Anelli di Saturno (Rings of Saturn)

Saturno possiede il sistema di anelli più esteso e intricato tra tutti i pianeti del Sistema Solare. Questi anelli comprendono particelle orbitanti, di dimensioni variabili da micrometri a diversi metri, e sono composti prevalentemente da ghiaccio d'acqua, con una minore mescolanza di costituenti rocciosi.

Saturno ha il sistema di anelli più esteso e complesso di qualsiasi pianeta del Sistema Solare. Gli anelli sono costituiti da particelle in orbita attorno al pianeta, di dimensioni che vanno dai micrometri ai metri, e sono costituiti quasi interamente da ghiaccio d'acqua, con una traccia di materiale roccioso.

Sebbene la riflettività degli anelli aumenti la luminosità percepita di Saturno, rimangono impercettibili dalla Terra senza l'aiuto telescopico. Nel 1610, in seguito alle sue prime osservazioni al telescopio, Galileo Galilei divenne il primo individuo ad osservare gli anelli di Saturno; tuttavia, la sua visione mancava di chiarezza sufficiente per accertarne la precisa morfologia. Nel 1655, Christiaan Huygens li caratterizzò accuratamente come un disco distinto che circonda Saturno. Il quadro teorico che postula che gli anelli di Saturno siano composti da numerosi piccoli riccioli è attribuito a Pierre-Simon Laplace.

Il sistema di anelli presenta numerose divisioni caratterizzate da una significativa riduzione della densità delle particelle. Due di questi divari sono mantenuti da lune incastonate, mentre molti altri corrispondono a luoghi di risonanze orbitali destabilizzanti stabilite con i vari satelliti di Saturno. Le origini di ulteriori lacune, tuttavia, non sono ancora del tutto chiare. Al contrario, le risonanze stabilizzanti contribuiscono alla persistenza di diversi anelli, tra cui il Titan Ringlet e il G Ring. Ben oltre il sistema di anelli primari si trova l'anello di Febe, che si pensa abbia avuto origine dalla luna Febe e di conseguenza ne condivide la traiettoria orbitale retrograda. Questo anello è complanare al piano orbitale di Saturno. Data l'inclinazione assiale di Saturno di 27 gradi, l'anello di Febe è similmente inclinato di 27 gradi rispetto agli anelli più importanti situati sopra il piano equatoriale di Saturno.

L'epoca precisa della formazione degli anelli rimane oggetto di dibattito in corso: i modelli teorici inizialmente indicavano una formazione precoce nella storia del Sistema Solare, mentre dati più recenti acquisiti da Cassini suggeriscono una data di formazione considerevolmente successiva.

Panoramica storica

Osservazioni iniziali

Nel 1610 Galileo Galilei fu il primo a osservare gli anelli di Saturno attraverso il suo telescopio, sebbene non ne identificò correttamente la natura. Comunicò al Duca di Toscana che "Il pianeta Saturno non è solo, ma è composto di tre, che quasi si toccano e non si muovono né cambiano mai l'uno rispetto all'altro. Sono disposti in linea parallela allo zodiaco, e quello di mezzo (Saturno stesso) è circa tre volte più grande dei laterali." Si riferiva anche colloquialmente agli anelli come alle "orecchie" di Saturno. Nel 1612, il passaggio della Terra attraverso il piano dell'anello li rese invisibili, provocando il perplesso commento di Galileo: "Non so cosa dire in un caso così sorprendente, così inaspettato e così nuovo". Ha ipotizzato: "Saturno ha ingoiato i suoi figli?" - un riferimento al consumo della sua progenie da parte del mitologico Titano Saturno per scongiurare una profezia del suo rovesciamento. La sua confusione si intensificò quando gli anelli riapparvero nel 1613.

Gli astronomi pionieristici impiegarono spesso gli anagrammi come metodo per affermare la priorità delle nuove scoperte prima della pubblicazione formale delle loro scoperte. Ad esempio, Galileo utilizzò l'anagramma "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" per rappresentare Altissimum planetam tergeminum observavi ("Ho osservato che il pianeta più distante ha una forma tripla"), rivendicando così la sua osservazione degli anelli di Saturno.

Nel 1657, Christopher Wren fu nominato professore di astronomia al Gresham College di Londra. A partire dal 1652 circa, aveva condotto osservazioni di Saturno con l'obiettivo di chiarire il suo aspetto peculiare. La sua ipotesi proposta, documentata nel De corpore saturni, quasi postulava l'esistenza di un anello planetario. Tuttavia, Wren rimase incerto se questo anello fosse gravitazionalmente distinto dal pianeta o fisicamente congiunto ad esso. Prima della pubblicazione dell'ipotesi di Wren, Christiaan Huygens avanzò la sua teoria sugli anelli di Saturno. Wren riconobbe prontamente la formulazione di Huygens come superiore alla sua, portando alla soppressione permanente del De corpore saturni. Robert Hooke contribuì anche alle prime osservazioni degli anelli di Saturno, documentando in particolare le ombre proiettate su di essi.

Ipotesi dell'anello di Huygens e successivi avanzamenti

Nel 1655, Christiaan Huygens, collaborando con suo padre Constantijn Huygens, iniziò la molatura delle lenti, che gli permise di costruire un telescopio rifrattore di potenza 43×. Questo strumento ha consentito osservazioni dettagliate senza precedenti di Saturno. Huygens fu il primo a proporre che Saturno fosse circondato da un anello distinto dal pianeta stesso. Inizialmente pubblicò questa scoperta in forma enigmatica, presentandola come la stringa di lettere "aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu". Tre anni dopo, rivelò che queste lettere codificavano la frase latina Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato, che si traduce in: "[Saturno] è circondato da un anello sottile, piatto, che non tocca in alcun punto [il corpo del pianeta], inclinato rispetto all'eclittica". La sua ipotesi completa sugli anelli, insieme alla scoperta della luna di Saturno, Titano, e alla delineazione iniziale precisa delle dimensioni del Sistema Solare, fu successivamente pubblicata nel Systema Saturnium nel 1659.

Giovanni Domenico Cassini, nel 1675, accertò che il sistema di anelli di Saturno comprendeva numerosi anelli più piccoli separati da distinti intervalli. Il più importante di questi interstizi fu successivamente designato come Divisione Cassini. Questa particolare divisione si estende su una larghezza di 4.800 chilometri (3.000 miglia) ed è situata tra l'anello A e l'anello B.

Pierre-Simon Laplace dimostrò nel 1787 che un anello uniformemente solido sarebbe intrinsecamente privo di stabilità. Di conseguenza propose che gli anelli di Saturno fossero invece costituiti da una moltitudine di riccioli solidi.

James Clerk Maxwell, nel 1859, fornì una dimostrazione che né un anello solido non uniforme, né riccioli solidi, né un anello fluido continuo potevano mantenere la stabilità. Ciò lo portò a concludere che il sistema di anelli doveva essere costituito da innumerevoli piccole particelle, ciascuna orbitante attorno a Saturno in modo indipendente. Successivamente, la ricerca di Sofia Kovalevskaya ha ulteriormente confermato ciò stabilendo che gli anelli di Saturno non potevano esistere come formazioni liquide a forma di anello. Indagini spettroscopiche indipendenti condotte nel 1895 da James Keeler presso l'Osservatorio di Allegheny e Aristarkh Belopolsky presso l'Osservatorio di Pulkovo hanno successivamente confermato l'accuratezza dell'analisi teorica di Maxwell.

Quattro veicoli spaziali robotici hanno condotto osservazioni degli anelli di Saturno da prossimità del pianeta. L'incontro più ravvicinato del Pioneer 11 con Saturno ebbe luogo nel settembre 1979, a una distanza di 20.900 chilometri (13.000 miglia). A questa missione è attribuita la scoperta dell'anello F. Successivamente, l'avvicinamento più vicino della Voyager 1 avvenne nel novembre 1980, a una distanza di 64.200 chilometri (39.900 miglia). Sebbene un fotopolarimetro malfunzionante abbia impedito alla Voyager 1 di raggiungere la risoluzione prevista per le osservazioni degli anelli, le immagini della sonda hanno comunque fornito dettagli ineguagliabili del sistema di anelli e hanno svelato l'anello G. Il sorvolo più vicino della Voyager 2 avvenne nell'agosto del 1981, a una distanza di 41.000 chilometri (25.000 miglia). Dotato di un fotopolarimetro funzionale, Voyager 2' è stato in grado di osservare il sistema di anelli con una risoluzione superiore rispetto a Voyager 1, portando all'identificazione di numerosi riccioli precedentemente non osservati. La navicella spaziale Cassini ha iniziato la sua missione orbitale attorno a Saturno nel luglio 2004. Ad oggi, le immagini degli anelli di Cassini rappresentano le osservazioni più complesse e sono responsabili dell'identificazione di ulteriori riccioli.

Gli anelli di Saturno sono designati in ordine alfabetico in base alla sequenza di scoperta: gli anelli A e B furono identificati nel 1675 da Giovanni Domenico Cassini; Anello C nel 1850 di William Cranch Bond e George Phillips Bond; Anello D nel 1933 di Nikolai Barabashov e Boris Semeykin; Anello E nel 1967 di Walter A. Feibelman; Anello F nel 1979 di Pioneer 11; e Ring G nel 1980 di Voyager 1. Procedendo verso l'esterno del pianeta, gli anelli primari sono C, B e A, con la Divisione Cassini, il divario più sostanziale, che delinea gli Anelli B e A. Diversi anelli meno importanti sono stati identificati più recentemente. L'Anello D, eccezionalmente debole, è situato più vicino al pianeta. Lo slanciato F Ring si trova immediatamente oltre l'A Ring. Più lontano ci sono gli anelli G ed E significativamente più deboli. L'intero sistema di anelli mostra un'immensa complessità di strutture su tutte le scale, alcune attribuibili alle perturbazioni gravitazionali delle lune di Saturno, ma una parte sostanziale rimane inspiegabile.

Osservazione

L'inclinazione assiale di Saturno di 26,7° garantisce che diverse prospettive dei suoi anelli visibili, che occupano il suo piano equatoriale, siano offerte dalla Terra in momenti diversi. La Terra attraversa il piano dell'anello circa ogni 13-15 anni, corrispondenti a circa la metà di un anno saturniano, con probabilità approssimativamente uguali che si verifichi un singolo o un triplo attraversamento durante ciascuno di questi eventi. Gli attraversamenti di anelli più recenti hanno avuto luogo il 22 maggio 1995, 10 agosto 1995, 11 febbraio 1996, 4 settembre 2009 e 23 marzo 2025; i prossimi eventi sono previsti per il 15 ottobre 2038, 1 aprile 2039 e 9 luglio 2039. I periodi di osservazione ottimali per gli attraversamenti del piano dell'anello, in particolare quando Saturno non è molto vicino al Sole, sono associati esclusivamente a eventi di triplo incrocio.

Gli equinozi di Saturno, definiti dal passaggio del Sole attraverso il piano dell'anello, non si verificano a intervalli uniformi. La traiettoria del Sole da sud a nord attraverso il piano dell'anello coincide con la longitudine eliocentrica di Saturno che raggiunge i 173,6 gradi, un evento esemplificato dall'evento dell'11 agosto 2009, che approssima la transizione di Saturno dalla costellazione del Leone a quella della Vergine. Successivamente, dopo un intervallo di 15,7 anni, la longitudine di Saturno raggiunge i 353,6 gradi, punto in cui il Sole si sposta verso il lato meridionale del piano dell'anello. All'interno di ogni ciclo orbitale, il Sole rimane posizionato a nord del piano dell'anello per 15,7 anni terrestri, seguito da un periodo di 13,7 anni a sud del piano. Le date per gli incroci da nord a sud includono il 19 novembre 1995 e il 6 maggio 2025, mentre gli incroci da sud a nord sono avvenuti l'11 agosto 2009 e il 23 gennaio 2039. Durante il periodo intorno a un equinozio, l'illuminazione della maggior parte degli anelli è notevolmente ridotta, consentendo così osservazioni distintive che enfatizzano le strutture che deviano dal piano dell'anello.

Saturno mostra intricati schemi di variazione della luminosità. La fonte predominante di questa variabilità deriva dall'aspetto evolutivo degli anelli, che subisce due cicli completi per orbita. Inoltre, un ulteriore livello di variabilità è imposto dall'eccentricità dell'orbita del pianeta, risultando in opposizioni più luminose se osservate dall'emisfero settentrionale rispetto a quello meridionale.

Caratteristiche generali

I densi anelli principali si estendono su una distanza radiale da 7.000 km (4.300 mi) a 80.000 km (50.000 mi) oltre l'equatore di Saturno, che possiede un raggio di 60.300 km (37.500 mi). Il loro spessore locale stimato varia da un minimo di 10 metri (32' 10") a un massimo di 1 km (1093 iarde). Questi anelli sono costituiti principalmente da ghiaccio d'acqua puro al 99,9%, intervallato da impurità minori potenzialmente comprendenti tolini o silicati. Le particelle costituenti degli anelli principali hanno prevalentemente dimensioni inferiori a 10 metri.

La missione Cassini ha accertato direttamente la massa degli anelli sistema di anelli attraverso la sua influenza gravitazionale durante la fase orbitale terminale, che ha coinvolto traiettorie tra gli anelli e le cime delle nuvole. Ciò ha prodotto un valore di massa di 1,54 (± 0,49) × 10¹⁹ kg, equivalente a 0,41 ± 0,13 masse Mimas. Questa massa si avvicina a due terzi della massa totale della calotta glaciale antartica, distribuita su una superficie ottanta volte maggiore di quella della Terra. Questa stima si allinea strettamente con il valore di massa di 0,40 Mimas ottenuto dalle osservazioni Cassini delle onde di densità all'interno degli anelli A, B e C. Rappresentando circa 0,25 parti per miliardo, ciò costituisce una frazione minore della massa complessiva di Saturno. Precedenti osservazioni Voyager, utilizzando le onde di densità negli anelli A e B e un profilo di profondità ottica, avevano indicato una massa di circa 0,75 Mimas. masse; tuttavia, successive osservazioni e modelli computazionali hanno suggerito che questa cifra fosse sottostimata.

Mentre importanti spazi vuoti tra gli anelli, tra cui la Divisione Cassini e l'Encke Gap, sono distinguibili dalla Terra, la sonda spaziale Voyager ha rivelato un'intricata struttura ad anello comprendente migliaia di sottili spazi vuoti e riccioli. Si ipotizza che questa complessa architettura abbia origine dall'influenza gravitazionale delle numerose lune di Saturno, manifestandosi attraverso vari meccanismi. Alcune lacune vengono colmate dal transito di minuscole lune, come Pan, con il potenziale per numerose ulteriori scoperte; allo stesso tempo, alcuni riccioli sembrano essere sostenuti dalle interazioni gravitazionali di piccoli satelliti pastori, simili ai ruoli di Prometeo e Pandora nel mantenimento dell'anello F. Ulteriori lacune risultano dalle interazioni risonanti tra i periodi orbitali delle particelle all'interno dello spazio e quelli di lune più distanti e massicce; Mimas, ad esempio, preserva la Divisione Cassini attraverso questo meccanismo. Inoltre, il sistema di anelli presenta onde a spirale, generate dalle periodiche perturbazioni gravitazionali delle lune interne in luoghi risonanti meno dirompenti.

Le osservazioni della sonda spaziale Cassini rivelano che gli anelli di Saturno mantengono un'atmosfera indipendente, distinta da quella del pianeta. Questa atmosfera è costituita principalmente da ossigeno molecolare (O₂), che si forma attraverso l'interazione della luce ultravioletta solare con l'acqua ghiacciata all'interno degli anelli. Ulteriori stimolazioni ultraviolette e reazioni chimiche che coinvolgono frammenti di molecole d'acqua portano alla creazione ed espulsione di sostanze come O§4_{5§. Anche i modelli atmosferici suggeriscono la presenza di H§67§. Sia le atmosfere O§89§ che H§1011§ sono estremamente tenui; se condensato sugli anelli, il loro spessore si avvicinerebbe a un singolo atomo. Inoltre, gli anelli possiedono un'atmosfera di idrossido (OH) relativamente scarsa. Similmente all'atmosfera O§1213§, l'atmosfera di idrossido risulta dalla disintegrazione delle molecole d'acqua, in particolare quando gli ioni energetici bombardano le molecole d'acqua espulse dalla luna di Saturno Encelado. Nonostante la sua estrema scarsità, questa atmosfera è stata rilevata con successo dalla Terra utilizzando il telescopio spaziale Hubble.}

Durante il suo sorvolo di Saturno nel 1980, la Voyager 1 ha rivelato che l'anello F comprende tre anelli stretti, che inizialmente apparivano come una complessa struttura intrecciata. Analisi successive hanno chiarito che i due anelli esterni presentano protuberanze, attorcigliamenti e grumi distinti, che creano l'illusione ottica dell'intreccio, mentre un terzo anello meno luminoso è situato internamente.

Recenti immagini degli anelli di Saturno, catturate dalla navicella spaziale Cassini della NASA vicino all'equinozio dell'11 agosto 2009, dimostrano significative estensioni localizzate oltre il piano nominale dell'anello. Questo spostamento può raggiungere fino a 4 km (2,5 mi) al confine del Keeler Gap, un fenomeno attribuito alla traiettoria orbitale fuori piano di Dafni, la luna responsabile della formazione del gap.

Il team UVIS Cassini, sotto la direzione di Larry Esposito, ha identificato 13 oggetti all'interno dell'anello F attraverso l'occultazione stellare, con dimensioni variabili da 27 metri (89 piedi) a 10 km (6 miglia) di diametro. Questi oggetti mostrano traslucenza, indicando che sono aggregazioni transitorie di massi di ghiaccio, ciascuno di diversi metri di dimensione. Esposito postula che questo processo dinamico di aggregazione delle particelle e successiva dispersione rappresenti il meccanismo strutturale fondamentale degli anelli di Saturno.

Formazione ed evoluzione degli anelli principali di Saturno

L'età stimata degli anelli di Saturno presenta una notevole variabilità, dipendente dalle metodologie impiegate. Mentre alcune ipotesi propongono un'origine antica, potenzialmente coeva alla formazione di Saturno, i dati di Cassini indicano un'età significativamente più giovane, suggerendo che la loro formazione sia avvenuta negli ultimi 100 milioni di anni, collocando la loro età tra 10 e 100 milioni di anni. Questa recente ipotesi sull'origine è supportata da nuovi modelli che incorporano stime di massa ridotta per l'evoluzione dinamica degli anelli e da misurazioni del flusso di polvere interplanetaria, che informano le stime del tasso di oscuramento degli anelli nel tempo. Data la continua perdita di materiale dagli anelli, la loro massa passata avrebbe superato quella attuale. Tuttavia, le stime della massa da sole non sono definitivamente diagnostiche, poiché gli anelli massicci formatisi all’inizio della storia del Sistema Solare potrebbero essersi evoluti fino a raggiungere una massa paragonabile a quella osservata oggi. Sulla base degli attuali tassi di esaurimento, si prevede che gli anelli si dissolveranno entro circa 300 milioni di anni.

Le ipotesi principali riguardanti la genesi degli anelli interni di Saturno presuppongono la loro formazione dai resti di una o più lune. Una di queste ipotesi, inizialmente avanzata da Édouard Roche nel XIX secolo, suggerisce che gli anelli abbiano avuto origine da un'antica luna di Saturno (chiamata Veritas, dal nome di una dea romana che si diceva si nascondesse in un pozzo) la cui orbita decadde, portandola sufficientemente vicina da essere disturbata dalle forze di marea. Le simulazioni numeriche condotte nel 2022 supportano questa teoria, con gli autori dello studio che propongono la designazione "Chrysalis" per la luna disintegrata. Una versione alternativa di questa ipotesi propone che la Luna si sia frammentata a seguito di un impatto con una cometa o un asteroide di notevoli dimensioni. Inoltre, le simulazioni del 2023 hanno dimostrato che la collisione di due lune ghiacciate potrebbe spiegare la scarsità osservata di materiale roccioso all'interno degli anelli di Saturno.

Un'iterazione più convenzionale dell'ipotesi della luna perturbata presuppone che gli anelli siano costituiti da detriti provenienti da una luna di circa 400-600 km (da 200 a 400 miglia) di diametro, una dimensione leggermente superiore a quella di Mimas. Collisioni di magnitudo sufficiente a distruggere una luna del genere si sono verificate l'ultima volta durante il bombardamento pesante tardivo, circa quattro miliardi di anni fa.

R. M. Canup ha proposto un'ipotesi contemporanea che suggerisce che gli anelli costituiscano resti del mantello ghiacciato di una luna differenziata sostanzialmente più grande, delle dimensioni di Titano. Lo strato esterno di questa luna sarebbe stato strappato via durante la sua spirale verso Saturno durante l'era di formazione del pianeta, quando era ancora avvolto da una nebulosa gassosa. Questo modello spiega la scarsità di materiale roccioso osservato all'interno degli anelli. Inizialmente, si ipotizza che questi anelli fossero considerevolmente più massicci (circa 1.000 volte) ed estesi rispetto al loro stato attuale. Il materiale proveniente dalle regioni esterne si sarebbe accumulato per formare le lune più interne di Saturno, estendendosi fino a Teti, chiarendo così anche l'assenza di costituenti rocciosi nella composizione della maggior parte di questi satelliti. La successiva evoluzione collisionale o criovulcanica di Encelado, un'altra di queste lune, potrebbe quindi aver causato una perdita selettiva di ghiaccio, aumentandone la densità fino al valore attuale di 1,61 g/cm³, rispetto a 1,15 per Mimas e 0,97 per Teti.

Questo concetto di anelli primordiali sostanziali è stato successivamente ampliato per chiarire la genesi delle lune di Saturno, estendendosi fino a Rea. Se questi anelli massicci iniziali avessero compreso sia componenti ghiacciati che frammenti rocciosi (superiori a 100 km o 60 miglia di diametro), questi corpi di silicato avrebbero accumulato ulteriore ghiaccio. Successivamente, le interazioni gravitazionali con gli anelli e le forze di marea di Saturno li avrebbero espulsi in orbite sempre più distanti. All'interno del limite di Roche, i corpi rocciosi possiedono una densità sufficiente per accumulare ulteriore materiale, una capacità non condivisa dai corpi ghiacciati meno densi. All'uscita dal sistema degli anelli, queste lune nascenti potrebbero aver subito un'ulteriore evoluzione tramite fusioni stocastiche. Questo meccanismo spiega potenzialmente la variabilità osservata nel contenuto di silicati tra le lune di Saturno fino a Rea, insieme a una tendenza distinguibile di diminuzione della proporzione di silicati più vicino al pianeta. Di conseguenza, Rea rappresenterebbe la luna più antica originata da questi anelli primordiali, con i satelliti più vicini a Saturno che mostrano età progressivamente più giovani.

La luminosità e la natura incontaminata del ghiaccio d'acqua che compone gli anelli di Saturno sono state addotte come prova che gli anelli sono considerevolmente più giovani di Saturno stesso, dato che il continuo accumulo di polvere meteorica normalmente comporterebbe il loro oscuramento. Tuttavia, recenti indagini suggeriscono che l’anello B possiede una massa sufficiente per diluire efficacemente il materiale in arrivo, prevenendo così un significativo oscuramento durante la vita del Sistema Solare. I costituenti dell'anello potrebbero essere sottoposti a riciclaggio, formando grumi all'interno degli anelli che vengono successivamente frammentati dagli impatti. Questo meccanismo potrebbe spiegare le caratteristiche apparentemente giovanili di alcuni materiali all’interno del sistema ad anello. I ricercatori hanno accumulato prove che indicano una genesi recente dell’anello C, sulla base dell’analisi dei dati del Cassini Titan Radar Mapper, che ha esaminato specificamente la proporzione di silicati rocciosi presenti in questo anello. Se una parte sostanziale di questo materiale dovesse provenire da un centauro o da una luna recentemente distrutta, l'età dell'anello C potrebbe essere stimata a 100 milioni di anni o meno. Al contrario, se il materiale fosse il risultato principale dell'afflusso di micrometeoroidi, la sua età si avvicinerebbe a un miliardo di anni.

Le indagini basate sul tasso di caduta del materiale su Saturno tendono a sostenere un'età più giovane del sistema di anelli, stimata in centinaia di milioni di anni. Il materiale dell'anello si avvolge perpetuamente a spirale in Saturno; un tasso di caduta più elevato è correlato a una durata di vita più breve del sistema ad anello. Un meccanismo proposto descrive la gravità che attira granelli di ghiaccio d'acqua caricati elettricamente dagli anelli lungo le linee del campo magnetico del pianeta, un fenomeno denominato "pioggia anulare". Le osservazioni del telescopio Keck da terra hanno dedotto che questa portata fosse compresa tra 432 e 2870 kg/s. Di conseguenza, basandosi esclusivamente su questo processo, si prevede che gli anelli si dissiperanno entro circa ~292+818
−124 milioni di anni. Durante il suo transito nel settembre 2017 attraverso lo spazio che separa gli anelli e il pianeta, la sonda Cassini ha identificato un flusso equatoriale di materiale a carica neutra dagli anelli verso Saturno, compreso tra 4.800 e 44.000 kg/s. Supponendo che questo tasso di afflusso sia stabile, la sua aggiunta al processo in corso della "pioggia degli anelli" suggerisce che gli anelli potrebbero scomparire in meno di 100 milioni di anni.

Struttura fisica degli anelli

Gli anelli A e B rappresentano i componenti più consistenti del sistema di anelli di Saturno, delineato dalla Divisione Cassini, che Giovanni Domenico Cassini scoprì nel 1675. L'anello C, identificato nel 1850 e che mostra caratteristiche simili alla Divisione Cassini, unisce queste regioni per formare gli anelli principali. Questi anelli primari mostrano una densità maggiore e comprendono particelle più grandi rispetto agli anelli polverosi più diffusi. Quest'ultima categoria comprende l'Anello D, che si estende verso l'interno verso il confine atmosferico di Saturno, insieme agli Anelli G ed E e ad altre formazioni situate oltre il sistema di anelli principale. Questi anelli diffusi sono definiti "polverosi" a causa delle dimensioni minute delle particelle che li costituiscono, spesso prossime al micrometro; la loro composizione chimica, simile a quella degli anelli principali, è costituita prevalentemente da acqua ghiacciata. Lo slanciato F Ring, posizionato immediatamente oltre il confine esterno dell'A Ring, presenta sfide di classificazione; sebbene alcuni segmenti siano particolarmente densi, incorpora anche una notevole quantità di particelle delle dimensioni di polvere.

Panoramica strutturale completa

Caratteristiche strutturali dell'anello a C

Caratteristiche strutturali della Divisione Cassini

• Fonte:

Elementi strutturali dell'A Ring

L'anello a D

L'anello a D rappresenta il componente più interno e particolarmente debole del sistema ad anelli. Nel 1980, la missione Voyager 1 identificò tre distinti anelli all'interno di questa struttura, etichettati D73, D72 e D68, con D68 posizionato come l'anello discreto più interno rispetto a Saturno. Circa 25 anni dopo, le immagini della sonda Cassini hanno rivelato che D72 aveva subito un sostanziale ampliamento e diffusione, migrando contemporaneamente a 200 km (100 miglia) più vicino al pianeta.

L'anello D presenta una struttura su scala fine caratterizzata da onde distanziate di 30 km (20 miglia) l'una dall'altra. Inizialmente osservata all'interno dello spazio tra gli anelli tra l'Anello C e D73, questa struttura è stata successivamente determinata durante l'equinozio di Saturno del 2009 per estendersi su un'estensione radiale di 19.000 km (12.000 miglia), estendendosi dall'Anello D al confine interno dell'Anello B. Queste onde sono interpretate come una configurazione a spirale di ondulazioni verticali, aventi ampiezze che vanno da 2 a 20 metri. La diminuzione temporale osservata nel periodo delle onde - da 60 km (40 miglia) nel 1995 a 30 km (20 miglia) nel 2006 - suggerisce che questo modello abbia probabilmente avuto origine alla fine del 1983. Si ipotizza che questa origine sia il risultato dell'impatto di una nube di detriti, stimata in ≈10¹² kg, derivata da una cometa frammentata, che successivamente ha inclinato gli anelli lontano da il piano equatoriale. Analogamente, uno schema a spirale comparabile all'interno del sistema di anelli primari di Giove è stato attribuito a una perturbazione indotta dall'impatto del materiale della cometa Shoemaker-Levy 9 nel 1994.

L'anello C

L'anello C è caratterizzato da un anello ampio ma debole, situato all'interno dell'anello B. La sua scoperta nel 1850 è attribuita a William e George Bond, sebbene anche William R. Dawes e Johann Galle lo osservassero indipendentemente. William Lassell successivamente lo definì "Crepe Ring", a causa della sua composizione apparente di materiale più scuro di quello trovato nei più luminosi anelli A e B.

Le stime collocano il suo spessore verticale a 5 metri (16 piedi) e la sua massa a circa 1,1 × 10¹⁸ kg. La sua profondità ottica varia da 0,05 a 0,12. Questa profondità ottica implica che tra il 5% e il 12% della luce incidente perpendicolarmente sull'anello viene attenuata, rendendo l'anello quasi trasparente se visto da una prospettiva dall'alto. Durante l'equinozio di Saturno del 2009, è stato osservato che le ondulazioni a spirale di 30 km di lunghezza d'onda, inizialmente identificate nell'anello D, si propagavano attraverso l'intero anello C.

Il Colombo Gap e il Titan Ringlet

Il Colombo Gap è situato nella regione interna dell'Anello C. All'interno di questo spazio è contenuto il luminoso ma slanciato Colombo Ringlet, posizionato a una distanza centrale di 77.883 km (48.394 miglia) da Saturno, che mostra una morfologia leggermente ellittica anziché perfettamente circolare. Questo ricciolo viene anche chiamato ricciolo di Titano, a causa della sua risonanza orbitale con la luna Titano. A questo raggio orbitale specifico all'interno del sistema di anelli, il periodo della precessione absidale di una particella dell'anello corrisponde esattamente al periodo del movimento orbitale di Titano, orientando di conseguenza l'abside di questo ricciolo eccentrico in modo coerente verso Titano.

Il divario di Maxwell e il Ringlet

Il Maxwell Gap si trova all'interno del segmento esterno dell'anello C. Questo divario comprende anche una formazione densa e non circolare nota come Maxwell Ringlet. Sotto numerosi aspetti, questo ricciolo somiglia all'anello ε di Urano. Entrambi gli anelli mostrano strutture ondulatorie nelle loro regioni centrali. Sebbene si ipotizzi che l'onda nell'anello ε derivi dall'influenza gravitazionale della luna di Urano Cordelia, nel luglio 2008 non era stata identificata alcuna luna all'interno del gap di Maxwell.

L'anello B

L'anello B è il più esteso, luminoso e massiccio del sistema di anelli di Saturno. Il suo spessore stimato varia da 5 a 15 metri, con una profondità ottica che oscilla tra 0,4 e oltre 5, indicando che oltre il 99% della luce incidente è ostruita in alcune regioni dell'Anello B. Variazioni significative di densità e luminosità caratterizzano l'Anello B, e la maggior parte di questi fenomeni attualmente mancano di una spiegazione scientifica. Queste variazioni si manifestano come riccioli concentrici e stretti, nonostante l'anello B stesso sia privo di spazi distinti. Alla sua periferia esterna, l'anello B presenta strutture verticali che possono deviare fino a 2,5 chilometri (1,5 miglia) dal piano dell'anello primario. Ciò rappresenta un sostanziale allontanamento dallo spessore verticale tipico degli anelli A, B e C, che generalmente è di circa 10 metri (30 piedi). Si ipotizza che tali formazioni verticali derivino dall'influenza gravitazionale di lune incorporate non rilevate.

Una ricerca condotta nel 2016, utilizzando occultazioni stellari per analizzare le onde di densità a spirale, ha rivelato che la densità superficiale dell'anello B varia da 40 a 140 g/cm². Questa misurazione è inferiore alle stime precedenti e indica una correlazione minima tra la profondità ottica dell'anello e la sua densità di massa, una relazione osservata anche negli anelli A e C. Si stima che la massa totale dell'anello B rientri nell'intervallo da 7 a 24×10¹⁸ chilogrammi. A fini comparativi, Mimas possiede una massa di 37,5ק1415§18 chilogrammi.

Raggi

Prima del 1980, le caratteristiche strutturali degli anelli di Saturno erano attribuite esclusivamente alle forze gravitazionali. Tuttavia, le successive immagini della sonda Voyager hanno rivelato caratteristiche radiali all'interno dell'anello B, chiamate raggi. Queste caratteristiche sfidavano la spiegazione attraverso la meccanica gravitazionale a causa della loro presenza sostenuta e del comportamento rotazionale, che erano incoerenti con la dinamica orbitale. Questi raggi si manifestano come scuri nella luce diffusa all'indietro e luminosi nella luce diffusa in avanti, con questa transizione ottica che avviene con un angolo di fase di circa 60 gradi. L'ipotesi predominante riguardo alla composizione dei raggi postula che essi comprendano microscopiche particelle di polvere, sollevate dal piano dell'anello primario per repulsione elettrostatica, e che ruotino quasi in sincronia con la magnetosfera di Saturno. L'esatto meccanismo responsabile della generazione di questi raggi rimane indeterminato. Una spiegazione proposta suggerisce che i disturbi elettrici, come i fulmini nell'atmosfera di Saturno o gli impatti di micrometeoroidi sugli anelli, potrebbero essere fattori causali. Una teoria alternativa presuppone che i raggi abbiano una forte somiglianza con fenomeni come il bagliore dell'orizzonte lunare o la levitazione della polvere, e siano invece indotti da intensi campi elettrici attraverso il terminatore delle particelle dell'anello, piuttosto che da disturbi elettrici generali.

I raggi rimasero inosservati per circa venticinque anni, fino al loro rilevamento da parte della sonda spaziale Cassini. All'arrivo di Cassini su Saturno all'inizio del 2004, i raggi non erano più distinguibili. Sulla base di modelli che tentavano di chiarirne la formazione, alcuni scienziati hanno ipotizzato che i raggi non sarebbero riapparsi fino al 2007. Nonostante queste previsioni, il team di imaging di Cassini ha continuato a cercare i raggi all'interno delle immagini degli anelli, osservandoli infine di nuovo nelle fotografie scattate il 5 settembre 2005.

I raggi mostrano le caratteristiche di un fenomeno stagionale, scomparendo durante l'inverno e l'estate saturniani, per poi riapparire quando Saturno si avvicina alla sua equinozi. L'ipotesi che i raggi rappresentino un effetto stagionale, correlato al periodo orbitale di 29,7 anni di Saturno, è stata corroborata dalla loro progressiva ricomparsa durante le ultime fasi della missione Cassini.

Moonlet

Durante l'equinozio del 2009, una luna incastonata all'interno dell'anello B è stata identificata attraverso l'ombra che proiettava. Il suo diametro stimato è di 400 metri (1.300 piedi). Questa luna ha ricevuto la designazione provvisoria S/2009 S 1.

Divisione Cassini

La Divisione Cassini costituisce una regione che misura 4.800 chilometri (3.000 miglia) di larghezza, situata tra gli anelli A e B di Saturno. La sua scoperta nel 1675 è attribuita a Giovanni Cassini, che lo osservò dall'Osservatorio di Parigi utilizzando un telescopio rifrattore dotato di un obiettivo da 2,5 pollici, una lunghezza focale di 20 piedi e un ingrandimento di 90x. Se visto dalla Terra, si presenta come un vuoto stretto e scuro all'interno del sistema di anelli. Tuttavia, la missione Voyager ha rivelato che questo apparente divario è, in realtà, popolato da materiale dell'anello che mostra somiglianze significative con l'Anello C. La divisione può apparire luminosa se osservata dal lato non illuminato degli anelli, fenomeno attribuibile alla densità relativamente bassa del materiale che facilita una maggiore trasmissione della luce attraverso la sua profondità.

Il confine interno della Divisione Cassini è influenzato principalmente da una forte risonanza orbitale. Nello specifico, le particelle dell'anello situate qui mostrano una risonanza orbitale 2:1 con la luna Mimas. Questa risonanza provoca le perturbazioni gravitazionali cumulative di Mimas, che destabilizzano le orbite di queste particelle e di conseguenza producono una netta riduzione della densità dell'anello. Al contrario, le origini di numerose altre lacune osservate tra i riccioli all'interno della Divisione Cassini rimangono non chiarite.

Gap di Huygens

L'Huygens Gap, identificato nel 1981 dalle immagini trasmesse dalla Voyager 2, è situato al confine interno della Divisione Cassini. All'interno di questo spazio si trova il denso ed eccentrico Huygens Ringlet. L'anello mostra variazioni azimutali irregolari sia nella sua larghezza geometrica che nella profondità ottica, potenzialmente attribuibili alla sua vicinanza alla risonanza 2:1 con Mimas e all'influenza gravitazionale del bordo esterno eccentrico dell'anello B. Un ulteriore ricciolo stretto è posizionato immediatamente all'esterno del ricciolo di Huygens.

Un anello

L'anello A costituisce il più esterno dei principali anelli luminosi di Saturno. La sua demarcazione interna è la Divisione Cassini, mentre il suo confine esterno distinto si avvicina al percorso orbitale della minuscola luna Atlante. L'anello A è tagliato trasversalmente in due dall'Encke Gap, posizionato a circa il 22% della larghezza totale dell'anello verso l'interno dalla sua periferia esterna. Uno spazio più sottile, il Keeler Gap, si trova al 2% della larghezza dell'anello dal bordo esterno.

Lo spessore stimato dell'A Ring varia da 10 a 30 metri, la sua densità superficiale è compresa tra 35 e 40 g/cm² e la sua massa totale è calcolata tra circa 4 e 5×10¹⁸ kg, che è leggermente inferiore alla massa di Hyperion. La sua profondità ottica varia da 0,4 a 0,9.

Analogamente all'Anello B, il perimetro esterno dell'Anello A è sostenuto da risonanze orbitali, sebbene l'insieme specifico di interazioni sia considerevolmente più intricato. La sua influenza primaria deriva dalla risonanza 7:6 con Giano ed Epimeteo, integrata dai contributi della risonanza 5:3 con Mimas e da diverse risonanze che coinvolgono Prometeo e Pandora. Inoltre, altre risonanze orbitali inducono numerose onde di densità a spirale all'interno dell'Anello A (e, in misura minore, in altri anelli), che ne definiscono in gran parte le caratteristiche strutturali. I principi fisici che governano queste onde sono identici a quelli che chiariscono la formazione dei bracci di spirale nelle galassie. Le onde di flessione a spirale, osservate anche all'interno dell'Anello A e spiegate dallo stesso quadro teorico, si manifestano come ondulazioni verticali all'interno dell'anello piuttosto che come disturbi di compressione.

Nell'aprile 2014, gli scienziati della NASA hanno documentato la potenziale formazione incipiente di una luna nuova in prossimità del confine esterno dell'Anello.

Encke Gap

L'Encke Gap, una discontinuità larga 325 km (200 miglia) all'interno dell'Anello A, è situato centralmente a una distanza di 133.590 km (83.000 miglia) dal nucleo di Saturno. La sua esistenza è attribuita alla minuscola luna Pan, che mantiene un'orbita all'interno di questa regione. Le immagini acquisite dalla sonda Cassini hanno rivelato la presenza di almeno tre riccioli sottili e contorti all'interno dello spazio vuoto. Le onde di densità a spirale, osservabili su entrambi i lati dello spazio vuoto, sono generate da risonanze con le lune adiacenti situate all'esterno degli anelli, mentre Pan stesso genera un'ulteriore serie di scie spiraleggianti.

Johann Encke non ha osservato personalmente questo spazio vuoto; la sua nomenclatura onora i suoi contributi alle osservazioni sugli anelli. Il varco fu scoperto in modo indipendente da James Edward Keeler nel 1888. Successivamente, il secondo varco prominente all'interno dell'A Ring, identificato da Voyager, fu designato Keeler Gap in riconoscimento del suo lavoro.

L'Encke Gap è classificato come Voyager a causa della sua completa chiusura all'interno dell'A Ring. Prima del chiarimento delle definizioni da parte dell'Unione Astronomica Internazionale (IAU) nel 2008, esisteva un'ambiguità terminologica tra gap e division; di conseguenza, questa separazione veniva occasionalmente chiamata "Divisione Encke".

Divario Keeler

Il Keeler Gap costituisce una discontinuità larga 42 km (26 miglia) all'interno dell'Anello A, situata a circa 250 km (150 miglia) dalla periferia esterna dell'anello. La piccola luna Dafni, identificata il 1 maggio 2005, orbita all'interno di questo spazio, mantenendo così il suo stato limpido. Il transito orbitale di Dafni genera onde lungo i bordi dello spazio vuoto, fenomeno ulteriormente modulato dalla sua minore eccentricità orbitale. Data la leggera inclinazione orbitale di Dafni rispetto al piano dell'anello, queste onde possiedono una componente perpendicolare al piano, che si estende fino a 1500 metri "sopra" di esso.

Il Keeler Gap è stato identificato da Voyager e successivamente chiamato in onore dell'astronomo James Edward Keeler. Lo stesso Keeler aveva precedentemente scoperto e chiamato Encke Gap in omaggio a Johann Encke.

Lune ad elica

Nel 2006, quattro minuscole "lune" sono state identificate all'interno delle immagini Cassini dell'A Ring. Queste lune, del diametro di circa un centinaio di metri, sono troppo piccole per l'osservazione diretta; Cassini rileva invece i caratteristici disturbi a forma di "elica" che generano, che si estendono per diversi chilometri. Le proiezioni suggeriscono che l'A Ring ospita migliaia di tali entità. Nel 2007, l'identificazione di altre otto lune indicava il loro confinamento primario in una fascia di 3.000 km (2.000 miglia), situata a circa 130.000 km (80.000 miglia) dal nucleo di Saturno. Nel 2008, erano state catalogate oltre 150 lune ad elica, una delle quali costantemente monitorata per diversi anni è stata denominata Bleriot.

La divisione Roche

La regione interstiziale che separa l'Anello A e l'Anello F è denominata Divisione Roche, una nomenclatura in onore del fisico francese Édouard Roche. Questa divisione deve essere distinta dal limite di Roche, che definisce la vicinanza alla quale un corpo celeste sostanziale, quando si avvicina a un pianeta come Saturno, verrebbe sconvolto dalle forze di marea del pianeta. Posizionata alla periferia del sistema di anelli primari, la Divisione Roche è infatti prossima al limite Roche di Saturno, un fattore che spiega l'incapacità degli anelli di fondersi in una luna.

Analogamente alla Divisione Cassini, la Divisione Roche non è priva di materia ma comprende uno strato diffuso di materiale. La composizione di questo materiale ricorda quella che si trova nei tenui e polverosi anelli D, E e G. All'interno della Divisione Roche, due luoghi specifici presentano concentrazioni di polvere elevate rispetto all'area circostante. Questi sono stati identificati dal team di imaging della sonda Cassini e hanno ricevuto designazioni provvisorie: R/2004 S 1, situato lungo il percorso orbitale della luna Atlante; e R/2004 S 2, centrato a 138.900 km (86.300 miglia) dal nucleo di Saturno, all'interno dell'orbita di Prometeo.

L'anello F

L'anello F rappresenta l'anello discreto più esterno di Saturno ed è potenzialmente l'anello più dinamicamente attivo all'interno del Sistema Solare, esibendo caratteristiche che si evolvono su scale temporali orarie. È posizionato 3.000 km (2.000 miglia) oltre il confine esterno dell'Anello. Il team di imaging Pioneer 11 ha scoperto questo anello nel 1979. Caratterizzato dalla sua estrema sottigliezza, si estende radialmente solo per poche centinaia di chilometri. Storicamente, è stato ipotizzato che due lune pastore, Prometeo e Pandora, orbitanti internamente ed esternamente, mantenessero la sua coesione; tuttavia, la ricerca contemporanea suggerisce che solo Prometeo contribuisce in modo significativo al suo confinamento. Simulazioni numeriche suggeriscono che l'anello abbia avuto origine da una parziale distruzione seguita a una collisione tra Prometeo e Pandora.

Le successive immagini ad alta risoluzione della sonda Cassini rivelano che l'anello F comprende un anello centrale circondato da un filo a spirale. Queste osservazioni dimostrano ulteriormente che durante gli incontri di Prometeo con l'anello nella sua apoasse, l'influenza gravitazionale della Luna induce pieghe e nodi all'interno dell'Anello F “accumulando” materiale, formando così un canale scuro nella regione interna dell'anello. Dato che Prometeo orbita attorno a Saturno a una velocità maggiore rispetto al materiale costitutivo dell'Anello F, ogni canale successivo è inciso circa 3,2 gradi avanti rispetto al suo predecessore.

Nel 2008, è stata osservata un'ulteriore attività dinamica, indicando che piccole lune inosservate che orbitano all'interno dell'Anello F attraversano costantemente il suo nucleo stretto a causa delle perturbazioni gravitazionali di Prometeo. Una di queste lune minori è stata provvisoriamente identificata come S/2004 S 6.

A partire dal 2023, si ipotizza che la caratteristica morfologia grumosa dell'Anello F derivi dalla "presenza di migliaia di piccoli corpi genitori (da 1,0 a 0,1 km di dimensione) che si scontrano e producono densi filamenti di particelle di dimensioni da micrometri a centimetri che si riaccumulano in pochi mesi sui corpi genitori in uno stato stazionario. regime."

Anelli esterni

L'anello Janus/Epimetheus

Un tenue anello di polvere circonda il dominio orbitale di Giano ed Epimeteo, una caratteristica individuata dalle immagini acquisite in luce diffusa in avanti dalla navicella spaziale Cassini nel 2006. Questo anello presenta una dimensione radiale di circa 5.000 km (3.000 miglia). La sua genesi è attribuita alle particelle espulse dalla superficie delle lune dagli impatti dei meteoroidi, che successivamente formarono un anello diffuso lungo le rispettive traiettorie orbitali.

Il G Ring

L'Anello G, un anello particolarmente sottile e debole, è posizionato approssimativamente a metà strada tra l'Anello F e l'inizio dell'Anello E, con il suo confine interno situato a circa 15.000 km (10.000 miglia) all'interno dell'orbita di Mimas. Questo anello presenta un arco tipicamente più luminoso vicino al suo bordo interno, che ricorda gli archi osservati negli anelli di Nettuno, che si estende per circa un sesto della sua circonferenza. Questo arco è centrato su Aegaeon, una piccola luna con un diametro di mezzo chilometro (500 iarde), ed è mantenuto nella sua posizione da una risonanza orbitale 7:6 con Mimas. Si teorizza che l'arco comprenda particelle ghiacciate, alcune delle quali raggiungono diversi metri di diametro, mentre il resto dell'anello G è costituito da polvere proveniente dall'interno di questo arco. La larghezza radiale dell'arco è di circa 250 km (150 miglia), in notevole contrasto con la larghezza complessiva dell'Anello G di 9.000 km (6.000 miglia). Si stima che l'arco contenga materiale equivalente a una piccola luna ghiacciata di circa un centinaio di metri di diametro. Le particelle di polvere, spostate da Aegaeon e da altri corpi sorgente all'interno dell'arco a causa degli impatti di micrometeoroidi, migrano verso l'esterno a causa delle interazioni con la magnetosfera di Saturno. Il plasma all'interno di questa magnetosfera corota con il campo magnetico di Saturno, che ruota significativamente più velocemente del movimento orbitale dell'Anello G. Queste minuscole particelle vengono progressivamente erose dagli impatti successivi e disperse dalla resistenza del plasma. Nel corso dei millenni, l'anello subisce una graduale perdita di massa, che viene continuamente reintegrata da ulteriori impatti su Aegaeon.

L'arco dell'anello di Methone

Un sottile arco di anelli, inizialmente identificato nel settembre 2006, si estende per circa 10 gradi di longitudine ed è associato alla luna Metone. Si presume che il materiale che costituisce questo arco sia polvere espulsa da Metone a seguito di impatti di micrometeoroidi. Il confinamento di questa polvere all'interno dell'arco è attribuito ad una risonanza 14:15 con Mimas, meccanismo analogo a quello che governa il confinamento dell'arco del G Ring. Sotto l'influenza di questa identica risonanza, Metone mostra un movimento di librazione nella sua orbita, oscillando avanti e indietro con un'ampiezza longitudinale di 5 gradi.

L'Arco dell'Anello di Anthe

Un debole arco di anello, rilevato per la prima volta nel giugno 2007, si estende su circa 20 gradi di longitudine ed è collegato alla luna Anthe. Si ritiene che il materiale all'interno di questo arco sia costituito da polvere staccata da Anthe da impatti di micrometeoroidi. Il confinamento di questa polvere all'interno dell'arco è spiegato da una risonanza 10:11 con Mimas. Di conseguenza, Anthe subisce una deriva longitudinale nella sua orbita, oscillando su 14 gradi di longitudine a causa della stessa risonanza.

L'Anello Pallene

Un debole anello di polvere coorbita con Pallene, un fenomeno rivelato dalle immagini catturate in luce diffusa in avanti dalla sonda Cassini nel 2006. Questo anello possiede un'estensione radiale di circa 2.500 km (1.500 miglia). La sua origine risiede nelle particelle espulse dalla superficie di Pallene dagli impatti dei meteoroidi, che successivamente formano un anello diffuso lungo il suo percorso orbitale.

L'E Ring

L'esistenza dell'anello E, non confermata fino al 1980, era un argomento controverso tra gli astronomi almeno dal 1908. In un resoconto storico delle osservazioni di Saturno, Arthur Francis O'Donel Alexander attribuisce a Georges Fournier l'osservazione iniziale di quello che in seguito sarebbe stato chiamato l'anello E. Il 5 settembre 1907, a Mont Revard, Fournier riferì una "zona luminosa" "che circonda l'anello luminoso esterno". L'anno successivo, il 7 ottobre 1908, E. Schaer osservò indipendentemente "un nuovo anello scuro...che circonda gli anelli luminosi di Saturno" dall'Osservatorio di Ginevra. Successive indagini di W. Boyer, T. Lewis e Arthur Eddington, stimolate dalla scoperta di Schaer, identificarono indicazioni di un anello discontinuo coerente con la descrizione di Schaer, sebbene caratterizzassero le loro osservazioni come "incerte". Dopo che Edward Barnard, utilizzando quello che allora era il telescopio più avanzato del mondo, non riuscì a rilevare alcuna prova di un simile anello, lo scetticismo riguardo all'esistenza dell'E Ring crebbe tra la maggior parte degli astronomi. Nonostante ciò, E. M. Antoniadi sostenne la presenza dell'anello in una pubblicazione del 1909, facendo riferimento all'osservazione di William Wray del 26 dicembre 1861, di una "luce molto debole... tanto da dare l'impressione che si trattasse dell'anello scuro".

A differenza degli anelli A, B e C, la profondità ottica minima e la sostanziale dimensione verticale dell'anello E richiedono una prospettiva di visione dal bordo, un allineamento che si verifica solo una volta ogni 14-15 anni. Di conseguenza, le osservazioni dell'anello E non ripresero fino agli anni '60. Mentre alcuni resoconti attribuiscono la scoperta dell'anello E a Walter Feibelman nel 1966, il suo articolo successivo, pubblicato l'anno successivo, riconobbe il dibattito in corso e l'ampia documentazione storica di osservazioni a sostegno e confutazione della presenza dell'anello. Feibelman presentò cautamente la sua interpretazione dei dati come indicativi di un nuovo anello, etichettandolo "solo provvisorio". Una successiva rianalisi delle osservazioni iniziali di Feibelman, intrapresa in previsione del sorvolo di Saturno del Pioneer 11, ha nuovamente caratterizzato le prove di questo anello esterno come "traballanti". Anche le osservazioni polarimetriche condotte dalla Pioneer 11 durante il suo sorvolo del 1979 non identificarono in modo definitivo l'E Ring, sebbene la sua presenza fosse dedotta dalle misurazioni di particelle, radiazioni e campo magnetico. La conferma definitiva dell'esistenza dell'E Ring è stata finalmente ottenuta in un articolo del 1980 di Feibelman e Klinglesmith, a seguito di una rianalisi digitale delle osservazioni del 1966 e di diverse osservazioni indipendenti utilizzando telescopi sia terrestri che spaziali.

L'E Ring, posizionato come il secondo anello più esterno, presenta un'estensione eccezionalmente ampia. Comprende numerose particelle minute, di dimensioni variabili dal micron al sub-micron, costituite da ghiaccio d'acqua mescolato con silicati, anidride carbonica e ammoniaca. Questo anello è situato tra i percorsi orbitali di Mimas e Titano. Distinto dagli altri anelli, l'anello E è composto da particelle microscopiche anziché da frammenti di ghiaccio macroscopici. Nel 2005, l'origine del materiale costitutivo dell'E Ring è stata identificata nei pennacchi criovulcanici provenienti dalle "strisce di tigre" situate nella regione polare meridionale della luna Encelado. A differenza degli anelli primari, l'Anello E possiede uno spessore superiore a 2.000 km (1.000 miglia), che aumenta progressivamente con la distanza da Encelado. Inoltre, le formazioni a viticcio osservate all'interno dell'anello E sono attribuibili alle emissioni dei getti polari sud più attivi di Encelado.

Le particelle dell'anello E mostrano una propensione ad accumularsi sulle lune che orbitano all'interno della sua distesa, principalmente a causa delle eccentricità orbitali delle particelle e della vicinanza dei semiassi maggiori di altre lune a quello di Encelado. Le particelle che incontrano le lune che orbitano all'interno di Encelado si muovono tipicamente a una velocità maggiore, essendo vicine al loro pericentro, colpendo di conseguenza i lati finali delle lune. Al contrario, le particelle che incontrano le lune che orbitano all'esterno di Encelado tendono a muoversi più lentamente, essendo vicine ai loro apocentri, colpendo così gli emisferi principali delle lune. Questo meccanismo di impatto differenziale fa sì che Giano, Epimeteo e Mimas mostrino i lati finali più luminosi, mentre Teti, Dione e Rea mostrano una maggiore luminosità sui loro emisferi principali. Inoltre, l'equatore dell'emisfero principale della Tetide è leggermente colorato di blu dall'accrescimento del materiale in caduta. Le lune troiane, tra cui Telesto, Calipso, Elena e Polluce, sono particolarmente colpite poiché le loro orbite attraversano il piano dell'anello. Questa interazione porta le loro superfici a ricoprirsi di materiale brillante, che successivamente attenua le caratteristiche topografiche esistenti.

Phoebe Anello

Nell'ottobre 2009 è stata annunciata la rilevazione di un tenue disco di materiale situato appena all'interno dell'orbita di Phoebe. Al momento della sua scoperta, questo disco è stato osservato in un allineamento di taglio rispetto alla Terra. Questa formazione può essere ampiamente caratterizzata come un anello aggiuntivo. Nonostante le sue immense dimensioni, che equivalgono a due lune piene se visto dalla Terra, l’anello rimane praticamente impercettibile. La sua scoperta è stata facilitata dal telescopio spaziale Spitzer a infrarossi della NASA ed è stata osservata per tutta l'estensione delle osservazioni iniziali, coprendo da 128 a 207 volte il raggio di Saturno. Calcoli successivi suggeriscono la sua potenziale estensione verso l'esterno fino a 300 raggi di Saturno e verso l'interno fino all'orbita di Giapeto a 59 raggi di Saturno. L'anello è stato successivamente studiato utilizzando le navicelle spaziali WISE, Herschel e Cassini. Le osservazioni di WISE indicano la sua estensione almeno tra 50 e 100 e 270 raggi di Saturno, con il confine interno oscurato dal bagliore del pianeta. I dati acquisiti da WISE suggeriscono inoltre che le particelle dell'anello sono prevalentemente piccole, con quelle che superano i 10 cm di raggio che costituiscono il 10% o meno dell'area della sezione trasversale totale.

Phoebe mantiene un'orbita attorno a Saturno a una distanza compresa tra 180 e 250 raggi planetari. Il sistema di anelli associato presenta uno spessore di circa 40 raggi. Dato che si ipotizza che le particelle dell'anello provengano da impatti (sia micrometeoroidi che più grandi) su Febe, ci si aspetta che condividano il suo movimento orbitale retrogrado, che è contrario all'orbita prograda dell'adiacente luna interna, Giapeto. Questo particolare anello è situato all'interno del piano orbitale di Saturno, approssimando l'eclittica, e di conseguenza mostra un'inclinazione di 27 gradi rispetto al piano equatoriale di Saturno e ai suoi altri anelli. L'inclinazione orbitale di Febe è di 5° rispetto al piano orbitale di Saturno (spesso espresso come 175° a causa del suo movimento retrogrado) e lo spostamento verticale risultante sopra e sotto il piano dell'anello si allinea esattamente con lo spessore osservato dell'anello di 40 raggi di Saturno.

L'esistenza teorica di questo anello fu inizialmente ipotizzata negli anni '70 da Steven Soter. La sua successiva scoperta è attribuita ad Anne J. Verbiscer e Michael F. Skrutskie, affiliati all'Università della Virginia, e Douglas P. Hamilton, dell'Università del Maryland, College Park. In particolare, questi tre ricercatori avevano precedentemente intrapreso studi universitari in collaborazione presso la Cornell University.

Il materiale dell'anello subisce una migrazione verso l'interno, un processo guidato dalla riemissione della radiazione solare, la cui velocità è inversamente correlata alla dimensione delle particelle. Ad esempio, una particella di 3 cm percorrerebbe la distanza dalla vicinanza di Febe a quella di Giapeto durante l'intera durata della vita del Sistema Solare. Di conseguenza, questo materiale in migrazione ha un impatto sull'emisfero principale di Giapeto. Sebbene l'accrescimento di questo materiale induca un lieve oscuramento e arrossamento dell'emisfero principale di Giapeto (analogo alle osservazioni sulle lune di Urano Oberon e Titania), non è la causa diretta della caratteristica colorazione bicolore della luna. Invece, il particolato in caduta avvia un meccanismo di feedback positivo che coinvolge l’autosegregazione termica, caratterizzata dalla sublimazione del ghiaccio dalle aree più calde e dalla successiva condensazione del vapore nelle regioni più fredde. Questo processo alla fine deposita un residuo "lag" scuro sulla maggior parte della zona equatoriale dell'emisfero principale di Giapeto, creando un netto contrasto con le formazioni di ghiaccio luminose che coprono le sue regioni polari e la maggior parte dell'emisfero finale.

Galileo Galilei fu il primo individuo a documentare le osservazioni degli anelli di Saturno, raggiungendo questo traguardo nel 1610.

• Galileo Galilei – la prima persona ad osservare gli anelli di Saturno, nel 1610
• Christiaan Huygens fu il primo a proporre formalmente l'esistenza di una struttura ad anello che circonda Saturno, un'ipotesi avanzata nel 1655.
• A Giovanni Cassini è attribuita la scoperta della netta separazione tra gli anelli A e B di Saturno, nota come Divisione Cassini, nel 1675.
• Édouard Roche, un astronomo francese, ha chiarito il meccanismo attraverso il quale un satellite che entra nel limite Roche di Saturno potrebbe disintegrarsi, contribuendo così alla formazione degli anelli del pianeta.

Note editoriali

Riferimenti accademici

• Nodo degli anelli planetari: sistema di anelli di Saturno
• Nomenclatura degli Anelli di Saturno dalla pagina della nomenclatura planetaria dell'USGS
• Tutto ciò che una mente curiosa dovrebbe sapere sui sistemi di anelli planetari con il dottor Mark Showalter (podcast Waseem Akhtar con Mark Showalter)
• Animazione ad alta risoluzione di Kevin M. Gill di un cavalcavia dell'anello B esterno all'equinozio (inizia a diventare meno uniforme dopo il primo minuto); vedi l'album Rings per ulteriori informazioni
• Animazione ad alta risoluzione di Nick Stevens di Saturno e dei suoi anelli da un'orbita equatoriale e polare e da un'immersione sotto gli anelli; vedi l'elenco per ulteriori informazioni