Astronomi

Massegrænse for planetarisk ring

Massegrænse for planetarisk ring


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Er der en grænse for, hvor massiv en planetens ring kan være?

Hvis der er, hvordan afhænger det af planetens masse, tilstedeværelse / fravær af måner, afstand til stjernen eller andre parametre?


Et par punkter om dette. Mens svage ringe kan eksistere uden for Roche Limit (som Saturns G- og E-ringe) - er fotoet for stort til at linke, men klik her. ringe med en hvilken som helst signifikant masse vil kun opholde sig inden for Roche Limit, så den praktiske grænse for massen af ​​en planetens ring handler om massen af ​​den største måne, som en planet sandsynligvis vil have, groft sagt.

En ring omkring en planet kan dannes på et par måder ved kæmpe indvirkning, ved en måne, der passerer inden for Roche-grænsen og bryder fra hinanden eller ved tilvækstning, som hvordan Enceladus føder Saturns svage e-ring.

Desuden behøver ringene ikke at være særlig massive for at være imponerende. Massen af ​​Saturns ringe estimeret her (og der er en vis usikkerhed ved dette skøn, men tæt nok til vores formål)

Baseret på Voyager-observationer blev den samlede masse af ringene estimeret til at være ca. 3 x 10 ^ 19 kg. Dette er en lille brøkdel af den samlede masse af Saturn (ca. 50 ppb) og er bare lidt mindre end månen Mimas

Så massen af ​​Saturns ringe er massen af ​​en smuk lille måne, lidt under 200 km i radius, men det var ikke dit spørgsmål, så fortsæt.

En planet med ringe 200 gange størrelsen på Saturn (40.000 gange overfladearealet) blev observeret, og hvis vi antager den samme tæthed som Saturns ringe (hvilket er en meget dårlig antagelse at gøre, men dette er bare en tilnærmelse), 1,2 x 10 ^ 24, eller omkring dobbelt så meget som Mars. Nu kommer vi et eller andet sted, men der er et par punkter at gøre med vores ven J1407B

For det første er det måske slet ikke en planet. Det er et massestimat på 10-40 jupiters, hvilket antyder, at det er i kategorien brun dværg. For det andet er det et ungt solsystem, kun 16 millioner år gammelt, så ringsystemet kan stadig være i færd med at danne et månesystem og slet ikke være en permanent ring. Kilde. Også den samme artikel nævner det, at dele af ringsystemet blokerer for 95% af solens lys, så det er et langt tættere system end Saturn, og der er en måne derinde antages at være 0,8 gange jordens masse, men jeg ved stadig ikke ' Jeg tror ikke, det skal tælle, da det kan være en tilvænningsdisk, der er tilbage fra dannelsen af ​​dette solsystem.

Hvis vi sætter den planetariske massegrænse til at være omkring 13 Jupiter-masser, hvilket omtrent er afskæringen mellem tung Jupiter og brun dværg, og vi tager nogle skøn over månestørrelsen til planeter under dannelsen, er det usandsynligt, at måner kan være mere end måske et forhold på et til flere hundrede på grund af begrænsninger i vinkelmoment og sandsynlig formationsstørrelse. I vores solsystem er det største forhold mellem måne og planet, uden at der tælles med gigantiske påvirkninger eller fangster, omkring 1 til 4.200 (Saturn til Titan). Jupiter til Ganymedes er 1 til omkring 12.800 og Tritan til Neptun (og Tritan kan være en fanget måne), omkring 1 til 4.800. Hvis vi antager en tung Jupiter på ca. 13 Jupiter-masser og en måne i en forfalden bane, der bryder sammen med et masseforhold på 1 til 400 - og det er overflødigt at sige, det er meget ballpark, så dette teoretiske skøn fungerer til en praktisk grænse omkring en tung jupiter, der har et månesystem på omkring 10 jordmasser. (1/400 massen af ​​en 13 jupiter masseplanet).

Nu er der kreative måder at øge det på, som lad os sige, at der er to måner, måske i trojanske peger mod hinanden, og de spirer begge gradvist ind. Eller lad os sige, at et passerende objekt med større masse flyver forbi, men problemet med et passerende objekt er, at et sådant objekt på grund af flugthastighedshastighed, hvis det passerer inden for Roche Limit, ville have en meget elliptisk bane, som ville ikke egne sig til et ringsystem, da momentet på den elliptiske bane kun ville passere igennem og ikke forblive inde i Roche-sfæren. Det, du har brug for, for at et ringsystem af god størrelse kan dannes, er en langsomt rådnende cirkulær bane, ikke en nylig fangst af et stort passerende objekt.

Se skomager Levy 9, der gik igennem, men hurtigt gik tilbage uden for Jupiters Roche-grænse.

Hvis vi forestiller os et scenario af en dobbelt planet, som sandsynligvis er et sjældent scenario, men ikke umuligt, og over tid på grund af nærhed og tidevandskræfter, danner de to planeter en forfalden cirkulær bane omkring hinanden, i denne teoretiske, lad os sige, at vi har to tunge Jupiter, der kredser om hinanden, den ene af 12 Jupiter-masser og den anden af ​​6 Jupiter-masser (rent teoretisk) og 6 Jupiter-masseplaneten begynder at bryde op, når den kommer ind i Roche-grænsen for den 12 Jupiter-masse. Der er to problemer med at antage, at du får en ring med halvdelen af ​​planetens masse. Den ene er, brint og heliumgas er sandsynligvis mindst 80% af massen på planeten, der bryder fra hinanden, måske 90%, og brint og helium binder sig ikke let til ispartikler, så over tid vil meget af den gas sandsynligvis blæses væk af solvinden. Du er tilbage med en stenet og iskold masse på en hel del mindre end 6 Jupiter-masser, sandsynligvis mindre end 1. Det andet problem, med en så kredsende genstand, bryder den ikke sammen på én gang, men den er tættere kerne forbliver sammen og spiraler tættere på planeten, mens de lettere is omkring overfladen, som begynder at danne ringen, kan blive centrifugeret og kastet enten ind i planeten eller kastet uden for Roche-grænsen, da den tættere kerne af den mindre af de to planeten bevægede sig langsomt tættere, ville der være en støvsugereffekt, der ødelagde kaos på den samme ring, som planeten dannede. For mindre måner kan denne effekt ses omkring saturn, da små måner skaber små pauser i Saturns ringe. Med en meget mere massiv kerne af planeten, der dannede en måne, ville du få orbitalkaos, og det ville ikke være et godt scenarie at danne en ring, selv med alt det tilgængelige ringmateriale. Du vil sandsynligvis stadig ende med en ring, men jeg tror kun en lille procentdel af den oprindelige mindre planets masse ville overleve processen.

Et lignende problem opstår med kæmpe påvirkninger. Hvis påvirkningen er for stor, bryder planeten fra hinanden. Hvis det ikke er så stort, som man troede, at den kæmpestor indvirkning på jorden var for 4,4 milliarder år siden, blæses affald uden for Roche Limit og danner en måne, i vores tilfælde 1/81 af jordens masse, selvom kl. den gang det måske havde været lidt mere, måske 1 / 72-74 eller deromkring, og der var sandsynligvis to måner i første omgang ikke en, men jeg afviger. Pointen er, at have affald sprængt væk fra planeten, men forblive inden for Roche-grænsen, så det danner en ring, ikke en måne, du har brug for en mindre indvirkning end den, der dannede vores måne, og en mindre indvirkning indebærer mindre affald, så med Stenede verdener, hvad betyder det, 1/100? 1/200? Derinde et eller andet sted. Med gasgiganter er slagmetoden endnu værre på grund af at det ydre lag af gasgiganter er så meget brint, at du ikke får godt materiale til en tæt permanent ringstruktur fra kæmpestød.

Så der er praktiske grænser for størrelsen på et ringsystem, som du sandsynligvis vil se (hvis vi ignorerer unge solsystemer, stadig information som J1407b. Det er en meget ballpark, der knap nok er uddannet, men jeg tror, ​​den praktiske grænse for en ring systemet er sandsynligvis ret lille i forhold til massen på planeten, som et forhold på 1 til 200 eller deromkring, som hvis du har en planet med massen på 13 Jupiters, er det stadig en hel del masse. Hvis vi bruger 1 til 200 forhold og 13 jupiter, det er massen af ​​20 jordarter. Jeg har svært ved at se, hvordan et ringsystem omkring en planet kan blive meget mere massivt end det.

Nu, i teorien, som, lad os sige, at vi vil bygge et ringsystem, og vi designer denne enorme sneblæser, og vi blæser iskrystaller rundt om en planet, bare for sjov. Et ringsystem ville sandsynligvis forblive stabilt langt ud over denne masse. Jeg har ikke midlerne til at beregne, hvor ustabilitet kan komme til at spille, men hvis du bygger dit eget ringsystem omkring en planet, kan du muligvis få ringsystemet så massivt som 1/10 af planetens masse, måske lidt mere inden en form for tyngdekraftsstabilitet overtog. Jeg tror ikke, du nogensinde vil se det i en naturlig situation, men teoretisk set tror jeg, det kunne gøres.

Nu for at besvare dine spørgsmål:

afhænger det af planetens masse?

absolut. Massen af ​​planeten (og dens densitet) bestemmer størrelsen af ​​dens Roche-grænse, som definerer hvor langt ringsystemet kan strække sig. Som påpeget ovenfor kan planeter have ringe ud over Roche-grænsen, men kun svage. Tætte / tykke ringe dannes kun inden for Roche Limit og jo mere massiv planeten er, jo større er Roche Limit.

tilstedeværelse / fravær af måner?

Små måner betyder ikke meget. Saturn har små måner inde i dens ringe, og de skaber små pauser i det ringsystem. Store måner, især hvis de er tæt på planeten, kan skabe tyngdekraftforstyrrelser og ville ikke være godt for et permanent ringsystem.

afstand til stjernen eller andre parametre?

Ud over frostlinjen er bedst, fordi det er her is ikke smelter. Is udgør mere masse af vores solsystem og sandsynligvis de fleste solsystemer end stenmateriale, og de bryder sig lettere sammen, så statistisk set skulle et ringsystem klare sig bedre langt væk fra solen, i vores tilfælde i det mindste Jupiter Distance. Jupiters enorme magnetfelt er muligvis heller ikke langsigtet ringvenligt, så ud over langt fra solen vil du have en planet uden for stærkt magnetfelt, der skyder partikler med høj hastighed gennem ringen. Her er en sjov artikel om, hvordan Saturns magnetfelt udhuler dens ring. Jupiter ville smelte enhver isring, den havde meget hurtigere end Saturn gør.

Håber det ikke var for længe, ​​og det er mere mit forsøg på at finde ud af det end et endeligt svar, men indtil vi får meget bedre teleskoper, er der muligvis ikke et endeligt svar på denne.


12.5 Planetariske ringe

Ud over deres måner har alle fire af de gigantiske planeter ringe, hvor hvert ringsystem består af milliarder af små partikler eller "måneskær", der kredser tæt på deres planet. Hver af disse ringe viser en kompliceret struktur, der er relateret til interaktioner mellem ringpartiklerne og de større måner. Imidlertid er de fire ringsystemer meget forskellige fra hinanden med hensyn til masse, struktur og sammensætning som beskrevet i [link].

Saturns store ringsystem består af iskolde partikler spredt ud i flere store, flade ringe indeholdende en god del fin struktur. Uranus- og Neptun-ringsystemerne er derimod næsten det modsatte af Saturn's: de består af mørke partikler begrænset til et par smalle ringe med brede tomme huller imellem. Jupiters ring og mindst en af ​​Saturn er kun forbigående støvbånd, der konstant fornyes af støvkorn eroderet fra små måner. I dette afsnit fokuserer vi på de to mest massive ringsystemer, Saturn og Uranus.


Hvad forårsager ringe?

En ring er en samling af et stort antal partikler, hver som en lille måne, der adlyder Keplers love, når den følger sin egen bane rundt om planeten. Således drejer de indre partikler hurtigere end dem længere ude, og ringen som helhed roterer ikke som en fast krop. Faktisk er det bedre ikke at tænke på en ring, der roterer overhovedet, men snarere at overveje revolutionen (eller bevægelse i kredsløb) for dens individuelle måneskyer.

Hvis ringpartiklerne havde stor afstand, ville de bevæge sig uafhængigt som separate måneskyer. Imidlertid er partiklerne i Saturnus og Uranus hovedringe tæt nok til at udøve gensidig tyngdepåvirkning og lejlighedsvis endda til at gnide sammen eller hoppe af hinanden i kollisioner med lav hastighed. På grund af disse interaktioner ser vi fænomener som bølger, der bevæger sig hen over ringene - netop som vandbølger bevæger sig over havets overflade.

Der er to grundlæggende ideer til, hvordan sådanne ringe bliver til. Først er det breakup hypotese, hvilket antyder, at ringene er resterne af en knust måne. En komet eller asteroide, der passerer, kan have kollideret med månen og brudt den i stykker. Tidevandsstyrker trak derefter fragmenterne fra hinanden, og de spredte sig i en disk. Den anden hypotese, der tager det omvendte perspektiv, antyder, at ringene er lavet af partikler, der i første omgang ikke var i stand til at danne en måne.

I begge teorier spiller planetens tyngdekraft en vigtig rolle. Tæt på planeten (se [link]) kan tidevandskræfter rive legemer fra hinanden eller forhindre løse partikler i at komme sammen. Vi ved ikke, hvilken forklaring der gælder for en given ring, selvom mange forskere har konkluderet, at mindst et par af ringene er relativt unge og derfor må være et resultat af en opløsning.

Figur 1. Dette diagram viser placeringen af ​​ringsystemerne på de fire kæmpe planeter. Den venstre akse repræsenterer planetens overflade. Den stiplede lodrette linje er grænsen, inden for hvilken tyngdekræfter kan bryde op måner (hver planets system er tegnet i en anden skala, så denne stabilitetsgrænse stiller op for alle fire af dem). De sorte prikker er de indre måner på hver planet i samme skala som dens ringe. Bemærk, at kun rigtig små måner overlever inden for stabilitetsgrænsen.

Ring system

Et ringsystem er en skive eller ring, der kredser om et astronomisk objekt, der er sammensat af fast materiale såsom støv og måneskyer og er en almindelig komponent i satellitsystemer omkring gigantiske planeter. Et ringsystem omkring en planet er også kendt som et planetarisk ringsystem. Sammensætningen af ​​ringpartikler varierer, de kan være silikat eller iskoldt støv. Større klipper og kampesten kan også være til stede, og i 2007 blev tidevandseffekter fra otte & # 8216moonlets & # 8217 kun få hundrede meter på tværs fundet i Saturnus ringe.

Den maksimale størrelse af en ringpartikel bestemmes af den specifikke styrke af det materiale, den er lavet af, dens densitet og tidevandskraften i dens højde. Tidevandskraften er proportional med den gennemsnitlige tæthed inde i ringens radius eller med planetens masse divideret med radius på den kubede ring. Det er også omvendt proportionalt med kvadratet i ringens omløbstid.

Der er tre måder, som tykkere planetariske ringe (ringene omkring planeterne) er blevet foreslået at have dannet: fra materiale fra den protoplanetære skive, der var inden for planens Roche-grænse og således ikke kunne falde sammen til dannelse af måner, fra affaldet fra en måne, der blev forstyrret af en stor påvirkning, eller fra affald fra en måne, der blev forstyrret af tidevandsbelastning, da den passerede inden for planeten & # 8217 s Roche grænse.

De fleste ringe blev anset for at være ustabile og spredes i løbet af titusinder eller hundreder af millioner af år, men det ser nu ud til, at Saturnes ringe måske er ret gamle og dateres til solsystemets tidlige dage.

Svagere planetariske ringe kan dannes som et resultat af meteoroid påvirkninger med måner, der kredser rundt om planeten eller, i tilfælde af Saturn & # 8217 s E-ring, udkastet af kryovulkanisk materiale.

Nogle gange vil ringe have & # 8220shepherd & # 8221 måner, små måner, der kredser nær ringens indre eller ydre kanter eller inden for huller i ringene. Hyrdemålens tyngdekraft tjener til at opretholde en skarpt defineret kant til ringmaterialet, der driver tættere på hyrdemånens bane, enten afbøjes tilbage i ringens krop, skubbes ud af systemet eller akkreteres på selve månen.

De mest fremtrædende og mest berømte planetariske ringe i solsystemet er dem omkring Saturn, men de andre tre gigantiske planeter (Jupiter, Uranus og Neptun) har også ringsystemer. Nylige beviser tyder på, at ringsystemer også kan findes omkring andre typer astronomiske objekter, herunder mindre planeter, måner og brune dværge, samt de interplanetære rum mellem planeter som Venus og Merkur.

Rapporter i marts 2008 antydede, at Saturns måne Rhea muligvis har sit eget tynde ringsystem, hvilket ville gøre det til den eneste måne, der vides at have et ringsystem. En senere undersøgelse offentliggjort i 2010 afslørede, at billeddannelse af Rhea af rumfartøjet Cassini var uforenelig med ringernes forudsagte egenskaber, hvilket tyder på, at en anden mekanisme er ansvarlig for de magnetiske effekter, der havde ført til ringhypotesen.

Eksistensen af ​​exoplaneter med ringe er sandsynlig. Selvom ispartikler, det materiale, der er dominerende i Saturnringene, kun kan eksistere omkring planeter ud over frostlinjen, kan ringe bestående af stenmateriale være stabile på lang sigt inden for denne linie.

Sådanne ringsystemer kan detekteres for planeter observeret ved transitmetoden ved yderligere reduktion af lyset fra den centrale stjerne, hvis deres opacitet er tilstrækkelig. Fra og med 2020 er der fundet en kandidat-ekstrasolar ringsystem ved denne metode omkring HIP 41378 f.

Fomalhaut b viste sig at være stor og uklart defineret, da den blev opdaget i 2008. Dette blev antaget, at det enten skyldtes en støvsky, der blev tiltrukket af stjernens støvskive, eller et muligt ringsystem, selvom Fomalhaut b i 2020 blev bestemt meget sandsynligt være en ekspanderende snavssky fra en kollision af asteroider snarere end en planet.

Proxima Centauri c er blevet observeret at være langt lysere end forventet for sin lave masse på 7 jordmasser, hvilket kan tilskrives et ringsystem på ca. 5 RJ.

En sekvens af okkuleringer af stjernen 1SWASP J140747.93-394542.6 observeret i 2007 i løbet af 56 dage blev fortolket som en transit af et ringsystem af en (ikke direkte observeret) substellar ledsager kaldet & # 8220J1407b & # 8221. Dette ringsystem tilskrives en radius på omkring 90 millioner km (ca. 200 gange Saturnus ringe). I pressemeddelelser blev udtrykket & # 8220super-Saturn & # 8221 brugt.


Hvad ved vi om planetariske ringe? En hel del, faktisk!

Kort version af dette blogindlæg: For alt hvad du nogensinde har ønsket at vide om planetariske ringsystemer, skal du læse en ny gennemgangsartikel af Matt Tiscareno med titlen, laconisk, "Planetary Rings", nu tilgængelig på arXiv. (Tak til Luke Dones for markøren.)

Og nu til den længere version. Jeg skriver oftest om papirer fra Videnskab og Natur af den måske ikke særlig gode grund til, at disse papirer er korte. Deres kortfattethed betyder, at det er ret nemt at pakke mit hoved rundt om en artikel og skrive et meningsfuldt indlæg om det i løbet af få timer. Nogle gange skriver jeg om videnskabelige artikler, der er offentliggjort i Icarus eller den Journal of Geophysical Research. Disse papirer er altid mere nuancerede og er baseret på et langt længere tidsrum af forskningsarbejde (så langt mere tilbøjelige til at stå op til kontrol end noget, der er offentliggjort i Videnskab eller Natur), men de tager også mere tid for mig at forstå og syntetisere, normalt en halv dag til en dag.

Moonmade Rings Denne opfattelse, erhvervet med Solen næsten direkte bag Saturn, afslører en tidligere ukendt svag ring af materiale, der falder sammen med kredsløbet om den lille måne Pallene. Denne betragtningsgeometri får mikroskopiske, iskolde ringpartikler til at lysne væsentligt. Cassini tilbragte næsten 12 timer i Saturns skygge den 15. september 2006 ved at foretage observationer som denne. Den nye Pallene-ring er et svagt smalt bånd, omkring 2.500 kilometer på tværs, mellem E-ringen og G-ringen. Udsigten ser ned fra ca. 15 grader over ringens uoplyste side. Nogle svage eger kan også ses i hovedringene, synlige ved sollys, der diffunderer gennem B-ringen. Billede: NASA / JPL-Caltech / SSI

Og så er der gennemgangspapirer. Af deres art er det umuligt at opsummere gennemgangspapirer, fordi de selv er resuméer af årtier - eller endda århundreder - af arbejde fra mange forskere. Så jeg skriver aldrig om dem. Men jeg er flyttet til at skrive om Tiscarenos nye papir, fordi den indeholder svar på så mange spørgsmål, som jeg har forsøgt at undersøge på nettet, mens jeg skrev historier, og ikke har fundet nyttige ressourcer. På de første par sider har jeg lært en masse ting, der fik mig til at "hmm" eller "aha!"

Tidligt i avisen er der ting om Roche-grænser. Roche-grænsen, som Tiscareno definerer den, "er afstanden fra en planet, inden for hvilken tidevandet kan trække en kompakt genstand fra hinanden. Roche-grænsen har dog ikke en enkelt værdi, men afhænger især af densiteten og den indre materialestyrke af månen, der måske eller måske ikke bliver trukket fra hinanden. "

Så meget vidste jeg, men i de følgende afsnit diskuterer han Saturns små ringmønstre som små sonder til ringens fysiske egenskaber. Ringmåner er klumper af solidt materiale, der er modstandsdygtige over for at blive revet fra hinanden af ​​tidevandskræfter. Over tid akkumulerer de en overfladestøvning af meget blødt materiale, men det stopper, når tætheden af ​​det hele (solid kerne plus fluffy coating) når Roche-kritisk tæthed. Den usædvanlige vedholdenhed og udstrækning af Saturns ringe skyldes, at deres Roche-kritiske tæthed er lavere end for nogen anden planet og nærmer sig en tæthed, der kun er 40% af vandis. Dette skyldes igen, at Saturns ringe har en meget højere andel af is til sten end nogen anden planet, hvilket sænker deres samlede tæthed. (Tiscareno kommer ikke ind på, hvorfor Saturns ringe er mere isede end stenede. Et nylig papir af Robin Canup foreslår, at Saturn spiste kernen i en måne i Titan-størrelse og efterlod sin isede kappe i kredsløb.)

Uranus 'baner & # 039 ringe og måner Uranus' ringe og måner udgør en tyrsøjle af orbitale stier omkring de skrå planeter. To nye ringe, U1 og U2, blev annonceret i december 2005. Billede: NASA

Der er nogle fascinerende diskussioner om de andre gigantiske planters Roche-grænser og hvad de antyder om deres månes tæthed. For eksempel, hvis du smadrede Uranus '"Portia-gruppe" af måner (Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Amor, Belinda, Perdita og Puck) og spredte deres masse over dit område i kredsløb, ville du få noget med nogenlunde samme tæthed som Saturns A-ring. Så hvorfor er de måner i stedet for en A-ring? Sandsynligvis fordi de er tættere (stenere) end Saturnus A-ring: "Dette månesystem kan være meget lig oprindelsen til de kendte ringsystemer, bortset fra at den naturlige tæthed af akkreterede genstande er større end Roche-kritiske tæthed. Så enhver måne der bliver afbrudt af en kollision (som burde være sket mange gange i løbet af solsystemets alder) vil blot genopbygge. "

Planetringe er ofte beskrevet som værende små versioner af de slags skiver, hvorfra planeter dannes. Parallellen er nyttig, men det er interessant, at de to systemer, som begge består af roterende skiver af partikler, der kredser om en stor central masse, er flade skiver af helt forskellige grunde. I sidste ende er planetariske ringsystemer flade på grund af planets oblate (ækvatorielt udbulende) former, hvilket skaber et asymmetrisk tyngdefelt omkring planeterne. Stjerneaffaldsdiske har ikke disse asymmetriske tyngdekraftsfelter. De er i sidste ende flade på grund af selve diskenes store vinkelmoment. Mens de to systemer har forskellige årsager, ender de begge med partikler, der kredser i et foretrukket plan, fordi kollisioner mellem partikler dæmper enhver bevægelse vinkelret på dette plan. Saturn har entydigt et sæt ringe, der er justeret med planetens rotationsplan (på grund af Saturns ækvatoriale udbulning) og en meget større, fjernere ring, der er justeret med dets orbitale plan (Phoebe-ringen, som er for langt fra Saturn til ækvatorialbulen at have et vigtigt bidrag til kredsløbets udvikling af dets partikler).

Papiret gennemgår begrundelsen for, hvorfor der skulle være ringe ved Mars og Pluto, og hvorfor de har været vanskelige at opdage (hvis de overhovedet findes). Den gennemgår beviset for ringe ved Saturnusmåne Rhea, og hvorfor de sandsynligvis ikke findes. Den gennemgår detekterbarheden af ​​exoplanetære ringe.

Efter at have overvejet alle disse tilfælde af kendte eller teoretiske faktiske ringe fortsætter papiret til en mere teoretisk behandling af de typer ringe og de fænomener, der findes i dem. Det forklarer forskellen mellem spiraltæthedsbølger (som er komprimerende og formerer sig udad) og spiralbøjende bølger (som er tværgående og formerer sig indad), og hvorfor de er seje: "Spiralbølger, især svage, er nyttige strukturer, der kan tænkes af som in situ videnskabelige instrumenter placeret i ringene. " Du kan få masser af små måner fra spiraldensitetsbølger og udlede egenskaberne for selve ringene fra bøjende bølger under de rigtige lysforhold nær jævndøgn.

Pan og Daphnis og deres ringbølger Mønstre ved den ydre kant af A-ringen er begejstrede over tyngdekraften fra Pan, øverst til venstre og Daphnis nær bunden. På dette billede er ringene blevet lysere i forhold til månerne. Pan's tallerkenform - almindelig for Saturns ringmåner - er indlysende. Pan's længste akse peger altid mod Saturn. Billede: NASA / JPL-Caltech / SSI / behandlet af Emily Lakdawalla

Der er en hel del matematik i artiklen, som jeg instinktivt springer over, mens jeg læser. Men når jeg tvinger mig selv til at gå tilbage og læse ligningerne, finder jeg, at de har en generel form, som selv en, der ikke har skrevet ned en ligning i 12 år, kan læse. Vi lærer om kepleriansk forskydning, og hvordan de skulpterede kanter af Encke-kløften kombineret med relativt enkel matematik gjorde det muligt for Mark Showalter og hans kolleger at forudsige placeringen af ​​og derefter opdage den indlejrede måne Pan i arkiverede Voyager-billeder. Vi lærer om propeller og eger.

Der er mere, men som jeg sagde, er det dårskab at forsøge at opsummere et papir, der i sig selv er et resumé af resultaterne af fire århundreder med videnskabelig forskning. Har du nogensinde kigget på Cassini-billeder og forsøgt at finde ud af, hvad der gør de seje strukturer i Saturns ringe? Har du nogensinde spekuleret på, hvad forskellen er mellem en bøjningsbølge og en densitetsbølge og en ringmånevågn? Har du nogensinde stillet spørgsmål som "hvorfor har Mars ikke ringe" eller "har ekstrasolare planeter ringe?" eller "hvad taler de om, når de diskuterer 'propeller' i Saturns ringe?" Prøv dette papir! Du lærer også om "Propellerbælter" og "frø resonanser" og det faktum, at "F-ringen er bedstefar af smalle støvede ringletter", og den indeholder "et uset bælte af kilometerstore måneskind."

Kæmpe & quotpropeller & quot i A-ringens "Propeller" -funktioner blev først set i nærbilleder af ringen taget af Cassini under dens indsættelse af kredsløb. Forskere fastslog, at de angiver tilstedeværelsen af ​​isolerede objekter i 100 meter størrelse inden i ringene - legemer, der er mellemstore i størrelse mellem ting, der er navngivet som måner, og de utallige individuelle partikler, der selv udgør ringene. Denne propel, der blev set lige efter jævndøgn den 13. august 2009, er meget lys, fordi den stikker op over ringplanet på et tidspunkt, hvor sollyset kom ind i en lav vinkel, hvilket resulterede i svag belysning af ringene. Billede: NASA / JPL-Caltech / SSI


Artikler

Måner

Carroll, M. "Titan: Hvad vi har lært om en underlig ny verden." Astronomi (Marts 2010): 30. Dejlig gennemgang af Cassini-missionens resultater.

Elliot, J. "Tritons opvarmningsvisper." Sky & amp Teleskop (Februar 1999): 42. Om Neptuns spændende måne.

Hayes, A., "Secrets from Titan's Seas." Astronomi (Oktober 2015): 24. God gennemgang af, hvad vi nu ved, og hvad der går os om Titans kulbrintesøer.

Jewitt, D., et al. "De mærkeligste satellitter i solsystemet." Videnskabelig amerikaner (August 2006): 40. Små uregelmæssige måner i det ydre solsystem.

Lakdawalla, E. "Ice Worlds of the Ringed Planet." Sky & amp Teleskop (Juni 2009): 27. Om Cassini-missionens udforskning af Enceladus, Iapetus og andre måner.

Mackenzie, D. "Er der liv under isen?" Astronomi (August 2001): 32. Om fremtidig udforskning af Europa.

Robertson, D. "Hvor går regnen?" Sky & amp Teleskop (Marts 2013): 26. Om metanvejrcyklussen på Titan og hvad Cassini-eksperimenter fortæller os.

Scharf, C. "Et univers af mørke oceaner." Sky & amp Teleskop (December 2014): 20. Undergrundshav på Europa, Ganymedes, Enceladus og Titan.

Showalter, M. "Hvordan man fanger en måne (eller to) af Pluto." Astronomi Beat (December 2012): http://www.astrosociety.org/wp-content/uploads/2013/02/ab2012-106.pdf. Om opdagelsen af ​​små måner omkring Pluto, skrevet af den person, der opdagede to af dem.

Spencer, J. "Galileos nærmeste kig på Io." Sky & amp Teleskop (Maj 2001): 40.

Talcott, R. "Cassini flyver gennem Enceladus 'gejsere." Astronomi (Marts 2009): 32.

Zimmerman, R. "Strømmer metan på Titan?" Astronomi (Februar 2014): 22. Idéer om søer, kanaler og regn.

Pluto

Stern, A. "Pluto: tæt og personlig." Astronomi (Juli 2015): 22. God sammenfatning af historien om forståelse af Pluto og vores nuværende viden på tærsklen til New Horizons-mødet.

Stern, A. "Pluto-systemet udforsket." Astronomi (November 2015): 24. Fin gennemgang af, hvad teamet lærte af de første par data-downloads fra New Horizons.

Tombaugh, C. “Hvordan jeg fandt Pluto” Astronomi Beat (Maj 2009): http://astrosociety.org/wp-content/uploads/2013/02/ab2009-23.pdf.

Ringe

Beatty, J. "Saturnus fantastiske ringe." Sky & amp Teleskop (Maj 2013): 18. God oversigt over 7 sider af det, vi ved.

Burns, J., et al. "Bejeweled Worlds." Videnskabelig amerikaner (Februar 2002): 64. På ringe i hele solsystemet.

Elliot, J., et al. “Opdage Uranus-ringene.” Sky & amp Teleskop (Juni 1977): 412.

Esposito, L. "Den skiftende form af planetariske ringe." Astronomi (September 1987): 6.

Sobel, D. "Ringenes hemmeligheder." Opdage (April 1994): 86. Diskuterer de ydre planetringssystemer.

Tiscareno, M. "Ringworld Revelations." Sky & amp Teleskop (Februar 2007): 32. Cassini resultater om Saturn ringe.


Massegrænse for planetarisk ring - Astronomi

Oprindelsen af ​​planetariske ringe er en af ​​de mindst forståede processer relateret til planetdannelse og evolution. Mens ringe synes allestedsnærværende omkring gigantiske planeter, er deres store mangfoldighed af masse, struktur og sammensætning en udfordring for ethvert formationsscenarie. Satellitødelæggelse ved kometiske påvirkninger og meteoroid bombardement synes at være nøgleprocesser, der fører til de meget ringe ringe i Uranus, Neptun og Jupiter. Derimod er det usandsynligt, at ødelæggelse af månen har produceret Saturns meget mere massive ringe for nylig, så de repræsenterer stadig en stærk udfordring for astronomer.

Nylige fremskridt i vores forståelse af dannelse af ring og satellit og ødelæggelse antyder, at disse processer er tæt forbundne, så ringe og satellitter kan være to aspekter af det samme geologiske system. Faktisk kan ringe ikke kun være smukke planetariske ornamenter, men muligvis et vigtigt trin i processen med satellitdannelse, i det mindste for de små og mellemstore måner. Disse nylige fremskridt har udnyttet de mange spændende resultater fra Cassini-missionen samt fremskridt inden for numeriske simuleringsteknikker. However, no single theory seems able to explain the origin of the different planetary rings known in our solar system, and it now seems evident that rings may result from a variety of processes like giant collisions, tidal stripping of comets or satellites, as well as planet formation itself. Understanding rings appears to be an important step toward understanding the origin and evolution of planetary environments.

Most work on the origin of rings has been devoted to Saturn, and somewhat less to the rings of Jupiter, Uranus, and Neptune. So our chapter will be mainly focused on the case of Saturn. However, processes that are common to all rings or particularly to those of Saturn will be clearly delineated. In order to build any theory of ring formation it is important to specify physical processes that affect the long-term evolution of rings, as well as to describe the different observations that any ring formation model should explain. This is the topic of Section 18.2. In Section 18.3, we focus our attention on Saturn's rings and their main properties, and then discuss the pros and cons of a series of ring formation models. We also discuss the link between rings and satellites. In Section 18.4, we extend the discussion to the other giant planets (Jupiter, Uranus, and Neptune).


ASJC Scopus fagområder

  • APA
  • Standard
  • Harvard
  • Vancouver
  • Forfatter
  • BIBTEX
  • RIS

In: Icarus , Vol. 30, No. 4, 04.1977, p. 769-779.

Forskningsoutput: Bidrag til tidsskrift ›Artikel› peer review

T1 - Size distribution of particles in planetary rings

N2 - Harris (Icarus 24, 190-192) has suggested that the maximum size of particles in a planetary ring is controlled by collisional fragmentation rather than by tidal stress. While this conclusion is probably true, estimated radius limits must be revised upward from Harris' values of a few kilometers by at least an order of magnitude. Accretion of particles within Roche's limit is also possible. These considerations affect theories concerning the evolution of Saturn's rings, of the Moon, and of possible former satellites of Mercury and Venus. In the case of Saturn's rings, comparison of various theoretical scenarios with available observational evidence suggests that the rings formed from the breakup of larger particles rather than from original condensation as small particles. This process implies a distribution of particle sizes in Saturn's rings possibly ranging up to ∼100 km but with most cross-section in cm-scale particles.

AB - Harris (Icarus 24, 190-192) has suggested that the maximum size of particles in a planetary ring is controlled by collisional fragmentation rather than by tidal stress. While this conclusion is probably true, estimated radius limits must be revised upward from Harris' values of a few kilometers by at least an order of magnitude. Accretion of particles within Roche's limit is also possible. These considerations affect theories concerning the evolution of Saturn's rings, of the Moon, and of possible former satellites of Mercury and Venus. In the case of Saturn's rings, comparison of various theoretical scenarios with available observational evidence suggests that the rings formed from the breakup of larger particles rather than from original condensation as small particles. This process implies a distribution of particle sizes in Saturn's rings possibly ranging up to ∼100 km but with most cross-section in cm-scale particles.


Indhold

There are three ways that thicker planetary rings (the rings around planets) have been proposed to have formed: from material of the protoplanetary disk that was within the Roche limit of the planet and thus could not coalesce to form moons from the debris of a moon that was disrupted by a large impact or from the debris of a moon that was disrupted by tidal stresses when it passed within the planet's Roche limit. Most rings were thought to be unstable and to dissipate over the course of tens or hundreds of millions of years, but it now appears that Saturn's rings might be quite old, dating to the early days of the Solar System. [9]

Fainter planetary rings can form as a result of meteoroid impacts with moons orbiting around the planet or, in case of Saturn's E-ring, the ejecta of cryovolcanic material. [10] [11]

The composition of ring particles varies they may be silicate or icy dust. Larger rocks and boulders may also be present, and in 2007 tidal effects from eight 'moonlets' only a few hundred meters across were detected within Saturn's rings.

Sometimes rings will have "shepherd" moons, small moons that orbit near the outer edges of rings or within gaps in the rings. The gravity of shepherd moons serves to maintain a sharply defined edge to the ring material that drifts closer to the shepherd moon's orbit is either deflected back into the body of the ring, ejected from the system, or accreted onto the moon itself.

Several of Jupiter's small innermost moons, namely Metis and Adrastea, are within Jupiter's ring system and are also within Jupiter's Roche limit. [12] It is possible that these rings are composed of material that is being pulled off these two bodies by Jupiter's tidal forces, possibly facilitated by impacts of ring material on their surfaces.

Uranus's ε ring also has two shepherd satellites, Cordelia and Ophelia, acting as inner and outer shepherds respectively. [13] Both moons are well within Uranus' synchronous orbit radius, and their orbits are therefore slowly decaying due to tidal deceleration. [14]

Neptune's rings are very unusual in that they first appeared to be composed of incomplete arcs in Earth-based observations, but Voyager 2's images showed them to be complete rings with bright clumps. [15] It is thought [16] that the gravitational influence of the shepherd moon Galatea and possibly other as-yet undiscovered shepherd moons are responsible for this clumpiness.

Pluto is not known to have any ring systems. However, some astronomers think that the New Horizons probe might find a ring system when it visits in 2015. [8]

It is also predicted that Phobos, a moon of Mars, will break up and form into a planetary ring in about 50 million years due to its low orbit. [17] [18]

One minor planet is known to have rings, 10199 Chariklo. It has two rings, perhaps due to a collision that caused a chain of debris to orbit it. The rings came to light when astronomers watched Chariklo passing in front of the star UCAC4 248-108672 on June 3, 2013 from seven locations in South America. While watching, they saw two dips in the star’s apparent brightness just before and after the occultation. Because this event was observed at multiple locations, the conclusion that the dip in brightness was in fact due to rings orbiting the asteroid is unanimously the leading theory. The observations revealed what is likely a 12.4-mile (20-kilometer)-wide ring system that is about 1,000 times closer than the Moon is to Earth. In addition, astronomers suspect there could be a moon lying amidst the asteroid's ring debris. If these rings are the leftovers of a collision as astronomers suspect, this would give fodder to the idea that moons (such as the Moon) come to be from collisions of smaller bits of material. Chariklo's rings have not been officially named, but the discoverers have nicknamed them Oiapoque and Chuí, after two rivers near the northern and southern ends of Brazil. [19]


Mass limit of planetary ring - Astronomy

Traditional simulations of accretional growth developed to model the formation of the planets utilize two-body approximations to describe encounters between orbiting bodies. Such approximations break down as orbits approach the classical Roche limit where tidal influences become significant and a three-body approach is required. I have developed a tidal accretion model and identified a dynamical transitional regime surrounding the Roche radius. In the "Roche zone," collisional growth has a unique character: only bodies which differ greatly in mass can remain gravitationally bound, as like-sized bodies are pulled-apart by the differential gravity of the planet. Tidal forces have influenced most circumplanetary systems, as the Roche zone is the locale of planetary rings, inner satellites, and the likely birth place of Earth's Moon. The co-existence of rings and small satellites around all of the giant planets challenges the premise of the Roche limit as a sharp boundary between accreting and non-accreting regions. Simulations of accretion in the Roche zone show that debris distributions evolve into bi-modal populations, consisting of a swarm of tiny bodies and a small number of moonlets. Tidally modified accretion offers a natural explanation for the formation of systems of co-existing rings and ringmoons. Tidal accretion also likely influenced lunar formation. The favored theory of lunar origin proposes that the Moon accreted from a debris disk formed when a large body collided with Earth. Simulations of the "Giant-Impact" predict formation of a protolunar disk centered around the Roche limit. Past works propose that multiple moonlets which accreted in the protolunar disk evolved into crossing orbits due to tidal orbital evolution, allowing for their subsequent accumulation into a single Moon. Orbit crossing requires that the innermost moonlet which formed in the disk be the most massive. This requirement, together with modeling of tidal accretion, constrains initial disk conditions which could yield a single moon. The simplest scenario is a disk with a lunar mass of material outside the Roche zone. This corresponds most closely to simulations of impacts with twice the angular momentum of the current Earth/Moon system by a body with twice the mass of Mars.