Figur 1:(vänster) Bild på Saturns ringar tagna av rymdfarkosten Cassini. Tillhandahålls av NASA http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA06077). (höger) Bild av Uranus ringar tagna av rymdteleskopet Hubble. Upphovsman:NASA
Ett team av forskare har presenterat en ny modell för ursprunget till Saturns ringar baserat på resultat från datasimuleringar. Resultaten av simuleringarna är också tillämpliga på ringar av andra jätteplaneter och förklarar sammansättningsskillnaderna mellan Saturnus och Uranus ringar. Resultaten publicerades den 6 oktober i onlineversionen av Ikarus .
Tidskriftens huvudförfattare är HYODO Ryuki (Kobe University, Graduate School of Science), och medförfattare är professor Sébastien Charnoz (Institute de Physique du Globe/Université Paris Diderot), Professor OHTSUKI Keiji (Kobe University, Graduate School of Science), och projekt docent GENDA Hidenori (Earth-Life Science Institute, Tokyo Institute of Technology).
De gigantiska planeterna i vårt solsystem har mycket olika ringar. Observationer visar att Saturns ringar består av mer än 95% isiga partiklar, medan Uranus och Neptuns ringar är mörkare och kan ha högre berginnehåll. Eftersom Saturnus ringar först observerades på 1600 -talet, undersökningen av ringarna har expanderat från jordbaserade teleskop till rymdfarkoster som Voyagers och Cassini. Dock, ringenas ursprung var fortfarande oklart och de mekanismer som leder till de olika ringsystemen var okända.
Den nuvarande studien fokuserade på den period som kallas Late Heavy Bombardment som tros ha inträffat för 4 miljarder år sedan i vårt solsystem, när jätteplaneterna genomgick en orbital migration. Man tror att flera tusen Pluto-stora (en femtedel av jordens storlek) föremål från Kuiperbältet fanns i det yttre solsystemet bortom Neptunus. Först beräknade forskarna sannolikheten för att dessa stora föremål passerade tillräckligt nära de gigantiska planeterna för att förstöras av deras tidvattenkraft under Late Heavy Bombardment. Resultaten visade att Saturnus, Uranus och Neptunus upplevde nära möten med dessa stora himmelska föremål flera gånger.
Schematisk bild av ringbildningsprocessen. De prickade linjerna visar på vilket avstånd jätteplaneternas gravitation är tillräckligt stark för att tidvattenstörningar ska inträffa. (a) När Kuiperbälteobjekt har nära möten med gigantiska planeter, de förstörs av jätteplaneternas tidvattenkrafter. (b) Som ett resultat av tidvattenstörningar fångas vissa fragment in i banor runt planeten. (c) Upprepade kollisioner mellan fragmenten får de fångade fragmenten att brytas ner, deras bana blir gradvis mer cirkulär, och de nuvarande ringarna bildas (delvis förändring av figuren från Hyodo, Charnoz, Ohtsuki, Genda 2016, Ikarus). Upphovsman:Kobe University
Därefter använde gruppen datasimuleringar för att undersöka störningar av dessa Kuiperbälteobjekt med tidvattenkraft när de passerade närheten av jätteplaneterna (se figur 2a). Resultaten av simuleringarna varierade beroende på de initiala förhållandena, såsom rotation av de förbipasserande föremålen och deras minsta inflygningsavstånd till planeten. Men de upptäckte att i många fall fångades fragment som omfattade 0,1-10% av den initiala massan av de förbipasserande objekten i banor runt planeten (se figur 2a, b). Den kombinerade massan av dessa fångade fragment befanns vara tillräcklig för att förklara massan av de nuvarande ringarna runt Saturnus och Uranus. Med andra ord, dessa planetringar bildades när tillräckligt stora föremål passerade mycket nära jättar och förstördes.
Forskarna simulerade också den långsiktiga utvecklingen av de fångade fragmenten med hjälp av superdatorer vid National Astronomical Observatory of Japan. Från dessa simuleringar fann de att fångade fragment med en initialstorlek på flera kilometer förväntas genomgå snabba kollisioner upprepade gånger och gradvis krossas i små bitar. Sådana kollisioner mellan fragment förväntas också cirkulera deras banor och leda till bildandet av de ringar som observeras idag (se figur 2b, c).
Denna modell kan också förklara kompositionsskillnaden mellan Saturnus och Uranus ringar. Jämfört med Saturnus, Uranus (och även Neptunus) har högre densitet (medeltätheten för Uranus är 1,27 g cm-3, och 1,64 g cm-3 för Neptunus, medan Saturnus är 0,69 g cm-3). Detta betyder att i fallet Uranus (och Neptunus), föremål kan passera i närheten av planeten, där de upplever extremt starka tidvattenkrafter. (Saturnus har en lägre densitet och ett stort förhållande mellan diameter och massa, så om föremål passerar väldigt nära kommer de att kollidera med planeten själv). Som ett resultat, om Kuiperbälteobjekt har skiktade strukturer som en stenig kärna med en isig mantel och passerar nära Uranus eller Neptunus, förutom den iskalla manteln, även den steniga kärnan kommer att förstöras och fångas, bildar ringar som innehåller stenig sammansättning. Men om de passerar Saturnus, bara den iskalla manteln kommer att förstöras, bildar isiga ringar. Detta förklarar de olika ringsammansättningarna.
Dessa fynd illustrerar att ringarna på jätteplaneter är naturliga biprodukter från planeringsprocessen för planeterna i vårt solsystem. Detta innebär att gigantiska planeter som upptäckts runt andra stjärnor sannolikt har ringar bildade av en liknande process. Upptäckten av ett ringsystem runt en exoplanet har nyligen rapporterats, och ytterligare upptäckter av ringar och satelliter runt exoplaneter kommer att främja vår förståelse av deras ursprung.