Ringe des Uranus
Der Planet Uranus ist von einem System von Planetenringen umgeben, das in seiner Variation und Vielschichtigkeit zwar nicht an die deutlich großflächigeren Bahnen der Saturnringe heranreicht, aber dennoch vor den einfacheren Strukturen der Jupiter- und der Neptunringe eingeordnet werden kann. Die ersten Ringe des Uranus wurden am 10. März 1977 durch James L. Elliot, Edward W. Dunham und Douglas J. Mink entdeckt. Obwohl bereits 200 Jahre zuvor der Astronom Wilhelm Herschel über die Beobachtung von Ringen berichtet hatte, wird von heutigen Astronomen bezweifelt, dass es angesichts ihrer dunklen und blassen Erscheinung mit den Mitteln der damaligen Zeit möglich war, das Ringsystem tatsächlich wahrzunehmen. Zwei weitere Ringe wurden im Jahre 1986 auf Bildern entdeckt, die die Raumsonde Voyager 2 vom Planeten aufnahm, und ein zusätzliches Ringpaar fand man zwischen 2003 und 2005 auf Fotos des Hubble-Weltraumteleskops.
Seither sind 13 eigenständige Ringe des Ringsystems des Uranus bekannt. Geordnet nach Abstand vom Planeten werden sie mit 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν und μ bezeichnet. Ihre Radien betragen 38.000 km beim 1986U2R/ζ-Ring und erreichen 98.000 km beim μ-Ring. Zwischen den Hauptringen konnten zusätzliche matte Staubbänder und unvollständige Bögen beobachtet werden. Die Ringe sind extrem dunkel, so dass die sphärische Albedo der Ringpartikel nicht über 2 Prozent hinausgeht. Sie setzen sich wahrscheinlich aus gefrorenem Wasser zusammen, das sich mit einigen dunklen, strahlungsabsorbierenden organischen Komponenten verbunden hat.
Die meisten der Uranusringe sind undurchsichtig und nur wenige Kilometer breit. Das Ringsystem besteht aus kleinen Objekten, die mehrheitlich einen Durchmesser zwischen 0,2 und 20 m haben. Einige der Ringe sind optisch sehr klein: So bestehen die ausgedehnten und matten Ringe 1986U2R/ζ, μ und ν aus dünnen Staubpartikeln, während sich der schmale und ebenfalls matte λ-Ring aus größeren Objekten zusammensetzt. Das relative Fehlen von Staub innerhalb des Ringsystems erklärt sich aus dem Luftwiderstand, den die ausgedehnte Exosphäre des Uranus durch seine Korona mit sich bringt.
Man vermutet, dass die Ringe des Uranus nicht älter als 600 Millionen Jahre und damit relativ jung sind. Das Ringsystem besteht vermutlich aus Überresten einer Vielzahl von Monden, welche ursprünglich einmal den Planeten umkreist hatten, ehe sie vor langer Zeit untereinander kollidierten. Nach Zusammenstößen brachen die Monde in zahllose Teile auseinander, die anschließend als die heute sichtbaren schmalen und optisch dichten Ringe überdauerten und nun den Planeten in strikt definierten Bahnen umgeben.
Der Vorgang, wie die schmalen Ringe in ihrer Form gehalten werden, ist bis heute nicht vollständig verstanden. Anfangs wurde angenommen, dass jeder schmale Ring mit einem Paar nahestehender sogenannter Schäfermonde in Verbindung steht, die deren Form stützen. Allerdings konnte Voyager 2 bei ihrem Vorbeiflug 1986 lediglich ein Schäferpaar (Cordelia und Ophelia) entdecken, das einen Einfluss auf den hellsten Ring (ε) ausübt.
Entdeckung
Die erste Erwähnung eines den Uranus umgebenden Ringsystems stammt aus dem 18. Jahrhundert und findet sich in den Aufzeichnungen von Friedrich Wilhelm Herschel, in denen er die Erkenntnisse aus seinen Observationen des Planeten niederschrieb. Diese enthielten folgende Passage:
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Die unumstrittene Entdeckung der Uranusringe kann schließlich den Astronomen James L. Elliot, Edward W. Dunham und Douglas J. Mink am 10. März 1977 zugesprochen werden, denen mit Hilfe des Kuiper Airborne Observatory die Sichtung der Ringe gelang. Dieses Ereignis kam jedoch nur durch eine zufällige Beobachtung zustande. Ursprünglich planten sie, die Atmosphäre des Uranus zu studieren, indem sie die Okkultation (Bedeckung) des Sterns SAO 158687 durch den Planeten zu beobachten beabsichtigten. Als sie ihre Observationen analysierten, entdeckten sie, dass der Stern nachweislich jeweils fünfmal vor und nach dem Durchlauf des Planeten kurzzeitig verschwunden war. Sie folgerten daraus, dass um den Planeten ein System von schmalen Ringen existieren musste.<ref name="Elliot1977" /><ref name="Elliot1977b">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Die fünf von ihnen beobachteten Okkultationsereignisse kennzeichneten sie in ihren Papieren mit den griechischen Buchstaben α, β, γ, δ und ε<ref name="Elliot1977" /> Diese Bezeichnung behielt man letztlich bis heute als Kennzeichnung für die Ringe bei. Später spürten sie vier weitere Ringe auf; einen zwischen den Ringen β und γ und drei innerhalb des α-Rings.<ref name="Nicholson1978">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Den ersten nannten sie η-Ring, die letzteren erhielten, entsprechend der Nummerierung der Okkultationsereignisse, die Bezeichnung Ring 4, 5 und 6.<ref name="Millis1978">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Nach den Saturnringen war es damit das zweite Ringsystem, das man innerhalb unseres Sonnensystems entdeckt hatte.<ref name="Esposito2002">L. W. Esposito: Planetary rings. In: Reports On Progress In Physics. Band 65, 2002, S. 1741–1783. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201</ref>
Als die Raumsonde Voyager 2 das Uranussystem im Jahre 1986 durchquerte, entstanden die ersten Bilddokumente, die die Ringe in der Draufsicht zeigten.<ref name="Smith1986">B. A. Smith, L. A. Soderblom, A. Beebe u. a.: Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results. In: Science. Band 233, 1986, S. 97–102. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. doi:10.1126/science.233.4759.43. PMID 17812889.</ref> Dabei wurden zwei weitere matte Ringe entdeckt, wodurch sich die Gesamtzahl der Ringe auf elf erhöhte.<ref name="Smith1986" /> In den Jahren 2003 bis 2005 konnte durch das Hubble-Weltraumteleskop dann ein weiteres, bisher nicht sichtbares Ringpaar aufgespürt werden, was nun zu der Anzahl von heute 13 bekannten Ringen führt.<ref name="Showalter2006" /> Durch die Entdeckung dieser Außenringe erhöhte sich der bis dahin bekannte Radius des Ringsystems nebenbei auch auf das Doppelte.<ref name="Showalter2006">Mark R. Showalter, Jack J. Lissauer: The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics. In: Science. Band 311, 2006, S. 973–977. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. doi:10.1126/science.1122882. PMID 16373533</ref> Die Bilder von Hubble brachten weiterhin zwei kleine Satelliten zum Vorschein, wobei einer von ihnen, der Mond Mab, sich seinen Orbit mit dem neu entdeckten, äußersten Ring teilt.<ref name="NASA2005">{{#if:|{{#iferror: {{#iferror:{{#invoke:Vorlage:FormatDate|Execute}}|}}| |}}}}{{#if:|{{{autor}}}: }}{{#if:|{{#if:NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus|[{{#invoke:Vorlage:Internetquelle|archivURL|1={{#invoke:URLutil|getNormalized|1={{{archiv-url}}}}}}} {{#invoke:Vorlage:Internetquelle|TitelFormat|titel=NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus}}]{{#if:| ({{{format}}})}}{{#if:| {{{titelerg}}}{{#invoke:Vorlage:Internetquelle|Endpunkt|titel={{{titelerg}}}}}}}}}|{{#if:http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/33/%7C{{#if:{{#invoke:TemplUtl%7Cfaculty%7C}}%7C{{#invoke:Vorlage:Internetquelle%7CTitelFormat%7Ctitel={{#invoke:WLink%7CgetEscapedTitle%7C1=NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus}}}}|[{{#invoke:URLutil|getNormalized|1=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/33/}} {{#invoke:Vorlage:Internetquelle|TitelFormat|titel={{#invoke:WLink|getEscapedTitle|1=NASA's Hubble Discovers New Rings and Moons Around Uranus}}}}]}}{{#if:| ({{{format}}}{{#if:Hubblesite2005{{#if: 2007-06-09 | {{#if:{{#invoke:TemplUtl|faculty|}}||1}}}}
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Grundsätzliche Eigenschaften
Wie bereits angeführt, besteht das Ringsystem des Uranus nach heutigem Wissenstand aus 13 eindeutig abgrenzbaren Ringen. Geordnet gemäß ihrem Abstand vom Planeten werden sie bezeichnet als 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν und μ <ref name="Showalter2006" /> Sie lassen sich dabei in drei Gruppen aufteilen:
- die neun schmalen Hauptringe (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), <ref name="Esposito2002" />
- die beiden Staubringe (1986U2R/ζ, λ) <ref name="Burns2001">J. A. Burns, D. P. Hamilton, M. R. Showalter: Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics. In: E. Grun, B. A. S. Gustafson, S. T. Dermott, H. Fechtig: Interplanetary Dust. Springer, Berlin 2001, S. 641–725.</ref>
- sowie die beiden Außenringe (μ, ν). <ref name="Showalter2006" /><ref name="Showalter2008b" />
Die Ringe des Uranus bestehen hauptsächlich aus makroskopischen Partikeln, die mit etwas Staub versetzt sind.<ref name="Ockert1987" /> So konnte beim 1986U2R/ζ-, η-, δ-, λ-, ν- und beim μ-Ring Staub nachgewiesen werden.<ref name="Burns2001" /><ref name="Showalter2006" /> Zusätzlich zu diesen bekannten Ringen können zwischen ihnen durchaus noch zahlreiche optisch dünne Staubbänder und weitere matte Ringe existieren.<ref name="Lane1986" /> Solche matten Ringe und Staubbänder können jedoch lediglich temporär bestehen oder sich aus einer Anzahl separater Bögen zusammensetzen, welche sich bisweilen bei Okkultationsbeobachtungen ausmachen lassen.<ref name="Lane1986" /> Einige von ihnen waren zum Beispiel im Jahre 2007 während eines besonderen astronomischen Ereignisses sichtbar, bei denen sich die Ringflächen, von der Erde aus betrachtet, mehrfach kreuzten.<ref name="dePater2007">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Auch auf den Fotos von Voyager 2, die bei einer geometrischen Vorwärtsstreuung<ref group="A">Vorwärtsgestreutes Licht ist ein Licht, das vom Aufnahmeobjekt mit einem kleinen Streuwinkel (nahe 180°) abgelenkt wird, d. h. die Lichtquelle befindet sich auf der dem Aufnahmegerät gerade gegenüberliegenden Seite.</ref> aufgenommen wurden, konnten zwischen den Ringen eine Reihe von Staubbändern ausgemacht werden.<ref name="Smith1986" /> Alle Ringe des Uranus zeigten weiterhin einige Helligkeitsvariationen, wenn man sie in einem azimutalen Winkel beobachtete.<ref name="Smith1986" />
Die Ringe bestehen jeweils aus extrem dunklen Substanzen. Die geometrische Albedo der Ringpartikel überschreitet dabei nie einen Wert von 5 bis 6 Prozent, während die sphärische Albedo sogar noch darunter, bei etwa 2 Prozent liegt.<ref name="Ockert1987">M. E. Ockert, J. N. Cuzzin, C. C. Porco, T. V. Johnson: Uranian ring photometry: Results from Voyager 2. In: J. of Geophys. Res. Band 92, 1987, S. 14, 969–14, 978. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}.</ref><ref name="Karkoshka1997">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Bei einem Phasenwinkel zwischen den Linien Sonne-Objekt und Beobachtungsposition-Objekt von nahezu Null zeigt sich eine deutliche Vergrößerung der Albedo der Ringpartikel, deren Wert hier deutlich ansteigt.<ref name="Ockert1987" /> Dies bedeutet, dass umgekehrt ihre Albedo weitaus geringer ist, wenn sie bereits geringfügig außerhalb des Oppositionsbereichs beobachtet werden. Die Ringe erscheinen leicht rot im ultravioletten und sichtbaren Teil des Spektrums und grau im Nahinfrarotbereich.<ref name="Baines1998">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Dabei weisen sie keine erkennbaren spezifischen Spektralcharakteristiken auf. Die chemische Zusammensetzung der Ringpartikel ist bis heute nicht bekannt. Es ist jedoch sicher, dass sie nicht aus reinem Eis wie die Ringe des Saturn bestehen können, da sie hierfür zu dunkel sind und sogar dunkler als die inneren Uranusmonde erscheinen.<ref name="Baines1998" /> Dies deutet darauf hin, dass sie möglicherweise aus einer Mischung aus Eis und dunklen Bestandteilen bestehen. Zwar ist die Beschaffenheit dieser Bestandteile unklar, es könnte sich jedoch um organische Verbindungen handeln, die durch geladene Teilchen, welche die Magnetosphäre des Uranus abstrahlt, erheblich verdunkelt werden. Es ist anzunehmen, dass die Ringpartikel aus stark bearbeiteten Brocken bestehen, welche zunächst Ähnlichkeiten zu der Beschaffenheit der inneren Monde aufweisen.<ref name="Baines1998" />
Insgesamt ist das Ringsystem des Uranus weder mit den matten staubigen Jupiterringen noch mit der breiten und komplexen Ringstruktur des Saturns vergleichbar, bei der einige Ringbänder aus sehr hellem Material und Eisbrocken bestehen.<ref name="Esposito2002" /> Gleichwohl besteht durchaus Ähnlichkeit zu einigen Teilen des letztgenannten Ringsystems. So sind zum Beispiel der ε-Ring wie auch der F-Ring des Saturn beide schmal, relativ dunkel und werden jeweils von einem Mondpaar behütet.<ref name="Esposito2002" /> Die neu entdeckten äußeren Ringe des Uranus besitzen wiederum übereinstimmende Eigenschaften zu den äußeren G- und E-Ringen des Saturn.<ref name="dePater2006b" /> So finden sich in den breiten Saturnringen ebenso schmale Ringel wie in den schmalen Ringen des Uranus.<ref name="Esposito2002" /> Zudem konnten Staubbänder zwischen den Hauptringen beobachtet werden, wie sie auch bei den Ringen des Jupiter vorkommen.<ref name="Burns2001" /> Im Kontrast dazu steht das Ringsystem des Neptuns, das zwar dem des Uranus ähnelt, aber weniger komplex, durchaus dunkler und staubhaltiger ist. Zudem sind die Neptunringe wesentlich weiter von ihrem Planeten positioniert.<ref name="Burns2001" />
Schmale Hauptringe
ε-Ring
Der ε-Ring ist der hellste und dichteste Abschnitt des Uranusringsystems. Er alleine ist für zwei Drittel des Lichtes verantwortlich, das insgesamt von den Ringen reflektiert wird.<ref name="Smith1986" /><ref name="Baines1998" /> Während seine Umlaufbahn die größte Exzentrizität aller Uranusringe aufweist und somit am wenigsten einer kreisähnlichen Bahn entspricht, besitzt er eine vernachlässigbare Bahnneigung.<ref name="Stone1986">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Aufgrund seiner Exzentrizität variiert im Verlauf seiner Umlaufbahn die Helligkeit, mit der er wahrgenommen wird. Die Strahlungsstärke des Rings ist nahe der Apsis am höchsten und in der Nähe der Periapsis am geringsten.<ref name="Karkoshka2001b" /> Das Helligkeitsverhältnis zwischen Maximum und Minimum liegt zwischen 2,5m und 3,0m.<ref name="Ockert1987" /> Diese Schwankungen stehen in Zusammenhang mit dem Wechsel der Ringweite, die zwischen 19,7 km an der Periapsis und 96,4 km an der Apoapsis reicht.<ref name="Karkoshka2001b" /> Daraus resultierend verringert sich die Beschattung zwischen den Partikeln an den Stellen, an denen sich der Ring weitet, weshalb umso mehr von ihnen sichtbar werden, was dann zu einem Anstieg der Helligkeit in diesen Abschnitten führt.<ref name="Karkoshka1997" /> Die Abweichungen der Ringweiten wurden anhand von Voyager 2-Aufnahmen vermessen, auf denen der ε-Ring Ring von den Kameras der Sonde mit nur einem weiteren aufgelöst wurde.<ref name="Smith1986" /> Der in dieser Art beobachtete Verlauf deutet darauf hin, dass der Ring nicht optisch dünn ist. Tatsächlich zeigen Okkultationsbeobachtungen, die sowohl von der Erde aus als auch von der Raumsonde durchgeführt wurden, dass die optische Tiefe<ref group="A">Die optische Tiefe τ eines Rings ist das Verhältnis des geometrischen Querschnitts der Ringpartikel zum Quadrat der Fläche des Rings. Der Wert von τ kann zwischen 0 und Unendlich liegen. Bei einem Wert zwischen 0 und 1 spricht man von einer optisch dünnen Schicht, Werte ab 1 zeichnen dagegen eine optisch dicke Schicht aus.</ref> zwischen 0,5 und 2,5 variiert,<ref name="1986Tyler" /><ref name="Karkoshka2001b" /> wobei sie nahe der Periapsis den größten Wert aufweist. Die äquivalente Tiefe<ref group="A">Die äquivalente Tiefe (ED) eines Rings ist definiert als das Integral der optischen Tiefe über den Ringquerschnitt. In anderen Worten: ED=∫τdr, wobei r der Radius ist.</ref> des ε-Rings beträgt etwa 47 km und ist entlang seiner Umlaufbahn nahezu gleichbleibend.<ref name="Karkoshka2001b">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref>
Der Wert der geometrischen Dicke des ε-Rings ist nicht exakt bekannt, obwohl der Ring sicherlich als sehr dünn angesehen werden kann. Einige Schätzungen gehen davon aus, dass seine Dicke weniger als 150 m beträgt.<ref name="Lane1986">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Trotz eines solch extrem geringen vertikalen Durchmessers besteht er dennoch aus mehreren verschiedenen Partikelschichten. Der ε-Ring ist tatsächlich eine übervolle Stätte an Objekten, deren Füllfaktor in der Nähe der Apoapsis von verschiedenen Quellen auf einen Wert zwischen 0,008 und 0,06 geschätzt wird,<ref name="Karkoshka2001b" /> was bedeutet, dass 0,8 bis 6 Prozent der Ringfläche von Festkörpern erfüllt ist. Die mittlere Größe der Ringpartikel liegt bei etwa 0,2 bis 20 m,<ref name="Lane1986" /> wobei der mittlere Abstand untereinander das 4,5-fache ihrer Radien beträgt.<ref name="Karkoshka2001b" /> Der Ring ist nahezu frei von interstellarem Staub, was vermutlich auf den aerodynamischen Widerstand zurückzuführen ist, der von der äußersten atmosphärischen Korona des Uranus ausgeübt wird.<ref name="dePater2006" /> Durch die rasiermesserdünne Beschaffenheit des ε-Rings wirkt er nahezu unsichtbar, wenn man auf seine „Kante“ blickt, was im Jahre 2007 während der Beobachtung einer Kreuzung der Ringebenen der Fall war.<ref name="dePater2007" />
Während eines Radio-Okkultation-Experimentes empfing die Raumsonde Voyager 2 ein fremdartiges Signal, das vom ε-Ring stammte.<ref name="1986Tyler">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Das Signal sah nach einem starken Anstieg der Vorwärtsstreuung aus, die bei einer Wellenlänge von 3,6 cm nahe der Apoapsis des Ringes auftrat. Solch starke Streuwinkel deuten auf die Existenz einer größeren zusammenhängenden Struktur hin. Dass der ε-Ring über eine solch feine Struktur verfügt konnte in der Folge auch bei verschiedenen folgenden Okkultationsbeobachtungen bestätigt werden.<ref name="Lane1986" /> Der Ring scheint aus einer Anzahl von matten und optisch dichten Ringeln zu bestehen, von denen sich wohl einige aus unvollständigen Bögen zusammensetzen.<ref name="Lane1986" />
Von dem ε-Ring ist zudem bekannt, dass er sowohl mit einem inneren wie auch mit einem äußeren Schäfermond in Verbindung steht, Cordelia und Ophelia.<ref name="Esposito1989" /> Die innere Umrandung des Rings befindet sich zu Cordelia in einer 24:25-Resonanz, der äußere Rand wiederum besitzt eine Bahnresonanz von 14:13 zu Ophelia.<ref name="Esposito1989" /> Die Massen der Monde müssen mindestens das Dreifache der Masse des Rings betragen, damit dieser wirksam in seiner Begrenzung gehalten werden kann.<ref name="Esposito2002" /> Die Masse des ε-Rings wird auf etwa 1016 kg geschätzt.<ref name="Esposito1989" /><ref name="Esposito2002" />
δ-Ring
Der δ-Ring hat eine kreisförmige Form und ist leicht geneigt.<ref name="Stone1986" /> Die scharfe Außenkante des δ-Rings besitzt dabei eine 23:22-Resonanz zu Cordelia.<ref name="Porco1987" /> In seiner optischen Tiefe und Breite zeigen sich signifikante, nicht erklärbare azimutale Abweichungen,<ref name="Lane1986" /> also uneinheitliche Werte, beobachtet man ihn entlang der Horizontalebene. Eine mögliche Erklärung hierfür ist, dass der Ring im Azimut eine wellenartige Struktur besitzt, die durch einen kleinen Mond in seinem Inneren verursacht wird.<ref name="Horn1988">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Daneben besteht der δ-Ring aus zwei Bestandteilen, einer schmalen optisch dünnen Komponente und einem breiten inneren Randstreifen, der nur eine geringe optische Tiefe aufweist.<ref name="Lane1986" /> Die Breite des schmalen Bereichs liegt bei 4,1…6,1 km und die äquivalente Tiefe beträgt etwa 2,2 km, was mit einer optischen Tiefe von 0,3…0,6 vergleichbar ist.<ref name="Karkoshka2001b" /> Die breite Ringkomponente besitzt hingegen eine Breite von 10…12 km und seine äquivalente Tiefe liegt bei nahezu 0,3 km, was auf eine ebenso geringe optische Tiefe von 3 · 10−2 hindeutet.<ref name="Karkoshka2001b" /><ref name="Holberg1987" /> Diese Angaben basieren jedoch nur auf Daten von Okkultationsbeobachtungen, da die Bilder von Voyager 2 den δ-Ring nicht detailliert genug aufzulösen vermochten.<ref name="Smith1986" /><ref name="Holberg1987" /> Bei Beobachtungen durch die Raumsonde im vorwärtsgestreuten Licht wirkt der δ-Ring relativ hell, was auf das Vorhandensein von Staub in seinem breiten Bereich hindeutet. Dieser breite Bereich ist auch geometrisch dicker als der schmale. Dieses Faktum wird unterstützt durch Beobachtungen der Ringebenenkreuzung aus dem Jahr 2007, als der δ-Ring an Helligkeit zunahm, was dem Verhalten eines gleichzeitig geometrischen dicken aber optische dünnen Ringes entspricht.<ref name="dePater2007" />
γ-Ring
Der γ-Ring ist als schmal, optisch tief und als leicht exzentrisch zu beschreiben.<ref name="Stone1986" /> Seine orbitale Neigung liegt bei nahezu Null. Die Weite des Rings variiert zwischen 3,6 und 4,7 km, obgleich seine äquivalente Tiefe gleichmäßig bei 3,3 km liegt.<ref name="Karkoshka2001b" /> Die optische Tiefe des γ-Rings beträgt zwischen 0,7 und 0,9. Während der Ringebenenkreuzung im Jahre 2007 verschwand der γ-Ring, was zu der Erkenntnis führt, dass er ebenso dünn wie der ε-Ring sein muss<ref name="Lane1986" /> und ebenso staubleer zu sein scheint.<ref name="dePater2007" /> Die signifikanten azimutal abweichenden Werte, die sich in der Breite und der optischen Tiefe des γ-Rings zeigen, gleichen ebenso den Eigenschaften des ε-Ring.<ref name="Lane1986" /> Der Mechanismus, der einen solch schmalen Ring in seinen Grenzen hält, ist bisher nicht erklärbar. Unabhängig davon konnte festgestellt werden, dass die scharfe innere Kante des γ-Rings in einer 6:5-Bahnresonanz zu Ophelia steht.<ref name="Porco1987">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref><ref name="French1988">Richard D. French, J. L. Elliot, Linda M. French u. a.: Uranian Ring Orbits from Earth-based and Voyager Occultation Observations. In: Icarus. Band 73, 1988, S. 349–478. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. doi:10.1016/0019-1035(88)90104-2.</ref>
η-Ring
Der η-Ring hat eine orbitale Exzentrizität und Neigung die praktisch bei Null liegt.<ref name="Stone1986" /> Wie der δ-Ring kann er in zwei Bereiche unterteilt werden, einer schmalen, optisch dichten Komponente und einem breiten äußeren Band von geringer optischer Tiefe.<ref name="Smith1986" /> Die Breite der schmalen Komponente beträgt 1,9…2,7 km und die äquivalente Tiefe hat eine Größe von etwa 0,42 km, was in Einklang zu einer optischen Tiefe von etwa 0,16…0,25 steht.<ref name="Karkoshka2001b" /> Der breite Bereich hat in seiner Weite eine Ausdehnung von etwa 40 km und seine äquivalente Tiefe liegt nahe bei 0,85 km, was auf eine geringe optische Tiefe von 2 · 10−2 hindeutet.<ref name="Karkoshka2001b" /> Diese konnte in dieser Art auch auf Bildern von Voyager 2 aufgelöst werden.<ref name="Smith1986" /> In vorwärtsgestreutem Licht erscheint der η-Ring hell, woraus sich das Vorhandensein einer nicht unerheblichen Menge an Staub innerhalb dieses Rings ableiten lässt, die wahrscheinlich vornehmlich in der breiten Komponente zu finden ist.<ref name="Smith1986" /> Dieser Teil des Rings ist geometrisch betrachtet viel dicker als die schmale Komponente. Dieser Schluss wird unterstützt durch die Beobachtungen während der Ringebenenkreuzung aus dem Jahr 2007, als sich ein Anstieg der Helligkeit bei dem η-Ring zeigte und dieser kurzzeitig zum zweithellsten Teil des Ringsystems wurde.<ref name="dePater2007" /> Dies steht in Übereinstimmung mit dem Verhalten eines geometrisch dicken aber gleichzeitig optisch dünnen Rings.<ref name="dePater2007" /> Wie die Mehrheit der anderen Ringe zeigt der η-Ring ebenso azimutale Abweichungen bei der Beobachtung der optischen Tiefe und Breite. An einigen Stellen kommt es sogar vor, dass die schmale Komponente komplett verschwindet.<ref name="Lane1986" />
α- und β-Ringe
Nach dem ε-Ring sind die α- und β-Ringe die nächst hellsten aller Uranusringe.<ref name="Ockert1987" /> Wie bereits der ε-Ring weisen sie einen gleichmäßigen Wechsel in ihrer Helligkeit und Breite auf.<ref name="Ockert1987" /> Ihr hellster und breitester Abschnitt liegt in einem Abstand von etwa 30° zur Apoapsis, während sich der dunkelste und schmalste Teil 30° von Periapsis entfernt befindet.<ref name="Smith1986" /><ref name="Gibbard2005">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Die α- und β-Ringe weisen eine beträchtliche Exzentrizität ihrer Umlaufbahnen und eine nicht zu vernachlässigbare Neigung auf.<ref name="Stone1986" /> Ihre Breiten liegen zwischen 4,8 und 10 km bzw. 6,1 und 11,4 km.<ref name="Karkoshka2001b" /> Die äquivalenten Tiefen betragen 3,29 km und 2,14 km, woraus sich eine optische Tiefe von 0,3 bis 0,7 bzw. von 0,2 bis 0,35 ableiten lässt. Während der Ringebenenkreuzung im Jahre 2007 verschwanden die Ringe, was darauf schließen lässt, dass sie wie der ε-Ring äußerst dünn und staubleer sind.<ref name="dePater2007" /> Bei demselben Ereignis entdeckte man einen dichten und optisch dünnen Streifen unmittelbar außerhalb des β-Rings, der bereits zuvor auf den Aufnahmen von Voyager 2 zu sehen gewesen war.<ref name="Smith1986" /> Die Massen der α- und β-Ringe werden jeweils auf etwa 5 · 1015 kg geschätzt, was etwa der Hälfte der Masse des ε-Rings entspricht.<ref name="Chiang2003">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref>
Ringe 6, 5 und 4
Die Ringe 6, 5 und 4 sind die innersten und dunkelsten der schmalen Uranusringe.<ref name="Ockert1987" /> Sie sind zudem die Ringe mit der größten Neigung. Auch die Ausprägung ihrer orbitalen Exzentrizität wird lediglich von der des ε-Rings übertroffen.<ref name="Stone1986" /> Ihre Neigungen (0,06°, 0,05° und 0,03°) waren für Voyager 2 groß genug, um ihre einzelnen Lagen, die sich auf 24…46 km ausbreiten, über der Äquatorialebene des Uranus auflösen zu können.<ref name="Smith1986" /> Die Ringe 6, 5 und 4 sind zudem die schmalsten Ringe des Planeten und besitzen Dicken von 1,6…2,2 km, 1,9…4,9 km und 2,4…4,4 km.<ref name="Smith1986" /><ref name="Karkoshka2001b" /> Ihre äquivalenten Tiefen liegen bei 0,41 km, 0,91 km und 0,71 km, was Werten bei der optischen Tiefe von 0,18…0,25, 0,18…0,48 und 0,16…0,3 entspricht.<ref name="Karkoshka2001b" /> Da sie sehr schmal und staubleer sind, waren sie während der Ringebenenkreuzung im Jahre 2007 überhaupt nicht sichtbar.<ref name="dePater2007" />
Staubringe
λ-Ring
Der λ-Ring war einer der beiden Ringe, die die Sonde Voyager 2 im Jahre 1986 entdeckte.<ref name="Stone1986" /> Er ist ein schmaler, matter Ring, der innerhalb des ε-Rings zwischen dessen innerem Rand und dem Schäfermond Cordelia positioniert ist.<ref name="Smith1986" /> Dabei sorgt der Mond dafür, dass innerhalb des λ-Rings ein staubloser Streifen entsteht. Bei einer Sicht in Rückstreuungslicht<ref group="A">Rückwärtsgestreutes Licht ist ein Licht, das von den Aufnahmeobjekten mit einem sehr großen Streuwinkel (Streuwinkel zwischen 0° und 90°) abgelenkt wird, d. h. die Lichtquelle befindet sich auf der gleichen Seite wie das Aufnahmegerät.</ref> erscheint der λ-Ring extrem schmal, zwischen 1 und 2 km und seine äquivalente Tiefe liegt zwischen 0,1 und 0,2 km bei einer Wellenlänge von 2,2 μm,<ref name="dePater2006" /> während die optische Tiefe einen Wert von 0,1 bis 0,2 erreicht.<ref name="Smith1986" /><ref name="Holberg1987">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Sie zeigt dabei eine starke Abhängigkeit von der Wellenlänge, was untypisch für das Ringsystem des Planeten ist. Die äquivalente Tiefe im ultravioletten Teil des Spektrums ist höher als 0,36 km, was erklärt, warum der λ-Ring ursprünglich von Voyager 2 nur bei einer stellaren Okkultation im UV-Bereich aufgespürt wurde.<ref name="Holberg1987" /> Mittels einer stellaren Okkultation konnte er jedoch erst im Jahre 1996 aufgespürt werden, hierbei ebenfalls bei einer Wellenlänge von 2,2 μm.<ref name="dePater2006" />
Die Erscheinung des λ-Rings änderte sich jedoch drastisch, als er 1986 in vorwärtsgestreutem Licht beobachtet wurde. In diesem Licht wurde der Ring zu dem hellsten Bestandteil des Uranusringsystems und überstrahlte sogar den ε-Ring.<ref name="Burns2001" /> Diese Beobachtungen im Zusammenspiel mit der Wellenlänge hängen ab von der optischen Tiefe und deuten darauf hin, dass der λ-Ring eine bedeutende Menge an kleinen Staubteilchen von wenigen Mikrometern Größe enthält.<ref name="Burns2001" /> Die optische Tiefe des Staubes bewegt sich dabei zwischen 10−4 und 10−3.<ref name="Ockert1987" /> Weitere Beobachtungen durch das Keck-Teleskop bestätigten während einer Ebenenkreuzung der Ringe im Jahr 2007 diesen Schluss, da der λ-Ring dabei erneut zu einem der hellsten Teile des Ringsystems wurde.<ref name="dePater2007" />
Detaillierte Analysen der Bilder von Voyager 2 brachten zudem azimutale Abweichungen bei der Helligkeit des λ-Rings zutage.<ref name="Ockert1987" /> Diese Variationen scheinen periodisch zu sein, ähnlich einer Stehenden Welle. Der Ursprung einer solchen feinen Struktur innerhalb des λ-Ring ist bis heute nicht verstanden.<ref name="Burns2001" />
1986U2R/ζ-Ring
Im Jahre 1986 brachte Voyager 2 eine breite und matte Lage von Körpern im Inneren von Ring 6 zum Vorschein.<ref name="Smith1986" /> Dieser als eigenständig identifizierte Ring erhielt vorübergehend die Bezeichnung 1986U2R. Er hatte eine optische Tiefe von 10−3 oder weniger und erschien extrem matt. Tatsächlich war er nur auf einem einzigen der von Voyager 2 geschossenen Fotos sichtbar.<ref name="Smith1986" /> Die Entfernung des Rings vom Uranusmittelpunkt betrug auf dieser Aufnahme zwischen 37.000 km und 39.500 km oder in anderen Worten ausgedrückt, er befand sich lediglich 12.000 km über dessen Wolken.<ref name="dePater2006">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Bis zu den Jahren 2003/2004 wurden keine weiteren Beobachtungen unternommen, dann entdeckte das Keck-Teleskop gerade innerhalb von Ring 6 erneut eine breite und matte Schicht von Körpern. Diesem als eigenständig identifizierten Ring gab man den Namen ζ-Ring.<ref name="dePater2006" /> Die Position des ζ-Rings unterscheidet sich deutlich von dem, was die Wissenschaftler im Jahre 1986 beobachteten. Er besitzt nun im Gegensatz zu dem damals entdeckten Ring 1986U2R einen Abstand vom Uranusmittelpunkt zwischen 37.850 km und 41.350 km. Zudem ist eine innenseitige, allmählich verblassende Ausdehnung erkennbar, die bis auf eine Abstandslinie von 32.600 km heranreicht.<ref name="dePater2006" />
Der ζ-Ring wurde erneut während der Ringebenenkreuzung im Jahr 2007 observiert, als er zu dem hellsten Teil des Ringsystems wurde und heller erstrahlte, als alle anderen Ringe zusammen.<ref name="dePater2007" /> Die äquivalente Tiefe dieses Rings wird mit knapp 1 km (0,6 km für die innenseitige Ausdehnung) angegeben, während die optische Tiefe wiederum geringer als 10−3 sein dürfte.<ref name="dePater2006" /> Einige Aspekte, die sich zwischen dem 1986U2R- und dem ζ-Ring unterscheiden, lassen sich möglicherweise durch die verschiedenen Beobachtungswinkel erklären, mit denen man deren Geometrie untersuchte. So wurden die Ringe bei den Observationen zwischen 2003 und 2007 in rückwärtiger Streugeometrie, 1986 hingegen in seitlicher Streugeometrie beobachtet.<ref name="dePater2006" /><ref name="dePater2007" /> Zudem kann nicht ausgeschlossen werden, dass sich während der vergangenen 20 Jahre Veränderungen ergeben haben, die sich in der Ausdehnung des den Ring beherrschenden Staubes niederschlugen.<ref name="dePater2007" />
Weitere Staubgürtel
Zusätzlich zu den Ringen 1986U2R/ζ und λ existieren innerhalb des Uranusringsystems weitere extrem matte Staubbänder.<ref name="Smith1986" /> Während einer Bedeckungsbeobachtung (Okkultation) sind diese unsichtbar, da sie eine vernachlässigbare optische Tiefe besitzen, obwohl sie in vorwärtsgestreutem Licht hell erscheinen.<ref name="Burns2001" /> Die Fotografien von Voyager 2, die in vorwärtsgestreutem Licht aufgenommen wurden, offenbarten so das Vorhandensein von hellen Staubbändern, die zwischen den λ- und δ-Ringen, zwischen den η- und β-Ringen, sowie zwischen dem α-Ring und Ring 4 existieren.<ref name="Smith1986" /> Viele dieser Bänder wurden bei Observationen mit dem Keck-Teleskop in den Jahren 2003 und 2004 und während der Ringebenenkreuzung im Jahre 2007 in rückwärtsgestreutem Licht wiederentdeckt, wobei sich ihre exakten Positionen und relativen Helligkeiten von den früheren Beobachtungen durch Voyager unterschieden.<ref name="dePater2006" /><ref name="dePater2007" /> Die optische Tiefe der Staubbänder liegt bei 10−5 oder darunter. Die Korngrößenverteilung der Staubpartikel fügen sich nach dem Potenzgesetz mit p = 2,5 ± 0,5.<ref name="Ockert1987" />
Das äußere Ringsystem
Zwischen 2003 und 2005 entdeckte das Hubble-Weltraumteleskop ein Paar von zuvor unbekannten Ringen, die heute als äußeres Ringsystem bezeichnet werden und die Anzahl der bekannten Ringe des Planeten auf 13 erhöhte.<ref name="Showalter2006" /> Diese Ringe wurden nachträglich mit den Bezeichnungen μ- und ν-Ringe versehen.<ref name="Showalter2008b">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Der μ-Ring ist der äußere der beiden. Er ist doppelt so weit vom Planeten entfernt, wie etwa der helle η-Ring.<ref name="Showalter2006" /> Die äußeren Ringe unterscheiden sich in vielen Aspekten von den inneren schmalen Ringen. Sie sind in ihrer Ausdehnung 17.000 km und 3.800 km breit und sehr matt. Die höchsten Werte der optischen Tiefen liegen bei 8,5 · 10−6 und 5,4 · 10−6. Die daraus resultierenden äquivalenten Tiefen werden mit 140 m und 12 m angesetzt. Die Ringe zeichnen sich zudem durch ein dreikantig ausstrahlendes Helligkeitsprofil aus.<ref name="Showalter2006" />
Die größte Helligkeit des μ-Rings liegt nahezu exakt auf der Umlaufbahn des kleinen Uranusmondes Mab, der mutmaßlich die Quelle der Ringpartikel ist.<ref name="Showalter2006" /><ref name="NASA2005" /> Der ν-Ring ist zwischen den Monden Portia und Rosalind positioniert, besitzt jedoch selbst keine eigenen Monde innerhalb seiner Bahnfläche.<ref name="Showalter2006" /> Eine Nachuntersuchung der Fotos, die Voyager 2 im vorwärtsgestreuten Licht aufgenommen hatte, offenbarte auch hier deutlich die μ- und ν-Ringe. In dieser Sicht erscheinen die Ringe wesentlich breiter, was darauf schließen lässt, dass sie sich aus vielen mikroskopisch kleinen Staubteilchen zusammensetzen.<ref name="Showalter2006" /> Die äußeren Ringe des Uranus sind den G- und E-Ringen des Saturns sehr ähnlich. So fehlt es dem G-Ring ebenfalls an beobachtbaren Ursprungskörpern, während der E-Ring extrem breit ist und Staub von seinem Beimond Enceladus empfängt.<ref name="Showalter2006" /><ref name="NASA2005" />
Der μ-Ring besteht vermutlich fast vollständig aus Staub ohne größere Partikel zu beinhalten. Diese Hypothese wird unterstützt von Beobachtungen durch das Keck-Teleskop, durch das der μ-Ring im Nahinfrarotbereich bei 2,2 μm, im Gegensatz zum ν-Ring, nicht auszumachen war.<ref name="dePater2006b">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> Dieses Fehlen bedeutet, dass der μ-Ring ist seiner Farbgebung blau erscheint, woraus sich schließen lässt, dass er hauptsächlich von sehr kleinen (wenige Mikrometer großen) Staubpartikeln beherrscht wird.<ref name="dePater2006b" /> Der Staub selbst wiederum besteht wohl aus Eis.<ref>{{#if:|{{#iferror: {{#iferror:{{#invoke:Vorlage:FormatDate|Execute}}|}}| |}}}}{{#if:Stephen Battersby|Stephen Battersby: }}{{#if:|{{#if:Blue ring of Uranus linked to sparkling ice|[{{#invoke:Vorlage:Internetquelle|archivURL|1={{#invoke:URLutil|getNormalized|1={{{archiv-url}}}}}}} {{#invoke:Vorlage:Internetquelle|TitelFormat|titel=Blue ring of Uranus linked to sparkling ice}}]{{#if:| ({{{format}}})}}{{#if:| {{{titelerg}}}{{#invoke:Vorlage:Internetquelle|Endpunkt|titel={{{titelerg}}}}}}}}}|{{#if:https://www.newscientist.com/article/dn8960-blue-ring-of-uranus-linked-to-sparkling-ice/%7C{{#if:{{#invoke:TemplUtl%7Cfaculty%7C}}%7C{{#invoke:Vorlage:Internetquelle%7CTitelFormat%7Ctitel={{#invoke:WLink%7CgetEscapedTitle%7C1=Blue ring of Uranus linked to sparkling ice}}}}|[{{#invoke:URLutil|getNormalized|1=https://www.newscientist.com/article/dn8960-blue-ring-of-uranus-linked-to-sparkling-ice/}} {{#invoke:Vorlage:Internetquelle|TitelFormat|titel={{#invoke:WLink|getEscapedTitle|1=Blue ring of Uranus linked to sparkling ice}}}}]}}{{#if:| ({{{format}}}{{#if:NewScientistSpace2006{{#if: 2019-09-07 | {{#if:{{#invoke:TemplUtl|faculty|}}||1}}}}
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Bewegung und Ursprung
Der Mechanismus, der auf die schmalen Uranusringe wirkt und sie in ihren Grenzen fixiert, ist unverstanden. Ohne einen solchen, der die Ringpartikel zusammenhält, müssten sich die Ringe sehr schnell in alle Richtungen ausbreiten und sich im Raum verteilen.<ref name="Esposito2002" /> Die Lebenszeit der Uranusringe ohne einen solchen Mechanismus müsste unterhalb von 1 Million Jahren liegen.<ref name="Esposito2002" /> Das am häufigsten zitierte Modell für eine solche Begrenzung, das von Goldreich und Tremaine<ref>{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref> vorgeschlagen wurde, geht davon aus, dass ein Paar naheliegender Monde, äußere oder innere Schäfermonde, mit ihrer Gravitation in einer Wechselwirkung zu einem Ring steht und für einen verstärkenden bzw. abschwächenden Drehimpuls bei den Ringpartikeln sorgt. Die Schäfermonde halten so die Partikel an ihrem Platz, während sie sich selbst langsam aber stetig von den Ringen entfernen.<ref name="Esposito2002" /> Um dabei wirksam sein zu können, muss die Masse der Beimonde die Masse der Ringe um mindestens den Faktor 2 oder besser 3 übertreffen. Dieser Mechanismus kann im Falle des ε-Ring beobachtet werden, auf den Cordelia und Ophelia als innere bzw. äußere Schäfermonde wirken.<ref name="Porco1987" /> Zudem ist Cordelia ein äußerer Schäfermond zum δ-Ring, während Ophelia als äußerer Beimond Einfluss auf den γ-Ring nimmt.<ref name="Porco1987" /> Dennoch konnte in der Nähe anderer Ringe bisher kein Mond ausgemacht werden, der größer als 10 km wäre.<ref name="Smith1986" /> Der momentane Abstand von Cordelia und Ophelia zu dem ε-Ring kann als Anhaltspunkt genommen werden, um hieraus das Alter der Ringe abzuschätzen. Die Berechnungen zeigen, dass der ε-Ring dabei nicht älter als 600 Millionen Jahre sein kann.<ref name="Esposito2002" /><ref name="Esposito1989">{{#invoke:Vorlage:Literatur|f}}</ref>
Da die Uranusringe sehr jung zu sein scheinen, ist es erforderlich, dass sie ständig durch Bruchstücke erneuert werden müssen, welche durch Kollisionen größerer Brocken entstehen.<ref name="Esposito2002" /> Die Abschätzung der Lebenszeit zeigt, dass sie kaum die Kollisionsreste eines einzelnen Mondes mit einer Größe von Puck sein können, dessen Lebenszeit einige wenige Milliarden Jahre währt. Die Lebenszeit eines kleineren Satelliten ist dagegen noch weitaus geringer.<ref name="Esposito2002" /> Hierfür müssten alle gegenwärtigen inneren Monde und Ringe das Endprodukt der Zerstörung von verschiedenen Satelliten sein, die in etwa die Größe von Puck besessen hatten und während der letzten viereinhalb Milliarden Jahre auseinandergebrochen waren.<ref name="Esposito1989" /> Jeder derartige Auseinanderbruch hätte dabei eine Kollisionskaskade ausgelöst, wodurch nahezu jeder größere Körper schnell in wesentlich kleinere Partikel einschließlich Staub zerbröselt wäre.<ref name="Esposito2002" /> Unter Umständen verloren sie den Hauptteil ihrer Masse und es blieben lediglich diejenigen Partikel in Position, die durch gegenseitige Resonanzen und Schäfermonde stabilisiert werden konnten. Das Endprodukt dieses Zerfalls würde schließlich die Entstehung eines schmalen Ringsystems erklären, wie es uns der Uranus präsentiert. Einige wenige Kleinstmonde müssen auch heute noch innerhalb der Ringe eingebettet sein. Die maximale Größe dieser Kleinstmonde liegt dabei wahrscheinlich bei nicht mehr als 10 km.<ref name="Esposito1989" />
Der Ursprung der Staubbänder ist hingegen weniger schwer zu erklären. Der Staub besitzt eine sehr kurze Lebenszeit im Bereich von 100 bis 1000 Jahren, erneuert sich aber fortlaufend durch Zusammenstöße zwischen größeren Ringpartikeln, Kleinstmonden und Meteoroiden von außerhalb des Uranussystems.<ref name="Burns2001" /><ref name="Esposito1989" /> Die Gürtel aus den ursprünglichen Kleinstmonden und Partikeln selbst sind unsichtbar, da sie nur eine geringe optische Tiefe besitzen, während der Staub sich erst in vorwärtsgestreutem Licht offenbart.<ref name="Esposito1989" /> Bei den schmalen Hauptringen und den Gürteln aus Kleinstmonden, die die Staubbänder entstehen lassen, geht man davon aus, dass sie sich in unterschiedliche Partikelgrößen verteilen. Die Hauptringe bestehen dabei mehrheitlich aus zentimetergroßen und zu einem geringeren Teil aus metergroßen Körpern. Eine solche Ausbreitung erweitert das mit Material durchsetzte und die Ringe umgebende Gebiet und führt zu einer großen optischen Dichte, die dann in rückwärtsgestreutem Licht beobachtet werden kann.<ref name="Esposito1989" /> Im Gegensatz dazu bestehen die Staubbänder aus relativ wenigen größeren Partikeln, woraus wiederum ihre geringe optische Tiefe resultiert.<ref name="Esposito1989" />
Erforschung
Als die Raumsonde Voyager 2 im Januar 1986 am Uranus vorbeiflog, begann die bisher gründlichste Untersuchung des Ringsystems.<ref name="Stone1986" /> Dabei entdeckte man auch zwei neue Ringe, λ und 1986U2R, die die Gesamtzahl der bis dahin bekannten Uranusringe auf elf erhöhte. Die Ringe wurden dabei anhand der Analysedaten von radiometrischen,<ref name="1986Tyler" /> ultravioletten<ref name="Holberg1987" /> und optischen Okkultation studiert.<ref name="Lane1986" /> Voyager 2 fotografierte die Ringe in verschiedenen Lagen relativ zur Sonne, erstellte Bilder im rückgestreuten, vorwärtsgestreuten und seitwärtsgestreuten Licht.<ref name="Smith1986" /> Die Analyse dieser Bilder erlaubten Ableitungen der gesamten Phasenfunktion, sowie der geometrischen und der Bond-Albedo der Ringpartikel.<ref name="Ockert1987" /> Auf den Bildern konnten zudem nachträglich zwei weitere Ringe, ε und η, ausgemacht werden, was die komplexe und feine Struktur des Ringsystems noch deutlicher zum Ausdruck bringt.<ref name="Smith1986" /> Weitere Analysen der Voyager-Fotos führten zu der Entdeckung von 10 inneren Uranusmonden, einschließlich der beiden Schäfermonde des ε-Rings, Cordelia und Ophelia.<ref name="Smith1986" />
Liste der Eigenschaften
Die nachfolgende Tabelle listet die Eigenschaften der Ringe des Uranus auf:
| Name | Radius (km) |
Breite (km) |
Äquivalente Tiefe (km) |
Optische Tiefe |
Exzentrizität (10−3) |
Neigung (") |
Anmerkungen<ref group="A">Die Radien der Ringe 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ und des ε-Rings entstammen u. a. Esposito, 2002. Die Breiten der Ringe 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ und des ε-Rings sind u. a. aus Karkoshka, 2001. Der Radius und die Breite des ζ- bzw. 1986U2R-Rings wurde u. a. entnommen aus de Pater, 2006. Die Breite des λ-Rings entstammt Holberg, 1987. Die Radien und Breiten der μ- und ν-Ringe wurde entnommen aus Showalter, 2006.</ref><ref group="A">Die äquivalente Tiefe des Rings 1986U2R ist ein Produkt seiner Breite und der optischen Tiefe. Die äquivalente Tiefe der Ringe 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ und des ε-Rings wurde entnommen aus Karkoshka, 2001. Die äquivalente Tiefe der λ- und ζ-, des μ- und ν-Rings wurden ermittelt durch die μEW-Werte aus Pater 2006 und de Pater, 2006b. Die μEW-Werte für diese Ringe wurden multipliziert mit dem Faktor 20, was sich aus einer angenommenen Albedo der Ringpartikel von 5 Prozent ergibt.</ref><ref group="A">Die optische Tiefe aller Ringe mit Ausnahme der Ringe 1986U2R, μ und ν wurden berechnet als Verhältnis der äquivalenten Tiefe zur Breite. Die optische Tiefe des Rings 1986U2R wurde aus de Smith, 1986 entnommen, die der μ- und ν-Ringe sind angegebene Spitzenwerte aus Showalter, 2006.</ref><ref group="A">Die Exzentrizität und Neigung der Ringe wurden entnommen u. a. aus Stone, 1986 und French, 1989.</ref> |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| ζc | 32.000... 37.850 | 3500 | 0,6 | ≈ 10−4 | ? | ? | innenseitige Ausdehnung des ζ-Rings |
| 1986U2R | 37.000... 39.500 | 2500 | ? | < 10−3 | ? | ? | matter Staubring |
| ζ | 37.850... 41.350 | 3500 | 1 | < 10−3 | ? | ? | |
| 6 | 41.837 | 1,6...2,2 | 0,41 | 0,18...0,25 | 1,0 | 223 | |
| 5 | 42.234 | 1,9...4,9 | 0,91 | 0,18...0,48 | 1,9 | 194 | |
| 4 | 42.570 | 2,4...4,4 | 0,71 | 0,16...0,30 | 1,1 | 115 | |
| α | 44.718 | 4,8...10,0 | 3,39 | 0,3...0,7 | 0,8 | 54 | |
| β | 45.661 | 6,1...11,4 | 2,14 | 0,20...0,35 | 0,4 | 18 | |
| η | 47.175 | 1,9...2,7 | 0,42 | 0,16...0,25 | 0 | 4 | |
| ηc | 47.176 | 40 | 0,85 | 2 · 10−2 | 0 | 4 | äußere breite Komponente des η-Rings |
| γ | 47.627 | 3,6...4,7 | 3,3 | 0,7...0,9 | 0,1 | 7 | |
| δc | 48.300 | 10...12 | 0,3 | 3 · 10−2 | 0 | 4 | innere breite Komponente des δ-Rings |
| δ | 48.300 | 4,1...6,1 | 2,2 | 0,3...0,6 | 0 | 4 | |
| λ | 50.023 | 1...2 | 0,2 | 0,1...0,2 | 0? | 0? | matter Staubring |
| ε | 51.149 | 19,7...96,4 | 47 | 0,5...2,5 | 7,9 | 0 | von Cordelia und Ophelia in seinen Grenzen gehalten |
| ν | 66.100... 69.900 | 3800 | 0,012 | 5,4 · 10−6 | ? | ? | zwischen Portia und Rosalind, größte Helligkeit bei 67300 km |
| μ | 86.000...103.000 | 17000 | 0,14 | 8,5 · 10−6 | ? | ? | bei Mab, größte Helligkeit bei 97700 km |
Anmerkungen
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Siehe auch
Weblinks
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| FEHLER: Ohne Category: angeben!}}}}Vorlage:Wikidata-Registrierung
- Uranus' Rings von NASA's Solar System Exploration
- Uranus Rings Fact Sheet
- Hubble entdeckt gigantische Ringe und neue Monde um den Uranus – Hubble Space Telescope news release (22. Dezember 2005)
Einzelnachweise
<references> <ref name="Elliot1977"> J. L. Elliot: {{#if:{{#iferror:{{#ifexpr:{{#switch: | R+ = abs | R- = -abs | Z = trunc | Z+ | N = abs trunc | Z- = -abs trunc}}(3051) = (3051) {{#if: | round ({{{3}}}) }} | 1 }} }}|{{#switch: {{#expr: 1 + floor(ln ({{#expr: 1 * 3051}}+ 0.5)/ln(10))}}| 1 =1 * 3051}}.html {{#if:The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt.|The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt.|International Astronomical Union Circular Nr. {{{1}}}}}| 2 =1 * 3051}}.html {{#if:The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt.|The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt.|International Astronomical Union Circular # Nr. {{#expr: 1 * 3051}}}}| 3 =100 * floor ({{#expr: 1 * 3051}}/100)}}/00{{#expr: 1 * 3051}}.html {{#if:The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt.|The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt.|International Astronomical Union Circular Nr. {{#expr: 1 * 3051}}}}| 4 = 100 * floor ({{#expr: 1 * 3051}}/100)}}/0{{#expr: 1 * 3051}}.html {{#if:The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt.|The Occultation of SAO – 15 86687 by the Uranian Satellite Belt.|International Astronomical Union Circular Nr. {{#expr: 1 * 3051}}}}}}{{#ifexpr: (3051 > 8999) and (3051 < 9100) or 3051 > 9199| (Zurzeit noch registrierpflichtiger Zugang)}}|Fehler bei der Verwendung von Vorlage:IAUC!}} </ref> </references>
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- Astronomisches Objekt (entdeckt 1977)
- Astronomisches Objekt im Sonnensystem