Saturnus: heer van de ringen

De opmerkelijke ringen van Saturnus

Biljoenen wervelende deeltjes waterijs

De sobere, prachtige ringen van Saturnus zijn zo groot en helder dat we ze met een kleine telescoop kunnen zien. En omdat de glinsterende ringen gekanteld zijn ten opzichte van de ecliptica, het vlak van de baan van de aarde om de zon, veranderen ze van vorm als je ze vanaf de aarde bekijkt. De ringen worden achtereenvolgens op de rand gezien, wanneer ze in een kleine telescoop even uit het zicht verdwijnen, van onderaf, wanneer ze wijd open staan, weer op de rand en dan van bovenaf. De volledige cyclus duurt 29,458 aardjaren, de omlooptijd van Saturnus, zodat de ringen ongeveer elke 15 jaar bijna uit het zicht verdwijnen. De laatste verdwijning vond plaats in 1995.

De drie hoofdringen van Saturnus worden al eeuwenlang waargenomen. Er zijn de buitenste A ring en de centrale B ring, gescheiden door de donkere Cassini Divisie, en een binnenste C, of crêpe, ring die transparanter is dan de andere twee. Ze blijven in de ruimte zweven, niet verbonden aan Saturnus, omdat ze rond de planeet bewegen met snelheden die afhangen van hun afstand, waarbij ze de aantrekkingskracht van de zwaartekracht tegenwerken.

De binnenste delen van de ringen bewegen sneller rond Saturnus dan de buitenste delen, allemaal in overeenstemming met de derde wet van Kepler voor kleine objecten die rond een massieve, grotere draaien. Ze draaien om de planeet met perioden variërend van 5,8 uur voor de binnenste rand van de C-ring, tot 14,3 uur voor de buitenste rand van de verder weg gelegen A-ring. Aangezien Saturnus om zijn as draait met een periode van 10,6562 uur, draaien de binnenste delen van de hoofdringen met een snellere snelheid dan de planeet draait, en de buitenste delen met een langzamere snelheid.

Het verschil in baanbeweging tussen het binnenste en het buitenste deel van de ringen betekent dat zij geen massieve plaat van materie zijn, want zij zouden door de differentiële beweging uit elkaar worden gescheurd. In plaats daarvan zijn de ringen opgebouwd uit enorme aantallen deeltjes, elk in een eigen baan om Saturnus, als een kleine maan. Miljarden ringdeeltjes draaien om de planeet. Ze zijn afgeplat en uitgespreid tot een dunne, brede schijf als gevolg van botsingen tussen deeltjes.

De ringen van Saturnus zijn plat, breed en ongelooflijk dun. Van rand tot rand gemeten hebben de drie hoofdringen een totale breedte van 62,2 duizend kilometer, dus zijn ze iets breder dan de straal van de planeet, die 60,3 duizend kilometer bedraagt. Wanneer ze van op de rand worden bekeken, van op of nabij de aarde, verdwijnen de ringen praktisch uit beeld. Ze lijken ongeveer een kilometer dik, maar dit is een illusie die wordt toegeschreven aan kromming, rimpelingen, ingebedde satellieten en een dunne, schuine buitenring. Toen instrumenten op de Voyager 2 het sterlicht door de ringen heen volgden, ontdekten ze dat de randen van de ringen van boven naar beneden maar zo’n 10 meter uitsteken. Als een vel papier de dikte van Saturnus’ ringen weergeeft, dan zou een schaalmodel twee kilometer in doorsnee zijn.

Waar zijn de ringdeeltjes van gemaakt? Op zichtbare golflengten zijn de ringen helder en reflecterend, maar op infrarode golflengten zijn ze donker en minder reflecterend. Dit suggereert dat de deeltjes koud zijn en uit ijs bestaan. In feite bestaan ze grotendeels, en bijna uitsluitend, uit waterijs. De totale massa van de prominente A-, B- en C-ringen is ongeveer gelijk aan die van Saturnus’ satelliet Mimas, die 4,5 x 1019 kilogram weegt, en zo’n massa komt overeen met deeltjes die uit waterijs bestaan.

De ringdeeltjes zijn te klein voor ruimtevaartuigcamera’s om ze afzonderlijk te kunnen zien, maar wetenschappers kunnen hun grootte afleiden uit radiometingen. Omdat de ringen zeer goed reflecteren op radartransmissies vanaf de grond, weten we dat hun deeltjes vergelijkbaar zijn met, of groter zijn dan, de radar-golflengte van ongeveer 0,1 meter. De grootteverdeling van de deeltjes is bepaald aan de hand van de manier waarop de ringen de radiosignalen van Voyager 1 en 2 blokkeerden toen de ruimtevaartuigen achter de ringen langs voeren. Uit deze methode bleek dat er opvallend weinig deeltjes zijn die groter zijn dan 5 tot 10 meter of kleiner dan 0,01 meter. Binnen deze grenzen neemt het aantal deeltjes in de hoofdringen af met toenemende grootte, evenredig met het omgekeerde kwadraat van hun straal.

Echter, vier extra ringen, aangeduid als de D, E, F en G ringen, bestaan uit veel kleinere, microscopische ijskristallen. Deze ringen, die zijn ontdekt met waarnemingen vanaf de grond of ruimtevaartuigen, zijn allemaal zeer diffuus, ijl en bijna transparant. De manier waarop hun deeltjes licht verstrooien geeft aan dat ze de kleinste van allemaal zijn, ruwweg een micron groot – een micron is een miljoenste, of 10-6, meter.

Pioneer 11 ontdekte de ongelooflijk smalle F-ring, die net buiten de A-ring ligt, door zijn absorptie van energetische deeltjes; terwijl beelden van het Voyager-ruimtevaartuig de F-ring in groot detail lieten zien, waarbij werd aangetoond dat zijn breedte varieert van een paar duizend tot tienduizenden meters. Bovendien is het niet één enkele ring; de Voyager 1 zag een verwrongen kluwen van smalle strengen die was afgevlakt tegen de tijd dat de Voyager 2 ongeveer 9 maanden later aankwam. Omdat de F-ringdeeltjes helderder zijn in tegenlicht van de zon, en vager in gereflecteerd zonlicht, weten we dat de deeltjes ook micron groot zijn, veel kleiner dan sneeuwvlokken en vergelijkbaar met het stof in uw kamer.

Maar hoe kan deze ring zulke smalle grenzen behouden? Als er geen andere krachten zijn, zouden botsingen tussen ringdeeltjes ze moeten verspreiden, waardoor de deeltjes naar Saturnus toe naar binnen vallen en zich van Saturnus af naar buiten uitbreiden, waardoor een bredere en meer diffuse ring ontstaat. Twee kleine manen, Pandora en Prometheus genaamd, flankeren de F-ring en sluiten hem tussen hen in, waardoor de deeltjes van de F-ring niet buiten de nauwe begrenzing van de ring kunnen dwalen.

Ringlets, golven, kloven en spaken

Van een afstand lijken de hoofdringen van Saturnus gladde, ononderbroken structuren te zijn. Maar van dichtbij, op de beelden van de Voyager 1 en 2 ruimtevaartuigen, is het ijzige materiaal samengeperst in duizenden afzonderlijke ringetjes. Sommige ringetjes zijn perfect rond, andere zijn ovaalvormig en een paar lijken in een spiraal naar de planeet toe te lopen, zoals de groeven op een ouderwetse grammofoonplaat. Op sommige plaatsen is het platte vlak van de ringen licht gegolfd, en zijn er ringetjes te zien op de toppen en dippen van de golvingen, als rimpels die over het oppervlak van een vijver lopen.

Een hand van buitenaf is aan het werk om ten minste enkele van de ingewikkelde ringstructuren te boetseren door de zwaartekracht. De gecombineerde zwaartekracht van Saturnus en de geaccumuleerde aantrekkingskracht van nabijgelegen manen kan de ringdeeltjes herverdelen en ze concentreren in veel van de waargenomen vormen. Hoewel kleine manen in de buurt slechts een zwakke zwaartekracht uitoefenen op de deeltjes in de ringen, wordt de aantrekkingskracht op bepaalde resonantielocaties steeds opnieuw uitgeoefend. Net zoals we een kind op een schommel hoog boven de grond kunnen laten schommelen met een zachte, herhaalde duw op dezelfde plaats van de schommel, zo kan de herhaalde gravitationele aantrekkingskracht van een kleine externe maan tijdens elke omloop een onverwacht grote verstoring geven. Het samenspel van dit effect en Saturnus’ inwaartse zwaartekracht kan de ringdeeltjes afstoten en aantrekken, ze in gelokaliseerde concentraties zoals ringlets duwen en trekken.

Maar eenvoudige interacties met bekende manen zijn niet helemaal succesvol geweest in het verklaren van alle ingewikkelde details die in Saturnus’ ringen worden gevonden. De schijnbare gaten in het stelsel zijn niet helemaal leeg. De Cassini-divisie bevat bijvoorbeeld misschien wel 100 ringetjes, met deeltjes die net zo groot zijn als die in de naburige ring. Sommige openingen komen zelfs niet voor op bekende resonantieposities of bevatten gedetecteerde manen die erin ingebed zijn. Ongeziene manen zouden de samenklontering en verwijdering van materiaal op deze plaatsen kunnen beïnvloeden.

De meest bizarre ontdekking van de Voyager waren misschien wel de lange, donkere strepen, spaken genoemd, die zich radiaal over de ringen uitstrekken en hun vorm behouden als de spaken van een wiel. Deze kortstondige kenmerken zijn van korte duur, maar regenereren vaak. Ze zijn te vinden bij het dichtste deel van de B-ring, die met de planeet meedraait met een periode van 10,6562 uur. Maar de binnenste en buitenste delen van Saturnus’ donkere spaken wervelen ook met deze periode rond de planeet, met constante snelheid, in schijnbare strijd met de derde wet van Kepler en Newton’s zwaartekrachttheorie. Als de spaken bestonden uit donkere deeltjes ingebed in de ringen, zouden de deeltjes bewegen met snelheden die afnemen met toenemende afstand van Saturnus, en de spaken zouden zich snel uitstrekken en verdwijnen.

Volgens één hypothese kunnen de kleine stofdeeltjes geladen worden, misschien als gevolg van botsingen met energetische elektronen. Elektromagnetische krachten heffen de kleine, geladen deeltjes dan op of laten ze zweven van de grotere ringlichamen, en de spaken worden rond Saturnus geveegd door zijn roterende magnetische veld. Het klinkt bizar, maar er zijn subtiele krachten nodig om de zwaartekracht te overwinnen.

Waarom hebben planeten ringen?

Je zou verwachten dat de deeltjes van een ring zich lang geleden hebben opgehoopt tot grotere satellieten. Maar het interessante van ringen – en een aanwijzing voor hun oorsprong – is dat zij niet samen met grote manen bestaan. Planetaire ringen zijn altijd dichter bij de planeten dan hun grote satellieten.

De ringen zijn beperkt tot een binnenste zone waar de getijdekrachten van de planeet een grote satelliet zouden uitrekken tot hij breekt en splijt, terwijl ze ook voorkomen dat kleine lichamen samensmelten om een grotere maan te vormen. De buitenste straal van deze zone waarin ringen worden aangetroffen wordt de Roche-limiet genoemd naar de Franse wiskundige Eduoard A. Roche (1820-1883), die deze in 1848 beschreef. Voor een satelliet zonder inwendige kracht en waarvan de dichtheid gelijk is aan die van de planeet, is de Roche-limiet 2,456 maal de planeetradius, of ongeveer 147 duizend kilometer voor Saturnus.

En waar komen de ringen van Saturnus vandaan? Er zijn twee mogelijke verklaringen voor hun oorsprong. In de eerste verklaring bestaan de ringen uit materiaal dat is overgebleven van Saturnus’ geboorte ongeveer 4,6 miljard jaar geleden. Deze hypothese gaat ervan uit dat de ringen en manen op hetzelfde moment zijn ontstaan in een afgeplatte schijf van gas en stof met de grote, pasgeboren Saturnus in het centrum. Volgens de tweede verklaring zou een vroegere maan of een ander lichaam te dicht bij Saturnus zijn gekomen en door de getijdenkrachten van de reuzenplaneet in stukken zijn gescheurd, waardoor de ringen zijn ontstaan. In dit geval zouden de ringen gevormd kunnen zijn na Saturnus, zijn satellieten en een groot deel van de rest van het zonnestelsel.

Astronomen schatten nu dat de ringen van Saturnus minder dan 100 miljoen jaar oud zijn, oftewel minder dan twee procent van Saturnus’ levensduur. De verblindende, fonkelende helderheid van Saturnus’ ringen levert het bewijs voor deze jeugdigheid. Ze glinsteren van zuivere deeltjes zuiver waterijs, onbesmet door de voortdurende bekogeling door kosmisch stof. De ringen zouden er veel donkerder uitzien als ze heel oud waren, net zoals pas gevallen sneeuw na verloop van tijd vuil wordt. Berekeningen geven aan dat de heldere ringen van Saturnus over 100 miljoen jaar in dezelfde mate verduisterd zullen zijn door het doordringende kosmische puin als de oudere, kolenzwarte ringen van Uranus en Neptunus.

De gravitationele trekkrachten van Saturnus’ manen op de ringen zullen het leven van de ringen verkorten, wat een andere aanwijzing geeft voor hun jeugdigheid. Wanneer dichtheidsgolven in de ringen ontstaan, onttrekken nabijgelegen manen momentum aan de ringdeeltjes, waardoor deze langzaam naar Saturnus toe spiraliseren; om momentum in het totale systeem te behouden, bewegen de manen zich geleidelijk van de planeet af. De A-ring zal uiteindelijk in de B-ring worden meegesleurd, en alle ringen zouden als gevolg van deze maan-ring interactie over ongeveer 100 miljoen jaar moeten instorten.

Dit brengt ons terug bij de tweede verklaring voor Saturnus’ ringen, waarin een reeds bestaand lichaam te dicht bij Saturnus is afgedwaald en door getijdenkrachten uiteen is gescheurd. Het kan een van Saturnus’ manen geweest zijn, of een indringer uit een ander gebied van het zonnestelsel. Een satelliet zou zich buiten de Roche-limiet kunnen vormen en naar binnen bewegen als gevolg van de getijdenkrachten die de satelliet uiteindelijk in stukken zouden scheuren. Zoals eerder gezegd is de totale massa van alle ringdeeltjes vergelijkbaar met de massa van Saturnus’ relatief kleine satelliet Mimas, dus lijkt het redelijk dat de ringen uit zo’n maantje, of uit een paar kleinere maantjes, zouden kunnen zijn ontstaan. Immers, de Marsmaan Phobos wordt nu door zijn getijdenkrachten onverbiddelijk naar de rode planeet getrokken, en Neptunus’ grootste satelliet Triton ligt ook op ramkoers naar zijn planeet.