Anasayfa > Astronomi - Uzay > Satürn’ün Halkaları

Satürn’ün Halkaları

https://i2.wp.com/www.bisque.com/tom/seeker/images/saturn7.jpg

HALKALARIN KEŞFİ

Galileo, 1610 yılında Satürn‘ü, teleskop kullanarak gözleyen ilk kişiydi. 1655′de Christiaan Huygens, geliştirdiği teleskopla, gezegeni saran ince ve basık bir halkanın varlığını farketmiştir. Teleskop teknolojisinde zamanla oluşan gelişmeler sonucu, Satürn’ün halkasının aslında, iç içe geçmiş bir halkalar sistemi olduğu anlaşılmıştır (Şekil 2).

1675 yılında İtalyan astronom Cassini, karanlık ve dar bir halkanın, aydınlık görünen iki halkayı birbirinden ayırdığını görmüştür. 4500 km genişliğe sahip ve boşluk gibi görünen bu yapı, Cassini ayrımı olarak adlandırılmıştır. Cassini ayrımının dışındaki aydınlık halkaya, A halkası, gezegene daha yakın olan içteki aydınlık kısma ise, B halkası adı verilmiştir. 1800′lü yılların ortasında ise B halkasından daha içte yer alan ve C halkası olarak adlandırılan, daha sönük bir halkanın varlığı keşfedilmiştir. C halkası, Crepe halkası olarak da bilinir.

https://i1.wp.com/www.yaklasansaat.com/resimler/gezegen/saturn_resimler/sekil_2.jpg

Şekil 2

HALKALARIN: YER’DEN GÖZLEMLENMESİ

Halkaların, Yer‘den bakıldığındaki görüntüsü, Satürn‘ün, Güneş etrafındaki yörüngesi boyunca hareket etmesiyle değişim göstermektedir. Halkalar, Satürn‘ün ekvator düzleminde yer almaktadır. Bu düzlem, gezegenin yörünge düzlemi ile 26.70° civarında bir açı yapmaktadır.

https://i0.wp.com/www.yaklasansaat.com/resimler/gezegen/saturn_resimler/sekil_3.jpg

Şekil 3

Satürn, Güneş etrafında hareket ettiği sürece, dönme ekseninin ve ekvator düzleminin uzaydaki yönelimi, daima aynı kalmaktadır. Aynen Yer‘de böyledir. Bu durumda, bir Satürn yılı boyunca halkalar, Yer‘den değişik açılar altında görülmektedir (Şekil 3).

Belirli zamanlarda Satürn‘ün kuzey kutbu, Yer‘e doğru yönlenmiş durumdadır ve bu koşullarda halkalar, üstten görülürler. Yarım Satürn yılı sonra, Satürn’ün güney kutbu, Yer‘e yönlenir ve halkalar, alttan izlenir. Bakış doğrultumuzun tam olarak halka düzlemi ile çakıştığı zamanlarda ise, halkalar yandan izlenirler ve görünür olmaktan çıkarlar. Bu durum, halkaların çok ince olduğunun da bir göstergesidir. Halkaların en son kenardan görünümü, 1995-1996 yılları arasında gerçekleşmiştir. Bir sonraki kenardan görünüm ise, 2008-2009 yılları arasındadır. 2008 yılına kadar Yer‘den yapılan gözlemlerde, halkalar alttan izlenmiştir.

HALKALARINDAKİ PARÇACIKLAR

Satürn’ün halkalarının, tek bir parçadan oluşmadığı, astronomlar tarafından uzun zamandan beri bilinmektedir. 1857 yılında İskoç fizikçi James Clerk Maxwell, Satürn’ün halkalarının tek parçadan oluşan katı bir cisim olması halinde, halkaların değişik noktalarına, gezegenin uygulayacağı çekim kuvvetinin etkisiyle, halkaların parçalanması gerektiğini teorik olarak göstermiştir. Buna dayanarak da Satürn’ün halkalarının, birbirinden bağımsız parçacıklardan oluştuğu sonucuna varmıştır. 1895 yılında James Keeler, yaptığı tayfsal gözlemlerle, halkaların katı cisim olmadığını doğrudan kanıtlamıştır.

Satürn’ün halkaları oldukça parlaktır. Gezegenin kendisi %46 civarında bir albedoya(yansıtmaya) sahipken, halkalar, Güneş‘ten gelen ışınımın %80′ini yansıtmaktadır. Halkaların bu yüksek yansıtması, onları oluşturan maddenin, ağırlıklı olarak buz parçacıkları veya kayaların üzerini kaplamış buzlar olabileceğini düşündürmüştür. 1970′lerde halkalardan elde edilen, yakın kızılöte tayflarındaki tipik su buzunun, yansıma yapılarının izlenmesiyle, bu durum açıklık kazanmıştır.

Halkaları oluşturan parçacıkların yapısı, sırasıyla 1980 ve 1981′deki, Voyager1 ve Voyager2‘nin yakın geçişleri sırasında yapılan kızıl ötesi ölçümleriyle, daha detaylı olarak incelenmiştir. Halkalardaki sıcaklıkların, –180 ºC (Güneş gören tarafta) ile –200 ºC (gölge bölgesinde) arasında değerlere sahip olduğu görülmüştür. Voyager uzay aracından yansıtılan farklı radyo dalgaları yardımıyla, halkaları oluşturan parçacıkların büyüklüğü ölçülmüştür. Bu ölçümlerin; 1 cm’den 5 m’ye kadar değiştiği, fakat ağırlıklı olarak 10 cm büyüklüğündeki parçacıklardan oluştuğu gözlenmiştir.

Halkalarda yer alan maddenin, gezegenin oluşumu sırasında uydularda toplanamayan artık madde olduğu düşünülmektedir. Halkalardaki toplam madde miktarı oldukça düşüktür. Tamamı bir uydu oluşturacak şekilde bir araya getirilse bile, ancak 100 km çaplı bir cisim oluşturabilir. Ancak halka parçacıkları, hiçbir zaman bir uydu oluşturamaz. Çünkü gezegene çok yakın konumlarda bulunmaktadırlar. Bunun nedenini anlayabilmek için, parçacıkların birbirleri ve gezegen ile oluşturdukları çekim etkilerini incelememiz gerekir.

ROCHE LİMİTİ

Bir gezegen veya bir uydunun, farklı noktalarındaki kütlesel çekim farklılıklarına, tedirginlik kuvvetleri (tidal forces) denmektedir. Dünya‘da okyanuslardaki gelgitin, Ay‘ın, Dünya’dan hep aynı yüzünün görülmesinin nedeni, tedirginlik kuvvetidir.

Herhangi bir nedenle, küçük bir uydu, bir gezegene fazla yaklaştığında, tedirginlik kuvvetleri, uyduyu bir arada tutan kütle çekim kuvvetini yenerek, uyduyu küçük parçalara ayırır. Uydunun parçalanmaya başladığı kritik uzaklığa, Roche Limit denir. Bu parçacıklar, gezegen etrafında bir halka oluşturur.

Satürn’ün halkalarının tamamı, Satürn‘e ait Roche Limiti’nin içinde yer almaktadır. Gezegenlerin tüm büyük boyutlu uyduları ise, Roche Limitleri‘nin dışında bulunurlar. Halkalarda yer alan parçacıkların, belirli boyuttan daha küçük parçalara ayrılamamasının nedeni, parçacıkları oluşturan atomlar veya moleküller arasındaki kimyasal bağlardır. Parçacık boyutları, belirli bir limite ulaştığında, kimyasal bağları oluşturan kuvvetler, tedirginlik kuvvetlerine baskın çıkar ve parçacığın, daha fazla parçalanmasına engel olur.

https://i0.wp.com/www.yaklasansaat.com/resimler/gezegen/saturn_resimler/sekil_4.jpg

Şekil 4

https://i2.wp.com/www.yaklasansaat.com/resimler/gezegen/saturn_resimler/sekil_5.jpg

Şekil 5

HALKALARININ GÖRÜNTÜLEMESİ

Satürn’ün halka sistemi hakkındaki mevcut detaylı bilgilerimizi, Pioneer11(1979), Voyager1(1980) ve Voyager2 (1981) insansız uzay araçlarının, yakın geçişler sırasında elde ettiği verilere borçluyuz. Voyager1 aracının çektiği görüntüde (Şekil 4), 1838 yılında Alman astronom Johann Franz Encke tarafından keşfedilen, A halkasını iki parçaya ayıran Encke Boşluğu açıkça görülebilmektedir.

Bu görüntü öncesine kadar, tekdüze yapıya sahip olduğu sanılan A, B ve C halkalarının, aslında son derece karmaşık ve birbirine hiç benzemeyen, iç içe geçmiş sayısız halkacıktan oluştuğu görülmüştür. Her bir halkacıktaki parçacık boyutu ve konumları; komşu parçacıklar, büyük boyutlu uydular ve gezegenin uyguladığı çekimsel tedirginlik kuvvetleri tarafından kontrol edilmektedir.

Voyager uzay araçlarının kameraları, ilk kez Pioneer11 tarafından keşfedilen ince F halkasının detaylı görüntülerini (Şekil 5) elde etmiştir. F halkası, 100 km genişliğinde olup, A halkasının dış kenarından 4000 km uzaklıkta yer almaktadır. Yakın plan görüntülerde bu halkanın, birbirine dolanmış birkaç şerit yapısı gösterdiği izlenmektedir.

Bazı Voyager1 görüntülerinde F halkasının, birbirine dolanmış ve her biri 10 km genişliğe sahip beş ayrı şeritten oluştuğu görülmektedir. Bu durumun, F halkası içinde yer alan ve görülemeyen küçük uyduların kütle çekim etkisi ile ortaya çıktığı düşünülmektedir.

HALKALARINDAKİ PARÇACIKLARIN ARAŞTIRILMASI

Uzay araçları, halkaları değişik açılar altında izleyebilmemizi sağlamaktadır. Yer‘den bakıldığında, halkaların, sadece Güneş ışığı tarafından aydınlatılmış yüzünü görme şansına sahibiz. Bu koşul altında, B halkası en parlak, A halkası biraz daha sönük ve C halkası ise oldukça karanlık görülebilmektedir. Cassini ayrımı ise, tamamen karanlık bir görüntüye sahiptir.

Şekil 6

Halkaların yansıttığı Güneş ışığı oranı (albedo), içerdikleri parçacıkların boyutlarına ve birim hacimdeki parçacık sayısına bağlıdır. B halkasının parlak görülme nedeni, göreli olarak daha çok sayıda buzlu ve daha büyük parçacık içermesindendir. Cassini ayrımında ise, bu türden parçacık sayısı önemli oranda düşüktür.

Voyager uzay araçları, halkaların Güneş ışığı almayan tarafından da görüntüler elde etmişlerdir(Şekil 6). Bu görüntüde Güneş ışığı, halkanın diğer yüzüne vurarak, uzay aracının bulunduğu tarafa doğru geçmektedir. B halkası, bu görüntüde en karanlık yapı olarak izlenmektedir. Bunun nedeni B halkasının, yüksek yansımadan dolayı, gelen Güneş ışığının büyük bir kısmını geri yansıtmasıdır. Eğer Cassini ayrımı tamamen bir boşluk olsaydı, bu görüntüde siyah renkte görülmesi gerekirdi.

Bir ışık demetinin yayılma doğrultusu, geçmekte olduğu ortamın parçacıkları tarafından rastgele olarak değiştirilebilir ve bu sürece, ışık saçılması adı verilir. Bir ışın demetinden saçılan ışık oranı, ortamdaki parçacık boyutlarına ve gelen ışığın dalga boyuna bağımlıdır. Radyo dalgaları ile belirlenebilen parçacık boyutları, cm mertebesindedir. Görsel bölge ışınımının dalgaboyları, radyo dalgalarından çok daha küçüktür. Dolayısıyla görsel bölge ışık saçılması ile çok daha küçük parçacıkların boyutları ölçülebilmektedir. Her iki Voyager aracı ile yapılan saçılmış ışık ölçümlerinden, F halkasının çok sayıda 1 µm (10-6m) boyutlu parçacıktan oluştuğu anlaşılmıştır.

Şekil 7

Voyager2 uzay aracının, görsel ve moröte bölgede elde ettiği iki görüntünün birleştirilmesi ve bilgisayar yardımı ile renklerin abartılması sonucu, daha renkli halka görüntüleri elde edilmiştir (Şekil 7). İç içe geçmiş halkacıkların hepsinin rengi birbirinden farklıdır. Her ne kadar halka parçacıklarının esas kimyasal bileşimi, su buzu olsa da, belirli oranda diğer elementlerin halkalar içerisindeki dağılımı, bu renk farklılığını ortaya çıkarmaktadır.

Halkalarda izlenen bu renk farklılığı, parçacıkların halkadan halkaya geçiş yapmadığının bir göstergesidir. Aksi durumda renk farklılığının zaman içerisinde yok olup, tek düze bir renge dönüşmesi gerekirdi. Gözlenen renk farklılığı, birçok astronom tarafından, farklı zamanlarda, farklı maddelerin halkaya katılmış olabileceğinin bir göstergesi olarak yorumlanmaktadır. Bu senaryoya göre, halkaya dışarıdan eklenen yeni madde, başıboş asteroitler veya kuyruklu yıldızlarla çarpışarak, tamamen dağılan küçük uydulardan gelmiştir.

YENİ HALKA SİSTEMLERİNİN KEŞFİ

Şekil 8

Voyager araçlarıyla, A, B ve C halkaları hakkındaki detayların açığa çıkarılmasının yanı sıra, D, E ve G halkaları olarak adlandırılan üç yeni halka da keşfedilmiştir(Şekil 8).

D halkası, Satürn‘ün en içte yer alan halka sistemidir ve son derece sönüktür. İç sınırı, Satürn‘ün bulut tepelerine kadar ulaşabilmektedir. E ve G halkaları ise, gezegenden oldukça uzakta ve F halkasının da dışında yer almaktadır. Satürn’ün buzlu uydusu Enceladus‘un yörüngesi, sönük E halkasının içinde kalmaktadır. E halkasında yer alan küçük buzlu parçacıkların kökeninin, Enceladus‘da bir zamanlar etkin olan su gayzerleri olduğu düşünülmektedir. Dolayısıyla E halkasını oluşturan sürecin, Io-Torus‘u oluşturan süreçten çok da farklı olmadığı tahmin edilmektedir.

Yakın zamanda bilim adamları tarafından yapılan araştırmalar, Satürn halkalarının yaşının, 4.5 milyar olduğunu ortaya çıkarmıştır, ayrıca Satürn gezegeni etrafındaki halkanın, Güneş Sistemi’yle yaşıt olduğu açıklanmıştır.

İÇ UYDULARIN HALKALARIN YAPISINA ETKİLERİ

Satürn’ün halkalarında izlenen karmaşık organizasyon yapısı, halka parçacıklarının değişik kütle çekim etkileri altında kaldığının bir göstergesidir. Gezegenin kütle çekimi, parçacıkların bir yörünge üzerinde gezegen etrafında dolanmalarını sağlamaktadır. Halkalar arasında yer alan uyduların kütle çekim etkisi ise, halkanın tekdüze bir yapıdan
çıkıp, karmaşık yapılı halkacıklar oluşturmasına neden olmaktadır.

Şekil 9

REZONANS VE ÇOBAN UYDULARI

Astronomlar, Satürn‘ün orta boyutlardaki uydusu Mimas’ın, halka yapısı üzerinde belirleyici bir rol oynadığını, uzun süreden beri bilmektedirler. Mimas‘ın yörünge dönemi, 22.6 saattir.

Kepler yasalarına göre; Cassini ayrımındaki parçacıkların, Satürn çevresinde 11.3 saatte bir dolanmaları gerekmektedir. Sonuç olarak Cassini ayrımının belirli bir bölgesinde yer alan bir parçacık seti, Satürn etrafında her ardışık iki yörüngesini tamamladığında, kendisini Satürn ile Mimas arasında bulacaktır. Ardışık olarak tekrarlanan bu diziliş sırasında, Satürn ve Mimas’ın birleşik çekim etkisi, Cassini ayrımı bölgesindeki parçacıkların, gerçek yörüngelerinden sapmasına neden olmaktadır. Bu durum, Cassini ayrımındaki göreceli olarak parçacık sayısındaki düşüklüğü açıklayabilmektedir.

Mimas‘ın, A halkası üzerindeki bu ayırıcı etkisine karşın, Satürn‘ün diğer iki uydusu Pandora ve Prometheus, F halkasının bir arada durmasını sağlamaktadır. Voyager araçları ile varlığı keşfedilen bu uydular, F halkasının iki yanında yer almaktadır (Şekil 9).

Daha dışta yer alan Pandora, F halkasındaki parçacıklardan daha düşük bir yörünge hızına sahiptir. Halka parçaları Pandora‘yı geçtikçe, uydunun kütle çekim etkisini üzerlerinde hissederek, bir miktar frenlenirler. Böylece enerjilerinin bir kısmını yitiren parçacıklar, Satürn‘e daha yakın yörüngelere doğru hareket etmek zorunda kalırlar. Prometheus ise, F halkası parçacıklarından daha hızlı bir yörünge hareketi yapmaktadır.
Prometheus‘un kütle çekimi, F halkası parçacıklarını daha hızlı hareket etmeye zorlamaktadır. Bu şekilde ek bir enerji kazanan F halkası parçacıkları, daha büyük yarıçaplı bir yörüngede hareket etmek zorunda kalırlar.

Şekil 10

Sonuçta iç ve dış kenarına yakın iki uydunun kütle çekim etkisi altındaki F halkası, bugün izlenen dar konumlara odaklanmak zorunda kalmıştır. F halkası parçacıklarını toplayan ve yön veren bu özelliklerinden dolayı Prometheus ve Pandora‘ya, Çoban Uyduları da denmektedir.

PAN: 20 KM ÇAPLI KÜÇÜK UYDUDUR

Satürn‘ün A halkasında izlenen Encke Boşluğu ise, içinde yörünge hareketi yapan Pan adındaki küçük boyutlu bir uydudan kaynaklanmaktadır. Pan, 20 km çapa sahip küçük bir uydudur ve yörüngesinin her iki tarafındaki halka parçaları ile kütle çekim etkileşmesi sonucu, 270 km genişliğinde izlenen bu boşluğun doğmasına neden olmaktadır. Pan‘ın varlığı Encke Boşluğu‘nun genişliği dikkate alınarak, daha önceden teorik olarak tahmin edilmiştir. 30,000 Voyager görüntüsü arasından, varlığını doğrudan kanıtlayan görüntü (Şekil 10), bilgisayarlarla yapılan sistematik bir aramadan sonra, ancak 1990 yılında bulunabilmiştir.

Dr. Bahri Güldoğan

Kaynaklar
1) R.A. Freedman, W.J. Kaufmann, “Universe” (8th edition), W. H. Freeman and Company, New York 2008.
2) David M. Harland, “Cassini at Saturn Huygens Results”, Springer, 2007.
3) L. A. Mc Fadden, P. R. Weissman, T.V. Johnson, “Encyclopedia of the Solar System”, Academic Press, 2007.
4) Barrie W. Jones, “Discovering the Solar System“, John Wiley, 2007.
5) P. Blondel, J. W. Mason, “Solar System Update”, Springer, 2006.
6) Juluis L. Benton, “Saturn and How to Observe It”, Springer, 2005.
7) N. F. Comins, W. J. Kaufmann, “Discovering The Universe”(5th edition), W. H. Freeman and Company, New York, 2005.
8 ) dione.astro.science.ankara.edu.

Kaynak


Kategoriler:Astronomi - Uzay
  1. Henüz yorum yapılmamış.
  1. No trackbacks yet.

Bir Cevap Yazın

Aşağıya bilgilerinizi girin veya oturum açmak için bir simgeye tıklayın:

WordPress.com Logosu

WordPress.com hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Log Out / Değiştir )

Twitter resmi

Twitter hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Log Out / Değiştir )

Facebook fotoğrafı

Facebook hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Log Out / Değiştir )

Google+ fotoğrafı

Google+ hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Log Out / Değiştir )

Connecting to %s

%d blogcu bunu beğendi: