næstlysendeste ring i Uranus [14] . Dette falder sammen med opførselen af ​​en geometrisk tyk, men optisk tynd ring [14] . Som de fleste ringe viser η-ringen betydelige azimutændringer i normal optisk dybde og bredde, nogle steder er ringen så smal, at den endda "forsvinder" [13] .

α og β (alfa og beta)

α og β er de lyseste ringe efter ε i Uransystemet [12] . Ligesom ε-ringen er deres lysstyrke og bredde forskellige i forskellige områder [12] . Disse ringe har den største lysstyrke og bredde ved 30° fra apocenteret , og den mindste - ved 30° fra periapsis [15] [27] . Ringe α og β har en signifikant orbital excentricitet og en lille hældning [19] . Bredden af ​​disse ringe er henholdsvis 4,8-10 km og 6,1-11,4 km [20] . De ækvivalente optiske dybder er 3,29 og 2,14 km, hvilket indikerer en normal optisk dybde på henholdsvis 0,3-0,7 og 0,2-0,35 [20] .

Under krydsningen af ​​ringenes plan af Jorden i 2007, forsvandt disse ringe i nogen tid. Det betyder, at de ligesom ringen ε er geometrisk tynde og uden støv [14] . Men under overfarten fandt man et geometrisk tykt, men optisk tyndt bånd af støv lige uden for ydersiden af ​​β-ringen, som tidligere blev observeret af Voyager 2 [15] . Masserne af hver af ringene α og β er cirka estimeret til 5⋅10 15 kg, hvilket er cirka lig med halvdelen af ​​ringens ε [28] .

Ringe 6, 5 og 4

Ringe 6, 5 og 4 er de svageste og nærmest de ringeste ringe til Uranus [12] . Disse ringes hældning er størst, og deres orbitale excentriciteter er størst blandt alle ringe, undtagen ε [19] . Desuden var deres hældninger (henholdsvis 0,06°, 0,05° og 0,03°) store nok til, at Voyager 2 kunne observere deres højder over Uranus ækvatorialplan, som var 24-46 km [15] . Ringe 6, 5 og 4 er også Uranus' smalleste ringe, anslået til henholdsvis 1,6-2,2 km, 1,9-4,9 km og 2,4-4,4 km [15] [20] . Deres ækvivalente dybder er 0,41 km, 0,91 km og 0,71 km, hvilket indikerer en normal optisk dybde på henholdsvis 0,18-0,25, 0,18-0,48 og 0,16-0,3 [20] . De var ikke synlige, da Jorden krydsede ringenes plan i 2007 på grund af deres ekstreme snæverhed og sparsomme mængde støv [14] .

Støvringe

λ (lambda)

λ-ringen er en af ​​to ringe opdaget af Voyager 2 i 1986 [19] . Det er en smal og svag ring placeret mellem ε-ringen og dens "hyrdekammerat" Cordelia [15] . Når det studeres i tilbagespredt lys, er λ-ringen ekstremt smal - omkring 1-2 km - og har en ækvivalent optisk dybde på 0,1-0,2 km ved en bølgelængde på 2,2 μm [3] . Dens normale optiske dybde er 0,1-0,2 [15] [25] . Den optiske dybde af ringen λ viser en stærk afhængighed af bølgelængden, hvilket ikke er typisk for Uranus ringsystem. I den ultraviolette del af spektret når den ækvivalente dybde 0,36 km, hvilket forklarer, hvorfor den først blev opdaget, da man observerede okkultationer af stjerner i det ultraviolette område af Voyager 2 [25] . Påvisningen af ​​ringen under observationer ved en bølgelængde på 2,2 μm blev først rapporteret i 1996 [3] .

Udseendet af λ-ringen ændrede sig dramatisk under observationer af direkte spredt lys i 1986 [15] . På det sted blev det observeret som det lyseste objekt i Uran-systemet og overgik selv ε-ringen [10] . Disse observationer, kombineret med bølgelængdens afhængighed af optisk dybde, indikerer, at λ-ringen indeholder en betydelig mængde støv i mikrometerstørrelse [ 10] . Den normale optiske dybde af dette støv er 10 −4 -10 −3 [12] . Observationer fra Keck Observatory-teleskopet i 2007 under Jordens krydsning af Uran-ringplanet bekræftede denne antagelse, eftersom λ-ringen blev et af de lyseste elementer i Uran-ringsystemet [14] .

En detaljeret analyse af billeder fra Voyager 2 gjorde det muligt at afsløre azimutændringer i lysstyrken af ​​λ-ringen [12] . Ændringerne ser ud til at være periodiske og ligner en stående bølge . Oprindelsen af ​​denne bemærkelsesværdige struktur i ringen λ forbliver ukendt [10] .

1986U2R / ζ (zeta)

I 1986 opdagede Voyager 2 en bred, svag ring placeret tættere på end Ring 6 [15] . Han fik den midlertidige betegnelse 1986U2R. Den havde en normal optisk dybde på 10-3 eller mindre og var ekstremt svag. Det var kun synligt på ét billede taget af Voyager 2 [15] . Ringen ligger mellem 37.000 og 39.500 km fra centrum af Uranus, eller 12.000 km over skyniveau [29] . Ringen blev først observeret i 2003-2004, da teleskoper ved Keck Observatory (Hawaii) igen opdagede en bred, svag ring inde i ring 6. Ringen fik navnet ζ [3] . Ringens position afveg dog væsentligt fra den, der blev observeret i 1986. Nu ligger den mellem 37.850 og 41.350 km fra planetens centrum og strækker sig gradvist indad mindst op til 32.600 km [3] . Denne ring blev igen observeret af Keck Observatory først i 2007 under Jordens krydsning af Uranus ringeplan [14] . Den ækvivalente optiske dybde af denne ring er omkring 1 km (0,6 for den forlængede del af ringen), mens den normale optiske dybde som før ikke overstiger 10 −3 [3] .

Forskellen mellem ζ-ringobservationerne i 1986 og 2003 kan skyldes forskellige geometriske konfigurationer: tilbagespredningsgeometrien i 2003-2007 og sidespredningsgeometrien i 1986 [3] [14] . Ændringer i fordelingen af ​​støv (som menes at dominere i ringen) i løbet af de 20 år [14] er dog ikke udelukket .

Andre støvbaner

Ud over 1986U2R/ζ og λ-ringene har systemet meget svage støvbaner [15] . De er ikke synlige under okkultationer, fordi de har lille optisk dybde, selvom de er ret lyse i direkte spredt lys [10] . Fremadspredte billeder fra Voyager 2 viste eksistensen af ​​lyse støvbaner mellem λ- og δ-ringene, mellem η- og β-ringene og mellem α- og 4-ringene [15] . Mange af støvbanerne observeret i 1986 blev igen fanget af Keck-teleskoperne i 2003-2004. De blev også observeret, da de krydsede ringenes plan i 2007 i tilbagespredt lys, men deres nøjagtige placering og lysstyrke afveg fra observationerne fra Voyager 2 [3] [14] . Den normale optiske dybde af disse støvbaner er omkring 10-5 eller mindre. Størrelsesfordelingen af ​​støvpartikler menes at være eksponentiel med en eksponent p = 2,5 ± 0,5 [12] .

Eksternt ringesystem

I 2003-2005 Hubble-teleskopet opdagede et par hidtil ukendte ringe, som nu menes at være den yderste del af Uranus' ringsystem, hvilket bringer antallet af kendte ringe til 13 [8] . Efterfølgende blev disse ringe navngivet μ og ν (mu og nu) [11] . Ringen μ i dette par er ekstern. Den er dobbelt så langt fra planeten som den lyse η (eta) ring [8] . Yderringe adskiller sig på mange måder fra smalle indre ringe. De er brede, 17000 og 3800 km brede, og meget dunkle. Den maksimale normale optiske dybde er 8,5 × 10 −6 og 5,4 × 10 −6 . De tilsvarende optiske dybder er 0,14 km og 0,012 km. Ringenes radiale lysstyrkeprofiler er trekantede [8] .

Området med den højeste lysstyrke af ringen μ falder praktisk talt sammen med kredsløbet for satellitten Uranus - Mab , som sandsynligvis er kilden til ringens partikler [8] [30] . Ringen ν er placeret mellem satellitterne Portia og Rosalind og indeholder ingen satellitter [8] . En reanalyse af de direkte spredte lysbilleder taget af Voyager gør det muligt klart at skelne μ- og ν-ringene. I denne geometri er ringene meget lysere, hvilket indikerer et højt indhold af støvpartikler med en størrelse i størrelsesordenen en mikrometer [8] . De ydre ringe på Uranus ligner G- og E-ringene i Saturns ringsystem. Ingen partikelkilde er kendt for G-ringen, mens E-ringen er ekstremt bred og genopfyldes af støv fra overfladen af ​​Enceladus [8] [30] .

Det er muligt, at μ-ringen udelukkende består af støv, uden store partikler. Denne hypotese understøttes af observationerne fra Keck Observatory, som ikke detekterede en μ-ring i det nære infrarøde ved en bølgelængde på 2,2 μm, men detekterede en ν-ring [18] . Et mislykket forsøg på at opdage μ-ringen betyder, at den er blå. Dette indikerer igen, at det hovedsageligt består af det mindste (submikron) støv [18] . Muligvis består støvet af vandis [31] . ν-ringen har derimod en rødlig farvetone [18] [32] .

Ringdynamik og deres oprindelse

Et vigtigt og endnu uløst fysisk problem er løsningen af ​​gåden om den mekanisme, der fastholder ringenes grænser. Hvis en sådan mekanisme var fraværende, ville disse grænser gradvist udviskes, og Uranus ringe ville ikke have eksisteret i mere end en million år [9] . Den hyppigst citerede model af indeslutningsmekanismen blev foreslået af Peter Goldreich og Scott Tremaine [33] : det er et par nabosatellitter, eksterne og interne "hyrder", som gennem tyngdekraftens interaktion fjerner ringen overdreven eller tilføjer til det den manglende vinkelmoment (eller tilsvarende energi). "Hyrder" beholder således partiklerne, der udgør ringene, selvom de gradvist bevæger sig væk fra dem [9] . For at gøre dette skal massen af ​​hyrdesatellitterne overstige ringens masse med mindst 2-3 gange. En sådan mekanisme virker for ringen ε, som er kendt for at blive "hyrdet" af Cordelia og Ophelia [24] . Cordelia er også den ydre "hyrde" for ringen δ, og Ophelia for γ. Der kendes dog ikke en eneste satellit større end 10 kilometer i nærheden af ​​andre ringe [15] . Cordelia og Ophelias aktuelle afstand fra ε-ringen kan bruges til at bestemme ringens alder. Beregninger viser, at denne ring ikke kan være ældre end 6 × 10 8 år [9] [22] .

Da Uranus ringe sandsynligvis er unge, skal de løbende genopfyldes ved fragmenter af sammenstød mellem større kroppe [9] . Ifølge nogle skøn kan ødelæggelsen af ​​en satellit på størrelse med Pak være flere milliarder år. Derfor vil en mindre satellit kollapse meget hurtigere [9] . Det er således muligt, at alle Uranus' indre og ydre ringe er et produkt af ødelæggelsen af ​​satellitter, der er mindre end Pak i løbet af de sidste fire og en halv milliard år [22] . Hver sådan ødelæggelse ville sætte gang i en hel kaskade af kollisioner, der ville kværne næsten alle store kroppe til meget mindre partikler, inklusive støv [9] . I sidste ende ville det meste af massen gå tabt, og partikler ville kun overleve i de områder, hvor deres kredsløb stabiliseres af gensidig resonans og "græsning". Slutproduktet af en sådan "destruktiv evolution" ville være et system af smalle ringe, men små satellitter burde have overlevet inde i ringene. Ifølge moderne skøn er deres maksimale størrelse omkring 10 kilometer [22] .

Oprindelsen af ​​støvbanerne er tydeligere. Støvets levetid er meget kort, fra hundrede til tusind år, og tilsyneladende genopbygges det kontinuerligt som følge af kollisioner mellem store partikler i ringene, små satellitter og meteoroider , der faldt ind i Uran-systemet udefra [ 10] [22] . Bælterne af støvproducerende satellitter og partikler er usynlige på grund af deres lave optiske dybde, mens støv er tydeligt synligt i direkte spredt lys [22] . Det antages, at de smalle hovedringe og bælter i støvbaner og små satellitter adskiller sig i partikelstørrelsesfordeling. I hovedringene er der flere partikler med størrelser fra en centimeter til en meter. Denne fordeling øger overfladearealet af ringmaterialet, hvilket resulterer i høj optisk tæthed i tilbagespredt lys [22] . I støvbaner er antallet af store partikler tværtimod relativt lille, hvilket fører til en lav optisk dybde [22] .

Udforskning af ringene

Uranus ringe blev omhyggeligt undersøgt under Voyager 2 forbiflyvningen af ​​Uranus i januar 1986 [19] . To nye ringe blev opdaget, λ og 1986U2R, hvilket øgede det samlede antal kendte ringe af Uranus til 11. Ringenes fysiske egenskaber blev undersøgt ved at analysere resultaterne af radio [21] , ultraviolette [25] og optiske belægninger [13 ] . Voyager 2 observerede ringe på forskellige positioner i forhold til Solen, tog billeder i fremad og bagud spredt lys [15] . Analyse af disse billeder gjorde det muligt at fastslå den samlede fasefunktion, geometrisk albedo og Bond-albedo af partikler i ringe [12] . På billederne af to ringe - ε og η - kan man se deres komplekse mikrostruktur [15] . Billedanalyse har også gjort det muligt at opdage 10 indre måner i Uranus, inklusive to "hyrdemåner" af ε-ringen, Cordelia og Ophelia [15] .

Liste over ringe

Tabellen viser de vigtigste egenskaber ved Uranus ringsystem.

Noter

• Direkte (fremad) spredt lys er lys, der afviger fra den oprindelige retning med en vinkel mindre end 90° (henholdsvis fasevinklen er større end 90°).
• Tilbagespredt lys er lys, der afbøjes gennem en vinkel større end 90° (med andre ord mod sin kilde). Fasevinklen er mindre end 90°.

1. ↑ Ringradier 6,5,4, α, β, η, γ, δ, λ og ε taget fra Esposito et al., 2002.
2. ↑ Ringbredder 6,5,4, α, β, η, γ, δ og ε taget fra Karkoshka et al., 2001.
3. ↑ Radius og bredde af ζ- og 1986U2R-ringene er taget fra Pater et al., 2006.
4. ↑ Ringbredde λ fra Holberg et al., 1987.
5. ↑ Radius og bredde af μ- og ν-ringene blev fundet af Showalter et al., 2006.
6. ↑ Den ækvivalente dybde (ED) af en ring er defineret som integralet af den normale optiske dybde over ringens radius. Med andre ord, ED=∫τdr, hvor r er radius.
7. ↑ Den tilsvarende dybde af 1986U2R-ringen er produktet af dens bredde og den normale optiske dybde. De ækvivalente dybder af ringene 6,5,4, α, β, η, γ, δ og ε er taget fra Karkoshka et al, 2001.
8. ↑ Ækvivalente ringdybder λ og ζ, μ og ν opnås ved hjælp af μEW-værdierne opnået af henholdsvis de Pater et al., 2006 og de Pater et al., 2006b.
9. ↑ μEW-værdierne er blevet ganget med 20, hvilket svarer til en antaget albedo på 5 % ringpartikler.
10. ↑ Den normale optiske dybde (τ) af en ring er forholdet mellem det samlede geometriske tværsnit af partiklerne, der udgør ringen, og ringens overfladeareal. Det kan tage værdier fra nul til uendeligt. En lysstråle, der passerer gennem ringen, vil blive dæmpet med en faktor på e −τ .
11. ↑ De normale optiske dybder af alle ringe undtagen 1986U2R, μ og ν, blev beregnet som forholdet mellem ækvivalente dybder og bredder. Den normale optiske dybde af 1986U2R-ringen er taget fra Smith et al., 1986.
12. ↑ Den normale optiske dybde μ og ν af ringene er de maksimale værdier ifølge Showalter et al., 2006.
13. ↑ Ringtykkelsesestimater er fra Lane et al., 1986.
14. ↑ Excentricitet og tilbøjelighed er fra Stone, 1986 og French et al., 1989.

1. ↑ Blev Uranus ringe set i 1700-tallet?  (engelsk) , BBC  (19. april 2007). Arkiveret fra originalen den 15. marts 2012. Hentet 19. april 2007.
2. ↑ William Herschel opdagede Uranus ringe i det 18. århundrede?  (engelsk) . Physorg.com (2007). Hentet 20. juni 2007. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard, Mark R. Showalter. Nye ringe af Uranus: røde og blå  (engelsk)  // Videnskab. - 2006. - Bd. 312 . - S. 92-94 . - doi : 10.1126/science.1125110 .
4. ↑ JL Elliot, E. Dunham, D. Mink. Ringe af Uranus  (engelsk) . Cornell University (1977). Hentet 9. juni 2007. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
5. ↑ Hubble-teleskopet opdager nye ringe og måner nær Uranus  . Hubble Telescope hjemmeside (2005). Hentet 9. juni 2007. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
6. ↑ Robert Sanders. Blå ring opdaget nær  Uranus . UC Berkeley News (6. juni 2006). Hentet 3. oktober 2006. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
7. ↑ Stephen Battersby. Uranus' blå ring af  is . New Scientist Space (2006). Hentet 9. juni 2007. Arkiveret fra originalen 11. august 2011.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Mark R. Showalter, Jack J. Lissauer. Sekundært system af ringe og satellitter fra Uranus: Opdagelse og dynamik  (engelsk)  // Videnskab. - 2006. - S. 973-977 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Larry W. Esposito. Planetringe  // Rapporter om fremskridt i fysik. - 2002. - S. 1741-1783 .
10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Burns, JA (2001), Dust Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Physics , i Grun, E.; Gustafson, B.A.S.; Dermott, ST; Fechtig H., Interplanetary Dust , Berlin: Springer, pp. 641-725 , < http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurHamSho01.pdf > . Arkiveret 3. juni 2016 på Wayback Machine 
11. ↑ 1 2 Mark R. Showalter, JJ Lissauer, RG French, et al. Uranus' ydre ringe gennem Hubble-linsen . American Astronomical Society (2008). Hentet 30. maj 2008. Arkiveret fra originalen 20. august 2011. (ubestemt)
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 M.E. Ockert, Cuzzin, JN; Porco, CC; og Johnson, TV Uranian Ring Photometry: Resultater fra Voyager 2  // J.of Geophys. Res.. - 1987. - S. 14 969-14 978 .
13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Voyager 2 Fotometri: Første resultater for Uranian Atmosphere, Moons and Rings   // Videnskab . - 1986. - S. 65-69 .
14. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Imke de Pater, HB Hammel, Mark R. Showalter, Marcos A. Van Dam. Den mørke side af Uranus ringe  (engelsk)  // Videnskab . - 2007. - S. 1888-1890 .
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 B. A. Smith, LA Soderblom , A. Beebe et al.  // Science - 1986. - S. 97-102 . 
16. ↑ 1 2 Erich Karkoshka. Uranus ringe og måner: Farverige og ikke så mørke  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 1997. - S. 348-363 . - doi : 10.1006/icar.1996.5631 .
17. ↑ 1 2 3 4 Kevin H. Baines, Yanamandra-Fisher, Padmavati A., Larry A. Lebofsky, et al. Uran - systemet i det nær-infrarøde   // Icarus . - Elsevier , 1998. - S. 266-284 .
18. ↑ 1 2 3 4 5 Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard, Mark R. Showalter. Nye støvringe af Uranus: en ring, to ringe, rød ring, blå ring   // Videnskab . - 2006. - S. 92-94 .
19. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 E.C. Stone, Miner, ED Voyager 2 kom ind i Uran-systemet  //  Videnskab. - 1986. - S. 39-43 .
20. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Erich Karkoshka. Fotometrisk modellering af epsilon-ringen fra det uranske ringsystem  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 2001. - S. 78-83 .
21. ↑ 1 2 3 J.L. Tyle, Sweetnam, D.N.; Anderson, JD; et al. Radioobservationer af Uransystemet: Atmosfære, satellitter og ringe   // Videnskab . - 1986. - S. 79-84 .
22. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 L. W. Esposito, Colwell, Joshua E. Dannelse af uraniske ringe og støvgrupper   // Natur . - 1989. - S. 605-607 .
23. ↑ L. J. Horn, A. L. Lane, P. A. Yanamandra-Fisher; LW Esposito. Fysiske karakteristika for δ-ringen af ​​Uranus baseret på en mulig tæthedsbølge  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 1988. - S. 485-492 .
24. ↑ 1 2 3 "Græsning" og Uranus' ringes bevægelse  (engelsk)  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1987. - P. 724-778 .
25. ↑ 1 2 3 4 5 6 J. B. Holberg, Nicholson, P.D.; French, R.G.; Elliot, JL Uranian Ring Okkultationer af stjerner og sammenligning af Voyager UVS-resultater og resultater fra Jordens databaser  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1987. - S. 178-188 .
26. ↑ 1 2 Richard D. French, Elliot, JL; French, Linda M. et al. Jordbaserede observationer af Uranus ringes baner og observationer af okkultationer fra Voyager  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 1988. - S. 349-478 .
27. ↑ S. G. Gibbard, I. De Pater, H. B. Hammel. Billeder af Uranus ringe og satellitter i det nære infrarøde spektrum  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 2005. - S. 253-262 .
28. ↑ Eugene I. Chiang, Christopher J. Culter. 3D Dynamics of Narrow Planetary Rings  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - P. 675-685 .
29. ↑ Imke de Pater, Seran G. Gibbard, Hammel H. B. Lebofsky. Udviklingen af ​​Uranus' støvringe  (engelsk)  // Icarus . - Elsevier , 2006. - S. 186-200 .
30. ↑ 1 2 Hubble-teleskopet opdagede nye ringe og satellitter nær Uranus . Hubblesite (2005). Hentet 9. juni 2007. Arkiveret fra originalen 11. august 2011. (ubestemt)
31. ↑ Stephen Battersby. Blå vand isring af Uranus . New Scientist Space (2006). Hentet 9. juni 2007. Arkiveret fra originalen 11. august 2011. (ubestemt)
32. ↑ Robert Sanders. Uranus har en blå ring . UC Berkeley News (6. april 2006). Hentet 3. oktober 2006. Arkiveret fra originalen 11. august 2011. (ubestemt)
33. ↑ Peter Goldreich , Scott Tremaine. Vedrørende teorien om Uranus ringe  (engelsk)  // Nature . - Nature Publishing Group, 1979. - Vol. 277 . - S. 97-99 . - doi : 10.1038/277097a0 .

Links

• Ringe af Uranus på solarsystem.nasa.gov 

solsystem
Central stjerne og planeter	Sol Merkur Venus jorden Mars Jupiter Saturn Uranus Neptun
dværgplaneter	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidater Sedna Orc Quaoar Pistol-pistol 2002 MS 4
Store satellitter	Ganymedes Titanium Callisto Og ca Måne Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satellitter / ringe	Jord / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidater Spækhugger quawara
Først opdagede asteroider	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiejne (11) Parthenope
Små kroppe	meteoroider asteroider / deres satellitter nær-jorden hovedbælte Trojan kentaurer transneptunisk Kuiper bælte plutino cubewano spredt disk damocloider kometer Oort sky
kunstige genstande	kunstige jordsatellitter interplanetariske rumfartøjer
Hypotetiske objekter	Vulkan og vulkanoider Merkurs satellit Venus satellitter andre satellitter på jorden modjord Planet Nine , Tyche , Planet X og andre trans-neptunske planeter Nemesis Tidligere planeter: Theia , Phaeton eller Planet V Femte gasgigant
Liste over solsystemobjekter Astronomiske objekter

Uranus
Uranus måner	Ariel Belinda bianca Desdemona Juliet Caliban Cordelia Cressida Amor Mab margarita Miranda Oberon Ophelia Pakke Perdita En portion Prospero Rosalind Setebos Sycorax Stefano Titania Trinculo Umbriel Ferdinand francisco
Egenskaber	Ringe af Uranus
Åbning	William Herschel William Lassell
Forskning	Voyager program Voyager 2
Trojanere fra Uranus	2011 QF99
Andet	15 Orion Uranus i kulturen