Qual o material pode ser encontrado nos anéis de saturno

Os anéis de Saturno são a vasta maioria sistema de anel de qualquer planeta no Sistema Solar . Eles consistem em inúmeras pequenas partículas, variando em tamanho de micrômetros a metros , [1] que orbitam em torno de Saturno . As partículas do anel são feitas quase inteiramente de gelo de água, com um traço de componente de material rochoso . Ainda não há consenso quanto ao seu mecanismo de formação. Embora os modelos teóricos indicassem que os anéis provavelmente se formaram no início da história do Sistema Solar, [2] novos dados da Cassinisugerem que eles se formaram relativamente tarde. [3]

Embora a reflexão dos anéis aumente o brilho de Saturno , eles não são visíveis da Terra com visão desarmada . Em 1610, um ano após Galileu Galilei virar um telescópio para o céu, ele se tornou a primeira pessoa a observar os anéis de Saturno, embora não pudesse vê-los bem o suficiente para discernir sua verdadeira natureza. Em 1655, Christiaan Huygens foi a primeira pessoa a descrevê-los como um disco em torno de Saturno. [4] O conceito de que os anéis de Saturno são compostos de uma série de pequenos anéis pode ser rastreado até Pierre-Simon Laplace , [4] embora as lacunas verdadeiras sejam poucas - é mais correto pensar nos anéis como um disco anular com concêntrico máximos e mínimos locais em densidade e brilho. [2] Na escala dos aglomerados dentro dos anéis, há muito espaço vazio.

Os anéis têm inúmeras lacunas onde a densidade de partículas cai drasticamente: duas abertas por luas conhecidas embutidas neles, e muitas outras em locais de ressonâncias orbitais desestabilizadoras conhecidas com as luas de Saturno . Outras lacunas permanecem inexplicadas. Já as ressonâncias estabilizadoras são responsáveis ​​pela longevidade de vários anéis, como o Titan Ringlet e o G Ring .

Bem além dos anéis principais está o anel de Phoebe , que se presume se originar de Phoebe e, portanto, compartilhar seu movimento orbital retrógrado . Ele está alinhado com o plano da órbita de Saturno. Saturno tem uma inclinação axial de 27 graus, então este anel está inclinado em um ângulo de 27 graus em relação aos anéis mais visíveis orbitando acima do equador de Saturno.

Trabalho de Galileu

Galileo Galilei foi o primeiro a observar os anéis de Saturno em 1610 usando seu telescópio, mas não foi capaz de identificá-los como tal. Ele escreveu ao Duque da Toscana que "O planeta Saturno não está sozinho, mas é composto de três, que quase se tocam e nunca se movem nem mudam um em relação ao outro. Eles estão dispostos em uma linha paralela ao zodíaco , e o do meio (o próprio Saturno) tem cerca de três vezes o tamanho dos laterais. " [5] Ele também descreveu os anéis como as "orelhas" de Saturno. Em 1612 a Terra passou pelo plano dos anéis e eles se tornaram invisíveis. Perplexo, Galileu observou: "Não sei o que dizer em um caso tão surpreendente, tão inesperado e tão novo." [4] Ele pensou: "Saturno engoliu seus filhos?" - referindo-se ao mito do Titã Saturno devorando sua descendência para evitar a profecia de que eles o derrubariam. [5] [6] Ele ficou ainda mais confuso quando os anéis tornaram-se visíveis novamente em 1613. [4]

Os primeiros astrônomos usaram anagramas como uma forma de esquema de compromisso para reivindicar novas descobertas antes que seus resultados estivessem prontos para publicação. Galileu usou smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras para Altissimum planetam tergeminum observavi ("Eu observei que o planeta mais distante tem uma forma tripla") para descobrir os anéis de Saturno. [7]

Teoria do anel, observações e exploração

Em 1657, Christopher Wren tornou-se professor de astronomia no Gresham College, em Londres. Ele vinha fazendo observações do planeta Saturno por volta de 1652 com o objetivo de explicar sua aparência. Sua hipótese foi escrita no De corpore saturni, no qual ele quase sugeriu que o planeta tinha um anel. No entanto, Wren não tinha certeza se o anel era independente do planeta ou fisicamente ligado a ele. Antes da teoria de Wren ser publicada, Christiaan Huygens apresentou sua teoria dos anéis de Saturno. Imediatamente, Wren reconheceu esta como uma hipótese melhor do que a sua e De corpore saturni nunca foi publicado. [8]

Huygens foi o primeiro a sugerir que Saturno estava rodeado por um anel destacado do planeta. Usando um telescópio refrator de potência 50 × que ele mesmo projetou, muito superior aos disponíveis para Galileu, Huygens observou Saturno e em 1656, como Galileu, publicou o anagrama "aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuuu". Ao confirmar suas observações, três anos depois, ele revelou que significava "Annuto cingitur, tenui, plano, nusquam coerente, ad eclipticam inclinato"; isto é, "Ele [Saturno] está rodeado por um anel fino e plano, inclinado para a eclíptica". [4] [9] Robert Hooke foi outro dos primeiros observadores dos anéis de Saturno, e notou a formação de sombras nos anéis. [8]

Em 1675, Giovanni Domenico Cassini determinou que o anel de Saturno era composto de vários anéis menores com lacunas entre eles; a maior dessas lacunas foi posteriormente denominada Divisão Cassini . Esta divisão é uma 4.800 km de largura região entre o anel A e B de anel . [10]

Em 1787, Pierre-Simon Laplace provou que um anel sólido uniforme seria instável e sugeriu que os anéis eram compostos de um grande número de argolinhas sólidas. [4] [11]

Em 1859, James Clerk Maxwell demonstrou que um anel sólido não uniforme, argolinhas sólidas ou um anel fluido contínuo também não seriam estáveis, indicando que o anel deve ser composto de numerosas partículas pequenas, todas orbitando Saturno independentemente. [11] Mais tarde, Sofia Kovalevskaya também descobriu que os anéis de Saturno não podem ser corpos em forma de anel líquido. [12] Estudos espectroscópicos dos anéis realizados em 1895 por James Keeler do Observatório Allegheny e Aristarkh Belopolsky do Observatório Pulkovo mostraram que a análise de Maxwell estava correta.

Quatro espaçonaves robóticas observaram os anéis de Saturno nas proximidades do planeta. Pioneer 11 ' s abordagem mais próxima de Saturno ocorreu em Setembro de 1979 a uma distância de 20,900 km. [13] Pioneer 11 foi responsável pela descoberta do anel F. [13] Voyager 1 " maior aproximação s ocorreu em novembro de 1980 a uma distância de 64,200 km. [14] Um fotopolarímetro que falhou impediu a Voyager 1 de observar os anéis de Saturno na resolução planejada; no entanto, as imagens da espaçonave forneceram detalhes sem precedentes do sistema de anéis e revelaram a existência do anel G. [15] Voyager 2 ' aproximação s ocorreu em agosto de 1981 a uma distância de 41,000 km. [14] Voyager 2 ' s Fotopolarímetro trabalho permitiu observar o sistema de anel em resolução mais alta do que a Voyager 1 , e desse modo a descobrir muitos cachos anteriormente invisíveis. [16] A nave espacial Cassini entrou em órbita ao redor de Saturno em julho de 2004. [17] As imagens da Cassini dos anéis são as mais detalhadas até o momento e são responsáveis ​​pela descoberta de ainda mais anéis. [18]

Os anéis são nomeados em ordem alfabética na ordem em que foram descobertos [19] (A e B em 1675 por Giovanni Domenico Cassini , C em 1850 por William Cranch Bond e seu filho George Phillips Bond , D em 1933 por Nikolai P. Barabachov e B. Semejkin , E em 1967 por Walter A. Feibelman , F em 1979 pela Pioneer 11 e G em 1980 pela Voyager 1 ). Os anéis principais são, trabalhando externamente a partir do planeta, C, B e A, com a Divisão Cassini, a maior lacuna, separando os Anéis B e A. Vários anéis mais fracos foram descobertos mais recentemente. O anel D é extremamente fraco e mais próximo do planeta. O estreito F Ring fica do lado de fora do A Ring. Além disso, há dois anéis muito mais fracos, chamados G e E. Os anéis mostram uma enorme quantidade de estrutura em todas as escalas, algumas relacionadas a perturbações pelas luas de Saturno, mas muito inexplicadas. [19]

A inclinação axial de Saturno é de 26,7 °, o que significa que visões amplamente variadas dos anéis, dos quais os visíveis ocupam seu plano equatorial, são obtidas da Terra em momentos diferentes. [20] A Terra faz passagens através do plano dos anéis a cada 13 a 15 anos, aproximadamente a cada meio ano de Saturno, e há chances iguais de uma ou três travessias ocorrendo em cada uma dessas ocasiões. Os mais recentes cruzamentos do plano dos anéis foram em 22 de maio de 1995, 10 de agosto de 1995, 11 de fevereiro de 1996 e 4 de setembro de 2009; Os próximos eventos ocorrerão em 23 de março de 2025, 15 de outubro de 2038, 1 de abril de 2039 e 9 de julho de 2039. As oportunidades favoráveis ​​de visualização do cruzamento do plano do anel (com Saturno não perto do Sol) só ocorrem durante cruzamentos triplos. [21] [22] [23]

Os equinócios de Saturno , quando o Sol passa pelo plano dos anéis, não estão uniformemente espaçados; em cada órbita, o Sol está ao sul do plano do anel por 13,7 anos terrestres, e então ao norte do plano por 15,7 anos. [n 1] As datas para os equinócios outonais do hemisfério norte incluem 19 de novembro de 1995 e 6 de maio de 2025, com equinócios vernais do norte em 11 de agosto de 2009 e 23 de janeiro de 2039. [25] Durante o período em torno de um equinócio, a iluminação da maioria dos anéis é bastante reduzido, tornando possíveis observações únicas destacando características que partem do plano do anel. [26]

Os densos anéis principais se estendem de 7.000 km (4.300 mi) a 80.000 km (50.000 mi) de distância do equador de Saturno, cujo raio é de 60.300 km (37.500 mi) (ver subdivisões principais ). Com uma espessura local estimada de apenas 10 m [27] e até 1 km, [28] eles são compostos de 99,9% de gelo de água pura com um punhado de impurezas que podem incluir tholins ou silicatos . [29] Os anéis principais são compostos principalmente de partículas que variam em tamanho de 1 cm a 10 m. [30]

A Cassini mediu diretamente a massa do sistema de anéis por meio de seu efeito gravitacional durante seu conjunto final de órbitas que passaram entre os anéis e os topos das nuvens, resultando em um valor de 1,54 (± 0,49) × 10 19 kg, ou 0,41 ± 0,13 massas Mimas . [3] Isso é tão massivo quanto cerca de metade da massa de toda a plataforma de gelo da Antártica da Terra , espalhada por uma área de superfície 80 vezes maior que a da Terra. [31] A estimativa está próxima do valor de 0,40 Mimas massas derivadas de observações da Cassini de ondas de densidade nos anéis A, B e C. [3] É uma pequena fração da massa total de Saturno (cerca de 0,25  ppb ). As observações anteriores da Voyager de ondas de densidade nos anéis A e B e um perfil óptico de profundidade renderam uma massa de cerca de 0,75 Mimas, [32] com observações posteriores e modelagem de computador sugerindo que era uma subestimativa. [33]

Embora as maiores lacunas nos anéis, como a Divisão Cassini e Encke Gap , possam ser vistas da Terra, a espaçonave Voyager descobriu que os anéis têm uma estrutura intrincada de milhares de fendas e anéis finos. Acredita-se que essa estrutura surja, de várias maneiras diferentes, da atração gravitacional das muitas luas de Saturno. Algumas lacunas são removidos para fora pela passagem de luas pequenas, como Pan , [34] muitos mais do que pode ainda ser descoberto, e alguns cachos parecem ser mantido pelos efeitos gravitacionais de pequenos satélites pastores (semelhante ao Prometheus e Pandora 's manutenção do anel F). Outras lacunas surgem de ressonâncias entre o período orbital das partículas na lacuna e o de uma lua mais massiva mais distante; Mimas mantém a Divisão Cassini desta maneira. [35] Ainda mais estrutura nos anéis consiste em ondas espirais levantadas pelas perturbações gravitacionais periódicas das luas internas em ressonâncias menos disruptivas. [ carece de fontes? ] Dados da sonda espacial Cassini indicam que os anéis de Saturno possuem sua própria atmosfera, independente da do próprio planeta. A atmosfera é composta de gás oxigênio molecular (O 2 ) produzido quando a luz ultravioleta do Sol interage com o gelo de água nos anéis. Reações químicas entre fragmentos de moléculas de água e posterior estimulação ultravioleta criam e ejetam, entre outras coisas, O 2 . De acordo com os modelos dessa atmosfera, o H 2 também está presente. As atmosferas de O 2 e H 2 são tão esparsas que, se a atmosfera inteira fosse de alguma forma condensada nos anéis, ela teria cerca de um átomo de espessura. [36] Os anéis também têm uma atmosfera de OH (hidróxido) esparsa. Como o O 2 , essa atmosfera é produzida pela desintegração das moléculas de água, embora neste caso a desintegração seja feita por íons energéticos que bombardeiam as moléculas de água ejetadas pela lua de Saturno, Enceladus . Esta atmosfera, apesar de ser extremamente esparsa, foi detectada da Terra pelo Telescópio Espacial Hubble. [37] Saturno mostra padrões complexos em seu brilho. [38] A maior parte da variabilidade se deve ao aspecto mutável dos anéis, [39] [40] e isso passa por dois ciclos a cada órbita. No entanto, sobreposta a isso está a variabilidade devido à excentricidade da órbita do planeta que faz com que o planeta exiba oposições mais brilhantes no hemisfério norte do que no sul. [41]

Em 1980, a Voyager 1 fez um sobrevoo por Saturno que mostrou que o anel F era composto de três anéis estreitos que pareciam estar trançados em uma estrutura complexa; sabe-se agora que os dois anéis externos consistem em saliências, dobras e protuberâncias que dão a ilusão de uma trança, com o terceiro anel menos brilhante dentro deles. [ citação necessária ]

Novas imagens dos anéis tiradas em torno do equinócio de Saturno de 11 de agosto de 2009 pela espaçonave Cassini da NASA mostraram que os anéis se estendem significativamente para fora do plano do anel nominal em alguns lugares. Esse deslocamento chega a 4 km (2,5 mi) na borda do Keeler Gap , devido à órbita fora do plano de Daphnis , a lua que cria a lacuna. [42]

As estimativas da idade dos anéis de Saturno variam amplamente, dependendo da abordagem usada. Eles foram considerados possivelmente muito antigos, datando da própria formação de Saturno. No entanto, os dados da Cassini sugerem que eles são muito mais jovens, provavelmente tendo se formado nos últimos 100 milhões de anos, e podem ter entre 10 e 100 milhões de anos. [3] [43] Este cenário de origem recente é baseado em uma nova estimativa de baixa massa, modelagem da evolução dinâmica dos anéis e medições do fluxo de poeira interplanetária, que alimenta uma estimativa da taxa de escurecimento do anel ao longo do tempo . [3] Como os anéis estão continuamente perdendo material, eles teriam sido mais massivos no passado do que no presente. [3] A estimativa de massa por si só não é muito diagnóstica, uma vez que anéis de alta massa que se formaram no início da história do Sistema Solar já teriam evoluído para uma massa próxima daquela medida. [3] Com base nas taxas de esgotamento atuais, eles podem desaparecer em 300 milhões de anos. [44] [45]

Existem duas teorias principais sobre a origem dos anéis internos de Saturno. Uma teoria, proposta originalmente por Édouard Roche no século 19, é que os anéis já foram uma lua de Saturno (chamada Veritas, em homenagem a uma deusa romana que se escondeu em um poço), cuja órbita decaiu até chegar perto o suficiente para ser rasgada por forças de maré (ver limite de Roche ). [46] Uma variação desta teoria é que esta lua se desintegrou após ser atingida por um grande cometa ou asteróide . [47] A segunda teoria é que os anéis nunca fizeram parte de uma lua, mas são deixados do material nebular original a partir do qual Saturno se formou. [ citação necessária ]

Uma versão mais tradicional da teoria da lua interrompida é que os anéis são compostos de detritos de uma lua de 400 a 600 km de diâmetro, um pouco maior do que Mimas . A última vez que houve colisões grandes o suficiente para provavelmente perturbar uma lua tão grande foi durante o pesado bombardeio tardio, há cerca de quatro bilhões de anos. [48]

Uma variante mais recente desse tipo de teoria de RM Canup é que os anéis podem representar parte dos restos do manto de gelo de uma lua diferenciada, do tamanho de Titã, muito maior, que foi despojada de sua camada externa conforme entrava em espiral no planeta durante o período de formação, quando Saturno ainda estava rodeado por uma nebulosa gasosa. [49] [50] Isso explicaria a escassez de material rochoso dentro dos anéis. Os anéis teriam inicialmente sido muito mais massivos (≈1.000 vezes) e mais largos do que atualmente; o material nas porções externas dos anéis teria coalescido nas luas de Saturno até Tétis , explicando também a falta de material rochoso na composição da maioria dessas luas. [50] A evolução colisional ou criovulcânica subsequente de Enceladus pode ter causado a perda seletiva de gelo desta lua, aumentando sua densidade para seu valor atual de 1,61 g / cm 3 , em comparação com valores de 1,15 para Mimas e 0,97 para Tethys. [50]

A ideia de anéis iniciais massivos foi posteriormente estendida para explicar a formação das luas de Saturno até Reia. [51] Se os anéis massivos iniciais contivessem pedaços de material rochoso (> 100 km de diâmetro), bem como gelo, esses corpos de silicato teriam acumulado mais gelo e sido expelidos dos anéis, devido às interações gravitacionais com os anéis e à interação das marés com Saturno, em órbitas progressivamente mais largas. Dentro do limite de Roche , corpos de material rochoso são densos o suficiente para agregar material adicional, enquanto corpos menos densos de gelo não são. Uma vez fora dos anéis, as luas recém-formadas poderiam ter continuado a evoluir por meio de fusões aleatórias. Este processo pode explicar a variação no conteúdo de silicato das luas de Saturno até Reia, bem como a tendência para menos conteúdo de silicato próximo a Saturno. Rhea seria então a mais velha das luas formadas a partir dos anéis primordiais, com as luas mais próximas de Saturno sendo progressivamente mais jovens. [51]

O brilho e a pureza da água gelada nos anéis de Saturno também foram citados como evidência de que os anéis são muito mais jovens do que Saturno, [43] já que a queda de poeira meteórica teria levado ao escurecimento dos anéis. No entanto, uma nova pesquisa indica que o anel B pode ser massivo o suficiente para diluir o material em queda e, assim, evitar o escurecimento substancial com a idade do Sistema Solar. O material do anel pode ser reciclado à medida que aglomerados se formam dentro dos anéis e são interrompidos por impactos. Isso explicaria a aparente juventude de parte do material dentro dos anéis. [52] Evidências sugerindo uma origem recente do anel C foram coletadas por pesquisadores que analisaram dados do Cassini Titan Radar Mapper , que se concentrou na análise da proporção de silicatos rochosos dentro deste anel. Se muito desse material foi contribuído por um centauro ou lua recentemente destruída , a idade desse anel poderia ser da ordem de 100 milhões de anos ou menos. Por outro lado, se o material viesse principalmente do influxo de micrometeoróides, a idade seria mais próxima de um bilhão de anos. [53]

A Cassini equipe UVIS, liderada por Larry Esposito , usado ocultação estelar para descobrir 13 objetos, variando de 27 m para 10 km de diâmetro, dentro do anel F . Eles são translúcidos, sugerindo que são agregados temporários de pedras de gelo com alguns metros de diâmetro. Esposito acredita que esta seja a estrutura básica dos anéis de Saturno, partículas aglomeradas e, em seguida, fragmentadas. [54]

Pesquisas baseadas em taxas de queda em Saturno favorecem uma idade mais jovem do sistema de anéis de centenas de milhões de anos. O material do anel está continuamente espiralando para baixo em Saturno; quanto mais rápido for esse ataque, menor será a vida útil do sistema de anéis. Um mecanismo envolve a gravidade puxando grãos de gelo de água eletricamente carregados para baixo dos anéis ao longo das linhas do campo magnético planetário, um processo denominado 'chuva de anéis'. Esta taxa de fluxo foi inferida em 432–2870 kg / s usando observações do telescópio Keck em solo ; como consequência deste processo sozinho, os anéis desaparecerão em ~292+818
−124milhões de anos. [55] Ao atravessar a lacuna entre os anéis e o planeta em setembro de 2017, a espaçonave Cassini detectou um fluxo equatorial de material de carga neutra dos anéis para o planeta de 4.800-44.000 kg / s. [56] Supondo que essa taxa de influxo seja estável, adicioná-la ao processo contínuo de 'chuva anelar' implica que os anéis podem ter desaparecido em menos de 100 milhões de anos. [55] [57]

As partes mais densas do sistema de anéis de Saturno são os anéis A e B, que são separados pela Divisão Cassini (descoberta em 1675 por Giovanni Domenico Cassini ). Junto com o anel C, que foi descoberto em 1850 e é semelhante em caráter à Divisão Cassini, essas regiões constituem os anéis principais . Os anéis principais são mais densos e contêm partículas maiores do que os anéis empoeirados tênues . Os últimos incluem o anel D, estendendo-se para dentro até o topo das nuvens de Saturno, os anéis G e E e outros além do sistema de anéis principal. Esses anéis difusos são caracterizados como "empoeirados" devido ao pequeno tamanho de suas partículas (geralmente cerca de um μm ); sua composição química é, como os anéis principais, quase inteiramente gelada. O estreito anel F, próximo à borda externa do anel A, é mais difícil de categorizar; partes dele são muito densas, mas também contém uma grande quantidade de partículas do tamanho de poeira.

Mosaico de cores naturais de imagens de câmeras de ângulo estreito da Cassini do lado não iluminado dos anéis D, C, B, A e F de Saturno (da esquerda para a direita) tiradas em 9 de maio de 2007 (as distâncias são até o centro do planeta).

Parâmetros físicos dos anéis

Notas:
(1) Nomes conforme designados pela União Astronômica Internacional , salvo indicação em contrário. Separações mais amplas entre anéis nomeados são chamadas de divisões , enquanto separações mais estreitas dentro de anéis nomeados são chamadas de lacunas .
(2) Dados principalmente do Gazetteer of Planetary Nomenclature , uma ficha da NASA e vários artigos. [58] [59] [60]
(3) distância é ao centro das lacunas, anéis e argolinhas que são mais estreitas do que 1.000 km
(4) nome não oficial

O lado iluminado dos anéis de Saturno com as principais subdivisões rotuladas

Subdivisões principais

Estruturas do anel C

Estruturas da Divisão Cassini

• Fonte: [61]

A estruturas em anel

Oblíquas (ângulo de 4 graus) Imagens da Cassini dos anéis C, B e A de Saturno (da esquerda para a direita; o anel F é vagamente visível na imagem superior em tamanho real se visualizado com brilho suficiente). Imagem superior: mosaico de cores naturais das fotos da câmera de ângulo estreito da Cassini do lado iluminado dos anéis, tiradas em 12 de dezembro de 2004. Imagem inferior: vista simulada construída a partir de uma observação de rádio-ocultação conduzida em 3 de maio de 2005. Cores na imagem inferior é usado para representar informações sobre tamanhos de partículas de anel (consulte a legenda da segunda imagem do artigo para uma explicação).

Uma imagem da Cassini do tênue anel D, com o anel C interno abaixo

O anel D é o anel mais interno e é muito fraco. Em 1980, a Voyager 1 detectou dentro deste anel três anéis designados D73, D72 e D68, com D68 sendo o anelzinho discreto mais próximo de Saturno. Cerca de 25 anos depois, as imagens da Cassini mostraram que o D72 havia se tornado significativamente mais amplo e difuso, e havia se movido para o planeta em 200 km. [62]

Presente no D Ring está uma estrutura em escala fina com ondas a 30 km de distância. Visto pela primeira vez na lacuna entre o anel C e o D73, [62] a estrutura foi encontrada durante o equinócio de Saturno em 2009 para estender uma distância radial de 19.000 km do anel D à borda interna do anel B. [63] [64] As ondas são interpretadas como um padrão espiral de ondulações verticais de 2 a 20 m de amplitude; [65] o fato de que o período das ondas está diminuindo ao longo do tempo (de 60 km em 1995 para 30 km em 2006) permite deduzir que o padrão pode ter se originado no final de 1983 com o impacto de uma nuvem de detritos (com um massa de ≈10 12 kg) de um cometa interrompido que inclinou os anéis para fora do plano equatorial. [62] [63] [66] Um padrão espiral semelhante no anel principal de Júpiter foi atribuído a uma perturbação causada pelo impacto do material do Cometa Shoemaker-Levy 9 em 1994. [63] [67] [68]

Vista do anel C externo; o Maxwell Gap com o Maxwell Ringlet em seu lado direito estão acima e à direita do centro. O Bond Gap está acima de uma ampla faixa de luz no canto superior direito; o Dawes Gap está dentro de uma faixa escura logo abaixo do canto superior direito.

O Anel C é um anel de largura, mas fraco localizado dentro do B Anel . Foi descoberto em 1850 por William e George Bond , embora William R. Dawes e Johann Galle também o tenham visto independentemente. William Lassell o chamou de "anel de crepe" porque parecia ser composto de um material mais escuro do que os anéis A e B mais brilhantes. [69]

Sua espessura vertical é estimada em 5 m, sua massa em torno de 1,1 × 10 18 kg e sua profundidade óptica varia de 0,05 a 0,12. [ carece de fontes? ] Ou seja, entre 5 e 12 por cento da luz que brilha perpendicularmente através do anel é bloqueada, de modo que quando visto de cima, o anel é quase transparente. As ondulações espirais de comprimento de onda de 30 km vistas pela primeira vez no anel D foram observadas durante o equinócio de Saturno em 2009, estendendo-se ao longo do anel C (veja acima).

Colombo Gap e Titan Ringlet

O Colombo Gap fica no anel C interno. Dentro da lacuna está o brilhante, mas estreito anel de Colombo, centrado a 77.883 km do centro de Saturno, que é ligeiramente elíptico em vez de circular. Esta argolinha também é chamada de argolinha de Titã, pois é governada por uma ressonância orbital com a lua Titã . [70] Neste local dentro dos anéis, o comprimento da precessão absidal de uma partícula do anel é igual ao comprimento do movimento orbital de Titã, de modo que a extremidade externa deste anelzinho excêntrico sempre aponta para Titã. [70]

Maxwell Gap e Ringlet

O Maxwell Gap encontra-se na parte externa do C Ring. Ele também contém um anelzinho não circular denso, o anelzinho de Maxwell. Em muitos aspectos, esse anelzinho é semelhante ao anel ε de Urano . Existem estruturas semelhantes a ondas no meio de ambos os anéis. Embora a onda no anel ε seja considerada como sendo causada pela lua Uraniana Cordelia , nenhuma lua foi descoberta na lacuna de Maxwell em julho de 2008. [71]

O anel B é o maior, mais brilhante e mais massivo dos anéis. Sua espessura é estimada em 5 a 15 me sua profundidade óptica varia de 0,4 a maior que 5, [72] significando que> 99% da luz que passa por algumas partes do anel B é bloqueada. O anel B contém uma grande variação em sua densidade e brilho, quase tudo inexplicado. Estes são concêntricos, aparecendo como anéis estreitos, embora o anel B não contenha nenhuma lacuna. [ carece de fontes? ] . Em alguns lugares, a borda externa do anel B contém estruturas verticais que se desviam até 2,5 km do plano do anel principal.

Um estudo de 2016 de ondas de densidade espiral usando ocultações estelares indicou que a densidade da superfície do anel B está na faixa de 40 a 140 g / cm 2 , menor do que se acreditava anteriormente, e que a profundidade óptica do anel tem pouca correlação com sua densidade de massa (a achado relatado anteriormente para os anéis A e C). [72] [73] A massa total do anel B foi estimada em algo na faixa de 7 a24 × 10 18 kg. Isso se compara a uma massa de Mimas de37,5 × 10 18 kg. [72]

Visão colorida de alta resolução (cerca de 3 km por pixel) do anel B central interno (98.600 a 105.500 km do centro de Saturno). As estruturas mostradas (de anéis de 40 km de largura no centro até bandas de 300–500 km de largura à direita) permanecem nitidamente definidas em escalas abaixo da resolução da imagem.

A borda externa do anel B, vista perto do equinócio, onde as sombras são lançadas por estruturas verticais de até 2,5 km de altura, provavelmente criadas por luazinhas incrustadas invisíveis. A Divisão Cassini está no topo.

Raios

">

Raios escuros marcam o lado iluminado do anel B em imagens de baixo ângulo de fase da Cassini. Este é um vídeo de baixa taxa de bits. Versão em baixa resolução deste vídeo