Keywan di nav hemî gerstêrkên Pergala Rojê de xwedî Pergala Doreza ya herî berfireh û Tevlihev e. Van dorezan ji parçeyên rêgehî pêk tên, ku mezinahiya wan ji mîkrometreyan heta çend metreyan diguhere, û bi piranî ji Qeşa avê, bi tevlîheviyek piçûk ji pêkhateyên kevirî, hatine çêkirin.
Keywan xwedî Pergala Doreza ya herî berfireh û Tevlihev e di nav hemî gerstêrkên Pergala Rojê de. Dorez ji parçeyên ku li dora gerstêrkê di Rêgehê de ne pêk tên, mezinahiya wan ji mîkrometreyan heta metreyan diguhere, û hema hema bi tevahî ji Qeşa avê, bi hêmanek şopî ya madeya kevirî, hatine çêkirin.
Her çend ronîdariya dorezan ronahiya Keywanê ya tê dîtin zêde dike jî, ew bêyî alîkariya teleskopê ji Dinyayê nayên dîtin. Di sala 1610an de, piştî Çavdêrî kirina wî ya destpêkê bi teleskopê, Galileo Galilei bû yekem kesê ku dorezên Keywanê Çavdêrî kir; Lê belê, dîtina wî têra zelal nebû ku morfolojiya wan a rastîn diyar bike. Heta sala 1655an, Christiaan Huygens bi duristî wan wekî dîskek cûda ku li dora Keywanê ye wesif kir. Çarçoveya teorîk a ku dibêje dorezên Keywanê ji gelek dorezên piçûk pêk tên, ji Pierre-Simon Laplace re tê veqetandin.
Pergala Doreza gelek dabeşkirinan nîşan dide ku bi kêmkirinek girîng di Tîrbûna parçeyan de têne diyar kirin. Du valahiyên wusa ji hêla heyvên bicîbûyî ve têne parastin, dema ku gelekên din bi cihên rezonansên rêgehî yên bêîstîqrar ên sazkirî bi peykên Keywanê yên cihêreng re têkildar in. Lê belê, koka valahiyên din hîn bi tevahî nehatine fêm kirin. Berovajî, rezonansên îstîqrar beşdarî domandina çend dorezan dikin, di nav de Doreza Tîtan û Doreza G. Gelek wêdetir ji Pergala Doreza ya sereke, Doreza Phoebe heye, ku tê fikirîn ku ji heyva Phoebe derketiye û wekî encam Rêgeha xwe ya rêgehî ya paşverû parve dike. Ev dorez bi balafira rêgehî ya Keywanê re hevrû ye. Ji ber Xwarbûna Tewereyê ya Keywanê ya 27 pileyî, Doreza Phoebe bi heman rengî 27 pile xwar e li gorî dorezên berbiçavtir ên ku li ser balafira ekvatorî ya Keywanê ne.
Serdema rastîn a çêbûna dorezan wekî kirdeyeke nîqaşên berdewam dimîne: modelkirina teorîk di destpêkê de çêbûnek zû di nav Dîroka Pergala Rojê de nîşan da, dema ku Daneyên nûtir ên ku ji Cassini hatine bidestxistin tarîxek çêbûnê ya pir derengtir pêşniyar dikin.
Pêşniyareke Dîrokî
Çavdêrî kirinên Destpêkê
Di sala 1610an de, Galileo Galilei bû yekemîn kesê ku bi teleskopa xwe çavdêrî dorezên Keywanê kir, her çend wî cewhera wan bi durustî nas nekir. Wî ji Dûkê Toskanayê re ragihand ku "Gerstêrka Keywan ne bi tenê ye, lê ji sêyan pêk tê, ku hema hema dest didin hev û qet nelivin û naguhere li hember hev. Ew di xêzeke paralelî zodyakê de hatine rêzkirin, û ya navîn (Keywan bi xwe) bi qasî sê qatan ji yên alî mezintir e." Wî herwiha bi awayekî gelêrî navê dorezan kir "guhên Keywanê." Di sala 1612an de, derbasbûna Dinyayê di balafira dorezan re ew kirin nayên dîtin, û bû sedema şîroveya Galileo ya şaşmayî: "Ez nizanim di rewşeke wisa sosret, nedîtî û nû de çi bibêjim." Wî texmîn kir, "Ma Keywanê zarokên xwe daqurtandiye?"—referansek ji xwarina zarokên Tîtanê mîtolojîk Keywan ji bo ku pêxemberiyek li ser hilweşîna wî nehêle. Tevliheviya wî zêdetir bû dema ku dorez di sala 1613an de ji nû ve xuya bûn.
Stêrnasên pêşeng pir caran anagram bikar anîn wek rêbazek ji bo îdîakirina pêşîniyê ji bo vedîtinên nû berî weşandina fermî ya dîtinên xwe. Mînak, Galileo anagrama "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" bikar anî da ku Altissimum planetam tergeminum observavi ("Min çavdêrî kir ku gerstêrka herî dûr xwedî formek sêalî ye") nîşan bide, bi vî awayî çavdêriya xwe ya dorezên Keywanê îdîa kir.
Di sala 1657an de, Christopher Wren wek Profesorê Astronomiyê li Koleja Gresham, London, hat tayînkirin. Ji dora sala 1652an ve, wî çavdêriyên Keywanê kiribûn bi armanca zelalkirina xuyabûna wê ya taybet. Hîpoteza wî ya pêşniyarkirî, ku di De corpore saturni de hatibû belgekirin, hema hema hebûna dorezeke gerstêrkê pêşniyar kir. Lêbelê, Wren ne ewle ma ka ev dorez ji gerstêrkê bi awayekî gravîtasyonî cuda ye an jî bi awayekî fîzîkî pê ve girêdayî ye. Berî weşandina hîpoteza Wren, Christiaan Huygens teoriya xwe pêş xist derbarê dorezên Keywanê de. Wren tavilê qebûl kir ku formulasyona Huygens ji ya wî çêtir e, û ev yek bû sedema tepisandina daîmî ya De corpore saturni. Robert Hooke jî beşdarî çavdêriyên destpêkê yên dorezên Keywanê bû, bi taybetî sîwanên ku li ser wan dihatin avêtin belge kir.
Hîpoteza Dorezê ya Huygens û Pêşketinên Paşîn
Di sala 1655an de, Christiaan Huygens, bi hevkariya bavê xwe Constantijn Huygens, dest bi qelandina rojikan kir, ku ev yek jê re rê da ku teleskopek şikestinê ya bi hêza 43x çêbike. Ev amûrê hanê rê li ber çavdêriyên Keywanê yên berfireh û bêhempa vekir. Huygens yekem kes bû ku pêşniyar kir ku Keywan ji hêla dorezek ve hatibû dorpêçkirin ku ji gerstêrkê bi xwe cuda bû. Di destpêkê de, wî ev vedîtin bi rengekî nepenî weşand, wê wekî rêzika tîpan "aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu" pêşkêş kir. Sê sal şûnda, wî eşkere kir ku van tîpan hevoka Latînî Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato şîfre kiribûn, ku tê wateya: "[Keywan] ji hêla dorezek tenik, rût, ku tu carî dest nade [laşê gerstêrkê], ber bi eklîptîkê ve xwar e." Hîpoteza wî ya dorezê ya berfireh, ligel vedîtina wî ya heyva Keywanê, Tîtan, û destnîşankirina rastîn a destpêkê ya pîvanên Pergala Rojê, paşê di sala 1659an de di Systema Saturnium de hate weşandin.
Giovanni Domenico Cassini, di sala 1675an de, piştrast kir ku Pergala Doreza Keywanê ji gelek dorezên piçûktir pêk tê ku ji hêla valahiyên zelal ve ji hev cuda bûne. Ya herî berbiçav ji van valahiyan paşê wekî Valahiya Cassini hate binavkirin. Ev valahiya taybetî firehiya wê 4,800 kîlometre (3,000 mîl) ye û di navbera Doreza A û Doreza B de cih digire.
Pierre-Simon Laplace di sala 1787an de nîşan da ku dorezek hişk a yekreng dê bi xwezayî bêîstîqrar be. Wekî encam, wî pêşniyar kir ku dorezên Keywanê li şûna wê ji gelek dorezên hişk ên piçûk pêk hatine.
James Clerk Maxwell, di sala 1859an de, nîşan da ku ne dorezek hişk a ne-yekreng, ne dorezên hişk ên piçûk, ne jî dorezek şilayî ya domdar nikare îstîqrarê biparêze. Ev yek bû sedem ku ew bigihîje encamê ku Pergala Doreza divê ji bêhejmar perçeyên piçûk pêk were, ku her yek ji wan bi serê xwe li dora Keywanê dizivire. Paşê, lêkolîna Sofia Kovalevskaya ev yek bêtir piştrast kir û destnîşan kir ku dorezên Keywanê nikarin wekî pêkhateyên şilayî, dorezî hebin. Lêkolînên spektroskopîk ên serbixwe yên ku di sala 1895an de ji hêla James Keeler li Çavdêrxaneya Allegheny û Aristarkh Belopolsky li Çavdêrxaneya Pulkovo ve hatin kirin, paşê rastbûna analîza teorîkî ya Maxwell piştrast kirin.
Çar keştiyên asmanî yên robotîk ji nêzîk ve li gerstêrkê Çavdêrîyên dorezên Keywanê kirine. Nêzîkbûna herî zêde ya Pioneer 11' bi Keywanê re di îlona 1979an de, bi dûrahiya 20,900 kîlometreyan (13,000 mîl) pêk hat. Vedîtina doreza F ji vê mîsyonê re tê veqetandin. Piştre, nêzîkbûna herî zêde ya Voyager 1' di mijdara 1980an de, bi dûrahiya 64,200 kîlometreyan (39,900 mîl) çêbû. Her çend fotopolarîmeterek xirabûyî Voyager 1 ji gihîştina Çareseriyê ya armanckirî ji bo Çavdêrîyên dorezan asteng kir jî, wêneyên keştiya asmanî dîsa jî hûrguliyên bêhempa yên Pergala Doreza peyda kirin û doreza G eşkere kirin. Firîna Nêz a herî zêde ya Voyager 2' di tebaxa 1981an de, bi dûrahiya 41,000 kîlometreyan (25,000 mîl) pêk hat. Bi fotopolarîmeterek karîger ve hatî stendin, Voyager 2' karî Pergala Doreza bi Çareseriyek bilindtir li gorî Voyager 1 Çavdêrî bike, ku bû sedema nasîna gelek dorezên piçûk ên berê nehatibûn Çavdêrîkirin. Keştiya Asmanî ya Cassini di tîrmeha 2004an de mîsyona xwe ya orbîtal li dora Keywanê dest pê kir. Heta niha, wêneyên dorezan ên Cassini's Çavdêrîyên herî tevlihev temsîl dikin, û berpirsiyar in ji nasîna dorezên piçûk ên din.
Dorezên Keywanê li gorî rêza vedîtina wan bi rêza alfabeyê têne destnîşankirin: Dorezên A û B di sala 1675an de ji aliyê Giovanni Domenico Cassini ve hatin nasîn; Doreza C di sala 1850an de ji aliyê William Cranch Bond û George Phillips Bond ve; Doreza D di sala 1933an de ji aliyê Nikolai Barabashov û Boris Semeykin ve; Doreza E di sala 1967an de ji aliyê Walter A. Feibelman ve; Doreza F di sala 1979an de ji aliyê Pioneer 11 ve; û Doreza G di sala 1980an de ji aliyê Voyager 1 ve. Ber bi derve ji gerstêrkê ve diçin, dorezên sereke C, B, û A ne, digel Valahiya Cassini, ku valahiya herî mezin e, dorezên B û A ji hev vediqetîne. Gelek dorezên kêmtir berbiçav di van demên dawî de hatine nasîn. Doreza D, ku pir qels e, herî nêzî gerstêrkê ye. Doreza F ya zirav tavilê Wêdetirî Doreza A ye. Hê bêtir li derve dorezên G û E yên Bi awayekî girîng qelstir hene. Tevahiya Pergala Doreza tevliheviyek mezin a avahiyan li ser hemî pîvanan nîşan dide, hin ji wan ji ber tevliheviyên gravîtasyonî yên ji heyvên Keywanê ne, lê beşek Bi awayekî girîng nehatiye ravekirin.
Çavdêrî
Xwarbûna Tewereyê ya Keywanê ya 26.7° piştrast dike ku perspektîfên cihêreng ên dorezên wê yên xuya, ku balafira wê ya ekvatorî dagir dikin, di demên cihêreng de ji Dinyayê têne peyda kirin. Dinya Nêzîkî her 13 heta 15 salan carekê balafira dorezan derbas dike, ku Nêzîkî nîvê sala Keywanê ye, bi îhtîmalên Nêzîkî wekhev ku derbasbûnek yekane an sêalî Di dema her Bûyerek wusa de pêk were. Derbasbûnên balafira dorezan ên herî dawî di 22ê Gulana 1995an, 10ê Tebaxa 1995an, 11ê Sibata 1996an, 4ê Îlona 2009an, û 23ê Adara 2025an de pêk hatin; Bûyerên pêşerojê ji bo 15ê Cotmeha 2038an, 1ê Nîsana 2039an, û 9ê Tîrmeha 2039an hatine plansaz kirin. Demên Çavdêrîyê yên herî baş ji bo derbasbûnên balafira dorezan, bi taybetî dema Keywan ne nêzîkî Rojê be, bi taybetî bi Bûyerên derbasbûna sêalî ve girêdayî ne.
Wekheviyên Şev û Rojê yên Keywanê, ku bi derbasbûna Rojê di balafira zengilê re têne pênasekirin, di navberên yekgirtî de çênabin. Rêgeha Rojê ya ji başûr ber bi bakur ve di ser balafira zengilê re, bi Dirêjiya helîosentrîk a Keywanê re hevaheng e ku digihîje 173.6 pileyan, ev Bûyer mînaka wê di 11ê Tebaxa 2009an de çêbû, ku nêzîkî derbasbûna Keywanê ji Koma Stêrkan a Şêr ber bi Koma Stêrkan a Keçikê ve ye. Piştre, piştî navberek 15.7 salan, Dirêjiya Keywanê digihîje 353.6 pileyan, di wê demê de Roj ber bi aliyê başûrê balafira zengilê ve derbas dibe. Di nav her Çerxa Rêgehê de, Roj ji bo 15.7 salên Dinyayê li bakurê balafira zengilê dimîne, li dû wê jî serdemek 13.7-salî li başûrê balafirê tê. Dîrokên derbasbûnên ji bakur ber bi başûr ve 19ê Mijdara 1995an û 6ê Gulana 2025an digirin nav xwe, dema ku derbasbûnên ji başûr ber bi bakur ve di 11ê Tebaxa 2009an û 23ê Çileya Paşîn a 2039an de çêbûn. Di dema dora Wekheviya Şev û Rojê de, ronahiya piraniya zengilan Bi awayekî girîng kêm dibe, bi vî awayî çavdêriyên taybetmendî yên ku balê dikişînin ser avahiyên ji balafira zengilê dûr dikevin, gengaz dike.
Keywan nimûneyên tevlihev ên Guhertoyiya Ronahîdar nîşan dide. Çavkaniya sereke ya vê guhertoyiyê ji aliyê pêşveçûyî yê zengilan tê, ku di her Rêgehekê de du Çerxên temam derbas dike. Herwiha, qatek din a guhertoyiyê ji ber Eksantrîsîteya Rêgeha Gerstêrkê çêdibe, ku di encamê de dema ji Nîvkada bakur tê dîtin, dijberiyên bêtir Ronahîdar li gorî Nîvkada başûr çêdibin.
Taybetmendiyên Giştî
Zengilên sereke yên qelew, ji 7,000 km (4,300 mi) heta 80,000 km (50,000 mi) Wêdetirî Ekvatora Keywanê, ku xwedî tîreya 60,300 km (37,500 mi) ye, dirêj dibin. Stûrahiya wan a herêmî ya texmînkirî ji kêmtirîn 10 metreyan (32' 10") heta herî zêde 1 km (1093 yard) diguhere. Van zengilan bi giranî ji %99.9 Qeşa ava paqij pêk tên, ku bi qirêjiyên piçûk ên ku dibe ku tholîn an sîlîkat bin, hatine tevlihevkirin. Parçeyên pêkhatî yên zengilên sereke bi giranî ji 10 metreyan kêmtir in.
Mîsyona Cassini bi rasterast girseya pergala doreza bi rêya bandora xwe ya gravîtasyonî di dema qonaxa rêgehê ya dawîn de, ku rêgehên di navbera dorezan û serê ewran de dihewand, destnîşan kir. Ev yek nirxek girseyê ya 1.54 (± 0.49) × 1019 kg da, ku wekî 0.41 ± 0.13 girseyên Mimasê ye. Ev girse nêzîkî du-sêyemînê girseya tevahî ya qeşaya Antarktîkê ya Dinyayê ye, ku li ser rûxareke heştê caran ji ya Dinyayê mezintir belav bûye. Ev texmîn bi nirxa 0.40 girseyên Mimasê re, ku ji çavdêriyên Cassini yên pêlên tîrbûnê di nav dorezên A, B, û C de hatibû bidestxistin, pir li hev tê. Ev yek, ku nêzîkî 0.25 perçeyên per mîlyarî temsîl dike, beşek piçûk ji girseya giştî ya Keywanê pêk tîne. Çavdêriyên berê yên Voyager, ku pêlên tîrbûnê di dorezên A û B de û profîlek kûrahiya optîkî bikar anîbûn, girseyek nêzîkî 0.75 girseyên Mimasê destnîşan kiribûn; lê belê, çavdêriyên paşîn û modelkirina hesabkerî destnîşan kirin ku ev hejmar kêm-texmînek bû.
Dema ku valahiyên dorezan ên berbiçav, di nav de Valahiya Cassini û Valahiya Encke, ji Dinyayê ve têne dîtin, keştiya asmanî ya Voyager avahiyeke dorezan a Tevlihev ku ji hezaran valahiyên zirav û dorezên piçûk pêk tê, eşkere kir. Tê texmînkirin ku ev mîmarîya Tevlihev ji bandora gravîtasyonî ya gelek heyvên Keywanê derketiye, ku bi rêya mekanîzmayên cûrbecûr xwe nîşan dide. Hin valahî ji hêla derbasbûna heyvokên piçûk ve, wekî Pan, têne paqijkirin, bi potansiyela gelek vedîtinên din; di heman demê de, hin dorezên piçûk xuya dikin ku ji hêla têkiliyên gravîtasyonî yên peykên şivan ên piçûk ve têne domandin, mîna rolên Prometheus û Pandora di parastina doreza F de. Valahiyên din ji têkiliyên rezonansê yên di navbera demên rêgehê yên perçeyên di nav valahiyê de û yên heyvên Dûr, Mezin de derdikevin; Mimas, mînakî, Valahiya Cassini bi rêya vê mekanîzmayê diparêze. Herwiha, pergala doreza pêlên spiral nîşan dide, ku ji hêla tevliheviyên gravîtasyonî yên periyodîk ên heyvên hundirîn li cihên rezonansê yên kêmtir têkder têne çêkirin.
Çavdêriyên ji sondaya fezayê ya Cassini eşkere kirin ku zengilên Keywanê atmosferake serbixwe diparêzin, ku ji ya gerstêrkê cuda ye. Ev atmosfer bi giranî ji gaza oksîjenê ya molekulî (O2) pêk tê, ku bi têkiliya ronahiya ultraviyole ya rojê bi qeşa avê ya di nav zengilan de çêdibe. Teşwîqkirina zêdetir a ultraviyole û reaksiyonên kîmyayî yên ku perçeyên molekulên avê tê de hene, dibin sedema afirandin û avêtina madeyên wekî O4. Modelên atmosferê hebûna H§67§ jî pêşniyar dikin. Her du atmosferên O§89§ û H§1011§ pir sivik in; ger li ser zengilan werin qelandin, stûrahiya wan dê nêzîkî atomek tenê be. Wekî din, zengilan atmosferake hîdroksîd (OH) ya bi heman rengî kêm heye. Mîna atmosfera O§1213§, atmosfera hîdroksîdê ji hilweşîna molekulên avê çêdibe, bi taybetî dema ku îyonên enerjîk molekulên avê yên ku ji hêla heyva Keywanê Enceladus ve hatine avêtin bombebaran dikin. Tevî kêmbûna wê ya lûtke, ev atmosfer bi serkeftî ji Dinyayê bi karanîna Teleskopa Fezayê ya Hubble hate tespît kirin.
Di dema firîna nêz a xwe ya sala 1980an a Keywanê de, Voyager 1 eşkere kir ku zengila F ji sê zengilên teng pêk tê, ku di destpêkê de wekî avahiyek tevlihev û pêçandî xuya dikir. Analîza paşîn zelal kir ku du zengilên derve xwedî girêk, qiloç û girên cuda ne, ku xapîna optîkî ya pêçandinê diafirînin, dema ku zengilek sêyemîn a kêmtir ronahîdar di hundurê de ye.
Wêneyên nû yên zengilên Keywanê, ku ji hêla keştiya asmanî ya NASAyê Cassini ve nêzîkî wekheviya şev û rojê ya 11ê Tebaxa 2009an hatine girtin, dirêjbûnên girîng ên herêmî yên li derveyî balafira zengilê ya navîn nîşan didin. Ev jicîhûwarkirin dikare li sînorê Valahiya Keelerê bigihîje 4 km (2.5 mîl), bûyerek ku ji rêgeha orbîtal a derveyî balafirê ya Daphnis, heyva ku berpirsiyarê çêkirina valahiyê ye, tê vegotin.
Tîma UVIS a Cassini, di bin rêveberiya Larry Esposito de, 13 tiştên di nav zengila F de bi rêya veşartina stêrkan nas kirin, ku mezinahiyên wan ji 27 metreyan (89 ling) heya 10 km (6 mîl) di pîvanê de diguherin. Van tiştan zelalbûnê nîşan didin, ku destnîşan dike ku ew berhevokên demkî yên kevirên qeşa ne, her yek çend metreyan mezin e. Esposito texmîn dike ku ev pêvajoya dînamîk a komkirina parçikan û belavbûna paşîn mekanîzmaya avahîsaziyê ya bingehîn a zengilên Keywanê temsîl dike.
Çêbûn û Pêşveçûna Zengilên Sereke yên Keywanê
Temenê texmînkirî yê zengilên Keywanê guherînek berbiçav nîşan dide, ku ev yek bi rêbazên hatine bikaranîn ve girêdayî ye. Dema ku hin hîpotez jêderek kevner pêşniyar dikin, dibe ku bi avabûna Keywanê re hemdem be, dane ji Cassini temenek bi awayekî girîng ciwantir destnîşan dikin, ku ev yek pêşniyar dike ku avabûna wan di nav 100 mîlyon salên dawî de çêbûye, temenê wan di navbera 10 mîlyon û 100 mîlyon salan de datîne. Ev hîpoteza jêdera nû ji hêla modelên nû ve tê piştgirî kirin ku texmînên girseya kêm ji bo pêşveçûna dînamîkî ya zengilan dihewînin û ji hêla pîvandinên herrika toza navgerstêrkî ve, ku agahiyê didin texmînên rêjeya tarîbûna zengilan bi demê re. Ji ber windabûna madeya domdar ji zengilan, girseya wan a paşerojê dê ji girseya wan a herrik zêdetir bûya. Lê belê, texmînên girseyê bi tenê ne diyarker in, ji ber ku zengilên mezin ên ku di destpêka dîroka Pergala Rojê de çêbûne dikaribûn pêşve biçin heya girseyek mîna ya ku îro tê dîtin. Li ser bingeha rêjeyên kêmbûna herrik, tê pêşbînîkirin ku zengil di nav nêzîkî 300 mîlyon salan de belav bibin.
Hîpotezên sereke yên derbarê jêdera zengilên hundirîn ên Keywanê de pêşniyar dikin ku ew ji bermayiyên yek an çend heyvan çêbûne. Yek ji van hîpotezan, ku di destpêkê de ji hêla Édouard Roche ve di sedsala 19an de hate pêşxistin, pêşniyar dike ku zengil ji heyvek Keywanî ya berê (bi navê Veritas, li gorî xwedawendek Romî ku digotin di bîrekê de vedişêre) çêbûne ku rêgeha wê xirab bû, ew têra xwe nêzîk anî ku ji hêla hêzên pêlê ve were hilweşandin. Simulasyonên hejmarî yên ku di sala 2022an de hatine kirin piştgiriyê didin vê teorîyê, digel ku nivîskarên lêkolînê navê "Chrysalis" ji bo heyva hilweşandî pêşniyar dikin. Guhertoyek alternatîf a vê hîpotezê pêşniyar dike ku heyv piştî lêketinek bi stêrka bidûv an asteroîdek mezin re perçe bûye. Herwiha, simulasyonên 2023an nîşan dan ku lihevketina du heyvên qeşayî dikare kêmbûna madeya kevirî ya ku di nav zengilên Keywanê de tê dîtin rave bike.
Guhertoyek kevneşopîtir a hîpoteza heyva hilweşandî pêşniyar dike ku zengil ji bermayiyên heyvekê pêk tên ku nêzîkî 400 heta 600 km (200 heta 400 mîl) bi pîvan e, mezinahiyek ku hinekî ji ya Mimasê mezintir e. Lihevketinên bi mezinahiyek têr ku heyvek wusa hilweşînin cara dawî di dema Bombardmana Giran a Dereng de çêbûn, nêzîkî çar mîlyar sal berê.
R. M. Canup hîpotezeke nûjen pêşniyar kir ku destnîşan dike ku doreza bermahiyên kirasê qeşayî yê heyvek cihêrengkirî, bi qasî Tîtanê û gelekî mezintir in. Tê gotin ku tebeqeya derve ya vê heyvê hatiye jêkirin dema ku ew di dema mîlada çêbûna gerstêrkê de, dema ku hê ji hêla dûmana gerdûnî ya gazî ve hatibû dorpêçkirin, ber bi Keywanê ve çûye. Ev model kêmbûna madeya kevirî ya ku di nav doreza de tê dîtin, rave dike. Di destpêkê de, tê texmîn kirin ku ev doreza ji rewşa xwe ya Herrik gelekî mezintir (nêzîkî 1.000 carî) û berfirehtir bûne. Madeya ji herêmên wan ên derve dê kom bûbûya ku heyvên herî hundirîn ên Keywanê, heta Tethysê, çêbike, bi vî awayî jî nebûna pêkhateyên kevirî di kompozîsyona piraniya van peykan de rave dike. Pêşveçûna paşîn a ji ber lihevketinê an krîovolkanîk a Enceladusê, heyvek din ji van heyvan, dibe ku wê demê bûbe sedema windabûna qeşayê ya bijartî, tîrbûna wê heta nirxa wê ya Herrik a 1.61 g/cm3 zêde bike, li gorî 1.15 ji bo Mimas û 0.97 ji bo Tethysê.
Ev têgîna dorezên seretayî yên mezin paşê hate berfirehkirin da ku çêbûna heyvên Keywanê, heta Rhea dirêj dibe, rave bike. Ger van dorezên destpêkê yên mezin hem pêkhateyên qeşayî û hem jî perçeyên kevirî (ku ji 100 km an 60 mîl di qebareyê de mezintir in) pêk anîbûna, ev laşên sîlîkat dê qeşaya zêde kom kiribûna. Paşê, têkiliyên gravîtasyonel bi doreza re û hêzên pêlê yên ji Keywanê dê ew avêtibûna nav rêgehên her ku diçe dûrtir. Di nav Sînorê Roche de, laşên kevirî tîrbûnek têr heye ku madeya zêde kom bikin, şiyanek ku ji hêla laşên qeşayî yên kêmtîr ve nayê parvekirin. Piştî derketina ji pergala doreza, ev heyvên nû çêbûyî dibe ku pêşveçûnek din bi riya yekbûnên stoxastîk derbas kiribûna. Ev mekanîzma dibe ku guhertina sîlîkatê ya ku di navbera heyvên Keywanê de heta Rhea tê dîtin, ligel meylek berbiçav ji rêjeya sîlîkatê ya kêm dibe nêzîktirî gerstêrkê, rave bike. Wekî encam, Rhea dê heyva herî kevn a ku ji van dorezên seretayî derketiye nîşan bide, digel peykên nêzîktirî Keywanê ku temenên her ku diçe ciwantir nîşan didin.
Ronahî û xwezaya pak a qeşaya avê ya ku doreza Keywanê pêk tîne, wekî piştrastî hatiye pêşkêşkirin ku doreza ji Keywan bi xwe pir ciwantir e, ji ber ku kombûna domdar a toza meteorîk bi gelemperî dê bibe sedema tarîbûna wan. Lêbelê, lêkolînên dawî destnîşan dikin ku Doreza B xwedî girseya têr e ku madeya hatî bi bandor hûr bike, bi vî awayî pêşî li tarîbûna girîng di tevahiya jiyana Pergala Rojê de digire. Pêkhateyên dorezê dibe ku werin vezîvirandin, di nav dorezan de girêkan çêbikin ku paşê ji hêla bandoran ve têne perçekirin. Ev mekanîzma dikare taybetmendiyên xuya ciwan ên hin madeyan di nav pergala dorezê de rave bike. Lêkolîneran piştrastî berhev kirine ku jidayikbûnek nû ji bo Doreza C destnîşan dike, li ser bingeha analîza dane ji Nexşekêşê Radarê yê Cassini Tîtan, ku bi taybetî rêjeya sîlîkatên kevirî yên niha di vê dorezê de lêkolîn kir. Ger beşek girîng ji vê madeyê ji centaur an heyvek nû hatî hilweşandin derkeve, temenê Doreza C dibe ku 100 mîlyon sal an kêmtir were texmîn kirin. Berovajî, ger made bi giranî ji herikîna mîkrometeoroidê derketibe, temenê wê dê nêzîkî yek mîlyar sal be.
Lêkolînên ku li ser bingeha rêjeya ketina madeyê nav Keywanê ne, piştgirî didin temenek ciwantir ji bo pergala dorezê, ku bi sedan mîlyon sal tê texmîn kirin. Madeya dorezê her dem ber bi Keywanê ve dizivire; rêjeyek ketina bilindtir bi jiyanek kurttir ji bo pergala dorezê re têkildar e. Yek mekanîzmayek pêşniyarkirî kêşana erdê vedibêje ku genimên qeşaya avê yên bi elektrîkê barkirî ji dorezan li ser xetên qada manyetîk a gerstêrkê dikişîne, bûyerek ku wekî 'barana dorezê' tê binavkirin. Çavdêriyên teleskopa Keck a li ser erdê ev rêjeya herikînê di navbera 432 û 2870 kg/s de texmîn kir. Wekî encam, tenê li ser bingeha vê pêvajoyê, doreza tê pêşbînîkirin ku di nav nêzîkî ~292+818
−124 mîlyon salan de belav bibe. Di dema derbasbûna wê ya Îlona 2017an de di nav valahiya ku dorezan û gerstêrkê ji hev vediqetîne, keştiya asmanî ya Cassini herikînek ekvatorî ya madeya bêalî ya barkirî ji dorezan ber bi Keywanê ve, di navbera 4,800 û 44,000 kg/s de, nas kir. Bi texmîna aramiyê vê rêjeya herikînê, lêzêdekirina wê li pêvajoya "barana dorezê" ya domdar destnîşan dike ku doreza dikare di kêmtirî 100 mîlyon salan de winda bibe.
Avahiya fîzîkî ya dorezan
Zengilên A û B beşên herî girîng ên Pergala Doreza ya Keywanê ne, ku ji hêla Valahiya Cassini ve têne veqetandin, Valahiya ku Giovanni Domenico Cassini di sala 1675an de keşf kir. Zengila C, ku di sala 1850an de hate nasîn û taybetmendiyên mîna Valahiya Cassini nîşan dide, van herêman digihîne hev da ku zengilên sereke ava bike. Van zengilên sereke Tîrbûnek mezintir nîşan didin û li gorî zengilên tozî yên belavtir, ji perçeyên mezintir pêk tên. Kategoriya paşîn Zengila D dihewîne, ku ber bi sînorê atmosferê yê Keywanê ve dirêj dibe, digel Zengilên G û E û avahiyên din ên ku wêdetirî pergala doreza ya sereke ne. Van zengilên belav wekî 'tozî' têne binavkirin ji ber pîvanên pir biçûk ên perçeyên wan ên pêkhatî, ku pir caran Nêzîkî yek mîkrometre ne; pêkhateya wan a kîmyewî, mîna ya zengilên sereke, bi giranî ji Qeşa avê pêk tê. Zengila F ya zirav, ku yekser wêdetirî sînorê derve yê Zengila A ye, dijwariyên dabeşkirinê pêşkêş dike; dema ku hin beş bi awayekî berbiçav tîr in, ew di heman demê de Pîvanek girîng a perçeyên bi mezinahiya tozê jî dihewîne.
Nêrînek Giştî ya Avahîsaziyê ya Berfireh
Taybetmendiyên Avahîsaziyê yên Zengila C
Taybetmendiyên Avahîsaziyê yên Valahiya Cassini
- Hêmanên Avahîsaziyê yên Zengila A
Structural Elements of the A Ring
Zengila D
Zengila D beşa herî hundirîn û bi awayekî berbiçav qels a pergala doreza ye. Di sala 1980an de, mîsyona Voyager 1 sê zengilokên cuda di nav vê Avahiyê de nas kirin, ku wekî D73, D72, û D68 hatine nîşankirin, digel ku D68 wekî zengiloka herî hundirîn a cuda li gorî Keywanê cih digire. Nêzîkî 25 sal şûnda, wêneyên ji Keştiya Asmanî ya Cassini eşkere kirin ku D72 berfirehbûn û belavbûnek girîng derbas kiribû, di heman demê de 200 km (100 mîl) nêzîktirî Gerstêrkê koç kiribû.
Zengila D Avahiyek bi Pûlikek hûrgilî nîşan dide ku bi pêlên 30 km (20 mîl) ji hev dûr têne diyar kirin. Di destpêkê de di nav valahiya nav-zengilê ya di navbera Zengila C û D73 de hate dîtin, ev Avahî paşê di dema Wekheviya Şev û Rojê ya Keywanê ya sala 2009an de hate destnîşankirin ku dirêjahiya tîrêjî ya 19,000 km (12,000 mîl) digire, ji Zengila D heya sînorê hundirîn ê Zengila B dirêj dibe. Van pêlan wekî rêxistinek spiral a qermiçîyên vertîkal têne şîrove kirin, ku firehiyên wan ji 2 heya 20 metreyan diguhere. Kêmkirina demkî ya dîtbarî ya dewra pêlan—ji 60 km (40 mîl) di sala 1995an de heya 30 km (20 mîl) di sala 2006an de—destnîşan dike ku ev Nexşe bi îhtîmalek mezin di dawiya sala 1983an de derketiye holê. Ev Jêder tê texmîn kirin ku encama Lêketinek ji Ewrê bermahiyan e, ku Nêzîkî ≈1012 kg tê texmîn kirin, ku ji Stêrka bidûvê perçebûyî derketiye, ku paşê zengilan ji balafira ekvatorê dûr xist. Bi heman awayî, Nexşeyek spiral a berawirdî di nav pergala doreza ya sereke ya Jupîterê de ji Veqetîna Ji Rêgehê ya ku ji hêla Lêketina materyalê ji Stêrka bidûvê Shoemaker-Levy 9 di sala 1994an de çêbûye ve hatiye girêdan.
Zengila C
Zenga C wekî zengeke fireh lê belê nezelal tê zanîn, ku li hundirê Zenga B cih digire. Keşfa wê di sala 1850an de ji William û George Bond re tê veqetandin, her çend William R. Dawes û Johann Galle jî bi serê xwe ew dîtibin. William Lassell paşê navê 'Zenga Krepe' lê kir, ji ber kompozîsyona wê ya xuya ya ji madeya ku ji ya di Zengên A û B yên ronahîdar de tarîtir e.
Texmîn stûrahiya wê ya vertîkal bi 5 metreyan (16 pî) û girseya wê nêzîkî 1.1 × 1018 kg destnîşan dikin. Kûrahiya wê ya optîkî di navbera 0.05 û 0.12 de ye. Ev kûrahiya optîkî tê wateya ku di navbera 5% û 12% ji ronahiya ku bi awayekî perpendîkular li ser zengê dikeve, tê qelskirin, û zengê hema hema şefaf dike dema ku ji perspektîfek jorîn ve tê dîtin. Di dema wekheviya şev û rojê ya Keywanê ya sala 2009an de, pêlên spiral ên 30-km dirêjiya pêlê, ku di destpêkê de di Zenga D de hatibûn nasîn, hat dîtin ku li seranserê Zenga C belav dibin.
Valahiya Colombo û Zengoka Tîtan
Valahiya Colombo di nav herêma hundirîn a Zenga C de cih digire. Di nav vê valahiyê de Zengoka Colombo ya ronahîdar lê zirav heye, ku li dûrahiya navendî ya 77,883 km (48,394 mîl) ji Keywanê dûr e, û morfolojiyeke hinekî elîptîkî li şûna ya bi temamî dorvekirî nîşan dide. Ev zengok wekî Zengoka Tîtan jî tê binavkirin, ji ber rezonansa wê ya rêgehî bi heyva Tîtan re. Li vê tîreya rêgehî ya taybet di nav pergala doreza de, dema pêşveçûna apsîdal a parçikek zengê bi rastî bi dema tevgera rêgehî ya Tîtanê re hevwate ye, wekî encam apseya vê zengoka eksentrîk bi domdarî ber bi Tîtanê ve araste dike.
Valahiya Maxwell û Zengok
Valahiya Maxwell di nav beşa derve ya Zenga C de cih digire. Ev valahî di heman demê de pêkhateyeke qelew, ne-dorvekirî ya bi navê Zengoka Maxwell jî dihewîne. Di gelek aliyan de, ev zengok dişibe zenga ε ya Uranusê. Her du zeng jî di nav herêmên xwe yên navendî de avahiyên mîna pêlan nîşan didin. Her çend pêla di zenga ε de tê texmîn kirin ku ji ber bandora gravîtasyonel a heyva Uranusê Cordelia çêdibe, heta Tîrmeha 2008an ti heyv di nav valahiya Maxwell de nehatibû nasîn.
Zenga B
Doreza B di nav Pergala Doreza Keywan de ya herî berfireh, Ronahîdar û Mezin e. Stûriya wê ya texmînkirî di navbera 5 û 15 metreyan de ye, digel kûrahiya optîkî ya ku di navbera 0.4 û zêdetirî 5 de diguhere, ev jî nîşan dide ku di hin deverên Doreza B de zêdetirî 99% ji Sivik a ketî tê asteng kirin. Guherînên girîng di Tîrbûn û ronahiyê de taybetmendiya Doreza B ne, û piraniya van diyardeyan niha şiroveyek zanistî tune ye. Van guherînan xwe wekî dorezên teng ên hevdeng nîşan didin, Tevî ku Doreza B bi xwe bêyî ku qulên zelal hebin. Li qiraxa wê ya derve, Doreza B avahiyên vertîkal nîşan dide ku dikarin heta 2.5 kîlometreyan (1.5 mîl) ji balafira doreza sereke ji rê derkevin. Ev dûrketinek girîng e ji stûriya vertîkal a asayî ya dorezên A, B, û C, ku bi gelemperî Nêzîkî 10 metreyan (30 pî) e. Tê texmîn kirin ku avahiyên vertîkal ên weha ji bandora gravîtasyonê ya heyvokên veşartî yên nedîtî derdikevin.
Lêkolînek ku di sala 2016an de hat kirin, bi karanîna veşartinên stêrkan ji bo Analîz kirin a pêlên Tîrbûn a spiral, eşkere kir ku Tîrbûn a Rûxar a Doreza B di navbera 40 û 140 g/cm2 de ye. Ev Pîvan ji texmînên berê kêmtir e û têkiliyek herî kêm di navbera kûrahiya optîkî ya dorezê û Tîrbûn a Girse ya wê de nîşan dide, têkiliyek ku di dorezên A û C de jî hatiye dîtin. Girse ya giştî ya Doreza B hatiye texmîn kirin ku di navbera 7 û 24×1018 kîlogram de ye. Ji bo armancên berawirdî, Mimas xwedî Girse ya 37.5ק1415§18 kîlogram e.
Tîrêjên Radial
Berî sala 1980an, taybetmendiyên avahîsaziyê yên zengilên Keywanê bi tenê ji hêzên gravîtasyonê re dihatin veqetandin. Lê belê, wêneyên paşîn ên ji keştiya asmanî ya Voyager taybetmendiyên radyal di nav Zengila B de eşkere kirin, ku wekî spokes hatin binavkirin. Van taybetmendiyan li hember ravekirinê bi rêya mekanîkên gravîtasyonê derdiketin, ji ber hebûna wan a domdar û tevgera wan a zivirî, ku bi dînamîkên rêgehê re ne li hev bûn. Van spokes wekî tarî di ronahiya paşve-belavbûyî de û sivik di ronahiya pêşve-belavbûyî de xuya dibin, digel ku ev veguhastina optîkî di goşeyek qonaxê de nêzîkî 60 pileyî pêk tê. Hîpoteza serdest a derbarê kompozîsyona spokes de diyar dike ku ew ji perçeyên tozê yên mîkroskopîk pêk tên, ku ji balafira zengilê ya sereke bi dûrketina elektrostîkî hatine bilindkirin, û ku ew hema hema bi hevdemî bi manyetosfera Keywanê re dizivirin. Mekanîzmaya rastîn a berpirsiyar ji bo nifşa van spokes nediyar dimîne. Yek ravekirina pêşniyarkirî destnîşan dike ku tevliheviyên elektrîkî, wekî birûsk di nav atmosfera Keywanê de an bandorên mîkrometeoroidan li ser zengilan, dikarin bibin faktorên sedemkar. Teoriyek alternatîf diyar dike ku spokes pir dişibin bûyerên wekî ronahiya aso ya heyvî an bilindbûna tozê, û li şûna wê ji hêla zeviyên elektrîkî yên tund ve li ser termînatora perçeyên zengilê têne çêkirin, ne ji hêla tevliheviyên elektrîkî yên gelemperî ve.
Spokes nêzîkî bîst û pênc salan nehatin dîtin, heta ku ji hêla sondaya fezayê ya Cassini ve hatin tespîtkirin. Dema ku Cassini di destpêka sala 2004an de gihîşt Keywanê, spokes ne diyar bûn. Li ser bingeha modelên ku hewl didin avabûna wan ronî bikin, hin zanyaran hîpotez kirin ku spokes dê heta sala 2007an ji nû ve xuya nebin. Tevî van pêşbîniyan, tîma wênekêşiyê ya Cassini lêgerîna spokes di nav wêneyên zengilê de domand, di encamê de wan dîsa di wêneyên ku di 5ê Îlona 2005an de hatibûn kişandin de dîtin.
Spokes taybetmendiyên bûyerek demsalî nîşan didin, ku di nîvê zivistana Keywanê û nîvê havînê de winda dibin, û paşê dîsa xuya dibin dema ku Keywan nêzîkî wekheviyên şev û rojê dibe. Hîpoteza ku spokes bandorek demsalî temsîl dikin, ku bi dema rêgehê ya Keywanê ya 29.7-salî re têkildar e, ji nû ve xuya bûna wan a pêşverû di qonaxên paşîn ên mîsyona Cassini de piştrastî bi dest xist.
Heyvok
Di dema wekheviya şev û rojê ya 2009an de, heyvokek ku di nav zengila B de cih girtibû bi rêya sîya ku wê diavêt hate nasîn. Dirêjahiya wê ya texmînkirî 400 metre (1,300 pî) ye. Vê heyvokê navê demkî S/2009 S 1 wergirt.
Valahiya Cassini
Valahiya Cassini herêmek e ku firehiya wê 4,800 kîlometre (3,000 mîl) ye û di navbera Zengilên A û B yên Keywanê de cih digire. Vedîtina wê di sala 1675an de ji Giovanni Cassini re tê veqetandin, ku ew ji Çavdêrxaneya Parîsê bi karanîna teleskopek şikestî ya bi rojikek armancê ya 2.5 înç, dûriya fokal a 20 pîvanî, û mezinbûna 90x çavdêrî kir. Dema ji Dinyayê tê dîtin, ew wekî valahiya fezayê ya teng û tarî di nav pergala doreza de xuya dike. Lêbelê, mîsyona Voyager eşkere kir ku ev valahiya xuya, bi rastî, ji madeya zengilê ya ku dişibe Zengila C ve dagirtî ye. Dema ji aliyê ne-ronîkirî yê zengilan ve tê dîtin, valahî dikare ronahîdar xuya bike, bûyerek ku dikare ji tîrbûna madeyê ya nisbeten kêm re were veqetandin ku veguhestina ronahiyê ya mezintir di kûrahiya wê re hêsan dike.
Sînorê hundirîn ê Valahiya Cassini bi giranî ji hêla rezonansa rêgehî ya xurt ve tê bandor kirin. Bi taybetî, parçikên zengilê yên ku li vir cih digirin, rezonansa rêgehî ya 2:1 bi heyva Mimas re nîşan didin. Ev rezonans dibe sedema tevliheviyên gravîtasyonî yên berhevkirî ji Mimas, ku rêgehên van parçikan bêîstiqrar dike û wekî encam, kêmkirineke berbiçav di tîrbûna zengilê de çêdike. Berovajî, eslê gelek valahiyên din ên ku di navbera zengilokên biçûk de di nav Valahiya Cassini de têne dîtin, nehatine zelalkirin.
Valahiya Huygens
Valahiya Huygens, ku di sala 1981an de ji wêneyên ku ji hêla Voyager 2 ve hatine şandin hat vedîtin, li sînorê hundirîn ê Valahiya Cassini cih digire. Di nav vê valahiyê de Zengiloka Huygens a tîr û eksentrîk heye. Zengilok guherînên azîmûtal ên ne-rêkûpêk hem di firehiya xwe ya geometrîkî de hem jî di kûrahiya xwe ya optîkî de nîşan dide, ku dibe ku ji nêzîkbûna wê ji rezonansa 2:1 bi Mimas re û bandora gravîtasyonî ya qiraxa derve ya eksentrîk a Zengila B re were veqetandin. Zengilokek din a teng yekser li derveyî Zengiloka Huygens cih digire.
Zengila A
Zengila A ya herî derve ya zengilên sereke yên ronahîdar ên Keywanê pêk tîne. Sînorê wê yê hundirîn Valahiya Cassini ye, dema ku sînorê wê yê derve yê zelal nêzîkî rêgeha rêgehî ya heyva biçûk Atlas e. Zengila A bi awayekî transversal ji hêla Valahiya Encke ve tê dabeşkirin, ku nêzîkî 22% ji firehiya giştî ya zengilê ber bi hundir ve ji qiraxa wê ya derve cih digire. Valahiyek ziravtir, Valahiya Keeler, li 2% ji firehiya zengilê ji qiraxa wê ya derve cih digire.
Stûrahiya texmînkirî ya Zengila A di navbera 10 û 30 metreyan de diguhere, tîrbûna rûxarê wê di navbera 35 û 40 g/cm2 de ye, û girseya wê ya giştî nêzîkî 4 heta 5×1018 kg tê hesibandin, ku hinekî kêmtir e ji girseya Hyperion. Kûrahiya wê ya optîkî di navbera 0.4 û 0.9 de diguhere.
Mîna Zenga B, dorhêla derve ya Zenga A ji hêla rezonansên rêgehî ve tê parastin, her çend koma taybet a têkiliyan pir tevlihevtir be jî. Bandora wê ya sereke ji rezonansa 7:6 bi Janus û Epimetheus re tê, ku bi beşdariyên ji rezonansa 5:3 bi Mimas re û çend rezonansên ku Prometheus û Pandora tê de ne, tê temam kirin. Herwiha, rezonansên din ên rêgehî gelek pêlên tîrbûnê yên pêçan di nav Zenga A de çêdikin (û, bi radeyek kêmtir, di zengilên din de jî), ku bi giranî taybetmendiyên wê yên avahîsaziyê diyar dikin. Prensîbên fîzîkî yên ku van pêlan birêve dibin, yek in bi yên ku avabûnên milê pêçan di galaksiyan de rave dikin. Pêlên tewandina pêçan, ku di nav Zenga A de jî hatine Çavdêrî kirin û ji hêla heman çarçoveya teorîk ve hatine ravekirin, wekî pêlên vertîkal di nav zengilê de xuya dibin, ne ku wekî tevliheviyên pêçandinê.
Di Nîsana 2014an de, zanyarên NASAyê avabûna destpêkê ya potansiyel a heyvek nû nêzîkî sînorê derve yê Zenga A belge kirin.
Valahiya Encke
Valahiya Encke, qutbûnek 325-km (200-mîl) fireh di nav Zenga A de, bi navendî li dûrahiya 133,590 km (83,000 mîl) ji navika Keywanê cih digire. Hebûna wê ji heyva piçûk Pan re tê veqetandin, ku di nav vê herêmê de rêgehekê diparêze. Wêneyên ku ji hêla sondaya Cassini ve hatine bidestxistin, hebûna herî kêm sê zengilokên zirav û tevlihev di nav valahiyê de eşkere kirine. Pêlên tîrbûnê yên pêçan, ku li her du aliyên valahiyê têne Çavdêrî kirin, ji hêla rezonansên bi heyvên cîran ên ku li derveyî zengilan cih digirin ve têne çêkirin, dema ku Pan bi xwe rêzek din a şopên pêçan çêdike.
Johann Encke bi xwe ev valahî Çavdêrî nekir; navdêriya wê rêzê dide beşdariyên wî yên ji bo Çavdêrî kirina zengilan. Valahî di sala 1888an de ji hêla James Edward Keeler ve serbixwe hate dîtin. Dûv re, valahiya duyemîn a girîng di nav Zenga A de, ku ji hêla Voyager ve hate nas kirin, wekî Valahiya Keeler hate destnîşan kirin ji bo nasîna karê wî.
Valahiya Encke wekî valahî tê dabeş kirin ji ber ku ew bi tevahî di nav Zenga A de ye. Berî zelalkirina pênaseyan ji hêla Yekîtiya Astronomî ya Navneteweyî (IAU) ve di sala 2008an de, nezelaliya termînolojîk di navbera valahî û dabeş de hebû; Wekî encam, ev veqetandin carinan wekî 'Dabeşkirina Encke' dihat binav kirin.
Valahiya Keeler
Valahiya Keeler qutbûnek 42-km (26-mîl) fireh di nav Zenga A de pêk tîne, ku nêzîkî 250 km (150 mîl) ji dorhêla derve ya zengilê dûr e. Heyva piçûk Daphnis, ku di 1ê Gulana 2005an de hate nas kirin, di nav vê valahiyê de rêgehekê dişopîne, bi vî awayî rewşa wê ya zelal diparêze. Derbasbûna rêgehî ya Daphnis pêlan li ser qeraxên valahiyê çêdike, bûyerek ku ji hêla eksantrîsîteya wê ya rêgehî ya piçûk ve bêtir tê guhertin. Ji ber xwarbûna rêgehê ya piçûk a Daphnis li gorî balafira zengilê, van pêlan pêkhateyek perpendîkular bi balafirê re heye, ku heya 1500 metreyî 'li ser' wê dirêj dibe.
Valahiya Keeler ji hêla Voyager ve hate nas kirin û dûv re ji bo rêzgirtina li stêrnas James Edward Keeler hate navandin. Keeler bi xwe berê Valahiya Encke keşf kiribû û nav dabû wê ji bo rêzgirtina li Johann Encke.
Heyvokên Perwaneyî
Di sala 2006an de, çar "heyvokên" biçûk di wêneyên Cassini yên Doreza A de hatin nasîn. Van heyvokan, ku nêzîkî sed metreyî di qebareyê de ne, ji bo çavdêriya rasterast pir biçûk in; li şûna wê, Cassini tevliheviyên taybet ên bi şiklê "perwaneyî" yên ku ew hilberandin, û yên ku çend kîlometreyan dirêj dibin, tespît dike. Pêşbîniyan destnîşan dikin ku Doreza A bi hezaran hebên wisa dihewîne. Heta sala 2007an, nasîna heşt heyvokên din destnîşan kir ku ew bi giranî di kemberek 3,000 km (2,000 mîl) de ne, ku nêzîkî 130,000 km (80,000 mîl) ji navika Keywanê dûr e. Heta sala 2008an, zêdetirî 150 heyvokên perwaneyî hatibûn katalogkirin, û yek ji wan ku çend salan bi domdarî hatibû şopandin, wekî Bleriot hatibû binavkirin.
Valahiya Roche
Herêma navberê ya ku Doreza A û Doreza F ji hev vediqetîne wekî Valahiya Roche tê binavkirin, ev navlêkirin ji bo rûmetkirina fîzîknasê Frensî Édouard Roche ye. Divê ev valahî ji Sînorê Roche were cuda kirin, ku ew nêzîkbûna ku tê de cismekî esmanî yê girîng, dema nêzî gerstêrkek mîna Keywanê dibe, ji hêla hêzên pêlên gerstêrkê ve dê were hilweşandin, diyar dike. Valahiya Roche, ku li qiraxa pergala doreza ya sereke ye, bi rastî nêzî Sînorê Roche yê Keywanê ye, ev yek faktorek e ku nekarîna dorezan ku bibin yek heyvê rave dike.
Mîna Valahiya Cassini, Valahiya Roche ne bê made ye, lê belê tebeqeyek belavbûyî ya madeyê dihewîne. Kompozîsyona vê madeyê dişibe ya ku di Dorezên D, E, û G yên zirav û tozî de tê dîtin. Di nav Valahiya Roche de, du cihên taybetî li gorî herêma derdorê, zêdebûna konsantrasyona tozê nîşan didin. Ev ji hêla tîma wênekêşiya sondaya Cassini ve hatin nasîn û navên demkî wergirtin: R/2004 S 1, ku li ser rêgeha heyva Atlasê ye; û R/2004 S 2, ku 138,900 km (86,300 mîl) ji navika Keywanê dûr e, di hundirê rêgeha Prometheus de ye.
Doreza F
Doreza F doreza Keywanê ya herî derve û cuda ye û dibe ku di nav Pergala Rojê de doreza herî çalak a dînamîkî be, taybetmendiyên ku di demjimêran de pêşve diçin nîşan dide. Ew 3,000 km (2,000 mîl) wêdetirî sînorê derve yê Doreza A ye. Tîma wênekêşiya Pioneer 11 ev dorez di sala 1979an de keşf kir. Bi ziraviya xwe ya lûtke tê naskirin, ew bi tenê çend sed kîlometreyan bi awayekî tîrêjî dirêj dibe. Di dîrokê de, dihat gotin ku du peykên şivan, Prometheus û Pandora, ku di hundir û derve de rêgeh dikin, hevgirtina wê diparêzin; lê belê, lêkolînên nûjen destnîşan dikin ku tenê Prometheus bi awayekî girîng beşdarî sînorkirina wê dibe. Simulasyonên hejmarî pêşniyar dikin ku dorez ji hilweşînek qismî piştî pevçûnek di navbera Prometheus û Pandora de çêbûye.
Wêneyên paşîn ên bi çareseriyê bilind ji Cassini lêkolînerê eşkere dikin ku Zenga F ji zengeke Navikî ya navendî pêk tê ku bi têlek spiral hatiye dorpêçkirin. Van çavdêriyan herwiha nîşan didin ku di dema hevdîtinên Prometheus bi zengilê re li apoapsîsa wê, bandora gravîtasyonel a Heyvê di nav Zenga F de qiloç û girêkan çêdike bi 'berhevkirina' madeyê, bi vî awayî Kanaleke Tarî di herêma hundirîn a zengilê de çêdike. Ji ber ku Prometheus bi Lezeke mezintir ji madeya pêkhatî ya Zenga F li dora Keywanê dizivire, her Kanaleke li pey hev Nêzîkî 3.2 dereceyan li pêşiya ya berê tê kolandin.
Heta sala 2008an, çalakiya Dînamîkî ya zêde hate dîtin, ku nîşan dide ku Heyvên piçûk, nehatine dîtin ku di nav Zenga F de dizivirin, bi domdarî Navika wê ya teng derbas dikin ji ber tevliheviyên gravîtasyonel ên ji Prometheus. Yek ji van Heyvên piçûk bi demkî wekî S/2004 S 6 hate nasîn.
Ji sala 2023an pê ve, morfolojiya girêkî ya taybetmendiya Zenga F tê texmîn kirin ku ji ber "hebûna bi hezaran laşên dêûbav ên piçûk (bi mezinahiya 1.0 heta 0.1 km) ku li hev dikevin û têlên tîr ên perçeyên bi mezinahiya mîkrometre heta santîmetre çêdikin ku di nav çend mehan de dîsa li ser laşên dêûbav di rejîmeke rewşa-domdar de kom dibin."
Zengên Derve
Zenga Janus/Epimetheus
Zengeke tozê ya tenik qada orbîtal a Janus û Epimetheus dorpêç dike, taybetmendiyek ku ji wêneyên ku di sala 2006an de ji hêla Keştiya Asmanî ya Cassini ve di ronahiya belavbûyî ya pêş de hatine girtin, hate fêmkirin. Ev zengil pîvaneke radyal a Nêzîkî 5,000 km (3,000 mîl) nîşan dide. Çêbûna wê ji perçeyên ku ji rûyên Heyvan ji ber lêdanên Meteoroidan hatine avêtin tê vegotin, ku paşê zengeke belavbûyî li ser rêgezên wan ên orbîtal ên têkildar çêdikin.
Zenga G
Xeleka G, xelekek bi awayekî berbiçav zirav û qels, nêzîkî nîvê rê di navbera Xeleka F û destpêka Xeleka E de hatiye bicîhkirin, digel sînorê wê yê hundirîn nêzîkî 15,000 km (10,000 mîl) li hundirê rêgeha Mimasê ye. Ev xelek xwedî kevanek bi awayekî berbiçav geştir e nêzîkî qiraxa xwe ya hundirîn, ku kevanên di xelekên Neptunê de hatine dîtin tîne bîra mirov, û nêzîkî yek-şeşemînê dora wê digire. Ev kevan li ser Aegaeonê navendî ye, heyvek piçûk bi tîreya nîv kîlometre (500 yard), û pozîsyona wê ji hêla rezonansa rêgehî ya 7:6 bi Mimasê re tê parastin. Tê teorîzekirin ku kevan ji perçeyên qeşayî pêk tê, ku hin ji wan digihîjin çend metreyan di tîreyê de, dema ku beşa mayî ya Xeleka G ji tozê pêk tê ku ji hundirê vê kevanê derdikeve. Firehiya tîrêjî ya kevanê nêzîkî 250 km (150 mîl) ye, berevajiyek berbiçav bi firehiya giştî ya Xeleka G ya 9,000 km (6000 mîl) re. Tê texmîn kirin ku kevan madeyek wekhev bi heyvek piçûk a qeşayî ya nêzîkî sed metreyan di tîreyê de dihewîne. Perçeyên tozê, ku ji Aegaeon û laşên din ên çavkaniyê di nav kevanê de ji hêla bandorên mîkrometeoroid ve hatine derxistin, ji ber têkiliyên bi manyetosfera Keywanê re ber bi derve koç dikin. Plazmaya di nav vê manyetosferê de bi qada manyetîk a Keywanê re hevre digere, ku bi awayekî girîng zûtir ji tevgera rêgehî ya Xeleka G dizivire. Ev perçeyên piçûk bi bandorên paşîn re gav bi gav têne hilweşandin û ji hêla kişandina plazmayê ve têne belav kirin. Di seranserê hezarsalan de, xelek windabûnek girseyî ya gav bi gav diceribîne, ku bi bandorên din ên li ser Aegaeonê re bi berdewamî tê nûkirin.
Kevana Xeleka Methone
Kevanek xelekî ya nazik, ku di destpêkê de di Îlona 2006an de hate nasîn, nêzîkî 10 pileyên dirêjî digire û bi heyva Methone re têkildar e. Tê texmîn kirin ku madeya ku vê kevanê pêk tîne toza ku ji Methone piştî bandorên mîkrometeoroid hatiye avêtin e. Girtina vê tozê di nav kevanê de ji ber rezonansa 14:15 bi Mimasê re ye, mekanîzmayek mîna ya ku girtina kevana Xeleka G birêve dibe. Di bin bandora vê rezonansa yekbûyî de, Methone tevgera librasyonê di rêgeha xwe de nîşan dide, ku bi berfirehiya dirêjî ya 5 pileyî ber bi pêş û paş ve diheje.
Kevana Xeleka Anthe
Kevanek xelekî ya qels, ku yekem car di Hezîrana 2007an de hate dîtin, li ser nêzîkî 20 pileyên dirêjî dirêj dibe û bi heyva Anthe ve girêdayî ye. Tê bawer kirin ku madeya di nav vê kevanê de ji toza ku ji Anthe ji hêla bandorên mîkrometeoroid ve hatiye derxistin pêk tê. Girtina vê tozê di nav kevanê de ji hêla rezonansa 10:11 bi Mimasê re tê şîrove kirin. Wekî encam, Anthe di rêgeha xwe de pêlek dirêjî diceribîne, ku ji ber heman rezonansê li ser 14 pileyên dirêjî diheje.
Xeleka Pallene
Bi Pallene re, zengilekî tozê yê sivik bi hev re dizivire, ev bûyerek e ku ji aliyê wêneyên ku di sala 2006an de ji hêla Keştiya Asmanî ya Cassini ve di ronahiya pêş-belavbûyî de hatine girtin, hate eşkere kirin. Ev zengil firehiyeke tîrêjî ya nêzîkî 2,500 km (1500 mîl) heye. Jêdera wê di perçeyên ku ji rûxara Pallene ji ber lêdanên meteoroidan hatine avêtin de ye, yên ku paşê li ser rêça wê ya gerok zengilekî belavbûyî çêdikin.
Zengila E
Hebûna zengila E, ku heta sala 1980an nehatibû piştrastkirin, di nav stêrnasên ku dîroka wan digihîje sala 1908an de mijarek nîqaşî bû. Di vegotineke dîrokî ya çavdêriyên Keywanê de, Arthur Francis O'Donel Alexander, çavdêriya destpêkê ya tiştê ku paşê wekî Zengila E hate binavkirin, dide Georges Fournier. Di 5ê Îlona 1907an de, li Mont Revard, Fournier "herêmek Ronahîdar" ragihand ku "zengila derve ya geş dorpêç dike." Sala paşîn, di 7ê Cotmeha 1908an de, E. Schaer bi serê xwe "zengilek nû yê tarî...ku zengilên geş ên Keywanê dorpêç dike" ji Çavdêrxaneya Cenevreyê çavdêrî kir. Lêkolînên paşîn ên W. Boyer, T. Lewis, û Arthur Eddington, ku ji ber keşfa Schaer hatibûn teşwîqkirin, nîşanên zengilekî qutbûyî ku bi danasîna Schaer re lihevhatî bû, destnîşan kirin, her çend wan çavdêriyên xwe wekî "ne diyar" binav kirin. Piştî ku Edward Barnard, bi karanîna Teleskopê herî pêşketî yê cîhanê yê wê demê, nekarî tu Piştrast ji hebûna zengilek wusa bibîne, Gumandarîtî li ser hebûna Zengila E di nav piraniya stêrnasan de zêde bû. Tevî vê yekê, E. M. Antoniadi di weşanek sala 1909an de piştgirî da hebûna zengilê, û çavdêriya William Wray ya 26ê Kanûna Pêşîn a 1861an, ya "Sivikek pir sivik...ku bandora wê wekî zengila tarî bû" referans kir.
Berevajî zengilên A, B, û C, kûrahiya optîkî ya herî kêm û pîvana vertîkal a girîng a Zengila E, pêdiviya perspektîfek dîtinê ya ji aliyekî ve heye, rêzkirinek ku her 14–15 salan carekê tenê çêdibe. Wekî encam, çavdêriyên Zengila E heta salên 1960î ji nû ve dest pê nekirin. Her çend hin rapor vedîtina Zengila E di sala 1966an de bi Walter Feibelman ve girêbidin jî, gotara wî ya paşîn, ku sala din hate weşandin, nîqaşa berdewam û qeyda dîrokî ya berfireh a çavdêriyên ku hebûna zengilê hem piştrast dikirin hem jî red dikirin, pejirand. Feibelman bi baldarî şîrovekirina xwe ya dane wekî nîşana zengilek nû pêşkêş kir, û ew wekî "tenê demkî" bi nav kir. Analîzeke paşîn a çavdêriyên destpêkê yên Feibelman, ku di pêşbîniya firîna nêz a Pioneer 11 ya Keywan de hatibû kirin, dîsa piştrast ji bo vê zengila derve wekî "lawaz" binav kir. Tewra çavdêriyên polarîmetrîk ên ku ji hêla Pioneer 11 ve di dema firîna nêz a wê ya sala 1979an de hatin kirin jî, Zengila E bi awayekî teqez nas nekirin, her çend hebûna wê ji pîvandinên parçikan, radyasyon, û qada manyetîk hatibe encamdan. Piştrastkirina teqez a hebûna Zengila E di dawiyê de di gotareke sala 1980an de ji hêla Feibelman û Klinglesmith ve hate bidestxistin, piştî analîzeke dîjîtal a çavdêriyên sala 1966an û çend çavdêriyên serbixwe yên ku hem teleskopên erdê hem jî yên feza bikar anîn.
Zengila E, ku wekî zengila duyemîn a herî derve cih digire, qadeke pir fireh nîşan dide. Ew ji gelek parçikên piçûk pêk tê, ku mezinahiya wan ji mîkron heta bin-mîkron e, û ji qeşa avê ya ku bi sîlîkat, karbondîoksît û amonyakê re tevlihev bûye, pêk tê. Ev zengil di navbera rêyên orbîtal ên Mimas û Tîtan de cih digire. Berevajî zengilên din, Zengila E ji parçikên mîkroskopîk pêk tê, ne ji perçeyên qeşa yên makroskopîk. Di sala 2005an de, jêder a madeya pêkhateya Zengila E wekî pêlên krîyovolkanîk ên ku ji "xêzên pilingan" ên li herêma polar a başûr a heyv Enceladus derdikevin, hate nasîn. Berevajî zengilên sereke, Zengila E stûriyek zêdetirî 2,000 km (1000 mîl) heye, ku bi dûrbûna wê ji Enceladus re gav bi gav zêde dibe. Herwiha, pêkhateyên mîna tendrîl ên ku di nav de Zengila E de hatine dîtin, ji ber derdanên ji jetên polar ên başûr ên herî çalak ên Enceladus in.
Parçeyên Zenga E meylek nîşan didin ku li ser heyvên ku di nav firehiya wê de dizivirin kom bibin, bi giranî ji ber eksentrîsîteyên rêgehî yên parçeyan û nêzîkbûna nîv-eksenên mezin ên heyvên din bi ya Enceladus re. Parçeyên ku rastî heyvên li hundirê Enceladus dizivirin tên, bi gelemperî bi lezek bilindtir tevdigerin, ji ber ku nêzîkî perîcenterên xwe ne, wekî encam li aliyên paşîn ên heyvan dixin. Berovajî, parçeyên ku rastî heyvên li derveyî Enceladus dizivirin tên, meyl dikin ku hêdîtir tevbigerin, ji ber ku nêzîkî apocenterên xwe ne, bi vî awayî li nîvkadên pêşîn ên heyvan dixin. Ev mekanîzmaya lêketina cûda dibe sedem ku Janus, Epimetheus û Mimas aliyên paşîn ên geştir nîşan bidin, dema ku Tethys, Dione û Rhea li ser nîvkadên xwe yên pêşîn geşbûnek zêde nîşan didin. Herwiha, ekvatorê nîvkada pêşîn a Tethysê ji ber kombûna madeya ketî bi nermî şîn hatiye rengînkirin. Heyvên Trojan, di nav de Telesto, Calypso, Helene û Polydeuces, bi awayekî berbiçav bandor dibin ji ber ku rêgehên wan di balafira zengilê re derbas dibin. Ev têkilî dibe sedem ku rûyên wan bi madeya geş werin pêçandin, ku paşê taybetmendiyên topografîk ên heyî nerm dike.
Zenga Phoebe
Di Cotmeha 2009an de, vedîtina dîskek tenik a madeyê ku tam li hundirê rêgeha Phoebe cih digire hat ragihandin. Di dema vedîtina wê de, ev dîsk di rêzkirinek alî-bi-alî de li gorî Dinyayê hat dîtin. Ev avabûn dikare bi berfirehî wekî zengilek din were pênasekirin. Tevî mezinahiya wê ya mezin, ku dema ji Dinyayê tê dîtin wekî du heyvên tije xuya dike, zengil hema hema nayê dîtin. Vedîtina wê ji hêla Teleskopê Fezayê yê enfarûj ê NASAyê Spitzer ve hate hêsankirin, û ew li seranserê tevahiya çavdêriyên destpêkê hat dîtin, ku ji 128 heta 207 carî tîreya Keywanê dirêj dibû. Hesabên paşîn dirêjbûna wê ya potansiyel a derve heta 300 tîreyên Keywanê û hundir heta rêgeha Iapetusê li 59 tîreyên Keywanê destnîşan dikin. Zengil paşê bi karanîna keştiyên asmanî yên WISE, Herschel, û Cassini hate lêkolîn kirin. Çavdêriyên WISE dirêjahiya wê ji herî kêm di navbera 50 û 100 heta 270 tîreyên Keywanê destnîşan dikin, digel ku sînorê hundir ji hêla ronahiya gerstêrkê ve hatiye veşartin. Dane ku ji hêla WISE ve hatine bidestxistin herwiha destnîşan dikin ku parçeyên zengilê bi giranî piçûk in, digel ku yên ku tîreya wan ji 10 cm zêdetir e, 10% an kêmtir ji tevahiya qada beşa xaçê pêk tînin.
Phoebe rêgehekê li dora Keywanê li dûrahiyekê ku di navbera 180 û 250 tîreya gerstêrkê de ye, diparêze. Pergala Doreza pêwendîdar stûrahiyek nêzîkî 40 tîreyan nîşan dide. Ji ber ku tê texmînkirin ku perçeyên dorezê ji bandorên (hem Mîkrometeoroid û hem jî yên mezintir) li ser Phoebe derketine, tê payîn ku ew tevgera wê ya rêgehê ya paşverû parve bikin, ku Berevajî rêgeha pêşverû ya heyva hundirîn a cîran, Iapetus e. Ev doreza taybet Di nav balafira rêgehê ya Keywanê de ye, ku nêzîkî Eklîptîkê ye, û Wekî encam Xwarbûnek 27-pileyan li gorî balafira ekvatorî ya Keywanê û dorezên wê yên din nîşan dide. Xwarbûna Rêgehê ya Phoebe li gorî balafira rêgehê ya Keywanê 5° ye (ku ji ber tevgera wê ya paşverû bi gelemperî wekî 175° tê îfadekirin), û jicîhûwarkirina vertîkal a encamdar a Li ser û li binê balafira dorezê Bi rastî bi stûrahiya doreza çavdêrîkirî ya 40 tîreyên Keywanê re hevaheng e.
Hebûna teorîk a vê dorezê Di destpêkê de di salên 1970î de ji aliyê Steven Soter ve hatibû pêşniyarkirin. Vedîtina wê ya paşîn ji Anne J. Verbiscer û Michael F. Skrutskie, yên ku bi Zanîngeha Virginia ve girêdayî ne, û Douglas P. Hamilton, ji Zanîngeha Maryland, College Park, tê veqetandin. Hêjayî gotinê ye ku van sê lêkolîneran berê bi hev re xwendinên lîsansê li Zanîngeha Cornell meşandibûn.
Materyalê dorezê Koçkirina ber bi hundir ve derbas dike, Pêvajoyek ku ji hêla ji nû ve belavkirina Radyasyona Rojê ve tê ajotin, ku Leza wê bi mezinahiya perçeyan re berevajî têkildar e. Mînak, perçeyek 3 cm dê di seranserê temenê Pergala Rojê de dûrahiya ji nêzîkatiya Phoebe heya Iapetusê derbas bike. Wekî encam, ev materyalê koçber bandorê li Nîvkada pêşîn a Iapetusê dike. Dema ku Kombûna vî materyalî tarîbûn û sorbûnek piçûk a Nîvkada pêşîn a Iapetusê çêdike (mîna çavdêriyên li ser heyvên Uranusê Oberon û Titania), ew ne sedema rasterast a rengdariya du-Tonî ya taybetmendiya Heyvê ye. Di şûna wê de, madeya perçeyî ya ketî Mekanîzmayek bertekên erênî yên ku tê de veqetandina termal a xweser heye, dide destpêkirin, ku bi Sublîmasyona Qeşayê ji deverên germtir û Tîrbûna buharê ya paşîn li ser herêmên sartir tê diyar kirin. Ev Pêvajo Di encamê de bermayiyek "paşmayî" ya Tarî li ser piraniya devera ekvatorî ya Nîvkada pêşîn a Iapetusê depok dike, Berevajiyek tûj bi avabûnên Qeşayê yên Ronahîdar re çêdike ku herêmên wê yên polar û piraniya Nîvkada wê ya paşîn vedigirin.
Galileo Galilei yekem kes bû ku di sala 1610an de Çavdêrî kirinên dorezên Keywanê tomar kir.
- Galileo Galilei – yekem kesê ku di sala 1610an de dorezên Keywanê Çavdêrî kir.
- Christiaan Huygens yekem kes bû ku bi awayekî fermî hebûna avahiyeke dorezê ku dor li Keywanê girtiye pêşniyar kir, hîpotezek ku wî di sala 1655an de pêş xist.
- Vedîtina cudahiya zelal a di navbera dorezên A û B yên Keywanê de, ku wek Valahiya Cassini tê zanîn, di sala 1675an de ji Giovanni Cassini re tê veqetandin.
- Édouard Roche, stêrnasê Frensî, mekanîzmaya ku peyikek dikeve Sînorê Roche yê Keywanê dikare hilweşe rave kir, bi vî awayî beşdarî çêbûna dorezên gerstêrkê bû.
Têbîniyên Edîtorî
Çavkaniyên Akademîk
- Girêka Dorezên Gerstêrkê: Pergala Doreza Keywanê
- Nomenklatûra Dorezên Keywanê ji rûpela nomenklatûra gerstêrkê ya USGS
- Her tiştê ku Hişekî Meraqdar Divê Bizane Derbarê Pergalên Doreza Gerstêrkê de bi Dr. Mark Showalter re (Podkasta Waseem Akhtar bi Mark Showalter re)
- Anîmasyona bi Çareseriyê Bilind ji hêla Kevin M. Gill ve ya firîna li ser Doreza B ya derve di Wekheviya Şev û Rojê de (piştî deqeya yekem kêmtir yekreng dibe)
- Anîmasyona bi Çareseriyê Bilind ji hêla Nick Stevens ve ya Keywan û dorezên wê ji rêgehek ekvatorî û rêgehek qutbî, û ji noqînek di bin dorezan de