Planeetringen

Toen Galileo Galileï in 1610 zijn telescoopje op Saturnusrichtte, wist hij niet wat hij zag. Aanvankelijk meende hij dat het om twee grote manen ging, maar twee jaar later dacht hij dat het een soort van armen waren. Het was Huygens die in 1659 doorhad dat het om ringen ging. Sindsdien vroegen wetenschappers zich af hoe die ringen daar dan wel kwamen, en hoe het kwam dat alleen Saturnus ringen had.Pas aan het einde van de 20ste eeuw werden nieuwe ringen ontdekt: in 1977 merkten wetenschappers die een sterbedekking door Uranus waarnamen, dat de planeet 9 dunne ringen had. Twee jaar later fotografeerde deVoyager 1 een smalle band rond Jupiter, en in de jaren '80 werden ook rond Neptunus onvolledige ringbogen ontdekt. Alle vier de grotegasplaneten bezitten dus een ringenstelsel, maar daarmee zijn de vragen omtrent de aard en de oorsprong ervan nog niet opgelost. Toch hebben waarnemingen en computermodellen ons de laatste jaren al heel wat bijgeleerd.

Ontstaan en ontwikkeling

In 1857 toonde Maxwell aan dat de ringen van Saturnus (en dus ook die van de andere planeten) uit stofdeeltjes moesten bestaan. Voorheen hadden ondermeer Laplace en Cassini zich afgevraagd of het eventueel om vaste platen of zelfs vloeistoffen ging. Maxwell toonde aan dat een wolk van minuscule stofdeeltjes die om een planeet draaien, na verloop van tijd een ring gaan vormen.

Oorsprong

Er zijn sinds de ontdekking van de ringen van Saturnus twee verschillende theorieën geformuleerd over de oorsprong van het materiaal dat ringen om een planeet vormt. In de 19de eeuw stelde Edouard Roche voor dat het om het puin van uiteengerukte manen ging. Roche had berekend dat er een bepaalde grens is in de omgeving van een planeet, deRoche-limiet, waarbinnen satellieten door de getijdenkracht uiteen gerukt zullen worden. Sommige van de ringen liggen echter buiten de Roche-limiet. De lotgevallen van de komeet Shoemaker-Levy 9 toonden aan dat het niet noodzakelijk alleen planetaire manen zijn die fragmenteren.

Deze theorie heeft als gevolg dat er zich rond alle hemellichamen ringen kunnen vormen. Mogelijk hadden of hebben Venus, Mars, de aarde, of zelfs de zon zeer dunne ringen! De kans is groot dat Mars in de toekomst ook een zeer zwakke ring krijgt, wanneer de ingevangen planetoïde Phobos, die steeds dichter naar de planeet toezweeft, binnen de Roche-limiet terecht komt. Een andere mogelijkheid is dat die ring zelfs al bestaat, opgebouwd uit stof afkomstig van Phobos en Deimos. Een maan hoeft natuurlijk niet binnen de Roche-limiet te komen om te verbrokkelen. Ook botsingen en inslagen kunnen haar uiteenrukken tot puinfragmenten.

Een tweede theorie omtrent de oorsprong van de ringen werd in de 18e eeuw geformuleerd door Laplace. Hij dacht dat de ringen van Saturnus samen met de maantjes van de planeet waren gevormd uit de protoplanetaire nevel. In de buitenste zone van die protoplanetaire nevel ontstaan rond onregelmatigheden grote gasvormige protoplaneten met om zich heen een schijf van materiaal. Deze theorie wordt ondersteund door het feit dat enkel de gasplaneten ringenstelsels lijken te hebben.

Beide theorieën zijn nog onbevredigend. De theorie dat de ringen uit de protoplanetaire nevel werd gevormd samen met de planeet, wordt ontkracht door berekeningen die stellen dat de ringen niet veel ouder dan enkele 100 miljoen jaar kunnen zijn. Als ze echter zo recent zijn ontstaan door gigantische botsingen van manen, klopt dit niet met onze modellen over de geschiedenis van het zonnestelsel: in die recente periode zijn er nauwelijks aanwijzingen voor dergelijke grootschalige en wijdverspreide catastrofes.

Vorming van de ringen

Het Laplace-vlak

Een wolk van deeltjes die omheen een planeet zweven is niet stabiel: de baan van elk deeltje afzonderlijk kan veranderen onder invloed van manen of andere planeten. Daardoor botsen deze deeltjes vaak op elkaar wanneer hun banen elkaar kruisen. Bij zo'n botsing zal deexcentriciteit van hun baan verminderen, en komen ze dichter bij een gemeenschappelijk baanvlak te liggen: het Laplace-vlak. Dit Laplace-vlak ligt min of meer op de equator van de planeet, maar kan onder invloed van een nabije maan worden omgebogen. Bij de meeste planeten bedraagt deze ombuiging nooit meer dan 1 km, maar bij Neptunus is het Laplace-vlak aan de buitenkant 200 km vervormd door de grote maanTriton.

De Keplerscheuring

Er is nog een tweede effect aan de gang, dat er voor zorgt dat de ringen rond de planeet zeer dun worden en zich geleidelijk gaan uitbreiden: de Keplerscheuring.

Deeltjes die dichter bij de planeet zweven, bewegen sneller dan deeltjes die verder weg liggen, zoals de derde wet van Kepler aangeeft. Daardoor zullen deeltjes elkaar soms inhalen. Wanneer een lager, sneller deeltje een verder, trager deeltje inhaalt en ertegen botst, verliest het snelheid. Daardoor zal het dichter bij de planeet terecht komen. Het andere deeltje, dat in de rug wordt geduwd, zal snelheid winnen en daardoor verder van de planeet wegvliegen. Op die manier zullen de ringen geleidelijk verder en verder uitdunnen naar binnen en naar buiten toe, en steeds breder worden. Bij Jupiter en Saturnus vervagen de ringen inderdaad, zonder een scherpe grens te hebben.

Scheidingen

Wanneer alle deeltjes min of meer in het Laplace-vlak zijn samengekomen, vormen ze in theorie een mooie, vlakke schijf. In 1676 ontdekte Cassini echter een opening of scheiding middenin de ring van Saturnus, zodat de planeet dus eigenlijk twee ringen heeft met een gat ertussen. Verdere waarnemingen brachten nog meer zo'n scheidingen aan het licht. Bij de andere planeten, waar de ringen zeer dun zijn en de scheidingen heel breed, valt het nog meer op dat het zeker niet gaat om schijven maar wel degelijk om ringen. Die opdeling en scheiding gebeurt onder invloed van maantjes.

Onderzoek heeft aangetoond dat de deeltjes aan de binnenrand van de scheiding van Cassini een gekoppelde rotatie hebben van 1:2 met het maantje Mimas. Aan de buitenrand heerst een 7:6 koppeling met de dubbelmaantjes Janus en Epimetheus.

Bij de andere planeten, waar de ringen veel smaller zijn, spreekt men van herdermaantjes. Deze maantjes zorgen ervoor dat de smalle ringen niet uiteenspreiden tot een flinterdunne schijf. De herdermaantjes die we nu kennen zijn enkele tientallen kilometers groot. Wellicht zijn er nog talloze andere mini-satellietjes die de ringen bevolken, en met hun materiaal voortdurend het ringstelsel vernieuwen. Deze mini-maantjes worden mooms genoemd.

Doordat de maantjes niet altijd perfect in het Laplace-vlak liggen, zorgt hun aantrekkingskracht ook voor een spiraalvormig golfeffect, waarbij ze de stofdeeltjes bij elke dichte nadering een beetje uit het Laplace-vlak trekken. De deeltjes nemen daarna opnieuw hun plaats in.

De ringen van de gasreuzen.

Al bij al blijft het dynamisme dat de structuur van de ringen veroorzaakt nog onduidelijk. De ontdekking van nieuwe maantjes kan misschien een aantal problemen oplossen, maar wellicht zullen nieuwe theorieën ontwikkeld moeten worden.

 

Is er iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!