Warum verklumpen die Ringe des Saturn nicht zu Monden?

Es gibt ein paar Dinge, die die Ringe des Saturn ungefähr so ​​halten, wie sie sind.

Erstens "regnet" Saturns D-Ring derzeit tatsächlich auf Saturn herunter. Aber das Phänomen der Schäfermonde verhindert, dass die überwiegende Mehrheit der Materie die anderen Ringe verlässt: „Die Schwerkraft der Schäfermonde dient dazu, eine scharf definierte Kante zum Ring aufrechtzuerhalten; Material, das näher an die Umlaufbahn des Schäfermonds driftet, wird entweder zurück abgelenkt der Körper des Rings, der aus dem System ausgestoßen oder auf dem Mond selbst angesammelt wurde. (Zitat aus Wikipedia )

Abgesehen davon bewegt sich die Mehrzahl der Teilchen innerhalb des Ringsystems fast nicht auf Saturn zu oder von ihm weg; keine Bewegung in Richtung des Planeten verhindert, dass sie verloren gehen.

Zweitens können sich die Ringe des Saturn nicht zu „vollwertigen“ Monden zusammenballen, aber sie können sich zu kleinen Monden mit einem Durchmesser von mehreren hundert Metern bis zu einigen Kilometern zusammenballen. Bei der letzten Zählung waren, glaube ich, über 200 gefunden worden, und sie stammen auch aus numerischen Simulationen.

Jenseits dieser größeren kleinen Monde bilden sich mit großer Häufigkeit quasi-stabile Klumpen und Ansammlungen von Ringteilchen, je weiter man sich vom Saturn entfernt. Diese Partikelcluster ändern ständig ihre Größe, tauschen Material usw. aus, und daher haben sie keine Zeit, fest und kohäsiv zu werden.

Das kommt in die Idee der Roche Limit und Hill Spheres . Die Grundidee des Roche-Limits ist, dass je näher Sie an einem massiven Objekt sind, desto mehr Gezeitenkräfte werden Sie auseinanderreißen (oder Sie von Anfang an daran hindern, sich zu bilden). Hügelkugeln sind verwandt, wo die Idee ist, an welchem ​​​​Punkt Sie gravitativ an das eine oder andere Objekt gebunden sind. Wenn Sie sich in der Sphäre des Saturnhügels befinden und nicht in der Sphäre eines Mondhügels, werden Sie zu Saturn gezogen. Bei beiden Konzepten müssen Sie einen Mond haben, der sich weiter von Saturn entfernt bildet, als seine Ringe jetzt sind, um tatsächlich stabil zu sein.

Sie können die Auswirkungen davon sehen, indem Sie sich dynamische N-Körper-Simulationen der Ringe ansehen. Das war meine Recherche für anderthalb Jahre, und sie gipfelte in über hundert Simulationen, von denen ich viele verfilmte und dann auf einer meiner persönlichen Websites veröffentlichte . Wenn Sie dorthin gehen, scrollen Sie nach unten und sehen Sie sich eine der C-Ring-Simulationen, B-Ring-Simulationen und A-Ring-Simulationen an (Achtung – die Filme sind ein bisschen groß). Sie sollten solche mit einem großen τ-Wert und ρ von 0,85 wählen, da diese die Verklumpung besser zeigen.

Was Sie sehen werden, ist, dass im C-Ring fast keine Verklumpung auftritt. Gehen Sie weiter vom Saturn in den B-Ring und Sie werden sehen, wie ein Spinnennetz aus Strängen von Partikelklumpen entsteht. Wenn Sie dann zum weiter entfernten A-Ring gehen, werden die Stränge stärker in Cluster fragmentiert. (Hinweis zu den Filmen: Der „L“-Wert neben jedem gibt an, wie groß die Simulationszelle auf einer Seite ist, in Metern. Sie betrachten also nur einen SEHR kleinen Bereich des Rings. Er ist so eingestellt, dass die Mitte der Zelle bewegt sich nicht, also könnte man sich vorstellen, dass das Ganze um den Saturn kreist.)

Die Ringe sind zu nah am Planeten.

Es gibt eine bestimmte Entfernung von Planeten, die Roche -Grenze genannt wird . Außerhalb dieser Grenze können sich Monde bilden, aber im Inneren sind die Gezeitenkräfte so groß, dass sie verhindern, dass sich Partikel unter ihrer eigenen Schwerkraft zu Monden formen. Zum Beispiel befindet sich unser Mond außerhalb der Roche-Grenze der Erde. Die Ringe des Saturn befinden sich dagegen im Inneren.