Satürn, Güneş Sistemindeki tüm gezegenler arasında en geniş ve karmaşık halka sistemine sahiptir. Bu halkalar, boyutları mikrometreden birkaç metreye kadar değişen, yörüngede dönen parçacıklardan oluşur ve ağırlıklı olarak su buzundan ve az miktarda kayalık bileşen karışımından oluşur.
Satürn, Güneş Sistemindeki tüm gezegenler arasında en kapsamlı ve karmaşık halka sistemine sahiptir. Halkalar, gezegenin etrafındaki yörüngede bulunan, boyutları mikrometreden metreye kadar değişen parçacıklardan oluşuyor ve neredeyse tamamen su buzundan ve eser miktarda kayalık malzemeden oluşuyor.
Halkaların yansıtıcılığı Satürn'ün algılanan parlaklığını artırsa da, teleskopik yardım olmadan Dünya'dan algılanamıyorlar. 1610 yılında, ilk teleskopik gözlemlerinin ardından Galileo Galilei, Satürn'ün halkalarını gözlemleyen ilk kişi oldu; ancak onun görüşü bunların kesin morfolojisini tespit etmek için yeterli netlikten yoksundu. 1655'e gelindiğinde Christiaan Huygens bunları doğru bir şekilde Satürn'ü çevreleyen ayrı bir disk olarak tanımladı. Satürn'ün halkalarının çok sayıda küçük halkalardan oluştuğunu öne süren teorik çerçeve, Pierre-Simon Laplace'a atfedilir.
Halka sistemi, parçacık yoğunluğunda önemli bir azalma ile karakterize edilen çok sayıda bölünme sergiler. Bu tür boşluklardan ikisi gömülü aylar tarafından korunurken, diğerlerinin birçoğu Satürn'ün çeşitli uydularıyla yerleşik istikrarsızlaştırıcı yörünge rezonanslarının konumlarına karşılık geliyor. Ancak ek boşlukların kökenleri henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Tersine, stabilize edici rezonanslar, Titan Ringlet ve G Halkası da dahil olmak üzere birçok halkanın kalıcılığına katkıda bulunur. Birincil halka sisteminin çok ötesinde, Phoebe ayından kaynaklandığı düşünülen ve dolayısıyla onun geriye dönük yörünge yörüngesini paylaştığı düşünülen Phoebe halkası yer alıyor. Bu halka Satürn'ün yörünge düzlemiyle aynı düzlemdedir. Satürn'ün 27 derecelik eksen eğikliği göz önüne alındığında, Phoebe halkası, Satürn'ün ekvator düzleminin üzerinde yer alan daha belirgin halkalara göre benzer şekilde 27 derece eğimlidir.
Halkaların oluşumunun kesin dönemi devam eden bir tartışma konusu olmaya devam ediyor: teorik modelleme başlangıçta Güneş Sistemi'nin tarihinde erken bir oluşuma işaret ediyordu, halbuki Cassini'den elde edilen daha yeni veriler oldukça geç bir oluşum tarihi öneriyor.
Geçmişe Genel Bakış
İlk Gözlemler
1610 yılında Galileo Galilei, Satürn'ün halkalarını teleskopuyla gözlemleyen ilk kişi oldu, ancak bunların doğasını doğru bir şekilde tanımlayamadı. Toskana Dükü'ne şunları söyledi: "Satürn gezegeni yalnız değil, neredeyse birbirine değen ve birbirlerine göre asla hareket etmeyen veya değişmeyen üç gezegenden oluşuyor. Zodyak'a paralel bir çizgide düzenlenmişler ve ortadaki (Satürn'ün kendisi) yanlardakilerin yaklaşık üç katı büyüklüğünde." Ayrıca halk arasında halkalardan Satürn'ün "kulakları" olarak da söz etti. 1612'de Dünya'nın halka düzleminden geçişi onları görünmez hale getirdi ve Galileo'nun şu şaşkın yorumuna yol açtı: "Bu kadar şaşırtıcı, bu kadar beklenmedik ve bu kadar yeni bir durumda ne söyleyeceğimi bilmiyorum." Mitolojik Titan Satürn'ün, devrileceğine dair bir kehaneti engellemek için kendi soyunu tüketmesine atıfta bulunarak, "Satürn çocuklarını mı yuttu?" diye tahminde bulundu. 1613'te halkalar yeniden ortaya çıktığında kafa karışıklığı daha da arttı.
Öncü gökbilimciler, bulgularının resmi olarak yayınlanmasından önce yeni keşiflerin önceliğini belirtme yöntemi olarak sıklıkla anagramları kullandılar. Örneğin Galileo, Altissimum planetam tergeminum observavi'yi ("En uzak gezegenin üçlü bir forma sahip olduğunu gözlemledim") temsil etmek için "smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras" anagramını kullandı ve böylece Satürn'ün halkalarını gözlemlediğini iddia etti.
1657'de Christopher Wren, Londra'daki Gresham College'a Astronomi Profesörü olarak atandı. 1652'den itibaren Satürn'ün tuhaf görünümünü aydınlatmak amacıyla gözlemler yapmaya başladı. De corpore saturni'de belgelenen önerdiği hipotez, neredeyse bir gezegen halkasının varlığını varsayıyordu. Yine de Wren, bu halkanın gezegenden çekimsel olarak farklı mı yoksa fiziksel olarak ona bağlı mı olduğu konusunda kararsız kaldı. Wren'in hipotezinin yayınlanmasından önce Christiaan Huygens, Satürn'ün halkalarına ilişkin kendi teorisini geliştirmişti. Wren, Huygens'in formülasyonunun kendisininkinden üstün olduğunu hemen kabul etti ve bu, De corpore saturni'nin kalıcı olarak bastırılmasına yol açtı. Robert Hooke ayrıca Satürn'ün halkalarının ilk gözlemlerine katkıda bulunarak, özellikle üzerlerine düşen gölgeleri belgeledi.
Huygens Halkası Hipotezi ve Sonraki Gelişmeler
1655 yılında, Christiaan Huygens, babası Constantijn Huygens ile işbirliği yaparak mercek taşlamaya başladı ve bu ona 43x güçte kırılmalı bir teleskop yapmasını sağladı. Bu cihaz, Satürn'ün benzeri görülmemiş ayrıntılı gözlemlerine olanak sağladı. Huygens, Satürn'ün gezegenden farklı bir halkayla çevrelendiğini öne süren ilk kişiydi. Başlangıçta bu keşfi gizemli bir biçimde yayınladı ve bunu "aaaaaaacccccdeeeeeghiiiiiiillllmmnnnnnnnnnnnnnnnooooppqrrstttttuuuuu" harf dizisi olarak sundu. Bundan üç yıl sonra, bu harflerin Latince Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam coherente, ad eclipticam inclinato cümlesini kodladığını açıkladı; bu cümle şu anlama gelir: "[Satürn], [gezegenin gövdesine] hiçbir yere değmeyen, ekliptiğe eğimli ince, düz bir halka ile çevrilidir." Kapsamlı halka hipotezi, Satürn'ün uydusu Titan'ı keşfi ve Güneş Sistemi'nin boyutlarının ilk kesin tanımıyla birlikte 1659'da Systema Saturnium'da yayınlandı.
Giovanni Domenico Cassini, 1675'te Satürn'ün halka sisteminin farklı boşluklarla ayrılmış çok sayıda küçük halkadan oluştuğunu doğruladı. Bu aralıkların en göze çarpanı daha sonra Cassini Tümeni olarak adlandırıldı. Bu özel bölüm 4.800 kilometrelik (3.000 mil) bir genişliğe sahiptir ve A Halkası ile B Halkası arasında yer alır.
Pierre-Simon Laplace, 1787'de tekdüze bir katı halkanın doğası gereği stabiliteden yoksun olacağını gösterdi. Sonuç olarak, Satürn'ün halkalarının bunun yerine çok sayıda katı halkacıktan oluştuğunu öne sürdü.
James Clerk Maxwell, 1859'da ne tekdüze olmayan katı halkanın, ne katı halkacıkların, ne de sürekli bir akışkan halkanın stabiliteyi koruyamayacağını gösteren bir kanıt sağladı. Bu onu halka sisteminin her biri bağımsız olarak Satürn'ün etrafında dönen sayısız küçük parçacıktan oluşması gerektiği sonucuna götürdü. Daha sonra Sofia Kovalevskaya'nın araştırması, Satürn'ün halkalarının sıvı, halka şeklindeki oluşumlar olarak var olamayacağını tespit ederek bunu daha da doğruladı. 1895 yılında Allegheny Gözlemevi'nden James Keeler ve Pulkovo Gözlemevi'nden Aristarkh Belopolsky tarafından yürütülen bağımsız spektroskopik araştırmalar, daha sonra Maxwell'in teorik analizinin doğruluğunu doğruladı.
Dört robotik uzay aracı, gezegene yakın mesafeden Satürn'ün halkalarının gözlemlerini gerçekleştirdi. Pioneer 11'in Satürn'le en yakın karşılaşması Eylül 1979'da 20.900 kilometre (13.000 mil) mesafede gerçekleşti. Bu görev F halkasının keşfiyle ilişkilendirilir. Daha sonra, Voyager 1'in en yakın yaklaşımı Kasım 1980'de 64.200 kilometre (39.900 mil) mesafede gerçekleşti. Arızalı bir fotopolarimetre Voyager 1'in halka gözlemleri için amaçlanan çözünürlüğüne ulaşmasını engellese de, uzay aracının görüntüleri yine de halka sisteminin benzersiz ayrıntılarını sağladı ve G halkasını ortaya çıkardı. Voyager 2'nin en yakın geçişi Ağustos 1981'de 41.000 kilometre (25.000 mil) mesafede gerçekleşti. İşlevsel bir fotopolarimetreyle donatılan Voyager 2', halka sistemini Voyager 1'e kıyasla daha üstün bir çözünürlükte gözlemleyebildi ve bu, daha önce gözlemlenmemiş çok sayıda halkanın tanımlanmasına yol açtı. Cassini uzay aracı, Temmuz 2004'te Satürn çevresindeki yörünge görevine başladı. Bugüne kadar Cassini'nin halkalara ilişkin görüntüleri en karmaşık gözlemleri temsil ediyor ve ek halkacıkların tanımlanmasından sorumlu.
Satürn'ün halkaları, keşif sıralarına göre alfabetik olarak adlandırılmıştır: A ve B Halkaları 1675 yılında Giovanni Domenico Cassini tarafından tanımlanmıştır; 1850'de William Cranch Bond ve George Phillips Bond tarafından yazılan Ring C; 1933'te Nikolai Barabashov ve Boris Semeykin tarafından D Halkası; 1967'de Walter A. Feibelman tarafından E Halkası; 1979'da Pioneer 11 tarafından Ring F; ve 1980'de Voyager 1 tarafından Ring G. Gezegenden dışarıya doğru ilerleyen birincil halkalar C, B ve A'dır; en önemli boşluk olan Cassini Bölümü ise B ve A Halkalarını sınırlandırmaktadır. Daha yakın zamanda daha az belirgin olan birkaç halka tespit edilmiştir. Son derece sönük olan D Halkası, gezegene en yakın konumdadır. İnce F Halkası, A Halkasının hemen arkasında yer alır. Daha da dışarıda önemli ölçüde daha soluk olan G ve E halkaları var. Halka sisteminin tamamı, bazı ölçeklerde Satürn'ün uydularından gelen yerçekimsel bozulmalara atfedilebilecek çok büyük bir karmaşıklık yapısı sergiliyor, ancak önemli bir kısmı hala açıklanamıyor.
Gözlem
Satürn'ün 26,7°'lik eksen eğikliği, ekvator düzlemini kaplayan görünür halkalarının farklı zamanlarda Dünya'dan farklı perspektiflere sahip olmasını sağlar. Dünya, halka düzlemini yaklaşık olarak her 13 ila 15 yılda bir geçer; bu da Satürn yılının yaklaşık yarısına karşılık gelir ve bu tür her olay sırasında tek veya üçlü geçişin meydana gelme olasılığı yaklaşık olarak eşit olur. En son ring uçağı geçişleri 22 Mayıs 1995, 10 Ağustos 1995, 11 Şubat 1996, 4 Eylül 2009 ve 23 Mart 2025'te gerçekleşti; yaklaşan olaylar 15 Ekim 2038, 1 Nisan 2039 ve 9 Temmuz 2039 için planlanıyor. Halka düzlemi geçişleri için en uygun gözlem dönemleri, özellikle de Satürn'ün Güneş'e çok yakın olmadığı zamanlar, yalnızca üçlü geçiş olaylarıyla ilişkilidir.
Güneş'in halka düzleminden geçişiyle tanımlanan Satürn ekinoksları, eşit aralıklarla meydana gelmez. Güneş'in halka düzlemi boyunca güneyden kuzeye doğru yörüngesi, Satürn'ün güneş merkezli boylamının 173,6 dereceye ulaşmasıyla örtüşmektedir; bu olay, Satürn'ün Aslan takımyıldızından Başak burcuna geçişine yaklaşan 11 Ağustos 2009'daki olayla örneklendirilmiştir. Daha sonra 15,7 yıllık bir aradan sonra Satürn'ün boylamı 353,6 dereceye ulaşır ve bu noktada Güneş halka düzleminin güney tarafına geçer. Her yörünge döngüsünde Güneş, 15,7 Dünya yılı boyunca halka düzleminin kuzeyinde kalır ve ardından düzlemin güneyinde 13,7 yıllık bir dönem gelir. Kuzeyden güneye geçiş tarihleri 19 Kasım 1995 ve 6 Mayıs 2025'i içerirken, güneyden kuzeye geçişler 11 Ağustos 2009 ve 23 Ocak 2039'da gerçekleşti. Ekinoks etrafındaki dönemde, halkaların çoğunun aydınlatması önemli ölçüde azalır, böylece halka düzleminden sapan yapıları vurgulayan ayırt edici gözlemlere olanak sağlanır.
Satürn, parlaklık değişiminin karmaşık desenlerini sergiliyor. Bu değişkenliğin ana kaynağı, yörünge başına iki tam döngüden geçen halkaların gelişen yönünden kaynaklanmaktadır. Dahası, gezegenin yörüngesinin dışmerkezliliği ek bir değişkenlik katmanı oluşturuyor ve bu da kuzey yarımküreden gözlemlendiğinde güneye kıyasla daha parlak karşıtlıklar oluşmasına neden oluyor.
Genel Özellikler
Yoğun ana halkalar, Satürn'ün 60.300 km (37.500 mil) yarıçapa sahip ekvatorunun ötesinde 7.000 km'den (4.300 mi) 80.000 km'ye (50.000 mi) kadar radyal bir mesafeyi kapsıyor. Tahmini yerel kalınlıkları minimum 10 metre (32' 10") ile maksimum 1 km (1093 yard) arasında değişmektedir. Bu halkalar esas olarak %99,9 saf su buzundan oluşur ve bunların arasına potansiyel olarak tolin veya silikat içeren küçük yabancı maddeler serpiştirilmiştir. Ana halkaları oluşturan parçacıkların boyutu ağırlıklı olarak 10 metreden küçüktür.
Cassini misyonu, halka sisteminin kütlesini doğrudan tespit etti. halkalar ve bulut tepeleri arasındaki yörüngeleri içeren son yörünge aşaması sırasındaki kütleçekim etkisi, 1,54 (± 0,49) × 1019 kg, yani 0,41 ± 0,13 Mimas kütlesine eşdeğerdir. Bu kütle, Dünya'nın toplam Antarktika buz tabakası kütlesinin yaklaşık üçte ikisine denk gelir ve Dünya'nınkinden seksen kat daha büyük bir yüzey alanına dağılır. tahmin, A, B ve C halkalarındaki yoğunluk dalgalarının Cassini gözlemlerinden elde edilen 0,40 Mimas kütle değeriyle yakından uyumludur. Yaklaşık milyarda 0,25 parçayı temsil eder; bu, Satürn'ün genel kütlesinin küçük bir kısmını oluşturur. A ve B halkalarındaki yoğunluk dalgalarını ve optik derinlik profilini kullanan önceki gözlemler, yaklaşık 0,75 Mimas kütleli bir kütleye işaret etmişti; ve hesaplamalı modelleme bu rakamın olduğundan düşük bir tahmin olduğunu öne sürdü.
Cassini Bölümü ve Encke Gap'i de içeren belirgin halka boşlukları Dünya'dan fark edilse de, Voyager uzay aracı binlerce ince boşluk ve halkacıktan oluşan karmaşık bir halka yapısını ortaya çıkardı. Bu karmaşık mimarinin, Satürn'ün sayısız uydusunun çeşitli mekanizmalar yoluyla ortaya çıkan çekimsel etkisinden kaynaklandığı varsayılmaktadır. Pan gibi küçük aycıkların sayısız ek keşif potansiyeliyle geçişiyle bazı boşluklar temizlenir; Aynı zamanda, bazı halkacıklar, Prometheus ve Pandora'nın F halkasını korumadaki rollerine benzer şekilde, küçük çoban uydularının yerçekimsel etkileşimleri tarafından sürdürülüyor gibi görünmektedir. Ek boşluklar, boşluk içindeki parçacıkların yörünge dönemleri ile daha uzak, büyük kütleli ayların yörünge dönemleri arasındaki rezonans etkileşimlerinden kaynaklanır; Örneğin Mimas, Cassini Bölümü'nü bu mekanizma aracılığıyla koruyor. Dahası, halka sistemi, iç ayların daha az rahatsız edici rezonans konumlarındaki periyodik kütleçekimsel tedirginlikleri tarafından üretilen sarmal dalgalar sergiliyor.
Cassini uzay sondasından yapılan gözlemler, Satürn'ün halkalarının, gezegeninkinden farklı, bağımsız bir atmosfere sahip olduğunu ortaya koyuyor. Bu atmosfer öncelikle güneş ultraviyole ışığının halkalar içindeki su buzuyla etkileşimi sonucu oluşan moleküler oksijen gazından (O2) oluşur. Daha fazla ultraviyole uyarımı ve su molekülü parçalarını içeren kimyasal reaksiyonlar, O§45§ gibi maddelerin oluşmasına ve atılmasına yol açar. Atmosfer modelleri aynı zamanda H§67§'nin varlığını da öne sürmektedir. Hem O§89§ hem de H§1011§ atmosferleri son derece zayıftır; halkalar üzerinde yoğunlaşırsa kalınlıkları yaklaşık olarak tek bir atom olacaktır. Ek olarak halkalar nispeten seyrek bir hidroksit (OH) atmosferine sahiptir. O§1213§ atmosferine benzer şekilde, hidroksit atmosferi, özellikle enerjik iyonların Satürn'ün uydusu Enceladus tarafından fırlatılan su moleküllerini bombalaması sırasında su moleküllerinin parçalanmasından kaynaklanır. Son derece seyrek olmasına rağmen bu atmosfer, Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak Dünya'dan başarıyla tespit edildi.
1980 yılında Satürn'ün yakın geçişi sırasında Voyager 1, F halkasının başlangıçta karmaşık, örgülü bir yapı olarak görünen üç dar halkadan oluştuğunu ortaya çıkardı. Daha sonraki analizler, dıştaki iki halkanın optik örgü yanılsaması yaratan belirgin topuz, kıvrım ve yumrulara sahip olduğunu, daha az parlak üçüncü halkanın ise iç kısımda yer aldığını açıklığa kavuşturdu.
11 Ağustos 2009 ekinoksuna yakın bir zamanda NASA'nın Cassini uzay aracı tarafından çekilen Satürn halkalarının son görüntüleri, nominal halka düzleminin ötesinde önemli yerel uzantıları göstermektedir. Bu yer değiştirme, boşluğu oluşturmaktan sorumlu ay olan Daphnis'in düzlem dışı yörünge yörüngesine atfedilen bir fenomen olan Keeler Boşluğu sınırında 4 km'ye (2,5 mil) kadar ulaşabilir.
Larry Esposito yönetimindeki Cassini UVIS ekibi, yıldız tıkanması yoluyla F halkası içinde boyutları 27 metreden (89 feet) ila 13 arasında değişen 13 nesne belirledi. Çapı 10 km (6 mil). Bu nesneler yarı saydamlık sergiliyor, bu da bunların her biri birkaç metre büyüklüğünde geçici buz kayaları yığınları olduklarını gösteriyor. Esposito, parçacıkların kümelenmesi ve ardından dağılmasından oluşan bu dinamik sürecin, Satürn'ün halkalarının temel yapısal mekanizmasını temsil ettiğini öne sürüyor.
Satürn'ün Ana Halkalarının Oluşumu ve Evrimi
Satürn'ün halkalarının tahmini yaşı, kullanılan metodolojilere bağlı olarak önemli ölçüde değişkenlik göstermektedir. Bazı hipotezler, muhtemelen Satürn'ün oluşumuyla aynı yaşta olan eski bir köken öne sürerken, Cassini'den elde edilen veriler önemli ölçüde daha genç bir yaşa işaret ediyor ve oluşumlarının son 100 milyon yıl içinde gerçekleştiğini, yaşlarının ise 10 milyon ile 100 milyon yıl arasında olduğunu gösteriyor. Bu yeni köken hipotezi, halkaların dinamik evrimi için düşük kütle tahminlerini içeren yeni modeller ve halkaların zaman içindeki kararma hızına ilişkin tahminler sağlayan gezegenler arası toz akışı ölçümleri ile desteklenmektedir. Halkalardan sürekli malzeme kaybı göz önüne alındığında, geçmiş kütleleri mevcut kütlelerini aşmış olmalı. Bununla birlikte, Güneş Sistemi tarihinin erken dönemlerinde oluşan devasa halkalar bugün gözlemlenenle karşılaştırılabilir bir kütleye evrilmiş olabileceğinden, kütle tahminleri tek başına kesin olarak teşhis koymaz. Mevcut tükenme oranlarına göre halkaların yaklaşık 300 milyon yıl içinde yok olacağı öngörülüyor.
Satürn'ün iç halkalarının oluşumuna ilişkin temel hipotezler, bunların bir veya daha fazla uydunun kalıntılarından oluştuğunu öne sürüyor. İlk olarak 19. yüzyılda Édouard Roche tarafından geliştirilen böyle bir hipotez, halkaların yörüngesi çürüyen ve gelgit kuvvetleri tarafından bozulacak kadar yakına gelen eski bir Satürn ayından (adını bir Roma tanrıçasının bir kuyuda saklandığı söylenen Veritas'tan almıştır) kaynaklandığını ileri sürüyor. 2022'de gerçekleştirilen sayısal simülasyonlar bu teoriyi desteklemektedir; çalışmanın yazarları parçalanmış ay için "Krizalis" adını önermektedir. Bu hipotezin alternatif bir versiyonu, Ay'ın önemli bir kuyruklu yıldız veya asteroit çarpmasının ardından parçalandığını öne sürüyor. Ayrıca 2023 simülasyonları, iki buzlu uydunun çarpışmasının, Satürn'ün halkalarında gözlemlenen kayalık malzeme kıtlığını açıklayabileceğini gösterdi.
Parçalanmış ay hipotezinin daha geleneksel bir yinelemesi, halkaların çapı yaklaşık 400 ila 600 km (200 ila 400 mil) arasında olan ve Mimas'ınkini biraz aşan bir boyuta sahip bir uydunun enkazından oluştuğunu öne sürüyor. Böyle bir uyduyu parçalamaya yetecek büyüklükteki çarpışmalar en son yaklaşık dört milyar yıl önce Geç Ağır Bombardıman sırasında meydana gelmişti.
R. M. Canup, halkaların oldukça büyük, Titan boyutunda, farklılaşmış bir uydunun buzlu örtüsünün kalıntılarını oluşturduğunu ileri süren çağdaş bir hipotez öne sürdü. Bu uydunun dış katmanının, gezegenin oluşum döneminde, hâlâ gaz halindeki bir nebula tarafından kuşatılmış durumdayken, Satürn'e doğru sarmal çizerek soyulduğu iddia ediliyor. Bu model, halkalar içinde gözlemlenen kayalık malzemenin azlığını açıklamaktadır. Başlangıçta, bu halkaların mevcut durumlarından çok daha büyük (yaklaşık 1000 kat) ve geniş olduğu varsayılmaktadır. Dış bölgelerinden gelen malzeme birikerek Satürn'ün en içteki uydularını oluşturmuş ve Tethys'e kadar uzanmış olabilir, böylece bu uyduların çoğunun bileşiminde kayalık bileşenlerin bulunmadığı da aydınlatılmış olabilir. Bu uydulardan bir diğeri olan Enceladus'un müteakip çarpışma veya kriyovolkanik evrimi, seçici buz kaybına neden olmuş olabilir ve yoğunluğunu şu anki değeri olan 1,61 g/cm3'e çıkarmış olabilir; buna kıyasla Mimas için 1,15 ve Tethys için 0,97'dir.
Bu önemli ilksel halkalar kavramı daha sonra Satürn'ün uydularının oluşumunu aydınlatmak için genişletildi ve bu değer Satürn'ün uydularının oluşumuna ışık tuttu. Rhea. Bu ilk devasa halkalar hem buzlu bileşenlerden hem de kaya parçalarından (çapı 100 km veya 60 mil'i aşan) oluşsaydı, bu silikat kütleler ek buz biriktirmiş olurdu. Daha sonra, halkalarla olan yerçekimsel etkileşimler ve Satürn'den gelen gelgit kuvvetleri, onları giderek daha uzak yörüngelere fırlatmış olacaktı. Roche sınırı içinde, kayalık kütleler daha fazla malzeme biriktirmek için yeterli yoğunluğa sahiptir; bu, daha az yoğun buzlu kütleler tarafından paylaşılmayan bir yetenektir. Halka sisteminden çıktıktan sonra, bu yeni oluşan aylar stokastik birleşmeler yoluyla daha fazla evrim geçirmiş olabilir. Bu mekanizma potansiyel olarak Satürn'ün Rhea'ya kadar olan uyduları arasında silikat içeriğinde gözlenen değişkenliğin yanı sıra, gezegene yakın bölgelerde silikat oranının azalması yönündeki fark edilebilir eğilimin de nedenini açıklamaktadır. Sonuç olarak, Rhea, Satürn'e daha yakın olan uyduların giderek daha genç yaşlar göstermesiyle, bu ilksel halkalardan çıkan en yaşlı uyduyu temsil ediyor.
Satürn'ün halkalarını oluşturan su buzunun parlaklığı ve bozulmamış doğası, halkaların Satürn'ün kendisinden önemli ölçüde daha genç olduğunun kanıtı olarak gösterildi; sürekli meteor tozu birikmesinin genellikle bunların kararmasına yol açacağı göz önüne alındığında. Bununla birlikte, son araştırmalar, B Halkasının, gelen malzemeyi etkili bir şekilde seyreltmeye yetecek kütleye sahip olduğunu ve böylece Güneş Sisteminin ömrü boyunca önemli kararmayı önlediğini ileri sürüyor. Halka bileşenleri, daha sonra darbelerle parçalanacak olan halkaların içinde kümeler oluşturarak geri dönüşüme uğrayabilir. Bu mekanizma, halka sistemi içindeki bazı malzemelerin görünüşte gençlik özelliklerini açıklayabilir. Araştırmacılar, bu halkada mevcut kayalık silikatların oranını özel olarak inceleyen Cassini Titan Radar Haritalayıcı'nın veri analizine dayanarak, C halkasının yeni oluşumuna işaret eden kanıtlar biriktirdiler. Bu malzemenin önemli bir kısmının yakın zamanda bozulan bir insan başlı at ya da aydan kaynaklandığı düşünülürse, C halkasının yaşının 100 milyon yıl ya da daha az olduğu tahmin edilebilir. Tersine, eğer materyal öncelikle mikrometeoroid akışından kaynaklanmış olsaydı, yaşı yaklaşık bir milyar yıl olurdu.
Satürn'e malzeme akışının oranına dayanan araştırmalar, halka sisteminin daha genç bir yaşta olduğunu, bunun da yüz milyonlarca yıl olduğu tahmin ediliyor. Halka malzemesi sürekli olarak Satürn'e doğru spiral çizer; daha yüksek bir düşüş oranı, halka sisteminin daha kısa bir kullanım ömrü ile ilişkilidir. Önerilen mekanizmalardan biri, yerçekiminin, gezegenin manyetik alan çizgileri boyunca halkalardan elektrik yüklü su buzu taneciklerini çekmesini tanımlıyor; bu olay 'halka yağmuru' olarak adlandırılıyor. Yer bazlı Keck teleskop gözlemleri bu akış hızının 432 ila 2870 kg/s arasında olduğu sonucunu çıkardı. Sonuç olarak, yalnızca bu sürece dayanarak, halkaların yaklaşık ~292+818
−124 milyon yıl içinde yok olacağı öngörülüyor. Eylül 2017'de halkaları ve gezegeni ayıran boşluktan geçişi sırasında Cassini uzay aracı, halkalardan Satürn'e doğru 4.800 ila 44.000 kg/s arasında değişen ekvatoral yüksüz malzeme akışını tespit etti. Bu akın oranının istikrarlı olduğu varsayıldığında, bunun devam eden "halka yağmuru" sürecine eklenmesi, halkaların 100 milyon yıldan daha kısa bir sürede yok olabileceğini gösteriyor.
Halkaların fiziksel yapısı
A ve B Halkaları, Giovanni Domenico Cassini'nin 1675 yılında keşfettiği Cassini Bölümü tarafından tanımlanan Satürn'ün halka sisteminin en önemli bileşenlerini temsil eder. 1850 yılında tanımlanan ve Cassini Bölümüne benzer özellikler sergileyen C Halkası, ana halkaları oluşturmak üzere bu bölgeleri birleştirir. Bu birincil halkalar daha fazla yoğunluk sergiler ve daha dağınık tozlu halkalara kıyasla daha büyük parçacıklar içerir. İkinci kategori, Satürn'ün atmosferik sınırına doğru içeriye doğru uzanan D Halkasını, G ve E Halkalarını ve ana halka sisteminin ötesinde yer alan diğer oluşumları kapsar. Bu dağınık halkalar, kendilerini oluşturan parçacıkların genellikle bir mikrometreye yaklaşan çok küçük boyutlarından dolayı 'tozlu' olarak tanımlanır; ana halkalara benzer kimyasal yapıları ağırlıklı olarak su buzundan oluşur. A Halkasının dış sınırının hemen ötesinde konumlanan ince F Halkası, sınıflandırma zorluklarını beraberinde getiriyor; Bazı bölümler oldukça yoğun olsa da önemli miktarda toz boyutunda parçacık da içeriyor.
Kapsamlı Yapısal Genel Bakış
C Halkasının Yapısal Özellikleri
Cassini Bölümü'nün Yapısal Özellikleri
- Kaynak:
A Halkasının Yapısal Unsurları
D Halkası
D Halkası, halka sisteminin en içteki ve özellikle soluk bileşenini temsil eder. 1980 yılında, Voyager 1 misyonu bu yapı içinde D73, D72 ve D68 olarak etiketlenen üç farklı halkacık tespit etti; D68, Satürn'e göre en içteki ayrı halkacık olarak konumlandırıldı. Yaklaşık 25 yıl sonra, Cassini uzay aracından alınan görüntüler, D72'nin önemli ölçüde genişleme ve yayılma sürecinden geçtiğini ve eş zamanlı olarak gezegene 200 km (100 mil) daha yakına göç ettiğini ortaya çıkardı.
D Halkası, birbirinden 30 km (20 mil) aralıklı dalgalarla karakterize edilen ince ölçekli bir yapı sergiliyor. Başlangıçta C Halkası ile D73 arasındaki halkalar arası boşlukta gözlemlenen bu yapının daha sonra Satürn'ün 2009 ekinoksunda 19.000 km'lik (12.000 mil) radyal bir alanı kapsadığı ve D Halkasından B Halkasının iç sınırına kadar ulaştığı belirlendi. Bu dalgalar, 2 ila 20 metre arasında değişen genliklere sahip, dikey olukların spiral konfigürasyonu olarak yorumlanır. Dalgaların periyodunda gözlenen zamansal azalma (1995'te 60 km'den (40 mil) 2006'da 30 km'ye (20 mil)) bu modelin muhtemelen 1983 sonlarında ortaya çıktığını düşündürmektedir. Bu kökenin, daha sonra halkaları kuyruklu yıldızdan uzağa doğru eğen, parçalanmış bir kuyruklu yıldızdan türetilen, yaklaşık 1012 kg olarak tahmin edilen bir enkaz bulutunun çarpmasının sonucu olduğu varsayılmaktadır. ekvator düzlemi. Benzer şekilde, Jüpiter'in birincil halka sistemindeki benzer bir sarmal desen, 1994 yılında Shoemaker-Levy 9 Kuyruklu Yıldızı'ndan gelen malzemenin etkisiyle oluşan bir bozulmaya atfedilmiştir.
C Halkası
C Halkası, B Halkasının iç kısmında yer alan geniş ama sönük bir halka olarak tanımlanır. 1850'deki keşfi William ve George Bond'a atfedilir, ancak William R. Dawes ve Johann Galle de bunu bağımsız olarak gözlemlemiştir. William Lassell daha sonra, daha parlak olan A ve B Halkalarında bulunandan daha koyu malzeme bileşimi nedeniyle onu 'Krep Halkası' olarak adlandırdı.
Tahminler, dikey kalınlığının 5 metre (16 feet) ve kütlesinin ise yaklaşık 1,1 × 1018 kg olduğunu gösteriyor. Optik derinliği 0,05 ila 0,12 arasındadır. Bu optik derinlik, halkaya dik olarak gelen ışığın %5 ila %12'sinin zayıflatıldığı ve üstten bakıldığında halkanın neredeyse şeffaf hale geldiği anlamına gelir. Satürn'ün 2009 ekinoksu sırasında, başlangıçta D Halkasında tanımlanan 30 km dalga boyuna sahip sarmal olukların C Halkasının tamamı boyunca yayıldığı gözlemlendi.
Colombo Boşluğu ve Titan Halkası
Colombo Boşluğu, C Halkasının iç bölgesinde yer almaktadır. Bu boşluğun içinde, Satürn'den 77.883 km (48.394 mil) merkezi uzaklıkta konumlanan ve mükemmel dairesellik yerine hafif eliptik bir morfoloji sergileyen, parlak ama ince Colombo Halkası yer alıyor. Bu halkaya ayrıca Titan Ayıyla olan yörüngesel rezonansı nedeniyle Titan Halkası olarak da anılır. Halka sistemi içindeki bu spesifik yörünge yarıçapında, bir halka parçacığının apsidal devinim periyodu Titan'ın yörünge hareketinin periyoduyla tam olarak eşleşir ve sonuç olarak bu eksantrik halkanın apsisini tutarlı bir şekilde Titan'a doğru yönlendirir.
Maxwell Boşluğu ve Halkası
Maxwell Boşluğu, C Halkasının dış segmentinde yer alır. Bu boşluk aynı zamanda Maxwell Halkası olarak bilinen yoğun, dairesel olmayan bir oluşumu da kapsamaktadır. Bu halka pek çok açıdan Uranüs'ün ε halkasına benzerlik gösteriyor. Her iki halka da merkez bölgelerinde dalga benzeri yapılar sergiliyor. ε halkasındaki dalganın Uranüs'ün uydusu Cordelia'nın çekimsel etkisinden kaynaklandığı varsayılsa da, Temmuz 2008 itibarıyla Maxwell boşluğunda herhangi bir ay tanımlanmamıştı.
B Halkası
B Halkası, Satürn'ün halka sistemi arasında en geniş, en parlak ve en büyük halkadır. Tahmini kalınlığı 5 ila 15 metre arasında değişmektedir ve optik derinliği 0,4 ile 5'i aşmaktadır; bu da B Halkasının belirli bölgelerinde gelen ışığın %99'undan fazlasının engellendiğini göstermektedir. Yoğunluk ve parlaklıktaki önemli farklılıklar B Halkasını karakterize eder ve bu olayların çoğunluğunun şu anda bilimsel bir açıklaması yoktur. Bu varyasyonlar, B Halkasının kendisi belirgin boşluklardan yoksun olmasına rağmen, eşmerkezli, dar halkalar halinde ortaya çıkar. Dış çevresinde B Halkası, birincil halka düzleminden 2,5 kilometreye (1,5 mil) kadar sapabilen dikey yapılar sergiliyor. Bu, A, B ve C halkalarının genellikle yaklaşık 10 metre (30 feet) olan tipik dikey kalınlığından önemli bir sapmayı temsil eder. Bu tür dikey oluşumların, tespit edilemeyen gömülü aycıkların yerçekimsel etkisinden kaynaklandığı varsayılmaktadır.
2016 yılında sarmal yoğunluk dalgalarını analiz etmek için yıldız örtülmeleri kullanılarak yapılan araştırma, B Halkasının yüzey yoğunluğunun 40 ila 140 g/cm2 arasında değiştiğini ortaya çıkardı. Bu ölçüm önceki tahminlerden daha düşüktür ve halkanın optik derinliği ile kütle yoğunluğu arasında minimal bir korelasyona işaret etmektedir; bu ilişki A ve C halkalarında da gözlenmektedir. B Halkasının toplam kütlesinin 7 ila 24x1018 kilogram aralığında olduğu tahmin edilmektedir. Karşılaştırma amacıyla Mimas'ın kütlesi 37,5ק1415§18 kilogramdır.
Konuşmacı
1980'den önce Satürn'ün halkalarının yapısal özellikleri yalnızca yerçekimi kuvvetlerine atfediliyordu. Ancak Voyager uzay aracından alınan daha sonraki görüntüler, B Halkası içindeki parçalar adı verilen radyal özellikleri ortaya çıkardı. Bu özellikler, yörünge dinamikleriyle tutarsız olan sürekli varlıkları ve dönme davranışları nedeniyle yerçekimsel mekaniği yoluyla açıklamaya meydan okuyordu. Bu ışıklar, geri saçılan ışıkta karanlık ve ileri saçılan ışıkta parlak olarak ortaya çıkar; bu optik geçiş, yaklaşık 60 derecelik bir faz açısında meydana gelir. Parmaklıkların bileşimine ilişkin baskın hipotez, bunların birincil halka düzleminden elektrostatik itme yoluyla havaya kaldırılan mikroskobik toz parçacıklarından oluştuğunu ve Satürn'ün manyetosferiyle neredeyse eşzamanlı olarak döndüklerini öne sürüyor. Bu parmaklıkların oluşmasından sorumlu olan mekanizma henüz belirlenmemiştir. Önerilen bir açıklama, Satürn'ün atmosferindeki yıldırım veya halkalar üzerindeki mikrometeoroid etkileri gibi elektriksel bozuklukların nedensel faktörler olabileceğini öne sürüyor. Alternatif bir teori, parmak izlerinin, ay ufkunun parlaması veya tozun havaya kalkması gibi olgularla güçlü bir benzerlik taşıdığını ve bunun yerine, genel elektriksel rahatsızlıklardan ziyade, halka parçacıklarının sonlandırıcısı boyunca yoğun elektrik alanları tarafından uyarıldığını öne sürüyor.
İp parmakları, Cassini uzay sondası tarafından tespit edilinceye kadar yaklaşık yirmi beş yıl boyunca gözlemlenmeden kaldı. Cassini'nin 2004'ün başlarında Satürn'e gelişi üzerine tekerlekler fark edilememişti. Bazı bilim insanları, oluşumlarını açıklamaya çalışan modellere dayanarak, parmak izlerinin 2007 yılına kadar yeniden ortaya çıkmayacağını varsaydılar. Bu tahminlere rağmen, Cassini görüntüleme ekibi, halka görüntüleri içinde parmak izlerini aramaya devam etti ve sonunda onları 5 Eylül 2005'te çekilen fotoğraflarda tekrar gözlemledi.
İp parmakları, Satürn'ün kış ortası ve yaz ortasında kaybolan ve daha sonra Satürn olarak yeniden ortaya çıkan mevsimsel bir fenomenin özelliklerini sergiliyor. ekinokslarına yaklaşıyor. Çubukların, Satürn'ün 29,7 yıllık yörünge dönemiyle bağlantılı olarak mevsimsel bir etkiyi temsil ettiği hipotezi, Cassini misyonunun sonraki aşamalarında giderek yeniden ortaya çıkmalarıyla desteklendi.
Aycık
2009 ekinoksunda, B halkasının içine gömülü bir aycık, yansıttığı gölge sayesinde tespit edildi. Tahmini çapı 400 metredir (1.300 feet). Bu aycık S/2009 S 1 geçici adını aldı.
Cassini Bölümü
Cassini Bölümü, Satürn'ün A ve B Halkaları arasında yer alan, 4.800 kilometre (3.000 mil) genişliğinde bir bölge oluşturur. 1675 yılındaki keşfi, onu Paris Gözlemevi'nden 2,5 inç objektif lens, 20 fit odak uzaklığı ve 90x büyütme ile donatılmış bir kırılmalı teleskop kullanarak gözlemleyen Giovanni Cassini'ye atfedilir. Dünya'dan bakıldığında halka sistemi içinde dar, karanlık bir boşluk olarak görülüyor. Bununla birlikte, Voyager misyonu, bu görünür boşluğun aslında C Halkasına önemli benzerlikler gösteren halka malzemesiyle doldurulduğunu ortaya çıkardı. Bölünme, halkaların aydınlatılmayan tarafından gözlemlendiğinde parlak görünebilir; bu durum, derinliği boyunca daha fazla ışık iletimini kolaylaştıran nispeten düşük malzeme yoğunluğuna atfedilebilen bir olgudur.
Cassini Bölümü'nün iç sınırı öncelikle güçlü bir yörünge rezonansından etkilenir. Spesifik olarak, burada bulunan halka parçacıkları Mimas ayıyla 2:1 yörünge rezonansı sergiliyor. Bu rezonans, Mimas'tan gelen kümülatif yerçekimsel bozulmalarla sonuçlanır, bu da bu parçacıkların yörüngelerini istikrarsızlaştırır ve sonuç olarak halka yoğunluğunda belirgin bir azalmaya neden olur. Buna karşılık, Cassini Bölümü'ndeki halkalar arasında gözlemlenen çok sayıda diğer boşluğun kökenleri henüz açıklığa kavuşturulmamıştır.
Huygens Açığı
1981 yılında Voyager 2 tarafından iletilen görüntülerden tanımlanan Huygens Boşluğu, Cassini Bölümü'nün iç sınırında yer almaktadır. Bu boşluğun içinde yoğun ve eksantrik Huygens Ringlet bulunur. Halkacık, hem geometrik genişliğinde hem de optik derinliğinde düzensiz azimut değişimleri sergiliyor; bu, potansiyel olarak Mimas ile 2:1 rezonansa yakınlığına ve B halkasının eksantrik dış kenarının yerçekimsel etkisine atfedilebilir. Huygens Halkasının hemen dışına ek bir dar halkacık yerleştirildi.
Bir Yüzük
A Halkası, Satürn'ün başlıca parlak halkalarının en dıştakini oluşturur. İç sınırı Cassini Bölümü'dür, belirgin dış sınırı ise küçücük uydu Atlas'ın yörünge yoluna yakındır. A Halkası, dış çevresinden içeriye doğru halkanın toplam genişliğinin yaklaşık %22'si kadar konumlandırılmış olan Encke Boşluğu tarafından enlemesine ikiye bölünmüştür. Daha ince bir boşluk olan Keeler Gap, halkanın dış kenarından itibaren genişliğinin %2'sinde yer almaktadır.
A Halkasının tahmini kalınlığı 10 ila 30 metre arasında değişir, yüzey yoğunluğu 35 ila 40 g/cm2 arasındadır ve toplam kütlesinin yaklaşık 4 ila 4 ila 30 g/cm2 olduğu hesaplanmıştır. 5×1018 kg, bu da Hyperion'un kütlesinden biraz daha azdır. Optik derinliği 0,4 ila 0,9 arasında dalgalanır.
B Halkasına benzer şekilde, A Halkasının dış çevresi yörünge rezonansları tarafından sürdürülür, ancak spesifik etkileşim seti çok daha karmaşıktır. Başlıca etkisi Janus ve Epimetheus ile olan 7:6 rezonanstan kaynaklanır ve Mimas ile 5:3 rezonanstan ve Prometheus ve Pandora'yı içeren çeşitli rezonanslardan gelen katkılarla desteklenir. Ayrıca, diğer yörünge rezonansları, A Halkası içinde (ve daha az derecede diğer halkalarda) çok sayıda spiral yoğunluk dalgasına neden olur ve bu dalgalar, onun yapısal özelliklerini büyük ölçüde tanımlar. Bu dalgaları yöneten fiziksel prensipler, galaksilerdeki sarmal kol oluşumlarını açıklayan prensiplerle aynıdır. A Halkası'nda da gözlemlenen ve aynı teorik çerçeveyle açıklanan sarmal bükülme dalgaları, sıkıştırma bozukluklarından ziyade halka içinde dikey dalgalanmalar olarak kendini gösteriyor.
Nisan 2014'te, NASA bilim adamları A Halkası'nın dış sınırı yakınında yeni bir ayın oluşmaya başlayan potansiyel oluşumunu belgelediler.
Encke Boşluğu
A Halkası içindeki 325 km (200 mil) genişliğinde bir süreksizlik olan Encke Boşluğu, Satürn'ün çekirdeğinden 133.590 km (83.000 mil) uzaklıkta merkezi bir konumda yer almaktadır. Varlığı, bu bölgede yörüngesini koruyan küçük uydu Pan'a atfediliyor. Cassini sondası tarafından elde edilen görüntüler, boşluk içinde en az üç ince, kıvrımlı halkacığın varlığını ortaya çıkardı. Boşluğun her iki yanında da gözlemlenebilen sarmal yoğunluk dalgaları, halkaların dışında yer alan bitişik aylarla rezonanslar tarafından üretilirken, Pan'ın kendisi ek bir dizi sarmal iz oluşturur.
Johann Encke bu boşluğu kişisel olarak gözlemlemedi; isimlendirmesi onun halka gözlemlerine yaptığı katkıları onurlandırmaktadır. Boşluk, 1888'de bağımsız olarak James Edward Keeler tarafından keşfedildi. Daha sonra, Voyager tarafından tanımlanan A Halkası içindeki ikinci önemli boşluk, yaptığı çalışmadan dolayı Keeler Boşluğu olarak adlandırıldı.
Encke Boşluğu, A Halkası içinde tamamen çevrelenmiş olması nedeniyle bir boşluk olarak sınıflandırıldı. Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) 2008'deki tanımlara açıklık getirmesinden önce, boşluk ve bölünme arasında terminolojik belirsizlik mevcuttu; dolayısıyla bu ayrılığa zaman zaman 'Encke Bölümü' deniyordu.
Keeler Boşluğu
Keeler Boşluğu, halkanın dış çevresinden yaklaşık 250 km (150 mil) uzakta bulunan A Halkası içinde 42 km (26 mil) genişliğinde bir süreksizlik oluşturur. 1 Mayıs 2005'te tanımlanan küçük uydu Daphnis, bu boşluğun yörüngesinde dönüyor ve bu sayede net durumunu koruyor. Daphnis'in yörünge geçişi, boşluğun kenarları boyunca dalgalar üretiyor; bu fenomen, onun küçük yörünge eksantrikliği tarafından daha da modüle ediliyor. Daphnis'in halka düzlemine göre hafif yörünge eğimi göz önüne alındığında, bu dalgalar düzleme dik bir bileşene sahiptir ve düzlemin 'üzerinde' 1500 metreye kadar uzanır.
Keeler Boşluğu, Voyager tarafından tespit edildi ve daha sonra gökbilimci James Edward Keeler'ın anısına isimlendirildi. Keeler daha önce Encke Boşluğunu bizzat keşfedip Johann Encke'nin anısına bu adı vermişti.
Pervane aycıkları
2006 yılında, A Halkası'nın Cassini görüntülerinde dört küçük "aycık" tespit edildi. Çapı yaklaşık yüz metre olan bu aycıklar doğrudan gözlemlenemeyecek kadar küçüktür; bunun yerine, Cassini bunların oluşturduğu, birkaç kilometreye yayılan, "pervane" şeklindeki belirgin bozuklukları tespit ediyor. Projeksiyonlar, A Ring'in bu türden binlerce varlığı barındırdığını gösteriyor. 2007 yılına gelindiğinde, ilave sekiz aycığın tanımlanması, bunların birincil olarak Satürn'ün çekirdeğinden yaklaşık 130.000 km (80.000 mil) uzakta bulunan 3.000 km'lik (2.000 mil) bir kuşakta hapsedildiğini gösterdi. 2008 yılına gelindiğinde 150'den fazla pervane ayçığı kataloglandı ve bunlardan biri birkaç yıl boyunca sürekli olarak izlenerek Bleriot olarak adlandırıldı.
Roche Bölümü
A Halkasını ve F Halkasını ayıran ara bölge, Fransız fizikçi Édouard Roche'u onurlandıran bir isimlendirme olan Roche Bölümü olarak belirlenmiştir. Bu bölünme, Satürn gibi bir gezegene yaklaşırken önemli bir gök cisminin gezegenin gelgit kuvvetleri tarafından bozulacağı yakınlığı tanımlayan Roche sınırından ayırt edilmelidir. Birincil halka sisteminin çevresinde konumlanan Roche Bölümü, gerçekten de Satürn'ün Roche sınırına yakındır; bu, halkaların bir aya dönüşmedeki yetersizliğini açıklayan bir faktördür.
Cassini Bölümü'ne benzer şekilde, Roche Bölümü maddeden yoksun değildir ancak dağınık bir malzeme tabakasını kapsar. Bu malzemenin bileşimi ince ve tozlu D, E ve G Halkalarında bulunanlara benzemektedir. Roche Bölümü içerisinde, iki spesifik bölge, çevredeki alanla karşılaştırıldığında yüksek toz konsantrasyonları sergilemektedir. Bunlar, Cassini sondasının görüntüleme ekibi tarafından tanımlandı ve geçici adlar aldı: R/2004 S 1, Atlas ayının yörünge yolu üzerinde yer alıyor; ve R/2004 S 2, Satürn'ün çekirdeğinden 138.900 km (86.300 mil) uzaklıkta, Prometheus'un yörüngesinin iç kısmında merkezlenmiştir.
F Halkası
F Halkası, Satürn'ün en dıştaki ayrık halkasını temsil eder ve saatlik zaman ölçeklerinde gelişen özellikler sergileyen, Güneş Sistemi içindeki potansiyel olarak dinamik olarak en aktif halkadır. A Ring'in dış sınırının 3.000 km (2.000 mil) ötesinde konumlanmıştır. Pioneer 11 görüntüleme ekibi bu halkayı 1979'da keşfetti. Aşırı inceliğiyle karakterize edilen bu halka, radyal olarak yalnızca birkaç yüz kilometre uzanıyor. Tarihsel olarak, içte ve dışta yörüngede dönen iki çoban uydusu Prometheus ve Pandora'nın uyumunu koruduğu varsayılmıştı; ancak çağdaş araştırmalar, yalnızca Prometheus'un hapsedilmesine önemli ölçüde katkıda bulunduğunu öne sürüyor. Sayısal simülasyonlar, halkanın Prometheus ve Pandora arasındaki bir çarpışmanın ardından oluşan kısmi bir bozulmadan kaynaklandığını öne sürüyor.
Cassini sondasından alınan daha sonraki yüksek çözünürlüklü görüntüler, F Halkasının spiral bir şeritle çevrelenen merkezi bir çekirdek halkadan oluştuğunu ortaya koyuyor. Bu gözlemler ayrıca, Prometheus'un kıyamet sırasında halkayla karşılaşması sırasında, ayın yerçekimsel etkisinin, malzemeyi 'biriktirerek' F Halkası içinde kıvrımlara ve düğümlere neden olduğunu, dolayısıyla halkanın iç bölgesinde karanlık bir kanal oluşturduğunu göstermektedir. Prometheus'un Satürn'ün yörüngesinde F Halkasını oluşturan maddeden daha büyük bir hızla döndüğü göz önüne alındığında, birbirini takip eden her kanal selefinden yaklaşık 3,2 derece ileridedir.
2008 yılına gelindiğinde, ek dinamik aktivite gözlemlendi; bu da F Halkası içinde yörüngede dönen küçücük, gözlemlenmemiş uyduların Prometheus'tan gelen kütleçekimsel tedirginlikler nedeniyle sürekli olarak dar çekirdeğinden geçtiğini gösteriyor. Böyle küçük uydulardan biri geçici olarak S/2004 S 6 olarak tanımlandı.
2023 itibariyle, F Halkasının karakteristik topak topak morfolojisinin, "birkaç ay içinde kararlı durum rejiminde ana gövdelerin üzerinde yeniden biriken mikrometre ila santimetre boyutunda parçacıklardan oluşan yoğun şeritler üreten binlerce küçük ana gövdenin (1,0 ila 0,1 km boyutunda) varlığından" kaynaklandığı varsayılıyor.
Dış Halkalar
Janus/Epimetheus Yüzüğü
İnce bir toz halkası, Janus ve Epimetheus'un yörünge bölgesini çevreliyor; bu özellik, 2006 yılında Cassini uzay aracı tarafından ileriye doğru saçılan ışıkta elde edilen görüntülerden anlaşılmıştır. Bu halka, yaklaşık 5.000 km'lik (3.000 mil) radyal bir boyut sergiler. Oluşumu, göktaşı çarpmaları nedeniyle ay yüzeylerinden fırlatılan ve daha sonra ilgili yörünge yörüngeleri boyunca dağınık bir halka oluşturan parçacıklara atfediliyor.
G Halkası
Özellikle ince ve sönük bir halka olan G Halkası, F Halkası ile E Halkasının başlangıcı arasında yaklaşık olarak ortada konumlanmıştır ve iç sınırı Mimas'ın yörüngesinden yaklaşık 15.000 km (10.000 mil) içeride yer almaktadır. Bu halka, iç kenarının yakınında, Neptün'ün çevresinin yaklaşık altıda birini kaplayan halkalarında gözlemlenen yayları anımsatan, belirgin şekilde daha parlak bir yay içerir. Bu yay, yarım kilometre (500 yard) çapında bir aycık olan Aegaeon'un merkezindedir ve Mimas ile 7:6'lık bir yörünge rezonansı ile konumunda tutulur. Yayın, bazılarının çapı birkaç metreye ulaşan buzlu parçacıklardan oluştuğu varsayılırken, G Halkasının geri kalanının bu yayın içinden kaynaklanan tozdan oluştuğu varsayılıyor. Yayın radyal genişliği yaklaşık 250 km'dir (150 mil), bu da G Ring'in 9.000 km'lik (6000 mil) toplam genişliğiyle dikkate değer bir tezattır. Yayın, çapı yaklaşık yüz metre olan küçük bir buzlu aycığa eşdeğer malzeme içerdiği tahmin ediliyor. Yay içindeki Aegaeon ve diğer kaynak cisimlerden mikrometeoroid çarpmalarıyla yerinden çıkan toz parçacıkları, Satürn'ün manyetosferi ile etkileşimler nedeniyle dışarıya doğru göç eder. Bu manyetosferdeki plazma, G Halkasının yörünge hareketinden önemli ölçüde daha hızlı dönen Satürn'ün manyetik alanıyla birlikte döner. Bu küçük parçacıklar sonraki darbelerle giderek aşınır ve plazma sürüklenmesiyle dağılır. Binlerce yıl boyunca halka, Aegaeon'a gelecek darbelerle sürekli olarak yenilenen kademeli bir kütle kaybı yaşıyor.
Methone Halka Arkı
İlk olarak Eylül 2006'da tanımlanan ince bir halka yayı, yaklaşık 10 derecelik boylamı kapsıyor ve Methone ayıyla ilişkili. Bu yayı oluşturan malzemenin, mikrometeoroid çarpmaları sonrasında Meton'dan çıkan toz olduğu tahmin edilmektedir. Bu tozun yay içinde hapsolması, G Halkasının yayının hapsedilmesini yöneten mekanizmaya benzer bir mekanizma olan Mimas ile 14:15 rezonansına atfedilir. Bu özdeş rezonansın etkisi altında Methone, yörüngesinde 5 derecelik boylamsal bir genlikle ileri geri salınım yapan bir serbest hareket sergiliyor.
Anthe Halka Arkı
İlk olarak Haziran 2007'de tespit edilen soluk halka yay, yaklaşık 20 derecelik boylam boyunca uzanıyor ve Anthe ayına bağlı. Bu yayın içindeki malzemenin, Anthe'den mikrometeoroid çarpmalarıyla yerinden çıkan tozdan oluştuğuna inanılıyor. Bu tozun ark içinde hapsedilmesi Mimas ile 10:11 rezonansla açıklanmaktadır. Sonuç olarak Anthe, aynı rezonans nedeniyle 14 derecelik boylamın üzerinde salınım yaparak yörüngesinde uzunlamasına bir kaymaya maruz kalıyor.
Pallene Yüzüğü
2006 yılında Cassini uzay aracı tarafından ileriye doğru saçılan ışıkta çekilen görüntülerde ortaya çıkan bir olgu olan Pallene ile birlikte soluk bir toz halkası yörüngede dolaşıyor. Bu halkanın radyal genişliği yaklaşık 2.500 km'dir (1500 mil). Kökeni, Pallene'in yüzeyinden göktaşı çarpmalarıyla fırlatılan ve daha sonra yörünge yolu boyunca dağınık bir halka oluşturan parçacıklarda yatmaktadır.
E Halkası
1980 yılına kadar doğrulanmayan E halkasının varlığı, gökbilimciler arasında en az 1908 yılına kadar uzanan tartışmalı bir konuydu. Satürn gözlemlerine ilişkin tarihsel bir açıklamada, Arthur Francis O'Donel Alexander, daha sonra E Halkası olarak adlandırılacak olan şeyin ilk gözlemini Georges Fournier'e atfeder. 5 Eylül 1907'de Mont Revard'da Fournier, "dıştaki parlak halkayı çevreleyen" bir "parlak bölge" bildirdi. Ertesi yıl, 7 Ekim 1908'de E. Schaer, Cenevre Gözlemevi'nden bağımsız olarak "Satürn'ün parlak halkalarını çevreleyen... yeni bir karanlık halka" gözlemledi. W. Boyer, T. Lewis ve Arthur Eddington tarafından Schaer'in keşfinin teşvik ettiği daha sonraki araştırmalar, gözlemlerini "belirsiz" olarak nitelendirmelerine rağmen Schaer'in tanımıyla tutarlı süreksiz bir halkanın belirtilerini tespit etti. O zamanlar dünyanın en gelişmiş teleskopunu kullanan Edward Barnard böyle bir halkaya dair herhangi bir kanıt bulamadıktan sonra, çoğu gökbilimci arasında E Halkasının varlığına ilişkin şüpheler arttı. Buna rağmen E. M. Antoniadi, 1909 tarihli bir yayında yüzüğün varlığını savundu ve William Wray'in 26 Aralık 1861'deki "çok zayıf bir ışık" gözlemine atıfta bulunarak, bunun karanlık bir yüzük olduğu izlenimini verdi.
A, B ve C halkalarının aksine, E Halkasının minimum optik derinliği ve önemli dikey boyutu, yalnızca 14-15 yılda bir gerçekleşen bir hizalama olan, kenardan izleme perspektifini gerektirir. Sonuç olarak, E Halkasının gözlemleri 1960'lara kadar devam etmedi. Bazı hesaplar E Halkası'nın keşfini 1966'da Walter Feibelman'a atfederken, ertesi yıl yayınlanan sonraki makalesi, devam eden tartışmayı ve yüzüğün varlığını hem destekleyen hem de çürüten kapsamlı tarihsel gözlem kayıtlarını kabul etti. Feibelman, verilere ilişkin yorumunu yeni bir yüzüğün göstergesi olarak ihtiyatlı bir şekilde sundu ve bunu "yalnızca geçici" olarak etiketledi. Pioneer 11 Satürn'ün yakın geçişi beklentisiyle Feibelman'ın ilk gözlemlerinin yeniden analizi, bu dış halkanın kanıtlarını bir kez daha "sarsıntılı" olarak nitelendirdi. Pioneer 11'in 1979'daki uçuşu sırasında gerçekleştirdiği polarimetrik gözlemler bile E Halkasını kesin olarak tanımlayamadı, ancak varlığı parçacık, radyasyon ve manyetik alan ölçümlerinden anlaşıldı. E Halkasının varlığının kesin onayı, 1966 gözlemlerinin dijital olarak yeniden analizinin ve hem yer hem de uzay tabanlı teleskopların kullanıldığı çeşitli bağımsız gözlemlerin ardından, Feibelman ve Klinglesmith'in 1980 tarihli makalesiyle nihayet sağlandı.
En dıştaki ikinci halka olarak konumlanan E Halkası olağanüstü derecede geniş bir genişlik sergiliyor. Silikatlar, karbon dioksit ve amonyakla karıştırılmış su buzundan oluşan, boyutları mikrondan mikronun altına kadar değişen çok sayıda küçük parçacıktan oluşur. Bu halka Mimas ve Titan'ın yörünge yolları arasında yer almaktadır. Diğer halkalardan farklı olarak E Halkası, makroskobik buz parçalarından ziyade mikroskobik parçacıklardan oluşuyor. 2005 yılında, E Halkasını oluşturan malzemenin kökeninin, Enceladus ayının güney kutup bölgesinde yer alan "kaplan şeritlerinden" yayılan kriyovolkanik tüyler olduğu tanımlandı. Birincil halkalardan farklı olarak E Halkası, Enceladus'tan uzaklaştıkça giderek artan 2.000 km'yi (1000 mil) aşan bir kalınlığa sahiptir. Ayrıca, E Halkası içinde gözlemlenen filiz benzeri oluşumlar, Enceladus'un en aktif güney kutup jetlerinden kaynaklanan emisyonlara atfedilebilir.
E Halkası parçacıkları, öncelikle parçacıkların yörüngesel eksantriklikleri ve diğer uyduların yarı ana eksenlerinin Enceladus'unkine yakınlığı nedeniyle, kendi alanı içinde dönen uydularda birikme eğilimi sergiliyor. Enceladus'un iç yörüngesinde dönen aylarla karşılaşan parçacıklar genellikle daha yüksek bir hızda hareket eder, çevre merkezlerine yakın olur ve sonuç olarak uydunun arka taraflarını etkiler. Tersine, Enceladus'un dışında yörüngede dönen uydularla karşılaşan parçacıklar, merkez merkezlerine yakın oldukları için daha yavaş hareket etme eğiliminde oluyorlar ve böylece uydunun önde gelen yarımkürelerine çarpıyorlar. Bu diferansiyel etki mekanizması, Janus, Epimetheus ve Mimas'ın daha parlak arka taraflara sahip olmasına neden olurken Tethys, Dione ve Rhea'nın ön yarıkürelerinde gelişmiş parlaklık sergilemesine neden olur. Dahası, Tethys'in önde gelen yarımküresinin ekvatoru, içeri düşen malzemelerin birikmesi nedeniyle ince bir şekilde maviye boyanmıştır. Telesto, Calypso, Helene ve Polydeuces'in de dahil olduğu Truva ayları, yörüngeleri halka düzlemini geçerken özellikle etkileniyor. Bu etkileşim, yüzeylerinin parlak malzemeyle kaplanmasına yol açıyor ve bu da daha sonra mevcut topoğrafik özelliklerin düzgünleşmesini sağlıyor.
Phoebe Yüzüğü
Ekim 2009'da, Phoebe'nin yörüngesinin hemen iç kısmında yer alan ince bir malzeme diskinin tespit edildiği duyuruldu. Keşfedildiği sırada bu disk, Dünya'ya göre tam kenar hizasında gözlemlenmişti. Bu oluşum genel olarak ilave bir halka olarak nitelendirilebilir. Dünya'dan bakıldığında iki dolunaya eşdeğer görünen devasa boyutuna rağmen halka neredeyse algılanamıyor. Keşfi NASA'nın kızılötesi Spitzer Uzay Teleskobu tarafından kolaylaştırıldı ve Satürn'ün yarıçapının 128 ila 207 katı kadar bir alanı kapsayan ilk gözlemlerin tamamı boyunca gözlemlendi. Daha sonraki hesaplamalar, potansiyel olarak dışa doğru 300 Satürn yarıçapına kadar ve içe doğru ise 59 Satürn yarıçapındaki Iapetus yörüngesine doğru uzandığını gösteriyor. Halka daha sonra WISE, Herschel ve Cassini uzay aracı kullanılarak araştırıldı. WISE gözlemleri, kapsamının en az 50 ila 100 ila 270 Satürn yarıçapı arasında olduğunu ve iç sınırın gezegenin parıltısı tarafından gizlendiğini gösteriyor. WISE tarafından elde edilen veriler ayrıca halka parçacıklarının ağırlıklı olarak küçük olduğunu ve yarıçapı 10 cm'yi aşanların toplam kesit alanının %10'unu veya daha azını oluşturduğunu göstermektedir.
Phoebe, Satürn'ün etrafında 180 ila 250 gezegen yarıçapını kapsayan bir mesafede bir yörüngeye sahip. İlgili halka sistemi yaklaşık 40 yarıçaplık bir kalınlığa sahiptir. Halka parçacıklarının Phoebe üzerindeki çarpışmalardan (hem mikrometeoroid hem de daha büyük) kaynaklandığı varsayıldığı göz önüne alındığında, bunların, komşu iç ay Iapetus'un ilerleyen yörüngesinin tersine, geriye doğru yörünge hareketini paylaşmaları bekleniyor. Bu özel halka, Satürn'ün yörünge düzlemi içinde, ekliptiğe yakın bir konumda yer alır ve sonuç olarak Satürn'ün ekvator düzlemine ve diğer halkalarına göre 27 derecelik bir eğim gösterir. Phoebe'nin yörünge eğimi, Satürn'ün yörünge düzlemine göre 5°'dir (geriye doğru hareketi nedeniyle sıklıkla 175° olarak ifade edilir) ve halka düzleminin üstünde ve altında ortaya çıkan dikey yer değiştirme, gözlemlenen 40 Satürn yarıçaplı halka kalınlığıyla tam olarak hizalanır.
Bu halkanın teorik varlığı ilk olarak 1970'lerde Steven Soter tarafından öne sürülmüştür. Daha sonraki keşfi, Virginia Üniversitesi'ne bağlı Anne J. Verbiscer ve Michael F. Skrutskie'ye ve Maryland Üniversitesi, College Park'tan Douglas P. Hamilton'a atfediliyor. Bu üç araştırmacının daha önce Cornell Üniversitesi'nde ortaklaşa lisansüstü çalışmalar yürütmüş olması dikkat çekicidir.
Halka malzemesi, güneş ışınımının yeniden yayılmasıyla yönlendirilen bir süreç olan içe doğru göçe uğrar ve hızı parçacık boyutuyla ters orantılıdır. Örneğin, 3 cm'lik bir parçacık Güneş Sistemi'nin tüm ömrü boyunca Phoebe'nin yakınlığından Iapetus'a olan mesafeyi katedecektir. Sonuç olarak, göç eden bu materyal Iapetus'un önde gelen yarım küresini etkiliyor. Bu malzemenin birikmesi, Iapetus'un ön yarım küresinde küçük bir kararmaya ve kızarmaya neden olsa da (Uranüs'ün uyduları Oberon ve Titania'daki gözlemlere benzer şekilde), ayın kendine özgü iki tonlu renginin doğrudan nedeni bu değildir. Bunun yerine, düşen parçacıklı madde, buzun daha sıcak bölgelerden süblimleşmesi ve daha sonra buharın daha soğuk bölgelere yoğunlaşması ile karakterize edilen termal kendi kendine ayrışmayı içeren pozitif bir geri besleme mekanizmasını başlatır. Bu süreç sonuçta Iapetus'un önde gelen yarıküresinin ekvator bölgesinin büyük bir kısmında koyu bir "gecikme" kalıntısı biriktirerek, kutup bölgelerini ve arka yarımkürenin çoğunu kaplayan parlak buz oluşumlarıyla keskin bir kontrast oluşturuyor.
Galileo Galilei, Satürn'ün halkalarına ilişkin gözlemleri belgeleyen ilk kişi oldu ve bu dönüm noktasına 1610'da ulaştı.
- Galileo Galilei – 1610'da Satürn'ün halkalarını gözlemleyen ilk kişi
- Christiaan Huygens, 1655'te geliştirdiği bir hipotez olan Satürn'ü çevreleyen bir halka yapısının varlığını resmi olarak öne süren ilk kişiydi.
- Giovanni Cassini, 1675 yılında Satürn'ün A ve B halkaları arasındaki belirgin ayrımın Cassini Bölümü olarak bilinen keşfiyle tanınır.
- Fransız gökbilimci Édouard Roche, Satürn'ün Roche sınırına giren bir uydunun parçalanabileceği ve böylece gezegenin halkalarının oluşumuna katkıda bulunabileceği mekanizmayı açıkladı.
Editörden Notlar
Bilimsel Referanslar
- Gezegen Halkaları Düğümü: Satürn'ün Halka Sistemi
- USGS gezegen isimlendirme sayfasından Satürn'ün halkaları isimlendirmesi
- Meraklı Bir Aklın Gezegensel Halka Sistemleri Hakkında Bilmesi Gereken Her Şey, Dr Mark Showalter ile (Mark Showalter ile Waseem Akhtar podcast'i)
- Ekinokstaki dış B Halkasının üst geçişini gösteren Kevin M. Gill'in yüksek çözünürlüklü animasyonu (ilk dakikadan sonra daha az tek biçimli olmaya başlar); Daha fazlası için Yüzükler albümüne bakın
- Satürn'ün ve halkalarının ekvatoral ve kutupsal bir yörüngeden ve halkaların altına yapılan dalıştan Nick Stevens tarafından hazırlanan yüksek çözünürlüklü animasyonu; Daha fazlası için listeye bakın