Toen Galileo Galileï in 1610 zijn telescoopje op Saturnus richtte, 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 de Voyager 1 een smalle band rond Jupiter, en in de jaren '80 werden ook rond Neptunus onvolledige ringbogen ontdekt. Alle vier de grote gasplaneten 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, de Roche-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

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 de excentriciteit 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 maan Triton.

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.

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.

De Saturnusmaantjes Prometheus en Pandora zijn herdermaantjes van de F-ring. [Foto: JPL]

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.

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.

Wanneer de Cassini-sonde in 2004 aankomt bij Saturnus zullen we zeker veel bijleren over zijn ringen, en daarmee ook over de andere planetaire ringstelsels. Maar ongetwijfeld zullen de nieuwe inzichten ook veel nieuwe vragen oproepen.

De ringen van Jupiter

Ontdekking

Een eerste aanwijzing dat Jupiter een ringenstelsel had, kwam in 1974 van het ruimtetuig Pioneer 11. Op een bepaald moment gaf het instrument dat het aantal hoogenergetische deeltjes mat, een plotse daling aan. Sommige wetenschappers leidden daaruit af dat de Pioneer 11 een onbekende ring had gepasseerd, die de deeltjes tegenhield. Weinig wetenschappers geloofden dit echter, tot Voyager 1 in 1979 fotografisch bewijs leverde. Voyager 2 bestudeerde de ringen iets nauwgezetter, en Galileo kon in 1996-1997 uitgebreide metingen uitvoeren.

De ring van Jupiter, in tegenlicht. [Foto: JPL]

Eigenschappen

Het ringenstelsel van Jupiter bestaat uit drie zones. De hoofdzone strekt zich uit van 1,72 tot 1,81 Jupiterstralen, en is 7 000 km breed en 30 km dik. De buitengrens is vrij scherp, de binnengrens vager. Zelfs op dit dikste deel van de ring is deze zeer zwak. De maantjes Adrastea en Metis zitten in deze ring.

De drie ringen van Jupiter. [Foto's: JPL]

Rond de ring ligt een grote halo van zo'n 20 000 km dik. De eigenlijke 'ring' wordt dus nog eens omgeven door een ijle torus.

Buiten deze hoofdring ligt een tweede, nog veel zwakkere ring, die zeer langzaam vervaagt tot hij op 3,1 Jupiterstralen opgaat in het interplanetaire medium. De maantjes Amalthea en Thebe bevinden zich in deze ring, en zijn wellicht de bron van het materiaal in deze zwakke buitenring.

De binnenring van Jupiter bestaat uit zeer kleine stofdeeltjes, 1 tot 2 micron groot. Dergelijke stofdeeltjes eroderen op een periode van 1 000 jaar gemakkelijk weg, wat aangeeft dat de ring van Jupiter erg jong is, en dus ofwel voortdurend ververst wordt, ofwel slechts tijdelijk bestaat. Wellicht is het stof grotendeels afkomstig van de maantjes Adrastea en Metis, die gebombardeerd worden door micrometeorieten en materiaal afkomstig van Io.

Het magnetische veld van Jupiter creëert een voortdurende elektromagnetische kracht, de Lorentz-kracht, die de deeltjes vanuit het binnenste van de hoofdring wegduwt naar een grotere inclinatie, waar ze in de torusvormige halo terechtkomen. In die halo worden de stofdeeltjes verder fijngemalen, tot ze op 0,03 micron bijna geen invloed meer ondervinden van de aantrekkingskracht. Enkel de magnetische kracht werkt dan nog op hen in, zodat ze via de magnetische veldlijnen uit de halo worden weggeslingerd en op de polen van de planeet terechtkomen.

De studie van het ringenstelsel van Jupiter heeft duidelijk gemaakt dat dergelijke stelsels erg jong zijn en sterk afhankelijk van voortdurende verversing door kleine maantjes en mooms.

De ringen van Saturnus

De verschillende ringen

De ringen van Saturnus zijn de meest massieve van alle ringenstelsels in ons zonnestelsel, en de enige die in een kleine telescoop al duidelijk te zien zijn. Er zijn zeven zones te onderscheiden, maar uit foto's blijkt dat de dikste ringen elk nog eens zijn onderverdeeld in talloze zeer fijne ringen.

De dikste ringen zijn A en B, van elkaar gescheiden door de scheiding van Cassini (ontdekt in 1675), waarbij de binnenste B-ring de dikste en breedste van de beide is. In 1850 werd nog een zwakke C-ring ontdekt binnen B. Voyager 1 vond binnenin C nog een D-ring, onzichtbaar vanop aarde, die tot halfweg de planeet reikt.

De A, B, C, D en F-ring van Saturnus. [Foto: JPL]

Buiten het zichtbare systeem ligt de zeer zwakke E-ring, eigenlijk niet meer dan een samenhoping van stof in het baanvlak van de planeet. Deze E-ring strekt zich uit tot aan de baan van Rhea, en wordt naar het einde toe 30 000 km dik. De stofdeeltjes van deze ring zijn enkele micron groot en erg onstabiel, wat wil zeggen dat deze ring voortdurend vernieuwd wordt door materiaal van het nabije maantje Enceladus.

Links een detail van de F-ring, rechts de G- en E-ring,
in zijaanzicht waargenomen door de Hubble Space Telescope,
waarbij Saturnus zelf links buiten beeld staat. [Foto's: JPL, STScI]

Een zesde ring, de F-ring, werd ontdekt door Pioneer. Deze zeer dunne ring ligt vlak tegen de buitengrens van de A-ring. Deze F-ring heeft als herdermaantjes Pandora, Prometheus en Atlas. De F-ring blijkt geen gewone ring te zijn, maar te bestaan uit een aantal zeer dunne ringetjes die langs elkaar heen slingeren onder invloed van de herdermaantjes.

Tenslotte ontdekte Voyager nog een vrij smalle G-ring tussen de F- en E-ring, die sterk op deze laatste gelijkt maar nog ijler is.

Samenstelling

De A- en B-ringen zijn wellicht niet veel dikker dan enkele tientallen meters, wat opmerkelijk vlak is voor zo'n grote structuur. De F-ring ligt enkele graden geïnclineerd ten opzichte van de andere ringen. Het Laplace-vlak waarin de ring ligt is mogelijk lichtjes gebogen: wanneer de schijf van opzij kan worden waargenomen, is er een verschil van 50' tussen de dunste nadering aan beide zijden.

Door middel van infrarood spectrometrie konden wetenschappers vaststellen dat de ringen van Saturnus bestaan uit ijsdeeltjes. Die ijsdeeltjes zijn wellicht 1 tot 2 cm groot, mogelijk zelfs 5 cm.

Daartussen zweven enkele grote brokstukken van 5 tot 10 m. Wellicht is er ook een grote hoeveelheid stofdeeltjes, voortdurend ververst door botsingen en inslagen van micrometeorieten. Daarnaast zijn er wellicht ook grotere mini-maantjes van een honderdtal meter tot enkele kilometer groot, zoals het maantje Pan dat de scheiding van Encke verklaart.

Duizenden kleine ringetjes

De foto's die de Voyager-sondes van de ringen van Saturnus maakten, toonden vrij onverwacht dat de A-, B- en C-ringen elk bestaan uit duizenden kleine ringetjes, vaak niet meer dan 10 m breed. Ook de scheidingen zijn niet leeg, maar bevatten honderden ringetjes die ver uit elkaar liggen.

Links: de duizenden kleine ringetjes die de ringen van Saturnus vormen (valse kleuren).
Rechts: De scheidingen in de ringen van Saturnus. [Foto's: JPL]

Deze structuur lijkt in tegenspraak te zijn met de theoretische modellen, die allemaal aangeven dat de deeltjes in een ringenstelsel zich gelijkmatig verspreiden, waarbij een schijfstructuur ontstaat. Een mogelijke verklaring is de aanwezigheid van mini-maantjes die deze gelijke spreiding tegengaat.

In het ringenstelsel zijn een aantal grote gaten te zien: de scheiding van Cassini (tussen A en B), van Encke (aan de buitenkant van A) en Keeler (een zeer dunne scheiding, eveneens aan de buitenkant van A) en van Maxwell (in de C-ring). Een aantal daarvan zijn te verklaren door resonanties met satellieten of door herdermaantjes, zoals bijvoorbeeld de mini-maan Pan die in de Encke-scheiding werd ontdekt. Sommige wetenschappers vermoeden dat een aantal van deze mini-maantjes in feite geen steenklompen zijn, maar tijdelijke samenhopingen van materiaal.

Spaken

Een van de meest mysterieuze eigenschappen van het ringenstelsel van Saturnus zijn de spaken: tijdelijke donkere structuren die zich dwars op de B-ring voordoen, en die lijken op de spaken van een fietswiel. Ze bestaan uit microscopische deeltjes, en draaien met het magnetisch veld van Saturnus mee. Mogelijk zijn het dus minuscule deeltjes die elektrisch geladen worden en tijdelijk uit het baanvlak van de ringen komen, om daarna weer hun plaats in te nemen.

Spaakstructuren in de Saturnusringen. [Foto: JPL]

De ringen van Uranus

De ringen van Uranus werden in 1977 opgemerkt, toen wetenschappers een sterbedekking door de planeet waarnamen. De ster knipperde daarbij een aantal keer, alvorens volledig achter de schijf van de planeet te verdwijnen. Zo werden 9 verschillende, smalle ringen ontdekt. Voyager 2 ontdekte nog twee zeer zwakke ringen, waardoor het totaal op 11 komt. Door verdere sterbedekkingen te observeren, kwamen wetenschappers erachter dat de ringen quasi-cirkelvormig zijn, 250 000 km in doormeter beslaan en elk slechts 10 km breed zijn. De buitenste epsilon-ring is met 100 km de breedste.

De verschillende waarnemingen toonden ook aan dat de ringen niet erg stabiel zijn. Verschillende ringen zijn lichtjes excentrisch, hebben een variabele dikte of pulseren. Eén van hen lijkt zelfs te 'ademen' waarbij hij lichtjes uitzet en weer inkrimpt. De epsilon-ring is de meest excentrische: zijn afstand tot de planeet bij het dichtste en verste punt verschilt 800 km, waarbij de dikte van 20 km op het dichtste tot 100 km op het verste punt van Uranus varieert.

De ringen van Uranus hebben zeer scherpe grenzen, wat vermoedelijk verklaard wordt door het feit dat ze allen door kleine herdermaantjes worden beheerst. Sommige van die maantjes zijn nog niet gedetecteerd, en zijn wellicht niet groter dan enkele kilometers. De buitenste, dikke epsilon-ring heeft Ophelia en Cordelia als herdermaantjes.

De epsilon-ring van Uranus: links de twee herdermaantjes Ophelia en Cordelia, rechts een detail van de structuur van de epsilon-ring. [Foto's: JPL]

De 9 ringen die vanop aarde werden ontdekt bestaan volgens fotografische en radiowaarnemingen voornamelijk uit steenbrokken van enkele meters groot, met nauwelijks enig stof. De steenbrokken zijn heel erg donker, vermoedelijk omdat ze zijn bedekt met een laag organische molecules. Voyager 2 ontdekte dat de hele ruimte tussen de ringen gevuld is met een zeer fijn stof, dat talloze kleine ringetjes vormt die nauwelijks zichtbaar zijn. Deze stofringen worden waarschijnlijk, net zoals die van Jupiter, voortdurend ververst door materiaal afkomstig van grotere objecten, wellicht mini-maantjes die nog niet gedetecteerd zijn en die tevens verantwoordelijk zijn voor de ringvormigheid van de stofbanen.

De ringen en ringbogen van Neptunus

Na de ontdekking van de ringen rond Jupiter en Uranus, gingen wetenschappers ook op zoek naar een mogelijk ringenstelsel rond Neptunus. Ondanks verwoede pogingen in het begin van de jaren '80, was het pas in 1984 dat de eerste sporen van ringen werden gedetecteerd. Het feit dat deze ringen bij sterbedekkingen soms wel en soms niet te zien waren, werd verklaard door de theorie dat ze niet volledig waren: het zou eerder gaan om bogen dan om echte gesloten ringen.

De foto's die Voyager in 1989 doorstuurde, bevestigden maar nuanceerden die theorie. Neptunus heeft wel degelijk een stelsel van vijf volledige ringen, maar de scherpste buitenste ring, die Adams werd genoemd, bevat drie (of mogelijk vijf) verdikkingen: de bogen die vanop aarde waren gedetecteerd. Deze bogen werden Liberté, Egalité en Fraternité genoemd. Ze liggen allen in een gebied dat 40° omspant.

De ringen van Neptunus, in tegenlicht. [Foto's: JPL]

De ringen van Neptunus zijn op te delen in twee groepen: LeVerrier en Adams zijn smal en scherp begrensd, Galle, Lassell en Arago zijn breed en zwak. Een zesde ring is niet volledig en ligt net binnen de Adams-ring, op de baan van het maantje Galatea.

De ringen van Neptunus bestaan uit fijn stof. Net zoals bij Jupiter en Uranus is dat stof wellicht afkomstig van kleine maantjes, die de ringen voortdurend verversen. In de hele magnetosfeer van Neptunus is trouwens veel stof te vinden, mogelijk verspreid doordat het magnetisch veld zoveel afwijkt van de ecliptica, of door de excentrische baan van de grote maan Triton.

De ringbogen worden wellicht veroorzaakt door een gekoppelde rotatie van 42:43 met de maan Galatea, die op 1 000 km binnen de Adams-ring zweeft. De baan van Galatea heeft een inclinatie van 0,03° ten opzichte van het vlak van de ringen. Dat zorgt voor een mogelijke groepering van stofdeeltjes op kortere gebieden die telkens 4° uit elkaar liggen. De ringbogen zelf liggen telkens ongeveer 12° uit elkaar: niet elk gebied dat in aanmerking komt voor boogvorming is dus met stof gevuld. Het blijft voorlopig een raadsel waarom de ringbogen niet over de gehele Adams-ring verspreid zijn.

Verwante links

• Bezoek de pagina's over de planeten waarrond de ringen draaien: Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus.
• Kleine manen hebben een belangrijke invloed op ringen.
• Is iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!

• Planetary Rings Node: Een site van NASA over de ringen in het zonnestelsel.