Википедија

Сатурнови прстени

Сатурнови прстени — најобемниот прстенест систем од која било планета во Сончевиот Систем. Тие се состојат од безброј мали честички, со големина од микрометри до метри,[1] кои орбитираат околу Сатурн. Честичките на прстенот се направени речиси целосно од воден мраз, со траги од карпест материјал. Сè уште нема консензус за нивниот механизам на формирање. Иако теоретските модели покажале дека прстените најверојатно се формирале рано во историјата на Сончевиот Систем,[2] поновите податоци од Касини-Хајгенс сугерираат дека тие се формирале релативно подоцна.[3]

Целосен сет на прстени, прикажан како Сатурн во затемнување со Сонцето, гледано од позицијата на вселенското летало Касини-Хајгенс на 15 септември 2006 година. (осветленоста е зголемена).

Иако рефлексијата од прстените ја зголемува осветленоста на Сатурн, тие не се видливи од Земјата со непосредна визија. Во 1610 година, годината откако Галилео Галилеј го свртел телескопот кон небото, тој станал првиот човек што ги набљудувал прстените на Сатурн, иако не можел да ги види доволно добро за да ја препознае нивната вистинска природа. Во 1655 година, Кристијан Хајгенс бил првиот човек кој ги опишал како диск што го опкружува Сатурн.[4] Концептот дека прстените на Сатурн се состојат од низа ситни прстени може да се проследи до Пјер-Симон Лаплас,[4] иако вистинските празнини се малку - поправилно е да се замислат прстените како прстенест диск со концентрични локални максими и минимум во густина и осветленост.[2] На скалата на купчињата во прстените има многу празен простор.

Прстените имаат бројни празнини каде густината на честичките нагло опаѓа. Прстенестиот систем има многу поголеми и помали празнини, а пречникот од скоро милион километри. Во многу области е дебелина само неколку стотици метри, а со тоа, во релативна смисла, е исклучително тенок. Останатите празнини остануваат необјаснети. Од друга страна, стабилизирачките резонанци се одговорни за долговечноста на неколку прстени, како што се Титсн и прстенот Г.

Надвор од главните прстени е прстенот Феба, за кој се претпоставува дека потекнува од Феба и на тој начин го споделува своето повратно орбитално движење. Порамнет е со рамнината на орбитата на Сатурн. Сатурн има аксијален наклон од 27 степени, така што овој прстен е наведнат под агол од 27 степени во однос на повидливите прстени кои орбитираат над екваторот на Сатурн.

Поглед на Војаџер 2 на Сатурн кој фрла сенка преку неговите прстени. Видливи се четири сателити, две од нивните сенки и прстенести краци.

Историја уреди

Рани набљудувања уреди

 
Детали за цртежот на Сатурн на Галилео во писмо до Белисарио Винта (1610).

Галилео Галилеј бил првиот што ги набљудувал прстените на Сатурн во 1610 година користејќи го својот телескоп, но не бил во можност да ги идентификува како такви. Тој му напишал на војводата од Тоскана дека „Планетата Сатурн не е сама, туку е составена од други три, кои речиси се допираат една со друга и никогаш не се движат ниту се менуваат една во однос на друга. Тие се распоредени во линија паралелна со зодијакот, а средната (самиот Сатурн) е околу трипати поголема од страничните.“ [5] Тој, исто така, ги опишал прстените како „уши“ на Сатурн. Во 1612 година Земјата поминала низ рамнината на прстените и тие станале невидливи. Галилео забележал: „Не знам што да кажам во овој случај кој е толку изненадувачки, толку неочекуван и толку нов“,[4] додавајќи: „Дали Сатурн ги проголта неговите деца?“ - сметајќи на митот за Титан кога Сатурн ги проголтал своите потомци за да го спречи пророштвото дека тие ќе го соборат од власт.[5][6] Тој бил дополнително збунет кога прстените повторно станале видливи во 1613 година.

Раните астрономи користеле анаграми како модели за да полагаат право на нови откритија пред нивните резултати да бидат подготвени за објавување. Галилео користел smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras за Altissimum planetam tergeminum observavi („Ја набљудував најоддалечената планета која има тројна форма“) за откривање на прстените на Сатурн.[7]

Во 1657 година Кристофер Врен станал професор по астрономија на колеџот Грешам, Лондон. Тој правел набљудувања на планетата Сатурн од околу 1652 година со цел да го објасни нејзиниот изглед. Неговата хипотеза била напишана во De corpore saturni, во која тој сугерирал дека планетата има прстен. Сепак, Врен не бил сигурен дали прстенот е независен од планетата или физички е прикачен на неа. Пред да биде објавена теоријата на Рен, Кристиан Хајгенс ја претставил својата теорија за прстените на Сатурн. Веднаш Врен го препознал ова како подобра хипотеза од неговата хипотеза и De corpore saturni никогаш не била објавена. Роберт Хук бил уште еден ран набљудувач на прстените на Сатурн и забележал сенки на прстените.[8]

Теоријата на прстенот на Хајгенс и подоцнежните случувања уреди

 
Теоријата на прстенот на Хајгенс во Systema Saturnium (1659).

Хајгенс почнал да изработува леќи со својот брат Константин во 1655 година и можел да го набљудува Сатурн со поголеми детали користејќи телескоп 43 × што тој самиот го дизајнирал. Тој бил првиот што сугерирал дека Сатурн е опкружен со прстен одвоен од планетата и го објавил анаграмот: „aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu“. Три години подоцна, тој открил дека значи Annuto cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato („[Сатурн] е опкружен со тенок, рамен, прстен, никаде не допира, наклонет е кон еклиптиката“).[9] Тој ја објавил својата теорија на прстенот во Systema Saturnium (1659), која исто така го вклучувала неговото откритие на месечината на Сатурн, Титан, како и првиот јасен преглед на димензиите на Сончевиот Систем.[10]

Во 1675 година, Џовани Доменико Касини утврдил дека прстенот на Сатурн е составен од повеќе помали прстени со празнини меѓу нив; најголемата од овие празнини подоцна била именувана Дивизија Касини. Оваа поделба е регион широк 4.800 километри помеѓу прстенот А и прстенот Б.[11]

Во 1787 година, Пјер-Симон Лаплас докажал дека униформниот цврст прстен би бил нестабилен и предложил дека прстените се составени од голем број цврсти прстени.[12]

Во 1859 година, Џејмс Клерк Максвел покажал дека нерамномерен цврст прстен, цврсти прстени или непрекинат течен прстен, исто така, не би биле стабилни, што покажува дека прстенот мора да се состои од бројни мали честички, и сите независно да кружат околу Сатурн. Подоцна, Софија Ковалевскаја открила дека прстените на Сатурн не можат да бидат тела во облик на прстен во течност.[13] Спектроскопските студии на прстените извршени во 1895 година од страна на Џејмс Килер од опсерваторијата Алегени и Аристарх Белополски од опсерваторијата Пулково покажале дека анализата на Максвел е точна.

Четири роботски вселенски летала ги набљудувале прстените на Сатурн од околината на планетата. Пионер 11 најблиску пристапил до Сатурн, кое се случило во септември 1979 година, на растојание од 20,900 км.[14] Пионер 11 бил одговорен за откривањето на Ф-прстенот.[14] Најблискиот пристап на Војаџер 1 се случил во ноември 1980 година, на растојание од 64.200 км.[15] Неуспешниот фотополариметар го спречило на Војаџер 1 да ги набљудува прстените на Сатурн со планираната резолуција; сепак, сликите од вселенското летало дале невидени детали за системот на прстените и го откриле постоењето на Г-прстенот.[16] Најблискиот пристап на Војаџер 2 се случил во август 1981 година на растојание од 41.000 км.[15] Работниот фотополариметар на Војаџер 2 овозможил да го набљудува прстенестиот систем со поголема резолуција од Војаџер 1 и со тоа да открие многу дотогаш невидени прстени.[17] Вселенското летало Касини-Хајгенс влегло во орбитата околу Сатурн во јули 2004 година.[18]

Прстените се именувани по азбучен редослед по кој биле откриени [19] (А и Б во 1675 година од Џовани Доменико Касини, Ц во 1850 година од Вилијам Кранч Бонд и неговиот син Џорџ Филипс Бонд, Д во 1933 година од Николај П. Барабачов и Б. Семејкин, Е во 1967 година од Валтер А. Фајбелман, Ф во 1979 година од Пионер 11 и Г во 1980 година од Војаџер 1 ). Главните прстени, кои работат нанадвор од планетата, се Ц, Б и A, со Касини Дивизија, најголемата празнина, што ги одвојува прстените Б и А. Неколку побледи прстени биле откриени неодамна. Д-прстенот е многу слаб и најблиску до планетата. Тесниот прстен Ф е веднаш надвор од А-прстенот. Надвор од нив се ноѓаат два далеку побледи прстени наречени Г и Е. Прстените покажуваат огромна структура на сите скали, некои поврзани со пертурбациите на месечините на Сатурн, но многу необјаснети.[19]

 
Симулиран изглед на Сатурн како што се гледа од Земјата во текот на една сатурнска година

Накосеност на Сатурн уреди

Осниот наклон на Сатурн е 26,7°, што значи дека многу различни погледи на прстените, од кои видливите ја заземаат неговата екваторска рамнина, се добиваат од Земјата во различни времиња.[20] Земјата поминува низ прстенестата рамнина на секои 13 до 15 години, приближно на секоја половина сатурнска година, и има приближно еднакви шанси да се случат едно или три вкрстувања во секоја таква прилика. Најновите премини се случиле на 22 мај 1995 година, 10 август 1995 година, 11 февруари 1996 година и 4 септември 2009 година; претстојните настани ќе се случат на 23 март 2025 година, 15 октомври 2038 година, 1 април 2039 година и 9 јули 2039 година. Поволните можности за гледање на вкрстувањата (Сатурн не блиску до Сонцето) доаѓаат само при тројно преминување.[21][22][23]

Сатурновата рамноденица, кога сонцето поминува низ рамнината на прстенот, не е рамномерно распоредена; на секоја орбита Сонцето е јужно од рамнината на прстенот за 13,7 Земјини години, а потоа северно од рамнината за 15,7 години. Датумите за есенските рамноденици на нејзината северна полутопка ги вклучуваат датите 19 ноември 1995 и 6 мај 2025 година, со северни пролетни рамноденици на 11 август 2009 и 23 јануари 2039 година [24] За време на периодот околу рамноденицата, осветлувањето на повеќето прстени е значително намалено, што овозможува уникатни набљудувања кои ги истакнуваат одликите што заминуваат од рамнината на прстенот.[25]

Физички одлики уреди

 
Симулирана слика користејќи боја за прикажување податоци за големината на честичките добиени од радиоприкривање. Слабеењето на сигналите од 0,94-, 3,6- и 13 cm испратени од Касини преку прстените до Земјата покажува изобилство на честички со големини слични или поголеми од тие бранови должини. Виолетова (Б, внатрешен прстен А) значи дека неколку честички се < 5 cm (сите сигнали се слично ослабени). Зелената и сината (C, надворешен А прстен) значат честички < 5 см и < 1 см, кои се вообичаени. Белите области (Б прстен) се премногу густи за да пренесат соодветен сигнал. Други докази покажуваат дека прстените A до Ц имаат широк опсег на големини на честички, до неколку метри во ширина.
 
Темната Касини Дивизија го одвојува широкиот внатрешен Б прстен и надворешниот А прстен на оваа слика од ACS на HST (22 март 2004 година). Помалку истакнатиот Ц-прстен е внатре во Б-прстенот.
 
Мозаик од прстените на Сатурн на 12 август 2009 година, ден по рамноденицата. Со прстените насочени кон Сонцето, осветлувањето се рефлектира од светлината од Сатурн, освен на подебели или делови надвор од рамнината, како што е Ф-прстенот
 
Поглед од вселенската сонда Касини-Хајгенс кон неосветлената страна на прстените на Сатурн (9 мај 2007 година).

Густите главни прстени се протегаат од 7,000 километри до 80,000 километри далеку од екваторот на Сатурн, чиј полупречник е 60,300 километри. Со проценета локална дебелина од дури 10 метри [26] до дури 1километар,[27] тие се составени од 99,9% чист воден мраз со мал број нечистотии кои може да вклучуваат толини или силикати.[28] Главните прстени се првенствено составени од честички со големина од 1сантиметри до 10 метри.[29]

Касини-Хајгенс директно ја мерел масата на прстенестиот систем преку нивниот гравитациски ефект за време на неговиот последен сет на орбити што минувале помеѓу прстените и врвовите на облаците, давајќи вредност од 1,54 (± 0,49) × 10 19 kg, или 0,41 ± 0,13 маси на Мимант. Ова е масивен колку околу половина од масата на целиот Земјин леден гребен на Антарктикот, распространет низ површина 80 пати поголема од онаа на Земјата.[30] Проценката е блиску до вредноста од 0,40 маси на Мимант, добиени од набљудувањата на Касини-Хајгенс на брановите на густината во прстените A, Б и Ц.[3] Тоа е мал дел од вкупната маса на Сатурн (околу 0,25 ppb ). Претходните набљудувања на Војаџер на брановите со густина во прстените А и Б и оптичкиот профил на длабочина дале маса од околу 0,75 маси на Мимант,[31] со подоцнежни набљудувања и компјутерско моделирање кои сугерираат дека тоа е потценето.[32]

Иако најголемите празнини во прстените, како што се Дивизија Касини и јазот Енке, може да се видат од Земјата, вселенското летало Војаџер открило дека прстените имаат сложена структура од илјадници тенки празнини и прстени. Се смета дека оваа структура произлегува, на неколку различни начини, од гравитациската сила на многуте месечини на Сатурн. Некои празнини се бришат со минување на мали месечини како што е Пан, многу повеќе може да се откријат, а некои прстени се чини дека се одржуваат со гравитациските ефекти на малите планетарни сателити (слично на Прометеј и Пандора). Другите празнини произлегуваат од резонанциите помеѓу орбиталниот период на честичките во јазот и оној на помасивната месечина подалеку; Мимант ја одржува Дивизија Касини на овој начин.[33] Уште повеќе структура во прстените се состои од спирални бранови подигнати од периодичните гравитациски пертурбации на внатрешните месечини со помалку нарушувачки резонанции. Податоците од вселената сонда Касини-Хајгенс покажуваат дека прстените на Сатурн поседуваат свои атмосфери, независно од таа на планетата до себе. Атмосферата е составена од молекуларен кислороден гас (O 2 ) произведен кога ултравиолетова светлина од Сонцето влегува во интеракција со воден мраз во прстените. Хемиските реакции помеѓу фрагментите на молекулата на водата и понатамошната ултравиолетова стимулација создаваат и исфрлаат, меѓу другото, O2. Според моделите на оваа атмосфера присутен е и H2. Атмосферите O2 и H2 се толку ретки што ако целата атмосфера некако се кондензира на прстените, би била дебела околу еден атом.[34] Прстените, исто така, имаат слично ретка OH (хидроксид) атмосфера. Како на O2, оваа атмосфера е произведена од страна на распадот на молекулите на водата, иако во овој случај на распаѓање е направено од страна на енергетски јони кои ги бомбардираат молекулите на водата исфрлена од сатурновата месечина Енкелад. Оваа атмосфера, и покрај тоа што е исклучително ретка, била откриена од Земјата со вселенскиот телескоп Хабл.[35] Сатурн покажува сложени модели во неговата осветленост.[36] Поголемиот дел од варијабилноста се должи на променливиот аспект на прстените,[37][38] и тоа поминува низ два циклуса секоја орбита. Сепак, на ова е надредена променливоста поради ексцентричноста на орбитата на планетата што предизвикува планетата да прикажува посветли спротивставени страни на северната полутопка отколку на јужната.[39]

Во 1980 година, Војаџер 1 направил прелет покрај Сатурн што покажало дека Ф-прстенот е составен од три тесни прстени кои изгледале како да се плетени во сложена структура; сега е познато дека надворешните два прстени се состојат од „копчиња, свиткувања и грутки“ кои даваат илузија на „плетенка“, а во нив лежи помалку светлиот трет прстен.

Новите снимки на прстените направени околу рамноденицата на Сатурн на 11 август 2009 година со вселенското летало Касини-Хајгенс на НАСА покажале дека прстените значително се протегаат надвор од номиналната рамнина на прстенот на неколку места. Ова поместување достигнува дури 4 километри на границата на Килеровиот јаз, поради орбитата надвор од рамнината на Дафнис, месечината што го создава јазот.[40]

Настанок и развој уреди

Проценките за староста на прстените на Сатурн варираат во голема мера, во зависност од користениот пристап. Се смета дека тие се можеби многу стари, кои датираат од формирањето на самиот Сатурн. Сепак, податоците од Касини-Хајгенс сугерираат дека тие се многу помлади, најверојатно формирани во последните 100 милиони години, и затоа може да бидат стари помеѓу 10 и 100 милиони години. Ова неодамнешно сценарио за потекло се заснова на нова, ниска проценка на масата, моделирање на динамичкиот развој на прстените и мерења на флуксот на меѓупланетарна прашина, кои се хранат во проценката на стапката на затемнување на прстенот со текот на времето.[3] Бидејќи прстените постојано губат материјал, тие би биле помасивни во минатото отколку сега.[3] Проценката на масата сама по себе не е многу дијагностичка, бидејќи прстените со висока маса што се формирале на почетокот на историјата на Сончевиот Систем до сега би еволуирале до маса блиска до онаа измерена.[3] Врз основа на сегашните стапки на исцрпување, тие може да исчезнат за 300 милиони години.[41][42]

Постојат две главни теории за потеклото на внатрешните прстени на Сатурн. Една теорија, првично предложена од Едвард Рош во 19 век, е дека прстените некогаш претставувале месечина на Сатурн (наречена Веритас, по римска божица која се сокрила во бунар) чија орбита се распаѓала додека не се приближила доволно за да биде распарчена од плимни сили (види Рошова граница ).[43] Варијација на оваа теорија е дека оваа месечина се распаднала откако била погодена од голема комета или астероид.[44] Втората теорија е дека прстените никогаш не биле дел од месечината, туку се останати од оригиналниот маглински материјал од кој настанал Сатурн.

 
Уметнички впечаток од 2007 година за агрегати на ледени честички кои ги формираат „цврстите“ делови од прстените на Сатурн. Овие издолжени купчиња постојано се формираат и се распрснуваат. Најголемите честички се широки неколку метри.
Сатурнови прстени
и меселини
 
Тетида, Хиперион и Прометеј
 
Тетида и Јанус

Потрадиционална верзија на теоријата за нарушена месечина е дека прстените се составени од остатоци од месечина со пречник од 400-600 км, малку поголем од Мимант. Последен пат кога имало судири доволно големи за да може да се наруши толкава месечина, било за време на доцното тешко бомбардирање пред околу четири милијарди години.[45]

Поновата варијанта на овој тип на теорија на Робин Кенап е дека прстените би можеле да претставуваат дел од остатоците од ледената обвивка на многу поголема месечина диференцирана со големината на Титан, која била лишена од надворешниот слој додека спирала се влевала во планетата, за време на периодот на формирање кога Сатурн сè уште бил опкружен со гасовита маглина.[46] Ова би го објаснило недостатокот на карпест материјал во прстените. Прстените првично би биле многу помасивни (≈1.000 пати) и пошироки од сегашните; материјалот во надворешните делови на прстените би се соединил во месечините на Сатурн до Тетида, објаснувајќи го и недостатокот на карпест материјал во составот на повеќето од овие месечини.[46] Последователниот судир или криовулкански развој на Енкелад би можело тогаш да предизвика селективно губење на мразот од оваа месечина, зголемувајќи ја неговата густина до сегашната вредност од 1,61 g/cm 3, во споредба со вредностите од 1,15 за Мимант и 0,97 за Тетида.[46]

Идејата за масивни рани прстени подоцна била проширена за да се објасни формирањето на месечините на Сатурн до Реја.[47] Ако почетните масивни прстени содржеле парчиња карпест материјал (> 100 км), како и мразот, овие силикатни тела би насобрале повеќе мраз и би биле исфрлени од прстените, поради гравитациските интеракции со прстените и плимната интеракција со Сатурн, во прогресивно пошироки орбити. Во рамките на границата на Рош, телата од карпест материјал се доволно густи за да создадат дополнителен материјал, додека помалку густите тела од мраз не се. Откако ќе излезат од прстените, новоформираните месечини можеле да продолжат да се развиваат преку случајни спојувања. Овој процес може да ја објасни варијацијата во содржината на силикати на месечините на Сатурн до Реја, како и трендот кон помала содржина на силикати поблиску до Сатурн. Реја тогаш би била најстарата од месечините формирани од исконските прстени, при што месечините поблиску до Сатурн ќе бидат постепено помлади.[47]

Светлината и чистотата на водениот мраз во прстените на Сатурн, исто така, се наведени како доказ дека прстените се многу помлади од Сатурн, бидејќи паѓањето на метеорската прашина би довело до затемнување на прстените. Сепак, новото истражување покажува дека Б-прстенот може да биде доволно масивен за да има разреден материјал што паѓа и со тоа да избегне значително затемнување во текот на староста на Сончевиот Систем. Материјалот од прстенот може да се рециклира бидејќи се формираат грутки во прстените и потоа се нарушуваат од удари. Ова би ја објаснило очигледната младост на дел од материјалот во прстените.[48] Доказите кои укажуваат на неодамнешното потекло на Ц-прстенот се собрани од истражувачите кои ги анализирале податоците од радарскиот мапер на Касини-Титан, кој се фокусирал на анализа на пропорцијата на карпести силикати во овој прстен. Ако голем дел од овој материјал бил придонесен од неодамна нарушениот кентаур или месечина, староста на овој прстен би можела да биде од редот на 100 милиони години или помалку. Од друга страна, ако материјалот првенствено дојде од прилив на микрометеороиди, староста би била поблиску до милијарда години.[49]

Тимот на Касини УВИС, предводен од Лари Еспосито, користел ѕвездено прикривање за да открие 13 објекти, кои се движат од 27 m до 10 km, во рамките на Ф-прстенот. Тие се проѕирни, што сугерира дека се привремени агрегати на ледени карпи со ширина од неколку метри. Еспозито верува дека ова е основната структура на сатурнските прстени, честичките се собираат заедно, а потоа се раздвојуваат.[50]

Истражувањето засновано на стапките на паѓање во Сатурн фаворизира помлада возраст на прстенест систем од стотици милиони години. Материјалот од прстенот постојано се спира надолу во Сатурн; колку е побрзо ова паѓање, толку е пократок животниот век на системот на прстените. Еден механизам вклучува гравитација што ги повлекува електрично наелектризираните водни зрна мраз надолу од прстените долж линиите на планетарното магнетно поле, процес наречен „прстенест дожд“. Оваа стапка на проток било заклучено дека изнесува 432–2870 kg/s со користење на набљудувања на телескопот Кек од земјата; само како последица на овој процес, прстените ќе исчезнат во ~ 292+818
124 милиони години.[51] Додека го минувал јазот помеѓу прстените и планетата во септември 2017 година, вселенското летало Касини-Хајгенс открило екваторијален проток на материјал со неутрален полнеж од прстените до планетата од 4.800-44.000 kg/s.[52] Претпоставувајќи дека оваа стапка на прилив е стабилна, ако се додаде на процесот на континуиран „прстенест дожд“ значи дека прстените ќе исчезнат за помалку од 100 милиони години.[51][53]

Поделба и структура уреди

Најгустите делови на системот на прстените на Сатурн се прстените А и Б, кои се одделени со Дивизија Касини (откриена во 1675 година од Џовани Доменико Касини). Заедно со Ц-прстенот, кој е откриен во 1850 година и е сличен по карактер на Дивизија Касини, овие региони ги сочинуваат главните прстени. Главните прстени се погусти и содржат поголеми честички од слабите правливи прстени. Последниве го вклучуваат Д-прстенот, кој се протега навнатре до врвовите на облакот на Сатурн, прстените Г и E и други надвор од главниот систем на прстените. Овие дифузни прстени се одликуваат како „правливи“ поради малата големина на нивните честички (често околу μm); нивниот хемиски состав е, како и главните прстени, речиси целосно воден мраз. Тесниот прстен Ф, веднаш надвор од надворешниот раб на А-прстенот, е потешко да се категоризира; делови од него се многу густи, но содржи и многу честички со големина на прашина.

 
Мозаик во природна боја од неосветлената страна на прстените Д, Ц, Б, А и Ф на Сатурн (лево кон десно) направени на 9 мај 2007 година (растојанија сè до центарот на планетата).

Физички параметри уреди

Белешки:(1) Имиња назначени од Меѓународниот астрономски сојуз, освен ако не е поинаку наведено. Пошироките оддалечености меѓу именуваните прстени се нарекуваат поделби, додека потесните во именуваните прстени се нарекуваат празнини. (2) Податоци главно од Gazetteer of Planetary Nomenclature, информативен лист на НАСА и неколку трудови.[54][55][56](3) растојанието е до центарот на празнините, и прстените кои се потесни од 1.000 км(4) неофицијално име

 
Осветлената страна на прстените на Сатурн со означени главните поделби

Главни поделби уреди

Име (1) Растојание од Сатурн
центар (км) (2) 		Ширина (км) (2) Именувана по
Д-прстен 66.900 – 74.510 7.500
Ц-прстен 74.658 – 92.000 17.500
Б-прстен 92.000 – 117.580 25.500
Дивизија Касини 117.580 – 122.170 4.700 Џовани Касини
А-прстен 122.170 – 136.775 14.600
Дивизија Рош 136.775 – 139.380 2.600 Едвард Рош
Ф-прстен 140.180 (3) 30 – 500
Прстен Јанус/Епиметеј(4) 149.000 – 154.000 5.000 Јанус и Епиметеј
Г-прстен 166.000 – 175.000 9.000
Метонски прстенест лак(4) 194.230 ? Метона
Прстенеста арка Анта(4) 197.665 ? Анта
Прстенеста арка Анта(4) 211.000 – 213.500 2.500 Палена
Е-прстен 180.000 – 480.000 300.000
Прстен Феба ~4.000.000 - >13.000.000 Феба 

Ц-прстени уреди

Име (1) Растојание од Сатурн
центар (км) (2) 		Ширина (км) (2) Именувана по
Коломбов јаз 77.870 (3) 150 Џузепе „Бепи“ Коломбо
Титан Ринглет 77.870 (3) 25 Титан, месечина на Сатурн
Максвелов јаз 87.491 (3) 270 Џејмс Клерк Максвел
Максвел Ринглет 87.491 (3) 64 Џејмс Клерк Максвел
Бондов јаз 88.700 (3) 30 Вилијам Кранч Бонд и Џорџ Филипс Бонд
1,470 R S Ринглет 88.716 (3) 16 неговиот полупречник
1,495R S Ринглет 90.171 (3) 62 неговиот полупречник
Досов јаз 90.210 (3) 20 Вилијам Ратер Дос

Дивизија Касини уреди

Име (1) Растојание од Сатурн
центар (км) (2) 		Ширина (км) (2) Именувана по
Хајгенов јаз 117.680 (3) 285–400 Кристијан Хајгенс
Хајгенс Ринглет 117.848 (3) ~ 17 Кристијан Хајгенс
Хершелов јаз 118.234 (3) 102 Вилијам Хершел
Раселов јаз 118.614 (3) 33 Хенри Норис Расел
Џефрисов јаз 118.950 (3) 38 Харолд Џефрис
Кајперов јаз 119.405 (3) 3 Џерард Кајпер
Лапласов јаз 119.967 (3) 238 Пјер-Симон Лаплас
Беселов јаз 120.241 (3) 10 Фридрих Бесел
Барнардов јаз 120.312 (3) 13 Едвард Емерсон Барнард

А-прстен уреди

Име (1) Растојание од Сатурн
центар (км) (2) 		Ширина (км) (2) Именувана по
Енкеов јаз 133.589 (3) 325 Јохан Енке
Килеров јаз 136.505 (3) 35 Џејмс Килер
 
Слики на прстените Ц, Б и A на Сатурн (од лево кон десно; Ф-прстенот е слабо видлив на горната слика со целосна големина ако се гледа со доволна осветленост). Горна слика: природен мозаик во боја од „Касини“ од осветлената страна на прстените направени на 12 декември 2004 година. Долна слика: симулиран поглед направен од радиоприкривање спроведено на 3 мај 2005 година.

Д-прстен уреди

 
Слика од Касини на слабиот прстен Д, со внатрешниот прстен Ц подолу

Д-прстенот е највнатрешниот прстен и е многу слаб. Во 1980 година, Војаџер 1 открил во овој прстен три прстени означени како D73, Д72 и Д68, при што Д68 е дискретниот прстен најблизок до Сатурн. Околу 25 години подоцна, сликите на Касини покажале дека D72 станал значително поширок и подифузен.[58]

Присутна во Д-прстенот е структура со бранови оддалечени 30 км. Првпат видена во јазот помеѓу Ц-прстенот и Д73, структурата била пронајдена за време на рамноденицата на Сатурн во 2009 година за да се прошири радијално растојание од 19.000 км од Д-прстенот до внатрешниот раб на Б-прстенот.[59][60] Брановите се толкуваат како спирален модел на вертикални бранови од 2 до 20 m амплитуда;[61] фактот дека периодот на брановите се намалува со текот на времето (од 60 км во 1995 година до 30 km до 2006 г.) овозможува да се одреди дека образецот можеби потекнувал од удар на облак од отпадоци (со маса од ≈10 12 kg) од нарушена комета која ги навалувала прстените надвор од екваторската рамнина.[58][59][62] Слична спирална шема во главниот прстен на Јупитер е припишана на пертурбација предизвикана од удар на материјал од кометата Шумејкер-Леви 9 во 1994 година.[59][63][64]

Ц-прстен уреди

 
Поглед на надворешниот прстен Ц; Максвелов јаз со Максвелов Ринглет на неговата десна страна се над и десно од центарот. Бондoвиот јаз е над широка светлосна лента кон горниот десен агол; Досов јаз е во темна лента веднаш под горниот десен агол.

Ц-прстенот е широк, но слаб прстен сместен навнатре од Б-прстенот. Откриен е во 1850 година од Вилијам и Џорџ Бонд, иако Вилијам Р. Дос и Јохан Гале исто така го виделе независно. Вилијам Ласел го нарекол „Крепов прстен“ бидејќи изгледал дека е составен од потемни материјали од посветлите прстени А и Б.[65]

Неговата вертикална дебелина се проценува на 5 m, масата околу 1,1 × 1018 kg, а неговата оптичка длабочина варира од 0,05 до 0,12. Односно, помеѓу 5 и 12 проценти од светлината што сјае нормално низ прстенот е блокирана, така што кога се гледа одозгора, прстенот е блиску до проѕирен. Спиралните брановидни бранови со должина од 30 километри првпат видени во Д-прстенот биле забележани за време на сатурновата рамноденица од 2009 година да се протегаат низ целиот Ц-прстен.

Коломбов Јаз и Титан Ринглет уреди

Коломбовиот јазот лежи во внатрешниот прстен Ц. Во празнината се наоѓа светлиот, но тесен Коломбо Ринглет, центриран на 77.883 км од центарот на Сатурн, кој е малку елипсовиден наместо кружен. Овој прстен се нарекува и Титан Ринглет бидејќи е управуван од орбитална резонанца со месечината Титан.[66] На оваа локација во рамките на прстените, должината на апсидната прецесија на прстенестата честичка е еднаква на должината на орбиталното движење на Титан, така што надворешниот крај на овој ексцентричен прстен секогаш е насочен кон Титан.[66]

Максвелов јаз и Ринглет уреди

Максвеловиот јаз лежи во надворешниот дел на Ц-прстенот. Исто така, содржи густ не-кружен прстен, Максвелов ринглет. Во многу аспекти овој прстен е сличен на ε прстенот на Уран. Во средината на двата прстени има структури слични на бранови. Додека бранот во прстенот ε се смета дека е предизвикан од Уранската месечина Корделија, ниту една месечина не е откриена во Максвеловиот јаз од јули 2008 година.[67]

Б-прстен уреди

Б-прстенот е најголемиот, најсветлиот и најмасивниот од прстените. Неговата дебелина се проценува на 5 до 15 m, а неговата оптичка длабочина варира од 0,4 до поголема од 5,[68] што значи дека >99% од светлината што минува низ некои делови на Б-прстенот е блокирана. Б-прстенот содржи голема доза на варијации во неговата густина и осветленост, речиси сето тоа необјаснето. Овие се концентрични, се појавуваат како тесни прстени, иако Б-прстенот не содржи никакви празнини. На места, надворешниот раб на Б-прстенот содржи вертикални структури кои отстапуваат до 2,5 км од главниот прстен авион.

Студијата од 2016 година за спиралните бранови со густина со помош на ѕвездени прикривања покажале дека густината на површината на Б-прстенот е во опсег од 40 до 140 g/cm 2, помала од претходното верување, и дека оптичката длабочина на прстенот има мала корелација со неговата масена густина (а наод претходно пријавен за прстените А и Ц).[69] Се проценува дека вкупната маса на Б-прстенот е некаде во опсег од 7 до 24 kg.[68]

 
Приказ во боја со висока резолуција (околу 3 км по пиксел) на внатрешно-централниот Б-прстен (од 98.600 до 105.500 км од центарот на Сатурн). Прикажаните структури (од 40 км широки прстени во центарот до 300-500 км широки појаси десно) остануваат остро дефинирани на скали под резолуцијата на сликата.
 
Надворешниот раб на Б-прстенот, гледан во близина на рамноденица, каде сенките се создаваат од вертикални структури високи до 2,5 км, веројатно создадени од невидени вградени месечини. Касини дивизијата е на врвот.

Краци уреди

До 1980 година, структурата на прстените на Сатурн се објаснувало дека е предизвикана исклучиво од дејството на гравитациските сили. Потоа, сликите од вселенското летало Војаџер покажале радијални одлики во Б-прстенот, познати како краци,[70][71] што не можело да се објасни на овој начин, бидејќи нивната упорност и ротација околу прстените не биле во согласност со гравитациската орбитална механика.[72] Краците изгледаат темни при задно расејување на светлината, транзицијата се случува под фазен агол близу 60 °. Водечката теорија за составот на краците е дека тие се состојат од микроскопски честички прашина суспендирани подалеку од главниот прстен со електростатичко одбивање, бидејќи тие ротираат речиси синхроно со магнетосферата на Сатурн. Сè уште не е познат прецизниот механизам за генерирање на краците, иако се претпоставува дека електричните пречки може да бидат предизвикани или од громови во атмосферата на Сатурн или од удари од микрометеории врз прстените.[72]

Темните краци ја означуваат сончевата страна на Б-прстенот во сликите на Касини со низок фазен агол.

Краците повторно биле забележани дури дваесет и пет години подоцна, овој пат од вселенската сонда Касини. Краците не биле видливи кога Касини пристигнал на Сатурн на почетокот на 2004 година. Некои научници шпекулирале дека краците нема да бидат видливи повторно до 2007 година, врз основа на модели кои се обидуваат да го опишат нивното формирање. Сепак, тимот на Касини продолжил да бара краци на сликите од прстените, а тие потоа биле видени на сликите направени на 5 септември 2005 година.[73]

Се смета дека краците се сезонски феномен, кои исчезнуваат во средината на зимата и летото и повторно се појавуваат како што Сатурн се приближува до рамноденицата. Предлозите дека краците може да бидат сезонски ефект, кој варира во зависност од 29,7-годишната орбита на Сатурн, биле поддржани од нивното постепено повторно појавување во подоцнежните години на мисијата Касини.[74]

Месечина уреди

Во 2009 година, за време на рамноденицата, била откриена месечина вградена во Б-прстенот. Се проценува дека е 400 метри во пречник.[75] Месечината ја добила привремената ознака S/2009 S 1.

Дивизија Касини уреди

 
Касини дивизијата снимена од вселенското летало Касини. Хајгенсовиот јаз лежи на неговата десна граница; Лапласовиот јаз е кон центарот. Присутни се и низа други, потесни празнини. Месечината во позадина е Мимант.

Касини дивизија е регион 4,800 километри во ширина помеѓу А-прстенот на Сатурн и Б-прстенот. Откриен е во 1675 година од Џовани Касини во Париската опсерваторија со помош на рефракционен телескоп кој имал објективна леќа од 2,5 инчи со фокусна должина од 20 стапки и 90x зголемување.[76][77] Од Земјата се појавува како тенка црна празнина во прстените. Меѓутоа, Војаџер открил дека самата празнина е населена со прстенест материјал кој има многу сличност со Ц-прстенот. Поделбата може да изгледа светла во погледите на неосветлената страна на прстените, бидејќи релативно малата густина на материјалот овозможува повеќе светлина да се пренесува преку дебелината на прстените (видете ја втората слика во галеријата ).

Внатрешниот раб на дивизијата Касини е управуван од силна орбитална резонанца. Прстенести честички на оваа локација орбитираат двапати за секоја орбита на месечината Мимант.[78] Резонансата предизвикува акумулација на влечењата на Мимант на овие прстенести честички, дестабилизирајќи ги нивните орбити и доведувајќи до остар прекин во густината на прстенот. Сепак, многу други празнини помеѓу прстените во Касини дивизијата се необјаснети.[79]

Хајгенсов јаз уреди

Хајгенсовиот јаз се наоѓа на внатрешниот раб на дивизијата Касини. Го содржи густиот, ексцентричен Хајгенсов Ринглет во средината. Овој прстен покажува неправилни азимутални варијации на геометриската ширина и оптичката длабочина, кои може да бидат предизвикани од блиската резонанца 2:1 со Мимант и влијанието на ексцентричниот надворешен раб на Б-прстенот. Постои дополнителен тесен прстен веднаш надвор од прстенот Хајгенс.

А-прстен уреди

 
Централниот прстен на Енкевиот јаз на А-прстенот се совпаѓа со орбитата на Пан, што значи дека неговите честички осцилираат во потковична орбита.

А-прстенот е најоддалечениот од големите, светли прстени. Неговата внатрешна граница е Касини дивизијата, а нејзината остра надворешна граница е блиску до орбитата на малата месечина Атлас. А-прстенот е прекинат на локација 22% од ширината на прстенот од неговиот надворешен раб со Енкевиот јаз. Потесен јаз 2% од ширината на прстенот од надворешниот раб се нарекува Килеров јаз.

Дебелината на А-прстенот се проценува на 10 до 30 m, неговата површинска густина од 35 до 40 g/cm 2 и вкупната маса од 4 до 5 kg (веднаш под масата на Хиперион). Неговата оптичка длабочина варира од 0,4 до 0,9.[68]

Слично на Б-прстенот, надворешниот раб на А-прстенот се одржува со орбитални резонанции, иако во овој случај е покомплицирано множество. На него првенствено дејствува резонанца 7:6 со Јанус и Епиметеј, со други придонеси од резонанца 5:3 со Мимант и разни резонанци со Прометеј и Пандора. [80] Други орбитални резонанции, исто така, прават многу спирални бранови со густина во А-прстенот (и, во помала мера, и други прстени), кои го опфаќаат најголемиот дел од неговата структура. Овие бранови се опишани со истата физика што ги опишува спиралните краци на галаксиите. Спиралните бранови на свиткување, исто така присутни во А-прстенот и исто така опишани со истата теорија, се надолжни бранови во прстенот наместо бранови на збивање.[81]

Во април 2014 година, научниците на НАСА објавиле дека ја набљудуваат можната фаза на формирање на млада месечина во близина на надворешниот раб на А-прстенот.[82][83]

Енкеов јаз уреди

Енкеовиот јаз е празнина широка 325 километри во рамките на А-прстенот, центриран на растојание од 133.590 км од центарот на Сатурн.[84] Таа е предизвикана од присуството на малата месечина Пан,[85] која орбитира во неа. Сликите од сондата Касини покажале дека во празнината има најмалку три тенки прстени со јазли. Спиралните бранови со густина видливи на двете страни од неа се предизвикани од резонанции со блиски месечини надвор од прстените, додека Пан индуцира дополнителен сет на спирални будења.[67]

Самиот Јохан Енке не ја забележал оваа празнина; а јазот го добил името во чест на неговите набљудувања. Самата празнина била откриена од Џејмс Едвард Килер во 1888 година.[65] Втората голема празнина во А-прстенот откриена од Војаџер, била именувана како Килеров јаз во негова чест.[86]

Енкеовиот јаз е празнина бидејќи е целосно во рамките на А-прстенот. Постоела одредена нејасност помеѓу поимите јаз и поделба сè додека МАС не ги разјаснил дефинициите во 2008 година; пред тоа, разделбата понекогаш се нарекувала „Дивизија Енке“.[87]

Килеров јаз уреди

 
Бранови во рабовите на Килеровиот јаз предизвикани од орбиталното движење на Дафнис
 
Во близина на рамноденицата на Сатурн, Дафнис и неговите бранови фрлаат сенки на А-прстенот.

Килеровиот јаз е празнина широка 42 километри во А-прстенот, приближно 250 км од надворешниот раб на прстенот. Малата месечина Дафнис, откриена на 1 мај 2005 година, орбитира во неа, одржувајќи ја чиста.[88] Преминот на Месечината предизвикува бранови во рабовите на јазот (на ова исто така влијае неговата мала орбитална ексцентричност). Бидејќи орбитата на Дафнис е малку наклонета кон рамнината на прстенот, брановите имаат компонента што е нормална на прстенестата рамнина, достигнувајќи растојание од 1500 m.[89][90]

Килеровиот јаз бил откриен од Војаџер и именуван во чест на астрономот Џејмс Едвард Килер. Килер за возврат го открил и го нарекол Енкевиот јаз во чест на Јохан Енке.[65]

Дивизија Рош уреди

 
Дивизија Рош (минувајќи низ центарот на сликата) помеѓу А-прстенот и тесниот Ф-прстен. Атлас може да се види во него. Видливи се и празнините Енке и Килер.

Разделбата помеѓу А-прстенот и Ф-прстенот е именувана како Дивизија Рош во чест на францускиот физичар Едвар Рош.[91] Дивизијата не треба да се меша со границата на Рош, која е растојанието на кое голем објект е толку блиску до планетата (како што е Сатурн) што плимните сили на планетата ќе ја разделат.[92] Лежејќи на надворешниот раб на системот на главниот прстен, дивизијата Рош е всушност блиску до границата на Рош на Сатурн, поради што прстените не можат да се насоберат во месечината.[93]

Како и Касини дивизијата, дивизијата Рош не е празна, туку содржи материјал. Карактерот на овој материјал е сличен на слабите и правливи прстени Д, Е и Г. Две локации во дивизијата Рош имаат поголема концентрација на прашина од остатокот од регионот. Тие биле откриени од тимот за снимање на сондата Касини и им беа дадени привремени ознаки: R/2004 S1, кој лежи по орбитата на месечината Атлас; и R/2004 S2, со центар на 138.900 км од центарот на Сатурн, навнатре од орбитата на Прометеј.[94][95]

Ф-прстен уреди

Малите месечини Пандора (лево) и Прометеј (десно) орбитираат од двете страни на Ф-прстенот. Прометеј делува како прстенест пастир и го следат темни канали што ги издлабил во внатрешните нишки на прстенот.

Ф-прстенот е најоддалечениот дискретен прстен на Сатурн и можеби најактивниот прстен во Сончевиот Систем, со одлики кои се менуваат во временска скала од часови.[96] Се наоѓа на 3.000 km подалеку од надворешниот раб на А-прстенот.[97] Прстенот е откриен во 1979 година од страна на тимот за сликање Пионер 11.[98] Тој е многу тенок, само неколку стотици километри во радијална големина. Иако традиционалното гледиште е дека го држат заедно двете месечини, Прометеј и Пандора, кои орбитираат внатре и надвор од неа,[85] неодамнешните студии покажуваат дека само Прометеј придонесува за затворањето.[99][100] Нумеричките симулации сугерираат дека прстенот се формирал кога Прометеј и Пандора се судриле еден со друг и биле делумно нарушени.[101]

Поновите слики одблиску од сондата Касини покажуваат дека Ф-прстенот се состои од еднојадрен прстен и спирална нишка околу него.[102] Тие, исто така, покажуваат дека кога Прометеј ќе се сретне со прстенот на неговата апоапсија, неговата гравитациска привлечност создава свиткувања и јазли во Ф-прстенот додека месечината „краде“ материјал од него, оставајќи темен канал во внатрешниот дел на прстенот (види видео врска и дополнителни слики F Ring во галеријата). Бидејќи Прометеј кружи околу Сатурн побрзо од материјалот во Ф-прстенот, секој нов канал е издлабен околу 3,2 степени пред претходниот.[96]

Во 2008 година, била откриена дополнителна динамика, што сугерира дека малите невидени месечини кои орбитираат во рамките на Ф-прстенот постојано минуваат низ неговото тесно јадро поради пертурбациите од Прометеј. Една од малите месечини била привремено идентификувана како S/2004 S6.[96]

 
Мозаик од 107 слики кои прикажуваат 255° (околу 70%) од Ф-прстенот како што би изгледал ако се исправи. Радијалната ширина (од врвот до дното) е 1.500 км.

Надворешни прстени уреди

 
Надворешните прстени се гледаат повторно осветлени од Сонцето

Прстен Јанус/Епиметеј уреди

Слаб прстен од прашина е присутен околу регионот окупиран од орбитите на Јанус и Епиметеј, како што е откриено од снимките направени во напред расфрлана светлина од вселенското летало Касини во 2006 година. Прстенот има радијален опсег од околу 5.000 км.[103] Неговиот извор се честички кои се фрлаат од површините на месечините од удари на метеороиди, кои потоа формираат дифузен прстен околу нивните орбитални патеки.[104]

Г-прстен уреди

Г-прстенот е многу тенок, слаб прстен околу половина пат помеѓу Ф-прстенот и почетокот на Ф-прстенот со неговиот внатрешен раб околу 15.000 км внатре во орбитата на Мимант. Содржи единствен јасно посветол лак во близина на неговиот внатрешен раб (сличен на оние во прстените на Нептун) кој се протега околу една шестина од неговиот обем, средиште на месечината Егеон со пречник од половина км, која се држи на место со 7:6 орбитална резонанца со Мимант.[105][106] Се верува дека лакот е составен од ледени честички до неколку метри во пречник, а остатокот од Г-прстенот се состои од прашина ослободена од внатрешноста на лакот. Радијалната ширина на лакот е околу 250 km, во споредба со широчината од 9.000 km за Г-прстенот како целина.[105] Се смета дека лакот содржи материја еквивалентна на мала ледена месечина со пречник од околу сто метри.[105] Прашината ослободена од Егеон и другите изворни тела во лакот со помош на микрометеороидни удари се оддалечува од лакот поради интеракцијата со магнетосферата на Сатурн (чија плазма коротира со магнетното поле на Сатурн, кое ротира многу побрзо од орбиталното движење на Г-прстенот). Овие ситни честички постојано се еродираат од понатамошни влијанија и се дисперзираат со влечење на плазмата. Во текот на илјадници години прстенот постепено ја губи масата,[107] која се надополнува со дополнителни влијанија врз Егеон.

Метонски прстенест лак уреди

Слаб прстенест лак, првпат откриен во септември 2006 година, покривајќи надолжен опсег од околу 10 степени е поврзан со месечината Метон. Се верува дека материјалот во лакот претставува прашина исфрлена од Метон со удари од микрометеороиди. Ограничувањето на прашината во лакот се припишува на резонанца од 14:15 со Мимант (слично на механизмот на затворање на лакот во Г-прстенот).[108][109] Под влијание на истата резонанца, Метон отчукува напред-назад во својата орбита со амплитуда од 5° должина.

Прстенеста арка Анта уреди

 
Прстенеста арка Анта – светлата точка е Анта

Слаб прстенест лак, првпат откриен во јуни 2007 година, покривајќи надолжен опсег од околу 20 степени е поврзан со месечината Анта. Се верува дека материјалот во лакот ја претставува прашината исфрлена од Анта од удари на микрометеороиди. Ограничувањето на прашината во лакот се припишува на резонанца од 10:11 со Мимант. Под влијание на истата резонанца, Анта се движи напред-назад во својата орбита над 14° од географската должина.[108][109]

Паленов прстен уреди

Слаб прстен од прашина ја дели орбитата на Пален, како што е откриено од сликите направени во напред расфрлана светлина од вселенското летало Касини во 2006 година.[103] Прстенот има радијален опсег од околу 2.500 км. Неговиот извор се честички кои се разбиени од површината на Пален од удари на метеороиди, кои потоа формираат дифузен прстен околу неговата орбитална патека.[104][109]

Е-прстен уреди

Е-прстенот е вториот најоддалечен прстен и е исклучително широк; се состои од многу ситни (микронски и подмикронски) честички воден мраз со силикати, јаглерод диоксид и амонијак.[110] Е-прстенот е дистрибуиран помеѓу орбитите на Мимант и Титан.[111] За разлика од другите прстени, тој е составен од микроскопски честички наместо од макроскопски парчиња мраз. Во 2005 година, било утврдено дека изворот на материјалот на Е-прстенот се криовулкански облаци [112][113] кои произлегуваат од „тигарските појаси“ на јужнополарниот регион на месечината Енкелад.[114] За разлика од главните прстени, Е-прстенот е повеќе од 2.000 km во дебелина и се зголемува со оддалеченоста од Енкелад.[111] Структурите слични на ластари, забележани во Е-прстенот може да се поврзат со емисиите на најактивните јужни поларни млазови на Енкелад.[115]

Честичките на Е-прстенот имаат тенденција да се акумулираат на месечините кои орбитираат во него. Екваторот на водечката полутопка на Тетида е обоен малку сино поради материјалот што паѓа. [116] Тројанските месечини Телесто, Калипсо, Елена и Полидевк се особено погодени бидејќи нивните орбити се движат нагоре и надолу по прстенестата рамнина. Ова резултира со тоа што нивните површини се обложени со светол материјал кој ги измазнува одликите. [117]

 
Прстенот со позадинско осветлување Е, со силуета од Енкелад на него.
Месечината јужни поларни млазови еруптираат светло под неа.
 
Одблиску на јужните поларни гејзери на Енкелад, изворот на Е-прстенот.

Прстен Феба уреди

 
Огромниот обем на прстенот Феба

Во октомври 2009 година, било објавено откривање на слаб диск со материјал внатре во орбитата на Феба. Во моментот на откривањето, дискот бил порамнет до Земјата. Овој диск може слободно да се опише како уште еден прстен. Иако е многу голем (како што се гледа од Земјата, привидна големина на две полни месечини [118] ), прстенот е практично невидлив. Тој бил откриен со помош на НАСА односно со вселенскиот телескоп Спицер,[119] и бил виден во текот на целиот спектар на набљудувања, кој се проширил 128-207 пати од полупречникот на Сатурн,[120] со пресметките што покажува дека тоа може да се прошири надвор до 300 полупречници на Сатурн и навнатре кон орбитата на Јапетус со 59 полупречници на Сатурн.[121] Прстенот потоа бил проучуван со помош на вселенското летало WISE, Herschel и Cassini;[122] Набљудувањата на WISE покажуваат дека се протега од најмалку помеѓу 50 и 100 до 270 полупречници на Сатурн (внатрешниот раб се губи во сјајот на планетата).[123] Податоците добиени со WISE покажуваат дека честичките на прстенот се мали; оние со полупречници поголеми од 10 cm сочинуваат 10% или помалку од површината на напречниот пресек.[123]

Феба кружи околу планетата на растојание од 180 до 250 полупречници. Прстенот има дебелина од околу 40 полупречници.[124] Бидејќи се претпоставува дека честичките на прстенот потекнуваат од удари ( микрометеороиди и поголеми) на Феба, тие треба да ја делат нејзината повратна орбита,[121] што е спротивно на орбиталното движење на следната внатрешна месечина, Јапет. Овој прстен лежи во рамнината на орбитата на Сатурн, или приближно на еклиптиката, и затоа е наклонет за 27 степени од екваторската рамнина на Сатурн и другите прстени. Феба е наклонета за 5° во однос на рамнината на орбитата на Сатурн (често се пишува како 175°, поради повратното орбитално движење на Феба), а неговите вертикални движења над и под прстенестата рамнина тесно се согласуваат со набљудуваната дебелина на прстенот од 40 полупречници на Сатурн.

Постоењето на прстенот било предложено во 1970-тите од Стивен Сотер.[121] Откритието го направиле Ен Ј. Вербисер и Мајкл Ф. Скрутски (од Универзитетот во Вирџинија) и Даглас П. Хамилтон (од Универзитетот во Мериленд, Колеџ Парк).[120][125] Тројцата студирале заедно на Универзитетот Корнел како дипломирани студенти.[126]

Материјалот од прстенот мигрира навнатре поради ремисија на сончевото зрачење,[120] со брзина обратно пропорционална на големината на честичките; а 3 cm честичка би мигрирала од околината на Феба до онаа на Јапет во текот на староста на Сончевиот Систем.[123] Така, материјалот би ја погодил водечката полутопка на Јапет. Ударот на овој материјал предизвикува мало затемнување и поцрвенување на водечката полутопка на Јапет (слично на она што се гледа на уранските месечини Оберон и Титанија), но директно не создава драматична двобојна боја на таа месечина.[127] Наместо тоа, материјалот што паѓа иницира позитивен процес на топлинска самосегрегација на сублимација на мразот од потоплите региони, проследен со кондензација на пареа во поладни региони. Ова остава темен остаток од „заостанат“ материјал кој го покрива најголемиот дел од екваторскиот регион на водечката полутопка на Јапет, што е во контраст со светлите ледени наслаги што ги покриваат поларните региони и поголемиот дел од задната полутопка.[128][129][130]

Можен прстенест систем околу Реја уреди

Втората по големина месечина на Сатурн, Реја, се претпоставува дека има сопствен систем на слаб прстен кој се состои од три тесни појаси вградени во диск со цврсти честички.[131][132] Овие наводни прстени не се снимени, но нивното постоење е заклучено од набљудувањата на Касини во ноември 2005 година за исцрпување на енергетските електрони во магнетосферата на Сатурн во близина на Реја. Инструментот за магнетосферска слика (MIMI) забележал благ градиент пробиен со три остри капки во протокот на плазмата на секоја страна од Месечината во речиси симетрична шема. Ова би можело да се објасни ако тие биле апсорбирани од цврст материјал во форма на екваторијален диск кој содржи погусти прстени или лакови, со честички можеби од неколку дециметри до приближно еден метар во пречник. Понов доказ кој е во согласност со присуството на прстените на Реја е збир на мали ултравиолетови-светли точки распоредени во линија што се протега три четвртини од обемот на Месечината, на 2 степени од екваторот. Дамките се толкуваат како точки на удар на материјалот од прстенот што се деорбитира.[133] Сепак, насочените набљудувања на Касини на наводната рамнина на прстенот од неколку агли не покажале ништо, што сугерира дека е потребно друго објаснување за овие загадочни одлики.[134]

Галерија уреди

  •  
    Сатурн, зад прстените и обвиен со нивните сенки, како што го гледа „Касини“ од далечина од 725.000 километри
  •  
    Мозаик на слика од „Касини“ на неосветлената страна на надворешниот Ц-прстен (долу) и внатрешниот Б-прстен (горе) во близина на рамноденицата на Сатурн, што покажува повеќекратни погледи на сенката на Мимант. Сенката е ослабена со погустиот Б-прстен. Максвеловиот јаз е под центарот.
  •  
    Спирален бран со густина во внатрешниот Б-прстен на Сатурн кој се формира при орбитална резонанца 2:1 со Јанус. Брановата должина се намалува како што бранот се шири подалеку од резонанца, така што очигледното скратување на сликата е илузорно.
  •  
    Приказ во природна боја на надворешниот Ц-прстен и Б-прстен.
  •  
    Темните краци на Б-прстенот, со слика направена од Касини со низок фазен агол на неосветлената страна на прстените. Лево од центарот, две темни празнини (поголемиот е Хајгенсовиот јаз) и светлите прстени од левата страна ја сочинуваат Касини дивизијата.
  •  
    Слика на Касини од страната на прстените осветлени од сонцето, направена во 2009 година под фазен агол од 144°, со светлите краци на Б-прстенот
  •  
    Движењето на Пан низ Енкеовиот јаз на А-прстенот предизвикува бранови на рабовит.
  •  
    Радијално растегнат (4x) приказ на брановите на работ на Килеровиот јаз предизвикани од Дафнис.
  •  
    Прометеј (десно) и Пандора орбитираат само внатре и надвор од Ф-прстенот.
  •  
    Прометеј во близина на апоапсис издлабувајќи темен канал во Ф-прстенот (со постари канали десно). Филм од процесот може да се погледне на веб-страницата на Cassini Imaging Team[135] или YouTube.[136]
  •  
    Динамизам на Ф-прстенот, веројатно поради вознемирувачките ефекти на малите месечини кои орбитираат блиску до или низ јадрото на прстенот.
  •  
    Сенката на Сатурн го пресекува позадинското осветлување на Г-прстенот и неговиот светол внатрешен лак. Видео кое го прикажува орбиталното движење на лакот може да се погледне на YouTube [137] или на веб-страницата на Cassini Imaging Team.[138]
  •  
    Сатурн и неговите прстени A, Б и Ц во видлива и (внесена) инфрацрвена светлина. Во IR приказот со лажна боја, поголемата содржина на воден мраз и поголема големина на зрнца доведуваат до сино-зелена боја, додека поголемата содржина без мраз и помалата големина на зрнца даваат црвеникава нијанса.

Наводи уреди

  1. ↑ Porco, Carolyn. „Questions around Saturn's rings“. CICLOPS web site. Архивирано од изворникот на 2012-10-03. Посетено на 2012-10-05.
  2. ↑ 2,0 2,1 Tiscareno, M. S. (2012-07-04). „Planetary Rings“. Во Kalas, P.; French, L. (уред.). Planets, Stars and Stellar Systems. Springer. стр. 61–63. arXiv:1112.3305v2. doi:10.1007/978-94-007-5606-9_7. ISBN 978-94-007-5605-2. Посетено на 2012-10-05.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 Iess, L.; Militzer, B.; Kaspi, Y.; Nicholson, P.; Durante, D.; Racioppa, P.; Anabtawi, A.; Galanti, E.; Hubbard, W. (2019). „Measurement and implications of Saturn's gravity field and ring mass“. Science. 364 (6445): eaat2965. Bibcode:2019Sci...364.2965I. doi:10.1126/science.aat2965. PMID 30655447. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Baalke, Ron. „Historical Background of Saturn's Rings“. Saturn Ring Plane Crossings of 1995–1996. Jet Propulsion Laboratory. Архивирано од изворникот на 2009-03-21. Посетено на 2007-05-23.
  5. ↑ 5,0 5,1 Whitehouse, David (2009). Renaissance Genius: Galileo Galilei and His Legacy to Modern Science. Sterling Publishing Company, Inc. стр. 100. ISBN 978-1-4027-6977-1. OCLC 434563173.
  6. ↑ Deiss, B. M.; Nebel, V. (2016). „On a Pretended Observation of Saturn by Galileo“. Journal for the History of Astronomy. 29 (3): 215–220. doi:10.1177/002182869802900301.
  7. ↑ Miner, Ellis D.; и др. (2007). „The scientific significance of planetary ring systems“. Planetary Ring Systems. Springer Praxis Books in Space Exploration. Praxis. стр. 1–16. doi:10.1007/978-0-387-73981-6_1. ISBN 978-0-387-34177-4.
  8. ↑ Alexander, A. F. O'D. (1962). The Planet Saturn. Quarterly Journal of the Royal Meteorological Society. 88. London: Faber and Faber Limited. стр. 108–109. Bibcode:1962QJRMS..88..366D. doi:10.1002/qj.49708837730. ISBN 978-0-486-23927-9.
  9. ↑ Campbell, John W., Jr. (April 1937). „Notes“. Beyond the Life Line. Astounding Stories. стр. 81–85.
  10. ↑ „2004ESASP1278...11V Page 11“. Bibcode:2004ESASP1278...11V. Наводот journal бара |journal= (help)
  11. ↑ „Saturn's Cassini Division“. StarChild. Посетено на 2007-07-06.
  12. ↑ „James Clerk Maxwell on the nature of Saturn's rings“. JOC/EFR. March 2006. Посетено на 2007-07-08.
  13. ↑ „Kovalevsky, Sonya (or Kovalevskaya, Sofya Vasilyevna). Entry from Complete Dictionary of Scientific Biography“. 2013.
  14. ↑ 14,0 14,1 Dunford, Bill. „Pioneer 11 – In Depth“. NASA web site. Архивирано од изворникот на 2015-12-08. Посетено на 2015-12-03.
  15. ↑ 15,0 15,1 Angrum, Andrea. „Voyager – The Interstellar Mission“. JPL/NASA web site. Посетено на 2015-12-03.
  16. ↑ Dunford, Bill. „Voyager 1 – In Depth“. NASA web site. Архивирано од изворникот на 2015-10-03. Посетено на 2015-12-03.
  17. ↑ Dunford, Bill. „Voyager 2 – In Depth“. NASA web site. Посетено на 2015-12-03.
  18. ↑ Dunford, Bill. „Cassini – Key Dates“. NASA web site. Архивирано од изворникот на 2017-04-13. Посетено на 2015-12-03.
  19. ↑ 19,0 19,1 „Solar System Exploration: Planets: Saturn: Rings“. Solar System Exploration. Архивирано од изворникот на 2010-05-27.
  20. ↑ Williams, David R. (23 December 2016). „Saturn Fact Sheet“. NASA. Архивирано од изворникот на 17 July 2017. Посетено на 12 October 2017.
  21. ↑ „Saturn Ring Plane Crossing 1995“. pds.nasa.gov. NASA. 1997. Архивирано од изворникот на 2020-02-11. Посетено на 2020-02-11.
  22. ↑ „Hubble Views Saturn Ring-Plane Crossing“. hubblesite.org. NASA. 5 June 1995. Архивирано од изворникот на 2020-02-11. Посетено на 2020-02-11.
  23. ↑ Lakdawalla, E. (2009-09-04). „Happy Saturn ring plane crossing day!“. www.planetary.org/blogs. The Planetary Society. Посетено на 2020-02-11.
  24. ↑ Lakdawalla, E. (7 July 2016). „Oppositions, conjunctions, seasons, and ring plane crossings of the giant planets“. planetary.org/blogs. The Planetary Society. Посетено на 17 February 2020.
  25. ↑ „PIA11667: The Rite of Spring“. photojournal.jpl.nasa.gov. NASA/JPL. 21 September 2009. Посетено на 2020-02-17.
  26. ↑ Cornell University News Service (2005-11-10). „Researchers Find Gravitational Wakes In Saturn's Rings“. ScienceDaily. Посетено на 2008-12-24.
  27. ↑ „Saturn: Rings“. NASA. Архивирано од изворникот на 2010-05-27.
  28. ↑ Nicholson, P.D.; и др. (2008). „A close look at Saturn's rings with Cassini VIMS“. Icarus. 193 (1): 182–212. Bibcode:2008Icar..193..182N. doi:10.1016/j.icarus.2007.08.036.
  29. ↑ Zebker, H.A.; и др. (1985). „Saturn's rings – Particle size distributions for thin layer model“. Icarus. 64 (3): 531–548. Bibcode:1985Icar...64..531Z. doi:10.1016/0019-1035(85)90074-0.
  30. ↑ Koren, M. (2019-01-17). „The Massive Mystery of Saturn's Rings“. The Atlantic (англиски). Посетено на 2019-01-21.
  31. ↑ Esposito, L. W.; O'Callaghan, M.; West, R. A. (1983). „The structure of Saturn's rings: Implications from the Voyager stellar occultation“. Icarus. 56 (3): 439–452. Bibcode:1983Icar...56..439E. doi:10.1016/0019-1035(83)90165-3.
  32. ↑ Stewart, Glen R.; и др. (October 2007). „Evidence for a Primordial Origin of Saturn's Rings“. Bulletin of the American Astronomical Society. American Astronomical Society, DPS meeting #39. 39: 420. Bibcode:2007DPS....39.0706S.
  33. ↑ Goldreich, Peter; и др. (1978). „The formation of the Cassini division in Saturn's rings“. Icarus. 34 (2): 240–253. Bibcode:1978Icar...34..240G. doi:10.1016/0019-1035(78)90165-3.
  34. ↑ Rincon, Paul (2005-07-01). „Saturn rings have own atmosphere“. British Broadcasting Corporation. Посетено на 2007-07-06.
  35. ↑ Johnson, R. E.; и др. (2006). „The Enceladus and OH Tori at Saturn“ (PDF). The Astrophysical Journal. 644 (2): L137. Bibcode:2006ApJ...644L.137J. doi:10.1086/505750. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-04-12.
  36. ↑ Schmude, Richard W Junior (2001). „Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000“. Georgia Journal of Science. Посетено на 2007-10-14.
  37. ↑ Schmude, Richard, Jr. (2006-09-22). „Wideband photometric magnitude measurements of Saturn made during the 2005–06 Apparition“. Georgia Journal of Science. ProQuest 230557408.
  38. ↑ Schmude, Richard W Jr (2003). „Saturn in 2002–03“. Georgia Journal of Science. Архивирано од изворникот на 2007-10-16. Посетено на 2007-10-14.
  39. ↑ Henshaw, C. (February 2003). „Variability in Saturn“. Journal of the British Astronomical Association. British Astronomical Association. 113 (1). Посетено на 2017-12-20.
  40. ↑ „Surprising, Huge Peaks Discovered in Saturn's Rings“. SPACE.com Staff. space.com. 2009-09-21. Посетено на 2009-09-26.
  41. ↑ „NASA Research Reveals Saturn is Losing Its Rings at "Worst-Case-Scenario" Rate“. 10 December 2018. Посетено на 2020-06-29.
  42. ↑ O'Donoghjue, James; и др. (April 2019). „Observations of the chemical and thermal response of 'ring rain' on Saturn's ionosphere“. Icarus. 322: 251–206. Bibcode:2019Icar..322..251O. doi:10.1016/j.icarus.2018.10.027. Посетено на 2020-06-29. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  43. ↑ Baalke, Ron. „Historical Background of Saturn's Rings“. 1849 Roche Proposes Tidal Break-up. Jet Propulsion Laboratory. Архивирано од изворникот на 2009-03-21. Посетено на 2008-09-13.
  44. ↑ „The Real Lord of the Rings“. nasa.gov. 2002-02-12. Архивирано од изворникот на 23 март 2010.
  45. ↑ Kerr, Richard A (2008). „Saturn's Rings Look Ancient Again“. Science. 319 (5859): 21. doi:10.1126/science.319.5859.21a. PMID 18174403.
  46. ↑ 46,0 46,1 46,2 Canup, R. M. (2010-12-12). „Origin of Saturn's rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite“. Nature. 468 (7326): 943–6. Bibcode:2010Natur.468..943C. doi:10.1038/nature09661. PMID 21151108.
  47. ↑ 47,0 47,1 Charnoz, S.; и др. (December 2011). „Accretion of Saturn's mid-sized moons during the viscous spreading of young massive rings: Solving the paradox of silicate-poor rings versus silicate-rich moons“. Icarus. 216 (2): 535–550. arXiv:1109.3360. Bibcode:2011Icar..216..535C. doi:10.1016/j.icarus.2011.09.017.
  48. ↑ „Saturn's Rings May Be Old Timers“. NASA/JPL and University of Colorado. 2007-12-12. Архивирано од изворникот на 2007-12-20. Посетено на 2008-01-24.
  49. ↑ Zhang, Z.; Hayes, A.G.; Janssen, M.A.; Nicholson, P.D.; Cuzzi, J.N.; de Pater, I.; Dunn, D.E.; Estrada, P.R.; Hedman, M.M. (2017). „Cassini microwave observations provide clues to the origin of Saturn's C ring“. Icarus. 281: 297–321. Bibcode:2017Icar..281..297Z. doi:10.1016/j.icarus.2016.07.020.
  50. ↑ Esposito, L.W.; и др. (January 2012). „A predator–prey model for moon-triggered clumping in Saturn's rings“. Icarus. 217 (1): 103–114. Bibcode:2012Icar..217..103E. doi:10.1016/j.icarus.2011.09.029.
  51. ↑ 51,0 51,1 O’Donoghue, James; Moore, Luke; Connerney, Jack; Melin, Henrik; Stallard, Tom; Miller, Steve; Baines, Kevin H. (November 2018). „Observations of the chemical and thermal response of 'ring rain' on Saturn's ionosphere“ (PDF). Icarus. 322: 251–260. Bibcode:2019Icar..322..251O. doi:10.1016/j.icarus.2018.10.027. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  52. ↑ Waite, J. H.; Perryman, R. S.; Perry, M. E.; Miller, K. E.; Bell, J.; Cravens, T. E.; Glein, C. R.; Grimes, J.; Hedman, M. (5 October 2018). „Chemical interactions between Saturn's atmosphere and its rings“. Science. 362 (6410): eaat2382. Bibcode:2018Sci...362.2382W. doi:10.1126/science.aat2382. PMID 30287634.
  53. ↑ „Saturn is Officially Losing its Rings and Shockingly at Much Faster Rate than Expected“. Sci-Tech Universe. Посетено на 2018-12-28.
  54. ↑ Porco, C.; и др. (October 1984). „The Eccentric Saturnian Ringlets at 1.29RS and 1.45RS“. Icarus. 60 (1): 1–16. Bibcode:1984Icar...60....1P. doi:10.1016/0019-1035(84)90134-9.
  55. ↑ Porco, C. C.; и др. (November 1987). „Eccentric features in Saturn's outer C ring“. Icarus. 72 (2): 437–467. Bibcode:1987Icar...72..437P. doi:10.1016/0019-1035(87)90185-0.
  56. ↑ Flynn, B. C.; и др. (November 1989). „Regular Structure in the Inner Cassini Division of Saturn's Rings“. Icarus. 82 (1): 180–199. Bibcode:1989Icar...82..180F. doi:10.1016/0019-1035(89)90030-4.
  57. ↑ Lakdawalla, E. (2009-02-09). „New names for gaps in the Cassini Division within Saturn's rings“. Planetary Society blog. Planetary Society. Посетено на 2017-12-20.
  58. ↑ 58,0 58,1 Hedman, Matthew M.; и др. (2007). „Saturn's dynamic D ring“ (PDF). Icarus. 188 (1): 89–107. Bibcode:2007Icar..188...89H. doi:10.1016/j.icarus.2006.11.017.
  59. ↑ 59,0 59,1 59,2 Mason, J.; и др. (2011-03-31). „Forensic sleuthing ties ring ripples to impacts“. CICLOPS press release. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations. Архивирано од изворникот на 2011-05-30. Посетено на 2011-04-04.
  60. ↑ „Extensive spiral corrugations“. PIA 11664 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 2011-03-31. Архивирано од изворникот на 2011-09-16. Посетено на 2011-04-04.
  61. ↑ „Tilting Saturn's rings“. PIA 12820 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory / Space Science Institute. 2011-03-31. Архивирано од изворникот на 2011-04-13. Посетено на 2011-04-04.
  62. ↑ Hedman, M. M.; и др. (2011-03-31). „Saturn's curiously corrugated C Ring“. Science. 332 (6030): 708–11. Bibcode:2011Sci...332..708H. CiteSeerX 10.1.1.651.5611. doi:10.1126/science.1202238. PMID 21454753.
  63. ↑ „Subtle Ripples in Jupiter's Ring“. PIA 13893 caption. NASA / Jet Propulsion Laboratory-Caltech / SETI. 2011-03-31. Архивирано од изворникот на 2014-04-19. Посетено на 2011-04-04.
  64. ↑ Showalter, M. R.; и др. (2011-03-31). „The impact of comet Shoemaker-Levy 9 sends ripples through the rings of Jupiter“ (PDF). Science. 332 (6030): 711–3. Bibcode:2011Sci...332..711S. doi:10.1126/science.1202241. PMID 21454755. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-12.
  65. ↑ 65,0 65,1 65,2 Harland, David M., Mission to Saturn: Cassini and the Huygens Probe, Chichester: Praxis Publishing, 2002.
  66. ↑ 66,0 66,1 Porco, C.; и др. (October 1984). „The eccentric Saturnian ringlets at 1.29Rs and 1.45Rs“. Icarus. 60 (1): 1–16. Bibcode:1984Icar...60....1P. doi:10.1016/0019-1035(84)90134-9.
  67. ↑ 67,0 67,1 Porco, C.C.; и др. (2005). „Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn'sRings and Small Satellites“ (PDF). Science. 307 (5713): 1226–1236. Bibcode:2005Sci...307.1226P. doi:10.1126/science.1108056. PMID 15731439.
  68. ↑ 68,0 68,1 68,2 Hedman, M.M.; Nicholson, P.D. (2016-01-22). „The B-ring's surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?“. Icarus. 279: 109–124. arXiv:1601.07955. Bibcode:2016Icar..279..109H. doi:10.1016/j.icarus.2016.01.007.
  69. ↑ Dyches, Preston (2 February 2016). „Saturn's Rings: Less than Meets the Eye?“. NASA. Посетено на 3 February 2016.
  70. ↑ Smith, B. A.; Soderblom, L.; Batson, R.; Bridges, P.; Inge, J.; Masursky, H.; Shoemaker, E.; Beebe, R.; Boyce, J. (1982). „A New Look at the Saturn System: The Voyager 2 Images“. Science. 215 (4532): 504–537. Bibcode:1982Sci...215..504S. doi:10.1126/science.215.4532.504. PMID 17771273.
  71. ↑ „The Alphabet Soup of Saturn's Rings“. The Planetary Society. 2007. Архивирано од изворникот на 2010-12-13. Посетено на 2007-07-24.
  72. ↑ 72,0 72,1 Hamilton, Calvin (2004). „Saturn's Magnificent Rings“. Посетено на 2007-07-25.
  73. ↑ Malik, Tarig (2005-09-15). „Cassini Probe Spies Spokes in Saturn's Rings“. Imaginova Corp. Посетено на 2007-07-06.
  74. ↑ Mitchell, C.J.; и др. (2006). „Saturn's Spokes: Lost and Found“ (PDF). Science. 311 (5767): 1587–9. Bibcode:2006Sci...311.1587M. CiteSeerX 10.1.1.368.1168. doi:10.1126/science.1123783. PMID 16543455.
  75. ↑ „Cassini Solstice Mission: A Small Find Near Equinox“. Cassini Solstice Mission. Архивирано од изворникот на 2009-10-10. Посетено на 2009-11-16.
  76. ↑ Webb, Thomas William (1859). Celestial Objects for Common Telescopes. Longman, Green, Longman, and Roberts. стр. 130.
  77. ↑ Archie Frederick Collins, The greatest eye in the world: astronomical telescopes and their stories, page 8
  78. ↑ „Lecture 41: Planetary Rings“. ohio-state.edu.
  79. ↑ O'Connor, J. J.; Robertson, E. F. (2003). „Giovanni Cassini - Biography“. Maths History. School of Mathematics and Statistics University of St. Andrews, Scotland.
  80. ↑ El Moutamid et al 2015.
  81. ↑ „Two Kinds of Wave“. NASA Solar System Exploration. Посетено на 2019-05-30.
  82. ↑ Platt, Jane; и др. (14 April 2014). „NASA Cassini Images May Reveal Birth of a Saturn Moon“. NASA.
  83. ↑ Murray, C. D.; Cooper, N. J.; Williams, G. A.; Attree, N. O.; Boyer, J. S. (2014-03-28). „The discovery and dynamical evolution of an object at the outer edge of Saturn's a ring“. Icarus. 236: 165–168. Bibcode:2014Icar..236..165M. doi:10.1016/j.icarus.2014.03.024.
  84. ↑ Williams, David R. „Saturnian Rings Fact Sheet“. NASA. Посетено на 2008-07-22.
  85. ↑ 85,0 85,1 Esposito, L. W. (2002). „Planetary rings“. Reports on Progress in Physics. 65 (12): 1741–1783. Bibcode:2002RPPh...65.1741E. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201.
  86. ↑ Osterbrock, D. E.; Cruikshank, D. P. (1983). „J.E. Keeler's discovery of a gap in the outer part of the a ring“. Icarus. 53 (2): 165. Bibcode:1983Icar...53..165O. doi:10.1016/0019-1035(83)90139-2.
  87. ↑ Blue, J. (2008-02-06). „Encke Division Changed to Encke Gap“. USGS Astrogeology Science Center. USGS. Посетено на 2010-09-02.
  88. ↑ Porco, C.C.; и др. (2007). „Saturn's Small Inner Satellites: Clues to Their Origins“ (PDF). Science. 318 (5856): 1602–1607. Bibcode:2007Sci...318.1602P. doi:10.1126/science.1143977. PMID 18063794.
  89. ↑ Mason, Joe (11 June 2009). „Saturn's Approach To Equinox Reveals Never-before-seen Vertical Structures In Planet's Rings“. CICLOPS web site. Архивирано од изворникот на 2009-06-15. Посетено на 2009-06-13.
  90. ↑ Weiss, J. W.; и др. (11 June 2009). „Ring Edge Waves and the Masses of Nearby Satellites“. The Astronomical Journal. 138 (1): 272–286. Bibcode:2009AJ....138..272W. CiteSeerX 10.1.1.653.4033. doi:10.1088/0004-6256/138/1/272.
  91. ↑ „Planetary Names: Ring and Ring Gap Nomenclature“. usgs.gov.
  92. ↑ Weisstein, Eric W. (2007). „Eric Weisstein's World of Physics – Roche Limit“. scienceworld.wolfram.com. Посетено на 2007-09-05.
  93. ↑ NASA. „What is the Roche limit?“. NASA–JPL. Архивирано од изворникот на 1999-11-05. Посетено на 2007-09-05.
  94. ↑ „IAUC 8401: S/2004 S 3, S/2004 S 4,, R/2004 S 1; 2004eg, 2004eh,, 2004ei“. www.cbat.eps.harvard.edu.
  95. ↑ „IAUC 8432: Sats, RINGS OF SATURN; 2004fc“. www.cbat.eps.harvard.edu.
  96. ↑ 96,0 96,1 96,2 Murray, C. D.; и др. (June 5, 2008). „The determination of the structure of Saturn's F ring by nearby moonlets“ (PDF). Nature. 453 (7196): 739–744. Bibcode:2008Natur.453..739M. doi:10.1038/nature06999. PMID 18528389.
  97. ↑ Karttunen, H.; и др. (2007). Fundamental Astronomy. Springer-Verlag Berlin Heidelberg. ISBN 978-3-540-34144-4. OCLC 804078150. Посетено на 2013-05-25.
  98. ↑ Gehrels, T.; Baker, L. R.; Beshore, E.; Blenman, C.; Burke, J. J.; Castillo, N. D.; Dacosta, B.; Degewij, J.; Doose, L. R. (1980). „Imaging Photopolarimeter on Pioneer Saturn“. Science. 207 (4429): 434–439. Bibcode:1980Sci...207..434G. doi:10.1126/science.207.4429.434. PMID 17833555.
  99. ↑ Lakdawalla, E. (2014-07-05). „On the masses and motions of mini-moons: Pandora's not a "shepherd," but Prometheus still is“. Planetary Society. Посетено на 2015-04-17.
  100. ↑ Cuzzi, J. N.; Whizin, A. D.; Hogan, R. C.; Dobrovolskis, A. R.; Dones, L.; Showalter, M. R.; Colwell, J. E.; Scargle, J. D. (April 2014). „Saturn's F Ring core: Calm in the midst of chaos“. Icarus. 232: 157–175. Bibcode:2014Icar..232..157C. doi:10.1016/j.icarus.2013.12.027. ISSN 0019-1035.
  101. ↑ Hyodo, R.; Ohtsuki, K. (2015-08-17). „Saturn's F ring and shepherd satellites a natural outcome of satellite system formation“. Nature Geoscience. 8 (9): 686–689. Bibcode:2015NatGe...8..686H. doi:10.1038/ngeo2508.
  102. ↑ Charnoz, S.; и др. (2005). „Cassini Discovers a Kinematic Spiral Ring Around Saturn“ (PDF). Science. 310 (5752): 1300–1304. Bibcode:2005Sci...310.1300C. doi:10.1126/science.1119387. PMID 16311328.
  103. ↑ 103,0 103,1 NASA Planetary Photojournal PIA08328: Moon-Made Rings
  104. ↑ 104,0 104,1 „NASA Finds Saturn's Moons May Be Creating New Rings“. Cassini Legacy 1997–2007. Jet Propulsion Lab. 2006-10-11. Архивирано од изворникот на 2006-10-16. Посетено на 2017-12-20.
  105. ↑ 105,0 105,1 105,2 Hedman, M. M.; и др. (2007). „The Source of Saturn's G Ring“ (PDF). Science. 317 (5838): 653–656. Bibcode:2007Sci...317..653H. doi:10.1126/science.1143964. PMID 17673659.
  106. ↑ „S/2008 S 1. (NASA Cassini Saturn Mission Images)“. ciclops.org. Архивирано од изворникот на 2019-05-01. Посетено на 2021-12-08.
  107. ↑ Davison, Anna (2 August 2007). „Saturn ring created by remains of long-dead moon“. NewScientist.com news service.
  108. ↑ 108,0 108,1 Porco C. C., [1]; и др. (2008-09-05). „More Ring Arcs for Saturn“. Cassini Imaging Central Laboratory for Operations web site. Архивирано од изворникот на 2008-10-10. Посетено на 2008-09-05.
  109. ↑ 109,0 109,1 109,2 Hedman, M. M.; и др. (2008-11-25). „Three tenuous rings/arcs for three tiny moons“. Icarus. 199 (2): 378–386. Bibcode:2009Icar..199..378H. doi:10.1016/j.icarus.2008.11.001.
  110. ↑ Hillier, JK; и др. (June 2007). „The composition of Saturn's E Ring“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 377 (4): 1588–1596. Bibcode:2007MNRAS.377.1588H. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11710.x.
  111. ↑ 111,0 111,1 Hedman, M. M.; и др. (2012). „The three-dimensional structure of Saturn's E Ring“. Icarus. 217 (1): 322–338. arXiv:1111.2568. Bibcode:2012Icar..217..322H. doi:10.1016/j.icarus.2011.11.006.
  112. ↑ Spahn, F.; и др. (2006-03-10). „Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring“. Science. 311 (5766): 1416–8. Bibcode:2006Sci...311.1416S. CiteSeerX 10.1.1.466.6748. doi:10.1126/science.1121375. PMID 16527969.
  113. ↑ Porco, C. C.; Helfenstein, P.; Thomas, P. C.; Ingersoll, A. P.; Wisdom, J.; West, R.; Neukum, G.; Denk, T.; Wagner, R. (10 March 2006). „Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus“ (PDF). Science. 311 (5766): 1393–1401. Bibcode:2006Sci...311.1393P. doi:10.1126/science.1123013. PMID 16527964.
  114. ↑ „Icy Tendrils Reaching into Saturn Ring Traced to Their Source“. NASA News. 14 April 2015. Архивирано од изворникот на 2015-04-16. Посетено на 2015-04-15.
  115. ↑ Mitchell, C. J.; Porco, C. C.; Weiss, J. W. (2015-04-15). „Tracking the geysers of Enceladus into Saturn's E ring“ (PDF). The Astronomical Journal. 149 (5): 156. Bibcode:2015AJ....149..156M. doi:10.1088/0004-6256/149/5/156. ISSN 1538-3881. Архивирано од изворникот (PDF) на 2019-03-08.
  116. ↑ Schenk Hamilton et al. 2011.
  117. ↑ Mason 2010.
  118. ↑ „NASA Space Telescope Discovers Largest Ring Around Saturn“. NASA. July 3, 2017. Архивирано од изворникот на 2017-05-30. Посетено на 2017-11-06.
  119. ↑ „JPL“. NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL).
  120. ↑ 120,0 120,1 120,2 Verbiscer, Anne; и др. (2009-10-07). „Saturn's largest ring“. Nature. 461 (7267): 1098–100. Bibcode:2009Natur.461.1098V. doi:10.1038/nature08515. PMID 19812546.
  121. ↑ 121,0 121,1 121,2 Cowen, Rob (2009-10-06). „Largest known planetary ring discovered“. Science News. Архивирано од изворникот на 2011-08-22. Посетено на 2021-12-08.
  122. ↑ Tamayo, D.; и др. (2014-01-23). „First observations of the Phoebe ring in optical light“. Icarus. 233: 1–8. arXiv:1401.6166. Bibcode:2014Icar..233....1T. doi:10.1016/j.icarus.2014.01.021.
  123. ↑ 123,0 123,1 123,2 Hamilton, Douglas P.; Skrutskie, Michael F.; Verbiscer, Anne J.; Masci, Frank J. (2015-06-10). „Small particles dominate Saturn's Phoebe ring to surprisingly large distances“. Nature. 522 (7555): 185–187. Bibcode:2015Natur.522..185H. doi:10.1038/nature14476. PMID 26062508.
  124. ↑ „The King of Rings“. NASA, Spitzer Space Telescope center. 2009-10-07. Архивирано од изворникот на 2009-10-10. Посетено на 2009-10-07.
  125. ↑ Grayson, Michelle (2009-10-07). „Huge 'ghost' ring discovered around Saturn“. Nature News. doi:10.1038/news.2009.979.
  126. ↑ Weil, Martin (Oct 25, 2009). „U-Va., U-Md. astronomers find another Saturn ring“. The Washington Post. стр. 4C. Посетено на 2012-09-02.
  127. ↑ Denk, T.; и др. (2009-12-10). „Iapetus: Unique Surface Properties and a Global Color Dichotomy from Cassini Imaging“ (PDF). Science. 327 (5964): 435–9. Bibcode:2010Sci...327..435D. doi:10.1126/science.1177088. PMID 20007863. Архивирано од изворникот (PDF) на 2020-02-27.
  128. ↑ „Cassini Is on the Trail of a Runaway Mystery“. NASA Mission News. NASA. 8 October 2007. Архивирано од изворникот на 2017-12-14. Посетено на 2017-12-20.
  129. ↑ Mason, J.; и др. (2009-12-10). „Cassini Closes In On The Centuries-old Mystery Of Saturn's Moon Iapetus“. CICLOPS website newsroom. Space Science Institute. Архивирано од изворникот на 2012-02-03. Посетено на 2009-12-22.
  130. ↑ Spencer, J. R.; и др. (2009-12-10). „Formation of Iapetus' Extreme Albedo Dichotomy by Exogenically Triggered Thermal Ice Migration“. Science. 327 (5964): 432–5. Bibcode:2010Sci...327..432S. CiteSeerX 10.1.1.651.4218. doi:10.1126/science.1177132. PMID 20007862.
  131. ↑ Jones, Geraint H.; и др. (2008-03-07). „The Dust Halo of Saturn's Largest Icy Moon, Rhea“ (PDF). Science. 319 (5868): 1380–1384. Bibcode:2008Sci...319.1380J. doi:10.1126/science.1151524. PMID 18323452. Архивирано од изворникот (PDF) на 2018-03-08.
  132. ↑ Lakdawalla, E. (2008-03-06). „A Ringed Moon of Saturn? Cassini Discovers Possible Rings at Rhea“. The Planetary Society web site. Planetary Society. Архивирано од изворникот на March 10, 2008. Посетено на 2008-03-09.
  133. ↑ Lakdawalla, E. (5 October 2009). „Another possible piece of evidence for a Rhea ring“. The Planetary Society Blog. Planetary Society. Архивирано од изворникот на 2012-02-17. Посетено на 2009-10-06.
  134. ↑ Kerr, Richard A. (2010-06-25). „The Moon Rings That Never Were“. ScienceNow. Архивирано од изворникот на 2010-07-01. Посетено на 2010-08-05.
  135. ↑ „Soft Collision (NASA Cassini Saturn Mission Images)“. ciclops.org. Архивирано од изворникот на 2010-12-13. Посетено на 2021-12-08.
  136. ↑ Prometheus collision. 18 November 2007. https://www.youtube.com/watch?v=6JdzjXlvBYE. 
  137. ↑ Saturn's G Ring. 6 August 2007. https://www.youtube.com/watch?v=jrmV07lzBsg. 
  138. ↑ „Rounding the Corner (NASA Cassini Saturn Mission Images)“. ciclops.org. Архивирано од изворникот на 2011-07-25. Посетено на 2021-12-08.

Надворешни врски уреди

Надворешни врски уреди

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сатурнови_прстени&oldid=5178048“