Bugün öğrendim ki: Satürn'ün halkalarının inanılmaz derecede ince olduğu ortaya çıktı. En geniş oldukları yer yaklaşık 1 km, en ince oldukları yer ise yaklaşık 10 metre kalınlığında. Genişlikleri ise Satürn ekvatorundan 7.000 km ila 80.000 km uzaklıkta yer alıyor.
Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir gezegenin en geniş ve karmaşık halka sistemine Satürn sahiptir. Halkalar, gezegenin etrafında yörüngede dönen parçacıklardan oluşur ve neredeyse tamamen su buzundan, kayalık malzemenin iz bir bileşeninden oluşur. Parçacıklar boyut olarak mikrometreden metreye kadar değişir.[1] Oluşumlarını kolaylaştıran mekanizma konusunda bir fikir birliği yoktur: kuramsal modeller kullanılarak yapılan araştırmalar, Güneş Sistemi'nin varlığının erken dönemlerinde oluştuklarını öne sürerken,[2] Cassini'den gelen yeni veriler daha yakın bir oluşum tarihini öne sürmektedir.[3] Eylül 2023'te gökbilimciler, Satürn halkalarının "birkaç yüz milyon yıl önce" iki uydunun çarpışmasından kaynaklanmış olabileceğini öne süren çalışmalar bildirdiler.[4][5]
Halkalardan yansıyan ışık Satürn'ün görünür parlaklığını artırsa da, çıplak gözle Dünya'dan görünmezler. 1610 yılında, teleskopla ilk gözlemlerinden bir yıl sonra, Galileo Galilei, Satürn halkalarını gözlemleyen ilk kişi oldu, ancak gerçek doğalarını anlayacak kadar iyi görememişti. 1655 yılında Christiaan Huygens, onları Satürn'ü çevreleyen bir disk olarak tanımlayan ilk kişi oldu.[6] Satürn halkalarının bir dizi küçük halkacıktan oluştuğu fikri Pierre-Simon Laplace'a kadar uzanır,[6] ancak gerçek boşluklar azdır – halkaları yoğunluk ve parlaklıkta eş merkezli yerel maksimum ve minimumlara sahip halka şeklinde bir disk olarak düşünmek daha doğrudur.[2]
Halkaların, parçacık yoğunluğunun keskin bir şekilde düştüğü çok sayıda boşluğu vardır: bunlardan ikisi içinde yerleşik bilinen uydular tarafından açılmış, diğerleri ise Satürn'ün uydularıyla bilinen istikrarsızlaştırıcı yörünge rezonanslarının yerlerinde bulunmaktadır. Diğer boşluklar açıklanamamıştır. Öte yandan, istikrarsızlaştırıcı rezonanslar, Titan Halkacığı ve G Halkası gibi birkaç halkın uzun ömürlülüğünden sorumludur. Ana halkaların çok ötesinde, Phoebe'den kaynaklandığı ve dolayısıyla retrograd yörünge hareketini paylaştığı düşünülen Phoebe halkası vardır. Satürn'ün yörünge düzlemiyle aynı hizadadır. Satürn'ün 27 derecelik bir eksen eğikliği vardır, bu nedenle bu halka, Satürn'ün ekvatorunun üzerinde dönen daha görünür halkalara göre 27 derecelik bir açıyla eğimlidir.
Tarih
[değiştir]
Erken gözlemler
[değiştir]
Galileo Galilei, 1610 yılında teleskobunu kullanarak Satürn halkalarını gözlemleyen ilk kişiydi, ancak bunları böyle tanımlayamadı. Toskana Dükü'ne yazdığı mektupta, "Satürn gezegeni yalnız değildir, ancak neredeyse birbirine değen ve birbirlerine göre asla hareket etmeyen veya değişmeyen üç gezegenden oluşmaktadır. Bunlar zodyak'a paralel bir çizgi üzerinde dizilmişlerdir ve ortadaki (Satürn'ün kendisi) yanal olanlardan yaklaşık üç kat daha büyüktür."[7] Ayrıca halkaları Satürn'ün "kulakları" olarak tanımlamıştır. 1612 yılında Dünya, halkaların düzlemini geçti ve halkalar görünmez oldu. Şaşıran Galileo, "Böyle şaşırtıcı, beklenmedik ve yeni bir durumda ne diyeceğimi bilmiyorum."[6] diye belirtmiştir. "Satürn çocuklarını yuttu mu?" diye düşünmüştür – Titan Satürn'ün, onları devirecekleri kehanetini önlemek için yavrularını yutması efsanesine atıfta bulunarak.[7][8] Halkalar 1613 yılında tekrar görünür hale geldiğinde daha da kafası karışmıştır.[6]
Erken dönem gökbilimciler, sonuçları yayınlanmaya hazır olmadan önce yeni keşifler üzerinde hak iddia etmek için bir tür taahhüt şeması olarak anogramlar kullandılar. Galileo, Satürn halkalarını keşfetmek için "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" anogramını Altissimum planetam tergeminum observavi ("En uzak gezegenin üçlü bir forma sahip olduğunu gözlemledim") için kullanmıştır.[9][10][11]
1657'de Christopher Wren, Londra'daki Gresham Koleji'nde Astronomi Profesörü oldu. Görünümünü açıklamak amacıyla yaklaşık 1652'den beri Satürn gezegeni üzerinde gözlemler yapıyordu. Hipotezi, gezegenin bir halkası olduğunu öne sürmeye yakın olduğu De corpore saturni'de yazılmıştır. Ancak Wren, halkının gezegenden bağımsız olup olmadığından veya fiziksel olarak ona bağlı olup olmadığından emin değildi. Wren'in hipotezi yayınlanmadan önce Christiaan Huygens, Satürn halkaları hakkındaki hipotezini sundu. Wren hemen bunun kendi hipotezinden daha iyi bir hipotez olduğunu fark etti ve De corpore saturni hiçbir zaman yayınlanmadı. Robert Hooke, Satürn halkalarının bir başka erken gözlemcisiydi ve halkalar üzerine gölgelerin düştüğünü kaydetti.[12]
Huygens'in halka hipotezi ve sonraki gelişmeler
[değiştir]
Christiaan Huygens, 1655 yılında babası Constantijn Huygens ile birlikte lensleri öğütmeye başladı ve kendi tasarladığı 43× güçlü bir kırınım teleskobu kullanarak Satürn'ü daha ayrıntılı olarak gözlemleyebildi. Satürn'ün gezegenden ayrı bir halka ile çevrili olduğunu öne süren ilk kişi oldu ve ünlü olarak "aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu" harf dizisini yayınladı.[13] Üç yıl sonra, bunun Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato ("[Satürn] ekliptiğe eğimli, hiçbir yerde [gezegenin gövdesine] değmeyen ince, düz bir halka ile çevrilidir") anlamına geldiğini açıkladı.[14][6][15] Ayrıca Satürn'ün uydusu Titan'ın keşfini ve Güneş Sistemi boyutlarının ilk net taslağını da içeren Systema Saturnium (1659) adlı kitabında halka hipotezini yayınladı.[16]
1675 yılında Giovanni Domenico Cassini, Satürn'ün halkasının aralarında boşluklar bulunan birden fazla küçük halkadan oluştuğunu belirledi; bu boşlukların en büyüğü daha sonra Cassini Bölümü olarak adlandırıldı. Bu bölüm, A halkası ve B halkası arasında 4.800 kilometre genişliğinde (3.000 mil) bir bölgedir.[18]
1787 yılında Pierre-Simon Laplace, düzgün bir katı halkın kararsız olacağını kanıtladı ve halkaların çok sayıda katı halkacıktan oluştuğunu öne sürdü.[19][6][20]
1859 yılında James Clerk Maxwell, düzgün olmayan bir katı halkın, katı halkaların veya sürekli bir akışkan halkın da kararlı olmayacağını gösterdi ve halkaların hepsi bağımsız olarak Satürn'ün yörüngesinde dönen çok sayıda küçük parçacıktan oluşması gerektiğini belirtti.[21][20] Daha sonra Sofia Kovalevskaya da Satürn halkalarının sıvı halka şeklinde cisimler olamayacağını bulmuştur.[22][23] 1895 yılında Allegheny Gözlemevi'nden James Keeler ve Pulkovo Gözlemevi'nden Aristarkh Belopolsky tarafından bağımsız olarak yürütülen halkaların spektroskopik çalışmaları, Maxwell'in analizinin doğru olduğunu göstermiştir.[24][25]
Dört robotik uzay aracı, gezegenin yakınından Satürn'ün halkalarını gözlemlemiştir. Pioneer 11'in Satürn'e en yakın yaklaşımı, Eylül 1979'da 20.900 km (13.000 mil) mesafede gerçekleşmiştir.[26] Pioneer 11, F halkasının keşfinden sorumludur.[26] Voyager 1'in en yakın yaklaşımı, Kasım 1980'de 64.200 km (39.900 mil) mesafede gerçekleşmiştir.[27] Arızalı bir fotopolarimetre, Voyager 1'in Satürn'ün halkalarını planlanan çözünürlükte gözlemlemesini engelledi; yine de, uzay aracından gelen görüntüler halka sisteminin benzeri görülmemiş ayrıntılarını sağladı ve G halkasının varlığını ortaya çıkardı.[28] Voyager 2'nin en yakın yaklaşımı, Ağustos 1981'de 41.000 km (25.000 mil) mesafede gerçekleşmiştir.[27] Voyager 2'nin çalışan fotopolarimetresi, halka sistemini Voyager 1'den daha yüksek çözünürlükte gözlemlemesine ve böylece daha önce görülmemiş birçok halkacık keşfetmesine olanak sağlamıştır.[29] Cassini uzay aracı Temmuz 2004'te Satürn'ün yörüngesine girmiştir. Cassini'nin halkalar hakkındaki görüntüleri bugüne kadarki en ayrıntılı görüntülerdir ve daha fazla halkacığın keşfinden sorumludur.[31]
Halkalar, keşfedildikleri sıraya göre alfabetik olarak adlandırılmıştır:[32] 1675'te Giovanni Domenico Cassini tarafından A ve B, 1850'de William Cranch Bond ve oğlu George Phillips Bond tarafından C, 1933'te Nikolai Barabashov ve Boris Semeykin [uk] tarafından D, 1967'de Walter A. Feibelman tarafından E, 1979'da Pioneer 11 tarafından F ve 1980'de Voyager 1 tarafından G. Ana halkalar, gezegenden dışarı doğru çalışırken, Cassini Bölümü, en büyük boşluk, B ve A Halkaları'nı ayırır. Daha yakın zamanlarda birkaç daha soluk halka keşfedildi. D Halkası son derece soluktur ve gezegene en yakındır. Dar F Halkası, A Halkasının hemen dışındadır. Bunun ötesinde G ve E adlı iki çok daha soluk halka vardır. Halkalar, her ölçekte muazzam bir yapı göstermektedir, bazıları Satürn'ün uyduları tarafından yapılan bozulmalarla ilgilidir, ancak çoğu açıklanamamıştır.[32]
Eylül 2023'te gökbilimciler, Satürn halkalarının "birkaç yüz milyon yıl önce" iki uydunun çarpışmasından kaynaklanmış olabileceğini öne süren çalışmalar bildirdiler.[5][4]
Satürn'ün eksen eğikliği
[değiştir]
Satürn'ün eksen eğikliği 26,7°'dir, yani görünür olanlar ekvator düzlemini işgal eden halkaların çok çeşitli görünümleri, farklı zamanlarda Dünya'dan elde edilir.[33] Dünya, her 13 ila 15 yılda bir, yaklaşık her yarım Satürn yılında halka düzlemini geçer ve her bir böyle durumda tek veya üç geçişin gerçekleşme olasılığı yaklaşık olarak eşittir. En son halka düzlemi geçişleri 22 Mayıs 1995, 10 Ağustos 1995, 11 Şubat 1996, 4 Eylül 2009 ve 23 Mart 2025 tarihlerinde gerçekleşmiştir; gelecek olaylar 15 Ekim 2038, 1 Nisan 2039 ve 9 Temmuz 2039 tarihlerinde gerçekleşecektir. Elverişli halka düzlemi geçişi izleme fırsatları (Satürn Güneş'e yakın değilse) yalnızca üçlü geçişlerde gelir.[34][35][36]
Satürn'ün ekinoksları, Güneş halka düzlemini geçtiğinde, eşit aralıklarla yerleştirilmez. Güneş, Satürn'ün güneş merkezli boylamı 173,6 derece olduğunda (örneğin, 11 Ağustos 2009), Satürn Aslan'dan Başak'a geçtiği zamana yakın halka düzlemini güneyden kuzeye geçer. 15,7 yıl sonra Satürn'ün boylamı 353,6 dereceye ulaşır ve Güneş halka düzleminin güney tarafına geçer. Her yörüngede Güneş, 15,7 Dünya yılı boyunca halka düzleminin kuzeyinde, ardından 13,7 yıl boyunca düzlemin güneyinde bulunur.[a] Kuzeyden güneye geçiş tarihleri arasında 19 Kasım 1995 ve 6 Mayıs 2025 bulunurken, güneyden kuzeye geçişler 11 Ağustos 2009 ve 23 Ocak 2039 tarihlerinde gerçekleşmiştir.[38] Bir ekinoks çevresindeki dönemde çoğu halkaların aydınlatılması büyük ölçüde azalır ve halka düzlemine uymayan özellikleri vurgulayan benzersiz gözlemler mümkün olur.[39]
Fiziksel özellikler
[değiştir]
Yoğun ana halkalar, yarıçapı 60.300 km (37.500 mil) olan Satürn'ün ekvatorundan 7.000 km (4.300 mil) ila 80.000 km (50.000 mil) uzağa kadar uzanır (bkz. Ana alt bölümler). Tahmini yerel kalınlığı sadece 10 metre (32' 10") kadar az ve 1 km (1093 yarda) kadar çok olan[41] halkalar, %99,9 oranında saf su buzundan ve tolinin veya silikatların da aralarında olabileceği az miktarda safsızlıktan oluşur.[42] Ana halkalar esas olarak 10 m'den küçük parçacıklardan oluşmaktadır.[43]
Cassini, halkalar ve bulut tepeleri arasından geçen son yörünge setleri sırasında kütleçekimsel etkileri aracılığıyla halka sisteminin kütlesini doğrudan ölçmüş ve 1,54 (± 0,49) × 1019 kg veya 0,41 ± 0,13 Mimas kütlesi değeri elde etmiştir.[3] Bu, Dünya'nın tüm Antarktika buz tabakasının kütlesinin yaklaşık üçte ikisidir ve Dünya'nın yüzey alanından 80 kat daha büyük bir yüzey alanına yayılmıştır.[44][45] Tahmin, Cassini'nin A, B ve C halkalarındaki yoğunluk dalgalarının gözlemlerinden elde edilen 0,40 Mimas kütlesi değerine yakındır.[3] Satürn'ün toplam kütlesinin küçük bir bölümüdür (yaklaşık 0,25 ppb). A ve B halkalarındaki yoğunluk dalgalarının ve optik derinlik profilinin önceki Voyager gözlemleri yaklaşık 0,75 Mimas kütlesi değeri vermişti,[46] daha sonraki gözlemler ve bilgisayar modellemesi bunun bir küçümseme olduğunu öne sürmüştür.[47]
Cassini Bölümü ve Encke Boşluğu gibi halkalardaki en büyük boşluklar Dünya'dan görülebilse de, Voyager uzay aracı halkaların binlerce ince boşluk ve halkacıktan oluşan karmaşık bir yapıya sahip olduğunu keşfetti. Bu yapının, çeşitli şekillerde, Satürn'ün birçok uydusunun kütleçekimsel çekiminden kaynaklandığı düşünülmektedir. Bazı boşluklar Pan gibi küçük uyducuklar tarafından temizlenmiştir,[48] bunlardan daha birçoklarının keşfedilebileceği düşünülmekte ve bazı halkacıklar, Prometheus ve Pandora'nın F halkasını korumasına benzer şekilde, küçük çoban uydularının kütleçekimsel etkileriyle korunuyormuş gibi görünmektedir. Diğer boşluklar, boşluktaki parçacıkların yörünge periyodu ile daha dışarıda bulunan daha büyük kütleli bir uydu arasında rezonanslardan kaynaklanmaktadır; Mimas bu şekilde Cassini Bölümünü korur.[49] Halkalardaki daha fazla yapı, iç uyduların daha az yıkıcı rezonanslarda periyodik kütleçekimsel bozulmaları tarafından yükseltilen spiral dalgalardan oluşur.[alıntı gerekli] Cassini uzay aracından gelen veriler, Satürn halkalarının, gezegenin kendisinden bağımsız olarak kendi atmosferine sahip olduğunu göstermektedir. Atmosfer, Güneş'ten gelen ultraviyole ışık halkalardaki su buzuyla etkileştiğinde üretilen moleküler oksijen gazından (O2) oluşur. Su molekülü parçaları arasındaki kimyasal reaksiyonlar ve daha fazla ultraviyole uyarımı, diğer şeylerin yanı sıra O2 oluşturur ve dışarı atar. Bu atmosferin modellerine göre, H2 de mevcuttur. O2 ve H2 atmosferleri o kadar seyrektir ki, tüm atmosfer bir şekilde halkalara yoğunlaştırılmış olsaydı, yaklaşık bir atom kalınlığında olurdu.[50] Halkaların ayrıca benzer şekilde seyrek bir OH (hidroksit) atmosferi vardır. O2 gibi, bu atmosfer de su moleküllerinin parçalanmasıyla üretilir, ancak bu durumda parçalanma, Satürn'ün uydusu Enceladus tarafından fırlatılan su moleküllerini bombalayan enerjik iyonlar tarafından yapılır. Bu atmosfer, son derece seyrek olmasına rağmen, Hubble Uzay Teleskobu tarafından Dünya'dan tespit edilmiştir.[51] Satürn parlaklığında karmaşık desenler gösterir.[52] Değişkenliğin çoğu, halkaların değişen görünümünden kaynaklanır[53][54] ve bu her yörüngede iki döngüden geçer. Ancak, bunun üzerine gezegenin yörüngesinin dış merkezliliğinden kaynaklanan bir değişkenlik bindirilmiştir; bu da gezegenin kuzey yarımkürede güney yarımküreden daha parlak karşılaşmalar sergilemesine neden olur.[55]
1980 yılında Voyager 1, F halkasının karmaşık bir yapıda örülmüş gibi görünen üç dar halkadan oluştuğunu gösteren Satürn'ün yakınından geçti; artık dış iki halkanın, daha az parlak üçüncü halkanın içlerinde uzanmasıyla birlikte, örme yanılsamasını veren düğümler, kıvrımlar ve topaklar içerdiği bilinmektedir.[alıntı gerekli]
NASA'nın Cassini uzay aracı tarafından 11 Ağustos 2009 ekinoksu çevresinde çekilen halkaların yeni görüntüleri, halkaların bazı yerlerde nominal halka düzleminin önemli ölçüde dışına uzandığını göstermiştir. Bu yer değiştirme, boşluğu yaratan uydu Daphnis'in düzlem dışı yörüngesi nedeniyle, Keeler Boşluğunun sınırında 4 km (2,5 mil) kadar ulaşmaktadır.[56]
Ana halkaların oluşumu ve evrimi
[değiştir]
Satürn'ün halkalarının yaşı hakkındaki tahminler, kullanılan yaklaşım bağlı olarak büyük farklılıklar göstermektedir. Çok eski, Satürn'ün kendisinin oluşumuna kadar uzanan olabilecekleri düşünülmüştür. Bununla birlikte, Cassini'den gelen veriler, son 100 milyon yılda oluştuklarını ve bu nedenle 10 milyon ila 100 milyon yıl arasında olabileceklerini göstermektedir.[3][57] Bu yakın tarihli köken senaryosu, halkaların dinamik evriminin yeni, düşük kütle tahmini modellemesine ve zamanla halka kararmasının oranının tahminine beslenen gezegenlerarası toz akışının ölçümlerine dayanmaktadır.[3] Halkalar sürekli olarak malzeme kaybederken, geçmişte şimdikinden daha büyük kütleliydiler.[3] Kütle tahmini tek başına çok teşhis edici değildir, çünkü Güneş Sistemi tarihinin erken dönemlerinde oluşan yüksek kütleli halkalar şu ana kadar ölçülen kütleye yakın bir kütleye evrimleşmiş olurlardı.[3] Mevcut tükenme oranlarına göre, 300 milyon yılda kaybolabilirler.[58][59]
Satürn'ün iç halkalarının kökeniyle ilgili iki ana hipotez vardır. 19. yüzyılda Édouard Roche tarafından orijinal olarak öne sürülen bir hipotez, halkaların bir zamanlar Satürn'ün uydusu (Roma mitolojisinde bir kuyuya saklanan bir tanrıça olan Veritas adını taşıyan) olduğudur. Hipoteze göre, uydunun yörüngesi bozulmuş ve gelgit kuvvetleri tarafından parçalanacak kadar yaklaşana kadar devam etmiştir (bkz. Roche limiti).[60] 2022 yılında yapılan sayısal simülasyonlar bu hipotezi desteklemektedir; bu çalışmanın yazarları yok edilen uydu için "Chrysalis" adını önerdiler.[61] Bu hipotezin bir varyasyonu, bu uydunun büyük bir kuyruklu yıldız veya asteroit tarafından vurulduktan sonra parçalandığıdır.[62] İkinci hipotez, halkaların hiçbir zaman bir uydunun parçası olmadığı, bunun yerine Satürn'ün oluştuğu orijinal bulutsu malzemesinden arta kalanlardır.[alıntı gerekli]
Bozulan-uydu hipotezinin daha geleneksel bir versiyonu, halkaların çapı 400 ila 600 km (200 ila 400 mil) olan, Mimas'tan biraz daha büyük bir uydunun kalıntılarından oluştuğudur. Büyük bir uydunun bozulmasına neden olmak için yeterince büyük çarpışmaların son zamanı, yaklaşık dört milyar yıl önce Geç Ağır Bombardıman dönemiydi.[63]
R. M. Canup'ın bu tür hipotezlerin daha yeni bir varyantı, halkaların, Satürn hala gazlı bir bulutsuyla çevriliyken oluşum döneminde gezegene doğru spirallerken dış katmanından arındırılmış çok daha büyük, Titan büyüklüğünde, farklılaşmış bir uydunun buzlu örtüsünün kalıntılarının bir kısmını temsil edebileceğidir.[64][65] Bu, halkalar içindeki kayalık malzemenin kıtlığını açıklayacaktır. Halkalar başlangıçta şimdikinden çok daha büyük kütleli (≈1.000 kat) ve daha geniş olurdu; halkaların dış kısımlarındaki malzeme, Satürn'e en yakın olanlar olan Satürn'ün en içteki uydularına, Tethys'e kadar birleşirdi ve bu uyduların çoğunun bileşiminde kayalık malzemenin olmamasını da açıklar.[65] Enceladus'un, bu uydulardan birinin, sonraki çarpışma veya kriyovolkanik evrimi, bu uydudan seçici buz kaybına neden olmuş ve yoğunluğunu mevcut 1,61 g/cm3 değerine çıkarmış olabilir; bu, Mimas için 1,15 ve Tethys için 0,97 değerleriyle karşılaştırıldığında.[65]
Büyük erken halkalar fikri daha sonra Satürn'ün Rhea'ya kadar olan uydularının oluşumunu açıklamak için genişletilmiştir.[66] İlk büyük halkalar kayalık malzeme parçaları ( >100 km; 60 mil çapında) ve buz içeriyorsa, bu silikat gövdeleri daha fazla buz biriktirecek ve kütleçekimsel etkileşimler nedeniyle halkalardan dışarı atılacak ve Satürn ile gelgit etkileşimi giderek daha geniş yörüngelere taşınacaktır. Roche limitinin içinde, kayalık malzeme gövdeleri ek malzeme biriktirmek için yeterince yoğundur, oysa daha az yoğun buz gövdeleri değildir. Halkaların dışına çıktıktan sonra, yeni oluşan uydular rastgele birleşmeler yoluyla gelişmeye devam edebilirler. Bu süreç, Satürn'ün uydularının silikat içeriğindeki varyasyonu ve Satürn'e daha yakın olanlarda daha az silikat içeriği eğilimini açıklayabilir. Rhea, o zaman ilkel halkalardan oluşan uyduların en eskisi olurdu, Satürn'e daha yakın olan uydular giderek daha genç olurdu.[66]
Satürn'ün halkalarındaki su buzunun parlaklığı ve saflığı da, halkaların Satürn'den çok daha genç olduğuna dair kanıt olarak gösterilmiştir,[57] çünkü meteorik tozun düşmesi halkaların kararmasına yol açardı. Ancak, yeni araştırmalar, B Halkasının düşen malzemeyi seyreltebilecek kadar büyük kütleli olabileceğini ve böylece Güneş Sisteminin yaşı boyunca önemli bir kararmadan kaçındığını göstermektedir. Halka malzemesi, halkaların içinden kümeler olarak geri dönüştürülebilir ve daha sonra darbelerle bozulabilir. Bu, halkaların içindeki bazı materyallerin görünüşte gençliğini açıklayacaktır.[67] C halkasının yakın tarihli bir kökenini gösteren kanıtlar, Cassini Titan Radar Haritayı'ndan gelen verileri analiz eden ve bu halkadaki kayalık silikatların oranını analiz etmeye odaklanan araştırmacılar tarafından toplanmıştır. Bu malzemenin çoğu yakın zamanda bozulmuş bir centaur veya uydu tarafından sağlanmışsa, bu halkın yaşı 100 milyon yıl veya daha az olabilir. Öte yandan, malzeme esas olarak mikrometeoroid akışından geliyorsa, yaş bir milyara daha yakın olacaktır.[68]
Larry Esposito liderliğindeki Cassini UVIS ekibi, F halkasının içinde 27 metre (89') ila 10 km (6 mil) arasında değişen 13 nesneyi yıldız okültasyonu kullanarak keşfetti. Saydamdırlar, bu da birkaç metre çapında buz kayalarının geçici agregaları olduklarını göstermektedir. Esposito, bunun Satürn halkalarının temel yapısı, birbirine yığılan parçacıklar, daha sonra parçalanıyor olduğunu düşünüyor.[69]
Satürn'e düşme oranlarına dayalı araştırma, yüz milyonlarca yıllık daha genç bir halka sistemi yaşını desteklemektedir. Halka malzemesi sürekli olarak Satürn'e doğru spiral halinde aşağı doğru düşmektedir; bu düşme ne kadar hızlı olursa, halka sisteminin ömrü o kadar kısa olur. Bir mekanizma, gezegenin manyetik alan çizgileri boyunca halkalardan elektrik yüklü su buzu tanelerinin çekim gücünün çekmesini içerir, buna 'halka yağmuru' denir. Bu akış hızı, yer tabanlı Keck teleskop gözlemleri kullanılarak 432–2870 kg/s olarak çıkarılmıştır; sadece bu sürecin bir sonucu olarak halkalar ~ 292+818
−124 milyon yılda yok olacaktır.[70] Eylül 2017'de halkalar ve gezegen arasındaki boşluktan geçerken, Cassini uzay aracı halkalardan gezegene 4.800–44.000 kg/s'lik şarj nötr malzeme eşitsiz akışı tespit etmiştir.[71] Bu akış oranının istikrarlı olduğunu varsayarsak, sürekli 'halka yağmuru' işlemine eklemek, halkaların 100 milyon yıldan daha kısa bir sürede yok olabileceği anlamına gelir.[70][72]
Halkaların içindeki alt bölümler ve yapılar
[değiştir]
Satürn halka sisteminin en yoğun kısımları, Cassini Bölümü (1675'te Giovanni Domenico Cassini tarafından keşfedildi) tarafından ayrılmış olan A ve B Halkalarıdır. 1850'de keşfedilen ve Cassini Bölümü'ne benzer karakterde olan C Halkası ile birlikte, bu bölgeler ana halkaları oluşturur. Ana halkalar daha yoğundur ve seyrek tozlu halkalardan daha büyük parçacıklar içerir. İkincisi, Satürn'ün bulut tepelerine doğru uzanan D Halkası, G ve E Halkaları ve ana halka sisteminin ötesinde diğerleri içerir. Bu difüz halkalar, parçacıklarının küçük boyutu nedeniyle ("tozlu" olarak nitelendirilir (genellikle yaklaşık 1 μm); kimyasal bileşimleri, ana halkalar gibi, neredeyse tamamen su buzudur. A Halkasının hemen dışındaki dar F Halkası, kategorize edilmesi daha zordur; bazı kısımları çok yoğundur, ancak aynı zamanda çok miktarda toz büyüklüğünde parçacık içerir.
Halkaların fiziksel parametreleri
[değiştir]
Ana alt bölümler
[değiştir]
Adı[b] Satürn'ün merkezinden uzaklık (km)[c] Genişlik (km)[c] Kalınlık (m) Notlar D Halkası 66.900 –76.517 7.500 <30 Pierre Geurin (1967) tarafından tahmin edildi, Pioneer 11 (1979) tarafından doğrulandı[76] C Halkası 74.658 – 92.000 17.500 5 1850 yılında William ve George Bond tarafından keşfedildi[77] B Halkası 92.000 –117.580 25.500 5-15 1610 yılında Galileo Galilei tarafından, A halkasıyla birlikte keşfedildi. 1655'te Huygens tarafından halka yapısı ortaya çıkarıldı[6] Cassini Bölümü 117.580 –122.170 4.700 1676'da Giovanni Cassini tarafından keşfedildi[78] A Halkası 122.170 –136.775 14.600 10-30 1610 yılında Galileo Galilei tarafından, B halkasıyla birlikte keşfedildi. 1655'te Huygens tarafından halka yapısı ortaya çıkarıldı[6] Roche Bölümü 136.775 – 139.380 2.600 F Halkası ile sınırlanmıştır (Pioneer 11 keşfi - 1979), uzay aracının ardından Édouard Roche (2007) adını almıştır[79] F Halkası 140.180[d] 30 – 500 Pioneer 11 (1979) tarafından keşfedildi[80][81] Janus/Epimetheus Halkası[e] 149.000 – 154.000 5.000 Janus ve Epimetheus G Halkası 166.000 –175.000 9.000 İlk olarak Voyager 1 (1980) tarafından görüntülendi[28] Methone Halkası Yayı[e] 194.230 ? Methone Anthe Halkası Yayı[e] 197.665 ? Anthe Pallene Halkası[e] 211.000 – 213.500 2.500 Pallene E Halkası 180.000 – 480.000 300.000 >2000 km 1907'de Georges Fournier tarafından gözlemlendi; 1980'de Walter Feibelman tarafından doğrulandı[6][82] Phoebe Halkası ~4.000.000 – >13.000.000 9.900.000 –12.800.000[83] 2.330.000 km Phoebe uydusundaki darbelerden fırlatılan malzemenin birleşiminden oluşur; 2009'da Anne Verbiscer, Michael Skrutskie ve Douglas Hamilton tarafından keşfedildi[83][84][85]
C Halkası yapıları
[değiştir]
Adı[b] Satürn'ün merkezinden uzaklık (km)[c][d] Genişlik (km)[c] Adını aldığı Colombo Boşluğu 77.870 150 Giuseppe "Bepi" Colombo Titan Halkacığı 77.870 25 Satürn'ün uydusu Titan Maxwell Boşluğu 87.491 270 James Clerk Maxwell Maxwell Halkacığı 87.491 64 James Clerk Maxwell Bond Boşluğu 88.700 30 William Cranch Bond ve George Phillips Bond 1.470RS Halkacığı 88.716 16 yarıçapı 1.495RS Halkacığı 90.171 62 yarıçapı Dawes Boşluğu 90.210 20 William Rutter Dawes
Cassini Bölümü yapıları
[değiştir]
Kaynak:[86]
Adı[b] Satürn'ün merkezinden uzaklık (km)[c][d] Genişlik (km)[c] Adını aldığı Huygens Boşluğu 117.680 285–400 Christiaan Huygens Huygens Halkacığı 117.848 ~17 Christiaan Huygens Herschel Boşluğu 118.234 102 William Herschel Russell Boşluğu 118.614 33 Henry Norris Russell Jeffreys Boşluğu 118.950 38 Harold Jeffreys Kuiper Boşluğu 119.405 3 Gerard Kuiper Laplace Boşluğu 119.967 238 Pierre-Simon Laplace Bessel Boşluğu 120.241 10 Friedrich Bessel Barnard Boşluğu 120.312 13 Edward Emerson Barnard
A Halkası yapıları
[değiştir]
Adı[b] Satürn'ün merkezinden uzaklık (km)[c][d] Genişlik (km)[c] Adını aldığı Encke Boşluğu 133.589 325 Johann Encke Keeler Boşluğu 136.505 35 James Keeler
D Halkası
[değiştir]
D Halkası en içteki halkadır ve çok soluktur. 1980 yılında Voyager 1, bu halkada D73, D72 ve D68 olarak adlandırılan üç halkacık tespit etti; D68, Satürn'e en yakın ayrık halkacıktır. Yaklaşık 25 yıl sonra, Cassini görüntüleri D72'nin önemli ölçüde genişlediğini ve daha difüz hale geldiğini ve 200 km (100 mil) gezegene doğru hareket ettiğini gösterdi.[87]
D Halkasında, aralıklı 30 km (20 mil) dalgalara sahip ince ölçekli bir yapı bulunur. İlk olarak C Halkası ve D73 arasındaki boşlukta görülen[87] yapı, Satürn'ün 2009 ekinoksu sırasında D Halkası'ndan B Halkası'nın iç kenarına kadar 19