Hvis Galileos opdagelse af Jupiters måner var personligt tilfredsstillende, var hans anden vigtige opdagelse opfattet som mindre vigtig. Da han første gang pegede sit teleskop mod Saturn i 1610, syntes det lille billede af planeten, at være ledsaget af mindre objekter på begge sider. I modsætning til Jupiters måner, som han havde fundet et par måneder tidligere, flyttede disse objekter sig ikke. To år senere, var ”ledsagerne” forsvundet, hvilket gjorde Galileo opmærksom på, at hans tidligere observationer havde været fejlbehæftet. Nogle få år senere kam de mystiske ledsagere tilbage.
I mere end fire årtier, var astronomer forundret over Galileos opdagelse. I 1655 pegede en 26-årig hollandsk instrumentdesigner, Christiaan Huygens (1629-1695), et overlegent teleskop af eget design mod Saturn og så, hvad hans astronomkollegaer ikke havde set: Saturn var omgivet af en tilsyneladende kontinuerlig, flad ring, og som Huygens korrekt udledte, var variationerne i synligheden forårsaget af den tilsyneladende hældning af ringen, som Saturn kredser om Solen. I 1675 fandt den store italiensk-franske astronom Jean-Dominique Cassini (1625-1712) et hul i planetens tilsyneladende solide ring. Saturns syntes at have to ringe, snarere end en, og kløften der adskilte dem, blev kendt som Cassinis deling.
I 1850, blev en svagere ring, der ligger inden for de to lyse ringe, fundet uafhængigt af engelske og amerikanske observatører, hvilket gav Saturn i alt tre kendte ringe. For illustratorer og tegnere, blev Saturn med ringe et ikonisk billede af en planet. Men i århundrederne efter opdagelsen af Saturns runge, undlod udtømmende observationer opdagelsen af ringe omkring andre planeter. Videnskabelige artikler udgivet af mere end en fremtrædende astronom, forklarede teoretisk, hvorfor kun Saturn kunne have ringe. Men så, i den sidste del af det 20. århundrede, blev der en ny søgeteknik tilgængelig: observation af stjernernes formørkelser (se kapitel 9). I 1977 så et hold af astronomer, som brugte formørkelsesteknikken til at observere Uranus’ atmosfære, små, korte ændringer i lysstyrken af en stjerne, som den først nærmere sig og derefter fremkom fra planeten. Fortolkningen var straks åbenlys for astronomerne: Uranus har ringe! I løbet af de næste par år, afslørede stjernernes formørkelser, i alt ni ringe omkring planeten. I 1986 viste Voyager 2 optagelser, yderligere to ringe, og i 2005 registrerede Hubble Space Telescope to yderligere, og samlet blev de til 13.
Stjerneformørkelser, viser ikke kun ringenes eksistens; de antyder også noget om ringene selv. Varigheden af en formørkelsesbegivenhed, er et mål for ringens bredde. Det observerede fald i lysstyrken af en stjerne, er en indikation af ringens gennemsigtighed og dermed mængden af materiale, den indeholder. Den meget korte afbrydelse af stjernelyset som Uranus-ringene udviste som de passerede foran stjernen, viste også at de er alt for tynde til at kunne været blevet set i de tidligere, mislykkede observationer med mere konventionelle metoder.
Flere ringopdagelser skulle følge fra endnu en teknologi: nærbilleder fra planetariske sonder. I 1979 registrerede kameraer på Voyager 1, en svag ring omkring Jupiter; og i samme år, fandt Pioneer 11 en smal ring lige uden for Saturns lyse ringe.
I et stykke tid, syntes Neptun at være den eneste af kæmpeplaneterne der ikke havde ringe. Så begyndte formørkelsesobservationer af Neptun af astronomer i midten af 1980’erne at give positive, men forvirrende resultater. Flere formørkelseshændelser, der syntes at skyldes ringe, blev kun observeret på den ene side af planeten. Astronomerne konkluderede, at Neptun ikke var omgivet af komplette ringe, men snarer af flere buede ringsegmenter. Først da Voyager 2 nåede Neptun i 1989 blev det fastslået, at Neptuns ringe faktisk er komplette. Ringsegmenterne er blot områder med høj stofkoncentration, inden for en af dens svage ringe. Alle Neptuns ringe er svage og med undtagelse af ringsegmenterne, indeholder de for lidt materiale til, at de kan observeres ved formørkelsesbegivenheder.
Saturns fantastiske ringe
Alle kæmpeplaneterne er nu kendt for at have ringsystemer, selv om hver af dem er unikke (se figur 10.24). Det viser sig, at kæmpeplaneterne er de eneste planeter i Solsystemet der har ringe; ingen af de terrestriske planeter har ringe. Det mest komplekse ringsystem tilhører den planet, man engang troede var den eneste der havde ringe – den spektakulære Saturn. Huygens, men sin 17. århundrede forståelse af fysik, troede at Saturns ring, var en solid skive omkring planeten. Denne opfattelse, blev udfordret senere, men det var først i midten af 1800-tallet, at den geniale skotsk matematiker Jaes Clerk Maxwell viste, at solide ringe ville være ustabile og hurtigt ville blive nedbrudt. Dette arbejde, førte til vores nuværende forståelse af en ring, som en samling af små objekter, støv og gas i kredsløb omkring en planet. I afsnit 10.5 vil vi se, at orbitale resonanser og andre tyngdeinteraktioner, opretholder stabiliteten af disse ringe.
Blandt de fire kæmpeplaneter, er det kun Saturn der har så brede og lyse ringe. Fotografier viser ofte kun de to ydre lysere ringe, adskilt af Cassini delingen (se figur 10.25). Figur 10.24b viser de enkelte komponenter i Saturns lyse ringsystem (A-, B- og C-ringen) og dets store delinger og huller. Den yderste A-ring er den smalleste; den har en skarp ydre kant, og indeholder flere smalle huller. Den iøjnefaldende Cassini deling er så bred (4.700 km), at planeten Merkur næsten ville kunne passe ind i den. Rumforskere, der planlagde 1979 mødet med Saturn for Pioneer 11, troede at Cassini delingen var tom nok til at man kunne flyve rumsonden igennem den, for at komme så tæt på planeten som muligt. Havde du udført denne plan, ville Pioneer 11 missionen helt sikkert være afsluttet lige der. Billeder taget det følgende år af Voyager 1 viser, at Cassini delingen er fyldt med materiale. Dette og mange andre mindre ”huller” i Saturns lyse ringe, er simpelthen bare regioner med mindre ringmateriale. I modsætning til deres tættere omgivelser, er de mindre reflekterende og synes således at være tomme.
B-ringen, er den lyseste af Saturns ringe. Med en bredde på 25.500 km, kunne to jordkloder passe ind mellem dens indre og ydre kant. Mærkeligt nok, synes B-ringen slet ikke at have nogle huller, i hvert fald ikke nogen der er på størrelse med dem, der ses i de andre lyse ringe. Gennem et teleskop, ser den smukke gennemsigtige C-ring ud som en delikat gossamer og kaldes derfor ofte Crepe ringen. Der er intet kendt hul, mellem C-ringen og de tilstødende ringe. Kun en abrupt ændring i lysstyrken, markere grænsen mellem dem. Hvad der kan forårsage en så brat ændring i mængden af ringmateriale, forbliver et ubesvaret spørgsmål. For svag til at kunne ses ved siden af den lyse Saturn-skive, er D-ringen en fjerde, bred ring, som var ukendt, indtil den blev afbilledet af Voyager 1. Den viser mindre struktur en nogen af de lyse ringe, og den ser ikke ud til at have en indre definerbar kant. D-ringen kan strække sig helt ned til toppen af Saturns atmosfære, hvor dens ringpartikler kan falde ned i atmosfæren og brænde op som meteorer.
Saturns lyse ringe, er langt fra homogene. A- og C-ringene indeholder hundrede og B-ringen tusinder af individuelle ringsegmenter, nogle kun få kilometer brede (se figur 10.26). Hver af disse ringsegmenter, er en snævert begrænset koncentration af ringpartikler, der er afgrænset på begge sider af områder med en forholdsvis lille koncentration af materiale. Hver gang Saturns plan liner op med Jorden, som den gør cirka en gang hvert 15. år, forsvinder ringene helt for en dag eller der omkring, selv i de største teleskoper. Når blændingen fra ringene midlertidigt er væk, kan astronomerne søge efter uopdagede måner, eller andre svage genstande tæt på Saturn. I 1966, søgte en astronom efter måner, da han fandt svage men overbevisende beviser for en svag ring i nærheden af Saturn-månen Enceladus’ kredsløb. I 1980 bekræftede Voyager 1 eksistensen af denne svage ring, nu kaldet E-ringen, og fandt en anden tættere ring, kendt som E-ringen.
I 2009, opdagede astronomerne den største af Saturns ringe. Denne svage ring, blev observeret i infrarøde bølgelængder af NASAs Spitzer Space Telescope (se figur 10.27). Den er usædvanlig tyk, omkring 40 Saturn-radier, og strækker sig udad fra omkring 150 til 200 Saturn-radier. Den hælder 27º i forhold til de andre ringe. E-ringen og G-ringen og denne nyopdagede ring, er diffuse ringe uden nogle tydelige grænser. Partiklerne i diffuse ringe er langt fra hinanden, og de sjældne kollisioner mellem partikler kan forårsage, at de enkelte partikelbaner bliver mere excentriske, hældende eller begge dele. Diffuse ringe, spredes vertikalt (lodret) og tyknes horisontalt (lodret), nogle gange uden indlysende, eller tydelige grænser. Diffuse ringe er vanskelige at opdage, undtagen når de belyses bagfra, hvor de optræder lyse på grund af den stærke spredning af sollyset ved meget små partikler (se Grundlæggende viden 10.1).
Selvom Saturns lyse ringe (A, B og C) er meget brede – mere end 62.000 km fra den indre kant af C-ringen til den ydre kant af A-ringen – er de ekstremt tynde. I disse tæt pakkede ringe er der simpelthen ikke nok plads til, at alle partiklerne kan optage det samme plan, så partiklerne falder på plads så tæt de kan komme på ringplanet. Saturns lyse ringe, er ikke mere end 100 meter tykke og sandsynligvis kun få snese meter fra deres nedre til deres øvre flader. Ekstremiteterne mellem deres bredde og deres tykkelse, kan være vanskelig af skildre.
Antag, at du skulle lave en skalmodel af Saturn og dens ringe ved hjælp af en basketball, der repræsenterede Saturn. Basketballen er omkring 24 cm i diameter. Du kunne kan fremstille de tre lyse ringe af papir, ved at skære en cirkel med en diameter på 54 cm, med et hul i midten med en diameter på 30 cm. For at repræsentere Cassini delingen, kan du male en mørk stribe der er 1,8 cm bred der ligger cirka 14 cm fra yderkanten. Efter at have monteret papirringen omkring basketballen, ville du faktisk have en model af Saturn og dens ringe. Desværre ville din model ikke være i skala; Papirringen ville være mere end tusinde gange for tyk. Hvis du skulle lave dine ringe af papir, svarende til almindeligt kopipapir, skulle Saturn være en bold på 250 meter i diameter, og papirringene skulle strække sig over seks fodboldbaner. Diameteren af Saturns lyseste ringe, er 10 millioner gange tykkelsen af ringene.
Andre planeter, andre ringe
Ringstrukturen blandt de andre kæmpeplaneter, er ikke så forskelligartet som Saturns. De fleste andre ringe end dem omkring Saturn er ganske smalle, selvom nogle få er diffuse. Da Voyager 1 forskerne så på Jupiters ringsystem med Solen bag kameraet, var alt de så, en smal, svag streng. Men da Voyager 2 kiggede tilbage mod Solen i skyggen af Jupiter, sprang Jupiters ringe pludselig frem i fremtrædende karakter. Figur 10.29a viser en næsten lige på, baggrundsbelyst fremstilling af Jupiters ringe, taget af Galileo rumsonden. Størstedelen af materialet i Jupiters ringe, består af fint støv der afrives fra meteoriske nedslag på overfladerne af Jupiters små indre måner. Månerne er vist i deres kredsløb blandt ringene i figur 10.29b.
Af Uranus’ 13 ringe, er 9 meget smalle og bredt fordelte i forhold til deres bredder. De fleste er kun få kilometer brede, men de er mange hundrede kilometer fra hinanden (se figur 10.24c og 10.30). De to ringe, der blev opdaget af Hubble Space Telescope i 2005, er meget bredere og fjernere end det smalle ringe. Uranus’ mest fremtrædende ring, Epsilon ringen, er excentrisk og den bredeste af planetens indre smalle indre ringe, og varierer i bredde mellem 20 og 100 km. Den inderste ring er bred og diffus, men en udefineret kant. Som det er tilfældet med Saturns D-ring, kan materialet i denne ring falde ned i toppen af Uranus’ atmosfære i en spiralbevægelse. Når observeret under baggrundsbelyste forhold af Voyager 2, viste mellemrummene mellem Uranus-ringene sig at være fyldt med støv, som det er tilfældet med Jupiters ringsystem.
Fire af Neptuns seks ringe er meget smalle, svarende til de 13 smalle ringe omkring Uranus. De to andre har bredder på nogle få tusinde kilometer (se figur 10.24d). Neptuns ringe er opkaldt efter astronomer fra det 19. århundrede, som har biddraget væsentligt til Neptuns opdagelse. Af disse tiltrækker Adams ringen sig den største opmærksomhed (se figur 10.31). Meget af materialet i Adams ringen, er klumpet sammen i flere ringbuer. Disse højdensitetssegmenter, strækker sig over afstande på 4.000-10.000 km, men er kun cirka 15 km brede. Da de først blev opdaget, var ringbuerne et puslespil, fordi gensidige kollisioner mellem deres partikler, burde få partiklerne til at spredes mere eller mindre ensartet rundt omkring i deres kredsløb. De fleste astronomer tilskriver nu denne sammenklumpning til orbitalresonanser fra månen Galatea, der kredser lige inden for Adams ringen. Billeder taget af Hubble Space Telescope i 2004 og 2005, sammenlignet med dem, der blev taget af Voyager 2 i 1989, viser, at nogle dele af Neptun-ringbuerne er ustabile. Langsomt henfald ses i to af buerne, Liberté og Courage, hvilket tyder på, at de måske forsvinder helt inden århundredets slutning. Adams ring er ikke unik. Uranus’ Lambda ring og Saturns G ring udviser også ringbuer.