Uranuksen renkaat ovat Uranusta ympäröivää rengasjärjestelmää . Se on monimutkaisuudessa väliasemassa kehittyneen Saturnuksen renkaiden ja yksinkertaisten Jupiterin ja Neptunuksen renkaiden välillä . James Elliot , Edward Dunham ja Douglas Mink löysivät Uranuksen ensimmäiset yhdeksän rengasta 10. maaliskuuta 1977 . Sen jälkeen löydettiin neljä muuta: kaksi Voyager 2 :lla vuonna 1986 , kaksi muuta Hubble-teleskoopilla vuosina 2003-2005.
200 vuotta aikaisemmin William Herschel raportoi havainnoistaan Uranuksen ympärillä olevista renkaista, mutta nykyajan tähtitieteilijät epäilevät tällaisen löydön mahdollisuutta, koska nämä renkaat ovat hyvin haaleita ja himmeitä, eikä niitä voitu havaita tuon ajan tähtitieteellisillä laitteilla.
Vuodesta 2008 lähtien tunnetaan 13 sormusta. Etäisyyden kasvaessa planeetalta ne on järjestetty seuraavasti: 1986U2R/ ζ , 6, 5, 4, α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν ja μ . 1986U2R/ζ-renkaalla (38 000 km) on pienin säde ja μ-renkaalla (noin 98 000 km) suurin säde. Päärenkaiden välissä voi olla heikkoja pölyrengasryppäitä ja avoimia kaaria. Renkaat ovat erittäin tummia, niihin sisältyvien hiukkasten Bond-albedo ei ylitä 2 %. Ne koostuvat todennäköisesti vesijäästä, jossa on orgaanisia sulkeumia .
Suurin osa Uranuksen renkaista on läpinäkymättömiä. Niiden leveys on enintään muutama kilometri. Rengasjärjestelmä sisältää kaiken kaikkiaan vähän pölyä ja koostuu pääasiassa suurista esineistä, joiden halkaisija vaihtelee 20 senttimetrin ja 20 metrin välillä. Jotkut renkaat ovat kuitenkin optisesti ohuita: leveät, himmeät 1986U2R/ζ-, μ- ja ν-renkaat koostuvat pienistä pölyhiukkasista, kun taas kapea, heikko λ sisältää suuria kappaleita. Suhteellisen pieni pölymäärä rengasjärjestelmässä selittyy laajennetun eksosfäärin - Uranuksen koronan - aerodynaamisella vastuksella .
Uskotaan, että Uranuksen renkaat ovat suhteellisen nuoria, niiden ikä ei ylitä 600 miljoonaa vuotta. Uranuksen rengasjärjestelmä syntyi luultavasti planeetta aiemmin kiertäneiden satelliittien törmäyksistä. Törmäysten seurauksena satelliitit hajosivat yhä pienemmiksi hiukkasiksi, jotka muodostavat nyt renkaita tiukasti rajatuille vyöhykkeille, joilla on maksimaalinen gravitaatiovakaus.
Mekanismi, joka pitää kapeita renkaita niiden rajoissa, ei ole vielä selvä. Alun perin jokaisessa kapeassa renkaassa arveltiin olevan pari "paimenkuuta" tukemaan sen muotoa, mutta vuonna 1986 Voyager 2 löysi vain yhden parin tällaisia kuita ( Cordelia ja Ophelia ) kirkkaimman renkaan ε ympäriltä.
Uranuksen löytäjän William Herschelin teoksissa ensimmäinen maininta renkaista löytyy 22. helmikuuta 1789 päivätystä merkinnästä . Havaintojen muistiinpanoissa hän totesi ehdottaneensa renkaiden esiintymistä Uranuksessa [1] . Herschel ehdotti, että ne olivat punaisia (mikä vahvistettiin vuonna 2006 toiseksi viimeiselle renkaalle Keckin observatorion havainnoista ). Herschelin muistiinpanot sisällytettiin Royal Societyn päiväkirjaan vuonna 1797 . Myöhemmin, lähes kahteen vuosisataan - vuosina 1797-1979 - renkaita ei kuitenkaan mainittu tieteellisessä kirjallisuudessa, mikä antaa aihetta epäillä tiedemiehen virhettä [2] . Kuitenkaan riittävän tarkat kuvaukset siitä, mitä Herschel näkivät, eivät antaneet syytä hylätä hänen havaintojaan aivan näin [3] .
Rengasjärjestelmän läsnäolon Uranuksen lähellä vahvistivat vasta 10. maaliskuuta 1977 amerikkalaiset tiedemiehet James Elliot , Edward Dunham ( eng. Edward W. Dunham ) ja Douglas Mink ( eng. Douglas J. Mink ) käyttämällä Kuiperin ilmaobservatoriota . Löytö tehtiin vahingossa – ryhmä tutkijoita aikoi tehdä havaintoja Uranuksen ilmakehästä peittäen samalla tähti SAO 158687 sillä . Havaintotietoja analysoimalla he kuitenkin havaitsivat tähden kirkkauden laskun jo ennen kuin Uranus peitti sen, ja tämä tapahtui useita kertoja peräkkäin. Tuloksena löydettiin 9 Uranuksen rengasta [4] .
Kun Voyager 2 -avaruusalus saapui Uranuksen läheisyyteen, löydettiin 2 muuta rengasta käyttämällä laivan optiikkaa, ja tunnettujen renkaiden kokonaismäärä kasvoi 11:een. Joulukuussa 2005 Hubble- avaruusteleskooppi rekisteröi 2 muuta ennen tuntematonta rengasta. Ne ovat kaksi kertaa kauempana planeettasta kuin aiemmin löydetyt renkaat, ja siksi niitä kutsutaan usein Uranuksen ulkorengasjärjestelmäksi. Renkaiden lisäksi Hubble auttoi löytämään kaksi aiemmin tuntematonta pientä satelliittia, joista yhdellä ( Mab ) on sama kiertorata kuin uloimmalla renkaalla. Kaksi viimeistä rengasta nostavat Uranuksen tunnettujen renkaiden määrän 13:een [5] . Huhtikuussa 2006 Havaijilla sijaitsevan Keckin observatorion ottamat kuvat uusista renkaista mahdollistivat niiden värin erottamisen. Toinen niistä oli punainen ja toinen (uloin) sininen [3] [6] . Ulkorenkaan sinisen värin uskotaan johtuvan siitä, että se sisältää pölyn lisäksi pieniä vesijäähiukkasia Mab:n pinnalta [3] [7] . Planeetan sisärenkaat näyttävät harmailta [3] .
Kun maa ylittää Uranuksen renkaiden tason, ne näkyvät reunassa. Tämä oli esimerkiksi vuosina 2007-2008 .
Uranuksen rengasjärjestelmä sisältää 13 erillistä rengasta. Etäisyyden mukaan planeetalta ne on järjestetty seuraavaan järjestykseen: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ [8] . Ne voidaan jakaa 3 ryhmään: 9 kapeaa päärengasta (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε) [9] , kaksi pölyrengasta (1986U2R/ζ, λ) [10] ja kaksi ulkorenkaat (μ, ν) [8] [11] .
Uranuksen renkaat koostuvat pääasiassa makrohiukkasista ja pienestä määrästä pölyä [12] . Pölyhiukkasten tiedetään olevan 1986U2R/ζ-, η-, δ-, λ-, ν- ja μ-renkaissa [8] [10] . Tunnettujen renkaiden lisäksi todennäköisimmin niiden välissä on lähes erottamattomia pölyväyliä ja erittäin heikkoja ja ohuita renkaita [13] . Nämä himmeät renkaat ja pölykaistat voivat olla olemassa vain tilapäisesti tai ne voivat koostua useista yksittäisistä kaarista, jotka voidaan joskus havaita tähden planeettojen peittämisen aikana [13] . Jotkut niistä tulivat havaittaviksi, kun Maa ylitti renkaiden tason vuonna 2007 [14] . Monet renkaiden väliset pölykaistat havaittiin eteenpäin hajavalossa jo Voyager 2 :ssa [15] . Kaikki Uranuksen renkaat osoittavat atsimuuttimuutoksia kirkkaudessa [15] .
Sormukset on valmistettu erittäin tummasta aineesta. Renkaiden muodostavien hiukkasten geometrinen albedo ei ylitä 5–6 % ja Bond-albedo on noin 2 % [12] [16] . Renkaissa on voimakas oppositiovaikutus - heijastavuuden lisääntyminen vaihekulman pienentyessä (toisin sanoen suurin osa valosta heijastuu lähdettä kohti) [12] . Renkaat näyttävät hieman punertavilta ultravioletti- ja näkyvissä havainnoissa ja harmailta lähi- infrapunahavainnoissa [ 17] . Renkaissa ei havaita tunnistettavia spektripiirteitä.
Rengashiukkasten kemiallista koostumusta ei tunneta. Ne eivät kuitenkaan voi koostua puhtaasta vesijäästä, kuten Saturnuksen renkaat , koska ne ovat liian tummia, jopa tummempia kuin Uranuksen sisäiset kuut [17] . Tämä osoittaa, että ne koostuvat jään ja pimeän aineen seoksesta. Tämän aineen luonnetta ei tunneta, mutta se voi olla orgaanista , huomattavasti tummentaa Uranuksen magnetosfääristä peräisin olevien varautuneiden hiukkasten säteilytyksen seurauksena. On mahdollista, että renkaat koostuvat voimakkaasti muuttuneesta aineesta, joka on alun perin samanlainen kuin Uranuksen sisäiset satelliitit [17] .
Yleisesti ottaen Uranin rengasjärjestelmä ei ole kuin Jupiterin himmeät pölyiset renkaat eikä Saturnuksen leveät ja monimutkaiset renkaat , joista osa on erittäin kirkkaita vesijäähiukkasten vuoksi [9] . Uranuksen ja Saturnuksen renkailla on kuitenkin myös jotain yhteistä: Saturnuksen F-rengas ja Uranuksen ε-rengas ovat molemmat kapeita, suhteellisen tummia ja "laiduntavat" satelliittiparin kanssa [9] . Äskettäin löydetyt Uranuksen ulkorenkaat ovat samanlaisia kuin Saturnuksen ulommat G- ja E-renkaat [18] . Pienet renkaat Saturnuksen leveiden renkaiden välillä muistuttavat myös Uranuksen kapeita renkaita [9] . Lisäksi pölyn kerääntyminen Uranuksen renkaiden väliin voi olla samanlainen kuin Jupiterin pölyrenkaat [10] . Neptunuksen rengasjärjestelmä on enemmän kuin Uranuksen rengasjärjestelmä, mutta se on monimutkaisempi, tummempi ja sisältää enemmän pölyä; Neptunuksen renkaat ovat kauempana planeettasta kuin Uranuksen renkaat [10] .
ε (epsilon) rengas on kirkkain ja tihein Uranuksen renkaista ja vastaa noin kahdesta kolmasosasta renkaiden heijastamasta valosta [15] [17] . Tällä renkaalla on kaikista suurin epäkeskisyys , ja sillä on myös pieni kiertoradan kaltevuus [19] .
Renkaan venymä johtuu siitä, että sen kirkkaus ei ole sama eri paikoissa: korkein on lähellä aposentriä (planeetasta kauimpana oleva piste) ja pienin lähellä kehäkeskusta (lähin) [20] . Tämä ero on 2,5–3,0-kertainen [12] , ja se liittyy renkaan leveyden muutokseen, joka on 19,7 km periapsiksessa ja 96,4 km aposenterissä [20] . Kun rengas levenee, hiukkasten toistensa "varjostuksen" määrä vähenee ja niitä voidaan havaita enemmän, mikä johtaa korkeampaan integroituun kirkkauteen [16] . Renkaan leveyden vaihtelut mitattiin Voyager 2:n ottamissa kuvissa, sillä ε-rengas oli yksi kahdesta, jonka leveys oli erotettavissa näissä kuvissa [15] . Tämä osoittaa, että rengas on optisesti syvä . Tämän renkaan tähtien peittämisen havainnot, jotka suoritettiin Maasta ja Voyager 2:sta, osoittivat, että sen normaali "optinen syvyys" vaihtelee välillä 0,5 - 2,5 [20] [21] ja on suurin lähellä renkaan kiertoradan keskipistettä . ε-renkaan "ekvivalenttisyvyys" on noin 47 kilometriä, eikä se muutu koko pituudeltaan [20] .
Renkaan ε geometrinen paksuus ei ole varmaa, vaikka se on joidenkin arvioiden mukaan noin 150 metriä [13] . Pienestä paksuudesta huolimatta rengas koostuu useista kerroksista hiukkasia. Renkaan ε aposenteri on paikka, jossa hiukkasten pitoisuus on korkea: ne vievät eri arvioiden mukaan 0,8–6 % tilasta, joten keskimääräinen etäisyys niiden välillä voi olla vain kaksi kertaa niiden halkaisija. Tämän renkaan keskimääräinen hiukkaskoko on 0,2–20 metriä [20] . Äärimmäisen ohuensa vuoksi ε-rengas katoaa, kun sitä katsotaan reunasta. Tämä tapahtui vuonna 2007, kun Maa ylitti renkaiden tason [14] . Renkaan alhainen pölypitoisuus voidaan selittää Uranuksen laajennetun ilmakehän koronan aerodynaamisella vastuksella [3] .
Voyager 2 havaitsi outo signaalin tästä renkaasta " radiopeitto " -kokeessa [21] . Se koostui radioaaltojen suoran sironnan merkittävästä lisääntymisestä lähellä renkaan apocenteria 3,6 cm aallonpituudella, mikä edellyttää renkaan ε järjestyneen rakenteen läsnäoloa. Tämä rakenne on vahvistanut monet pinnoitteista tehdyt havainnot [13] . Ilmeisesti rengas ε koostuu useista kapeista optisesti tiheistä renkaista [13] , joista osa ei ehkä ole suljettuja.
Hänellä on kaksi "paimenkumppania" - Cordelia (sisäinen) ja Ophelia (ulkoinen ) . Renkaan sisäreuna on 24:25 orbitaaliresonanssissa Cordelian kanssa ja ulkoreuna on 14:13 resonanssissa Ophelian kanssa [22] . Renkaan "laiduntamiseksi" (olemassa olevien rajojen sisällä pitämiseksi) jokaisen satelliitin massan on oltava vähintään kolme kertaa renkaan massa [9] . Renkaan massaksi ε on arvioitu noin 10 16 kg [9] [22] .
Rengas δ on pyöreä ja siinä on pieni kaltevuus [19] . Renkaassa on merkittäviä selittämättömiä atsimuuttimuutoksia normaalissa optisessa syvyydessä ja leveydessä [13] . Mahdollinen selitys on, että renkaassa on aaltoileva atsimuuttirakenne, jonka sen sisällä oleva pieni satelliitti on luonut [23] . Renkaan ulkoreuna on 23:22 orbitaaliresonanssissa Cordelian kanssa [24] .
δ-rengas koostuu kahdesta komponentista: kapeasta, optisesti tiheästä ja leveästä, jolla on pieni optinen syvyys [13] . Kapean komponentin leveys on 4,1–6,1 km, vastaava syvyys 2,2 km, mikä vastaa normaalia optista syvyyttä noin 0,3–0,6 [20] . Leveä δ rengaskomponentti on noin 10-12 km leveä ja sen ekvivalenttisyvyys on lähes 0,3 km, mikä vastaa normaalia optista syvyyttä 3 × 10 -2 [20] [25] .
Kaikki nämä tiedot ovat peräisin okkultaatiohavainnoista, koska renkaan leveys ei näy Voyager 2 -kuvissa [15] [25] . Kun rengasta havainnoitiin Voyager 2:sta eteenpäin siroteltuna, se näytti olevan suhteellisen kirkas, mikä on sopusoinnussa sen laajassa komponentissa olevan kosmisen pölyn kanssa [15] . Sormuksen geometrisesti leveä komponentti on himmeämpi kuin kapea komponentti. Tämän vahvistavat havainnot Maan rengastason ylityksen aikana vuonna 2007, jolloin δ-renkaan kirkkaus kasvoi, mikä osuu yhteen geometrisesti paksun, mutta optisesti ohuen renkaan käyttäytymisen kanssa [14] .
γ-rengas on kapea, optisesti tiheä ja sillä on pieni epäkeskisyys. Sen kiertoradan kaltevuus on lähes nolla [19] . Renkaan leveys vaihtelee välillä 3,6-4,7 km, vaikka vastaava syvyys on ennallaan ja on 3,3 km [20] . Tämän renkaan normaali optinen syvyys on 0,7-0,9. Renkaiden tason leikkauksessa vuonna 2007 kävi ilmi, että γ-rengas on geometrisesti yhtä ohut kuin ε-rengas [13] ja käytännössä pölytön [14] . Tämän renkaan leveys ja normaali optinen syvyys osoittavat merkittäviä atsimuuttivaihteluita [13] . Ei tiedetä, mikä saa tämän renkaan pysymään niin kapeana, mutta sen sisäreunan on havaittu olevan 6:5 resonanssissa Ophelian kanssa [24] [26] .
Renkaalla η on nolla epäkeskisyys ja kaltevuus [19] . Kuten δ-rengas, se koostuu kahdesta komponentista: kapeasta optisesti tiheästä ja leveästä ulkoosasta, jolla on pieni optinen syvyys [15] . Kapean komponentin leveys on 1,9-2,7 km ja vastaava syvyys noin 0,42 km, mikä vastaa normaalia optista syvyyttä noin 0,16-0,25 [20] . Leveän komponentin leveys on noin 40 km ja vastaava syvyys noin 0,85 km, mikä puolestaan osoittaa normaalin optisen syvyyden 2⋅10 −2 [20] .
Renkaan leveys näkyy Voyager 2:n valokuvissa [15] . Eteenpäin sironnetussa valossa η-rengas näyttää kirkkaalta, mikä osoittaa, että siinä on huomattava määrä pölyä, todennäköisimmin leveässä komponentissa [15] . Geometrisesti leveä komponentti on paljon paksumpi kuin kapea. Tämän vahvistavat havainnot, jotka tehtiin Maan ylityksen aikana renkaiden tason yli vuonna 2007, jolloin η-renkaan kirkkaus kasvoi ja siitä tuli Uranuksen toiseksi kirkkain rengas [14] . Tämä osuu yhteen geometrisesti paksun mutta optisesti ohuen renkaan käyttäytymisen kanssa [14] . Kuten useimmat renkaat, η-renkaassa on merkittäviä atsimuuttimuutoksia normaalissa optisessa syvyydessä ja leveydessä, joissain paikoissa rengas on niin kapea, että se jopa "kadottaa" [13] .
α ja β ovat Uraanijärjestelmän kirkkaimmat renkaat ε:n jälkeen [12] . Kuten ε-renkaan, niiden kirkkaus ja leveys vaihtelevat eri alueilla [12] . Näillä renkailla on suurin kirkkaus ja leveys 30°:ssa aposenteristä ja pienin - 30°:ssa periapsisesta [15] [27] . Renkailla α ja β on merkittävä kiertoradan epäkeskisyys ja pieni kaltevuus [19] . Näiden renkaiden leveys on 4,8–10 km ja 6,1–11,4 km [20] . Vastaavat optiset syvyydet ovat 3,29 ja 2,14 km, mikä tarkoittaa normaalia optista syvyyttä 0,3–0,7 ja 0,2–0,35 [20] .
Kun maa ylitti renkaiden tason vuonna 2007, nämä renkaat katosivat joksikin aikaa. Tämä tarkoittaa, että ne, kuten rengas ε, ovat geometrisesti ohuita ja pölyttömiä [14] . Ylityksen aikana kuitenkin löydettiin geometrisesti paksu, mutta optisesti ohut pölynauha aivan β-renkaan ulkopuolen ulkopuolelta, jonka Voyager 2 havaitsi aiemmin [15] . Kummankin renkaan α ja β massojen on arvioitu olevan noin 5⋅10 15 kg, mikä on suunnilleen puolet renkaan massasta ε [28] .
Renkaat 6, 5 ja 4 ovat Uranuksen himmeimmät ja lähes lähimmät renkaat [12] . Näiden renkaiden kaltevuus on suurin ja niiden kiertoradan epäkeskisyydet ovat suurimmat kaikista renkaista paitsi ε [19] . Lisäksi niiden kaltevuus (0,06°, 0,05° ja 0,03°) olivat riittävän suuria, jotta Voyager 2 pystyi havaitsemaan niiden korkeudet Uranuksen ekvatoriaalisen tason yläpuolella, jotka olivat 24–46 km [15] . Renkaat 6, 5 ja 4 ovat myös Uranuksen kapeimpia renkaita, arviolta 1,6–2,2 km, 1,9–4,9 km ja 2,4–4,4 km [15] [20] . Niiden vastaavat syvyydet ovat 0,41 km, 0,91 km ja 0,71 km, mikä osoittaa normaalin optisen syvyyden 0,18-0,25, 0,18-0,48 ja 0,16-0,3 [20] . Ne eivät olleet näkyvissä, kun Maa ylitti renkaiden tason vuonna 2007 niiden äärimmäisen kapeuden ja vähäisen pölymäärän vuoksi [14] .
λ-rengas on yksi kahdesta renkaasta, jotka Voyager 2 löysi vuonna 1986 [19] . Se on kapea ja himmeä rengas, joka sijaitsee ε-renkaan ja sen "paimenkumppanin" Cordelian välissä [15] . Takaisinsironnetussa valossa tutkittaessa λ-rengas on erittäin kapea - noin 1-2 km - ja sen optinen syvyys on 0,1-0,2 km aallonpituudella 2,2 μm [3] . Sen normaali optinen syvyys on 0,1-0,2 [15] [25] . Renkaan optinen syvyys λ osoittaa voimakasta riippuvuutta aallonpituudesta, mikä ei ole tyypillistä Uranuksen rengasjärjestelmälle. Spektrin ultraviolettiosassa vastaava syvyys on 0,36 kilometriä, mikä selittää sen, miksi se löydettiin vasta, kun Voyager 2:lla havainnoitiin tähtien peittymistä ultraviolettialueella [25] . Renkaan havaitseminen havaintojen aikana 2,2 μm:n aallonpituudella raportoitiin vasta vuonna 1996 [3] .
λ-renkaan ulkonäkö muuttui dramaattisesti suorien hajavalohavaintojen aikana vuonna 1986 [15] . Tuossa paikassa se havaittiin Uraanijärjestelmän kirkkaimpana kohteena, joka ylitti jopa ε-renkaan [10] . Nämä havainnot yhdistettynä aallonpituuden riippuvuuteen optisesta syvyydestä osoittavat, että λ-rengas sisältää merkittävän määrän mikrometrin kokoista pölyä [10] . Tämän pölyn normaali optinen syvyys on 10 −4 -10 −3 [12] . Keck- observatorion teleskoopin havainnot vuonna 2007, kun maa ylitti Uranin rengastason, vahvistivat tämän oletuksen, koska λ-renkaasta tuli yksi Uranin rengasjärjestelmän kirkkaimmista elementeistä [14] .
Voyager 2:n kuvien yksityiskohtainen analyysi mahdollisti atsimuuttimuutosten paljastamisen λ-renkaan kirkkaudessa [12] . Muutokset näyttävät olevan säännöllisiä ja muistuttavat seisovaa aaltoa . Tämän merkittävän rakenteen alkuperää renkaassa λ ei tunneta [10] .
Vuonna 1986 Voyager 2 löysi leveän, himmeän renkaan, joka sijaitsee lähempänä kuin rengasta 6 [15] . Hänelle annettiin väliaikainen nimitys 1986U2R. Sen normaali optinen syvyys oli 10–3 tai vähemmän ja se oli erittäin heikko. Se näkyi vain yhdessä Voyager 2:n ottamassa kuvassa [15] . Rengas sijaitsee 37 000–39 500 km Uranuksen keskustasta tai 12 000 km pilvenpinnan yläpuolella [29] . Rengasta havaittiin vasta vuosina 2003-2004, jolloin Keckin observatorion (Hawaii) kaukoputket löysivät jälleen leveän, haalean renkaan renkaan 6 sisältä. Rengas sai nimekseen ζ [3] . Sormuksen sijainti poikkesi kuitenkin merkittävästi vuonna 1986 havaitusta. Nyt se sijaitsee 37 850–41 350 km:n etäisyydellä planeetan keskustasta, ja vähitellen heikkenee se ulottuu sisäänpäin ainakin 32 600 km:iin asti [3] . Keckin observatorio havaitsi tämän renkaan uudelleen vasta vuonna 2007, kun maa ylitti Uranuksen renkaiden tason [14] . Tämän renkaan optinen ekvivalenttisyvyys on noin 1 km (0,6 renkaan jatketulla osalla), kun taas normaali optinen syvyys, kuten aiemmin, ei ylitä 10 -3 [3] .
Vuosien 1986 ja 2003 ζ-renkaan havaintojen välinen ero voi johtua erilaisista geometrisista konfiguraatioista: takaisinsirontageometriasta vuosina 2003–2007 ja sivusirontageometriasta vuonna 1986 [3] [14] . Muutoksia pölyn (jonka uskotaan hallitsevan kehässä) jakautumisessa näiden 20 vuoden aikana [14] ei kuitenkaan voida sulkea pois .
1986U2R/ζ- ja λ-renkaiden lisäksi järjestelmässä on erittäin heikot pölykaistat [15] . Ne eivät ole näkyvissä okkultaatioiden aikana, koska niillä on pieni optinen syvyys, vaikka ne ovat melko kirkkaita suorassa hajavalossa [10] . Voyager 2:n eteenpäin hajautetut kuvat osoittivat kirkkaita pölyväyliä λ- ja δ-renkaiden, η- ja β-renkaiden sekä α- ja 4-renkaiden välillä [15] . Monet vuonna 1986 havaituista pölyväylistä vangittiin uudelleen Keck-teleskoopit vuosina 2003-2004. Niitä havaittiin myös ylittäessään renkaiden tason vuonna 2007 takaisinsironneessa valossa, mutta niiden tarkka sijainti ja kirkkaus poikkesivat Voyager 2:n havainnoista [3] [14] . Näiden pölykaivojen normaali optinen syvyys on noin 10–5 tai vähemmän. Pölyhiukkasten kokojakauman uskotaan olevan eksponentiaalinen eksponentin p = 2,5 ± 0,5 [12] kanssa .
Vuosina 2003-2005 Hubble-teleskooppi löysi parin aiemmin tuntemattomia renkaita, joiden uskotaan nyt olevan Uranuksen rengasjärjestelmän uloimpia osa, jolloin tunnettujen renkaiden lukumäärä nousi 13:een [8] . Myöhemmin nämä renkaat nimettiin μ ja ν (mu ja nu) [11] . Tämän parin rengas μ on ulkoinen. Se on kaksi kertaa kauempana planeettasta kuin kirkas η (eta) rengas [8] . Ulkorenkaat eroavat monin tavoin kapeista sisärenkaista. Ne ovat leveitä, 17 000 ja 3 800 km leveitä ja erittäin himmeitä. Suurin normaali optinen syvyys on 8,5 × 10 -6 ja 5,4 × 10 -6 . Vastaavat optiset syvyydet ovat 0,14 km ja 0,012 km. Renkaiden säteittäiset kirkkausprofiilit ovat muodoltaan kolmion muotoisia [8] .
Renkaan huippukirkkauden alue μ on käytännössä sama kuin Uranus- Mab -satelliitin kiertorata , joka on luultavasti renkaan hiukkasten lähde [8] [30] . Rengas ν sijaitsee Portian ja Rosalindin satelliittien välissä eikä sisällä satelliitteja [8] . Voyagerin omien suoran hajavalokuvien uudelleenanalyysi mahdollistaa μ- ja ν-renkaiden selkeän erottamisen. Tässä geometriassa renkaat ovat paljon kirkkaampia, mikä osoittaa suurta pölyhiukkasten pitoisuutta mikrometrin luokkaa [8] . Uranuksen ulkorenkaat muistuttavat Saturnuksen rengasjärjestelmän G- ja E-renkaita. G-renkaalle ei tiedetä hiukkaslähdettä, kun taas E-rengas on erittäin leveä ja sitä täydentää Enceladuksen pinnasta tuleva pöly [8] [30] .
On mahdollista, että μ-rengas koostuu kokonaan pölystä, ilman suuria hiukkasia. Tätä hypoteesia tukevat Keckin observatorion havainnot, jotka eivät havainneet μ-rengasta lähi-infrapunassa aallonpituudella 2,2 μm, mutta havaitsivat ν-renkaan [18] . Epäonnistunut yritys havaita μ-rengas tarkoittaa, että se on sininen. Tämä puolestaan osoittaa, että se koostuu pääasiassa pienimmästä (submikronisesta) pölystä [18] . Mahdollisesti pöly koostuu vesijäästä [31] . ν-renkaalla sitä vastoin on punertava sävy [18] [32] .
Tärkeä ja vielä ratkaisematon fyysinen ongelma on renkaiden rajoja pitävän mekanismin arvoituksen ratkaisu. Jos tällaista mekanismia ei olisi, nämä rajat hämärtyisivät vähitellen ja Uranuksen renkaat eivät olisi olleet olemassa yli miljoonaan vuoteen [9] . Useimmin siteeratun suojamekanismin mallin ehdottivat Peter Goldreich ja Scott Tremaine [33] : se on pari vierekkäisiä satelliitteja, ulkoisia ja sisäisiä "paimenia", jotka gravitaatiovuorovaikutuksen kautta ottavat pois renkaasta ylimääräisen tai lisäävät. sille puuttuva kulmamomentti (tai vastaavasti energia ). "Paimenet" pitävät siis renkaat muodostavat hiukkaset, vaikka ne vähitellen siirtyvät pois niistä [9] . Tätä varten paimensatelliittien massojen on ylitettävä renkaan massa vähintään 2–3 kertaa. Tällainen mekanismi toimii renkaaseen ε, jonka tiedetään "paimentavan" Cordelian ja Ophelian [24] . Cordelia on myös renkaan δ ulompi "paimen" ja γ:n Ophelia. Yhtään 10 kilometriä suurempaa satelliittia ei kuitenkaan tunneta muiden renkaiden lähellä [15] . Cordelian ja Ophelian nykyistä etäisyyttä ε-renkaasta voidaan käyttää renkaan iän määrittämiseen. Laskelmat osoittavat, että tämä rengas ei voi olla vanhempi kuin 6 × 10 8 vuotta [9] [22] .
Koska Uranuksen renkaat ovat todennäköisesti nuoria, niitä on jatkuvasti täydennettävä suurempien kappaleiden välisten törmäysten fragmenteilla [9] . Joidenkin arvioiden mukaan Pak -kokoisen satelliitin tuhoutuminen voi kestää useita miljardeja vuosia. Näin ollen pienempi satelliitti romahtaa paljon nopeammin [9] . Näin ollen on mahdollista, että kaikki Uranuksen sisä- ja ulkorenkaat ovat tulosta Pakkia pienempien satelliittien tuhoutumisesta viimeisen neljän ja puolen miljardin vuoden aikana [22] . Jokainen tällainen tuho laukaisi kokonaisen törmäyskaskadin, joka jauhaisi melkein kaikki suuret kappaleet paljon pienemmiksi hiukkasiksi, mukaan lukien pöly [9] . Lopulta suurin osa massasta katoaisi, ja hiukkaset säilyisivät hengissä vain niillä alueilla, joilla niiden kiertoradat stabiloituvat keskinäisen resonanssin ja "laiduntamisen" avulla. Tällaisen "tuhoavan evoluution" lopputuote olisi kapeiden renkaiden järjestelmä, mutta pienten satelliittien olisi pitänyt säilyä renkaiden sisällä. Nykyaikaisten arvioiden mukaan niiden enimmäiskoko on noin 10 kilometriä [22] .
Pölykaistojen alkuperä on selkeämpi. Pölyn elinikä on hyvin lyhyt, sadasta tuhanteen vuoteen, ja ilmeisesti se täydentyy jatkuvasti Uraanijärjestelmään ulkopuolelta pudonneiden renkaiden suurten hiukkasten, pienten satelliittien ja meteoriidien välisten törmäysten seurauksena [ 10] [22] . Pölyä tuottavien satelliittien ja hiukkasten hihnat ovat näkymättömiä alhaisen optisen syvyytensä vuoksi, kun taas pöly näkyy selvästi suorassa hajavalossa [22] . Oletetaan, että pölyväylien ja pienten satelliittien kapeat päärenkaat ja vyöt eroavat hiukkaskokojakauman suhteen. Päärenkaissa on enemmän hiukkasia, joiden koko on senttimetristä metriin. Tämä jakautuminen lisää rengasmateriaalin pinta-alaa, mikä johtaa korkeaan optiseen tiheyteen takaisinsironneessa valossa [22] . Pölyväylillä sitä vastoin suurten hiukkasten määrä on suhteellisen pieni, mikä johtaa alhaiseen optiseen syvyyteen [22] .
Uranuksen renkaat tutkittiin huolellisesti Voyager 2:n Uranuksen ohilennon aikana tammikuussa 1986 [19] . Kaksi uutta rengasta löydettiin, λ ja 1986U2R, jotka nostivat Uranuksen tunnettujen renkaiden kokonaismäärän 11:een. Renkaiden fysikaalisia ominaisuuksia tutkittiin analysoimalla radion [21] , ultraviolettisäteilyn [25] ja optisten pinnoitteiden [13 ] tuloksia. ] . Voyager 2 tarkkaili renkaita eri paikoissa suhteessa aurinkoon, otti valokuvia eteenpäin ja taaksepäin hajallaan [15] . Näiden kuvien analyysi mahdollisti renkaiden hiukkasten kokonaisfaasifunktion, geometrisen albedon ja Bond-albedon määrittämisen [12] . Kahden renkaan - ε ja η - kuvista voidaan nähdä niiden monimutkainen mikrorakenne [15] . Kuva-analyysi on myös mahdollistanut 10 Uranuksen sisäkuun löytämisen, mukaan lukien kaksi ε-renkaan "paimenkuuta", Cordelia ja Ophelia [15] .
Taulukossa esitetään Uranuksen rengasjärjestelmän pääominaisuudet.
renkaan nimi | Säde (km) [T 1] [9] [T 2] [20] [T 3] [3] [T 4] [25] [T 5] [8] | Leveys (km) | Vastaava syvyys (km) [T 6] [3] [T 7] [20] [T 8] [3] [18] [T 9] | N. opt. syvyys [T 10] [12] [T 11] [15] [T 12] [8] | Paksuus (m) [T 13] [13] | Exc. [T 14] [19] [26] | Kaltevuus (°) | Huomautuksia |
ζc_ _ | 32 000–37 850 | 3500 | 0.6 | ~ 10 -4 | ? | ? | ? | Renkaan sisäinen jatke ζ |
1986U2R | 37 000–39 500 | 2500 | ? | < 10 -3 | ? | ? | ? | Heikko pölyrengas |
ζ | 37 850–41 350 | 3500 | yksi | < 10 -3 | ? | ? | ? | |
6 | 41 837 | 1.6—2.2 | 0,41 | 0,18-0,25 | ? | 1,0 × 10 -3 | 0,062 | |
5 | 42 234 | 1,9-4,9 | 0,91 | 0,18-0,48 | ? | 1,9 × 10 -3 | 0,054 | |
neljä | 42 570 | 2.4—4.4 | 0,71 | 0,16-0,30 | ? | 1,1 × 10 -3 | 0,032 | |
α | 44 718 | 4,8-10,0 | 3.39 | 0,3-0,7 | ? | 0,8 × 10 -3 | 0,015 | |
β | 45 661 | 6.1-11.4 | 2.14 | 0,20-0,35 | ? | 0,4 × 10 -3 | 0,005 | |
η | 47 175 | 1,9-2,7 | 0,42 | 0,16-0,25 | ? | 0 | 0,001 | |
η c | 47 176 | 40 | 0,85 | 2 × 10 -2 | ? | 0 | 0,001 | Renkaan leveä ulkokomponentti η |
γ | 47 627 | 3,6-4,7 | 3.3 | 0,7-0,9 | 150? | 0,1 × 10 -3 | 0,002 | |
δc _ | 48 300 | 10-12 | 0.3 | 3 × 10 -2 | ? | 0 | 0,001 | Renkaan leveä sisäkomponentti δ |
δ | 48 300 | 4.1-6.1 | 2.2 | 0,3-0,6 | ? | 0 | 0,001 | |
λ | 50 023 | 1-2 | 0.2 | 0,1-0,2 | ? | 0? | 0? | Heikko pölyrengas |
ε | 51 149 | 19.7-96.4 | 47 | 0,5-2,5 | 150? | 7,9 × 10 -3 | 0 | Cordelia ja Ophelia "laiduntavat". |
v | 66 100-69 900 | 3800 | 0,012 | 5,4 × 10 -6 | ? | ? | ? | Portian ja Rosalindin välillä |
μ | 86 000–103 000 | 17 000 | 0.14 | 8,5 × 10 -6 | ? | ? | ? | Lähellä Mabia |
planetaariset renkaat | ||||
---|---|---|---|---|
planetaariset renkaat |
| |||
Kääpiöplaneetan renkaat | haumei
| |||
Satelliittien ja asteroidien renkaat |
| |||
liittyvät aiheet | ||||
|
aurinkokunta | |
---|---|
Keskitähti ja planeetat _ | |
kääpiöplaneetat | Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Sedna Orc Quaoar Ase-ase 2002 MS 4 |
Suuret satelliitit | |
Satelliitit / renkaat | Maa / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Orca quawara |
Ensimmäiset löydetyt asteroidit | |
Pienet ruumiit | |
keinotekoisia esineitä | |
Hypoteettiset esineet |
|
Uranus | ||
---|---|---|
Uranuksen kuut | ||
Ominaisuudet | Uranuksen renkaat | |
Avaaminen | ||
Tutkimus | ||
Uranuksen troijalaiset | 2011 QF99 | |
Muut |
|
Uranuksen kuut | |
---|---|
Listaus ryhmissä kiertoradan puolipääakselin nousevassa järjestyksessä | |
Sisäiset satelliitit | |
Suuret satelliitit | |
Epäsäännölliset satelliitit | |
Sormukset | Uranuksen renkaat |