Güneş Sistemi Tüm Yazılar

Satürn’ün Detaylı Halka Yapısı

Hazırlayan: Berkan Alptekin
Facebooktwittergoogle_plusredditlinkedintumblrmail

Güneş Sistemi’nin dev gezegenlerinden biri ve Jüpiter’den sonraki en büyük hakimi olan Satürn’ü diğer tüm gezegenlerden ayıran en belirgin şey, kuşkusuz muazzam güzellik ve büyüklükteki halka yapısıdır. Astronomlar için başlı başına bir gözlem ve araştırma alanı olan bu halkaları, detaylı biçimde inceleyelim:

Satürn’ün fazlasıyla göze batan halkaları, mikrometreden başlayıp, bir kaç metre arasında boyutları değişen sayısız su buzu ile çok az miktarda tholin ve silikat toz parçacıklarından oluşur. Zayıf teleskoplar ile tek parça, daha güçlü teleskoplar ile üç parça ve uzay araçları ile sayısız parça ve yapıdan oluştuğunu gözlemlediğimiz bu halkalar keşif sıralarına göre alfabetik olarak isimlendirilirler.

Satürn

Satürn’ün “Ana Halka Yapısı”…

Ana halkalar A, B ve C halkaları olarak isimlendirilir. Daha sonradan keşfedilen ikincil soluk halkalar ise gezegene en yakın olan F halkası, A’nın hemen dışındaki D halkası ve uzaktaki G & E halkaları olarak adlandırılıyor. Bunların dışında da çok daha soluk toz halkaları ve ana halkalar içerisinde farklı yapılar ve ayırımlar mevcuttur. Bazı belirgin ayırımlar Pan benzeri küçük uydular tarafından temizlenmiştir. Yapılan araştırmalar sonucu emin olduğumuz bir konu var ki; Satürn’ün halka yapısı ile irili ufaklı uyduları arasında çok sıkı bir ilişki var. Halka açıklıklarının hemen tümü bir uydunun kütleçekim veya süpürme etkisi ile oluşmuşken, birçok halkanın da varlığını sürdürme nedeni, yakın uydulardan gelen toz ve buz partikülleri.

Halkaların toplam kütlesinin en az 3 x 10^19 kg yani yaklaşık olarak Mimas uydusu kadardır. Ancak Cassini gözlemleri ve yakın tarihli bilgisayar simülasyonları bunun üç katından fazla kütle olabileceğini göstermektedir.

Satürn’ün halkalarının kendilerine ait bir atmosfer sistemi vardır.

Evet yanlış okumadınız. Cassini verilerine göre; Güneş’in ultraviyole ışınlarının su buzu ile etkileşimiyle açığa çıkan oksijen ve hidrojen, halkaların atmosferini oluşturmaktadır. Haliyle bir kaç atom kalınlığında bir atmosferdir bu ancak, buna rağmen Hubble teleskobu ile dahi tespit edilebilmiştir.

Halkaların Oluşum Teorileri

İlk teorimiz 19’uncu yüzyılda Édouard Roche tarafından üretilmiştir. Teoriye göre halkalar bir zamanlar Satürn’ün bir uydusuydu ve uydunun bir kuyrukluyıldız ya da asteroid ile çarpışması sonucu parçalanması ile oluştular. İkinci teoriye göre halkalar Satürn’ü oluşturan orjinal gezegen nebulasından arta kalan parçacıklarıydı.

saturnun-detayli-halkayapisi

Eğer yakından bakabilseydik, gezegenin halka yapısının böylesi buz, taş ve toz parçacıklarından oluştuğunu görebilirdik.

Günümüzde bu her iki teorinin de geçerliliği bulunmuyor. Bugün büyük oranda eminiz ki, gezegenin halka sistemi uydularıyla arasında olan etkileşim sonucu meydana gelmiş durumda. Birçok halka, sadece bazı uydulardan saçılan toz ve buz sayesinde var olabilirken, bazı halkalar da kimi uyduların kütle çekim etkileri sonucu gezegenle arasına hapsettiği parçacıklar sayesinde varlığını koruyor. Bu etkileşimler sonucu oluşmuş halka sistemlerini (çok daha soluk olsalar da) Jüpiter, Neptün ve Uranüs’te de gözlemleyebiliyoruz.

Halka Sistemi Üyeleri

İsim Satürn’e uzaklığı (km) Genişliği (km)
D Halkası 66.900 – 74.510 7.500
C Halkası 74.658 – 92.000 17.500
B Halkası 92.000 – 117.580 25.500
Cassini Ayırımı 117.580 – 122.170 4.700
A Halkası 122.170 – 136.775 14.600
Roche Ayırımı 136.775 – 139.380 2.600
F Halkası 140.180 30 – 500
Janus/Epimetheus Halkası 149.000 – 154.000 5.000
G Halkası 166.000 – 175.000 9.000
Methono Halka Arkı 194.230 ?
Anthe Halka Arkı 197.665 ?
Pallene Halkası 211.000 – 213.500 2.500
E Halkası 180.000 – 480.000 300.000
Phoebe Halkası 4.000.000 – 13.000.000 ?

Satürn’ün bilinen halka yapısının tümü. Detaylı incelemek için resme tıklayıp büyütebilirsiniz.

D Halkası
En içteki bu halka aynı zamanda en soluk olandır. 1980’de Voyager 1, bu halka içinde D73, D72 ve D68 olarak isimlendirilen üç ayrı halka yapısı daha tespit etmiştir. Bu halkada, muhtemelen geçmişte bir kuyruklu yıldızın toz kuyruğu ile çarpışmasından kaynaklanan dalgalanma izleri bulunmaktadır.

C Halkası
İkinci sıradaki bu halka, geniş ancak soluk bir yapıdadır. Yaklaşık beş metre kalınlığı olan 1.1 x 10^18 kg kütleli ve dik bir açıyla yukarıdan bakıldığında neredeyse transparan görünüm sergileyen bir yapısı vardır. D halkasında tespit edilen dalgalanma izleri, C halkasında da benzer bir patern ile mevcuttur.

C halkası içerisinde, Colombo Boşluğu (Gap) denen boş bir alan ve bu alanda bulunan Titan Halkacığı (Ringlet) isimli bir halka yapısı daha mevcuttur, Titan halkacığının yörüngesel hareketleri, Titan uydusu ile benzerlik göstermektedir. C halkasının dış sınırlarında ise Maxwell boşluğu ve Maxwell halkacığı denen yapılar vardır.

B Halkası
Satürn halkalarının en büyüğü ve en parlağı olan B halkası 2.8 x 10^19 kg kütlesine sahip olmasına rağmen kalınlığı 5 – 15 metre arasında değişmektedir. Saydamlığı oldukça düşük olan bu halka, Güneş ışığını yüzde 91 oranında bloke eder. B halkası yoğunluk ve parlaklığı oldukça değişken olan bölgelere sahiptir ve dış sınırlarında yüksekliği 2.5 kilometreyi bulan dikey yükseltiye sahip yapılar mevcuttur.

B halkasının dış kenarındaki yükseltiler. Cassini Uzay Aracı’nın aldığı görüntüde, halkanın dış kısmındaki yüksek yapıların daha alçaktaki halka yüzeyine düşen gölgesi net biçimde görülebiliyor.

1980’e kadar halka içerisindeki farklılık gösteren bölgelerin kütle çekimsel kuvvetler sebebiyle oluştuğu düşünülüyordu ancak Voyager bize bu varyasyonların kaynağının kütle çekimi olmayacağını gösterdi. Bu konudaki ana teori, bu bölgelerin elektrostatik kuvvetler ile ana halka yapısından ayrı duran ancak manyetosfer ile senkronize hareket eden toz parçacıkları olduğu yönündedir. Cassini görevi ise bu varyasyonların mevsimlere göre değişen bir paternde kaybolup ortaya çıktığını göstermiştir. B halkası ayrıca S/2009 S 1 denen 400 metre çapında küçük bir uydu (Moonlet) içermektedir.

Cassini Ayrımı
1675’te keşfedilen 4.800 kilometre genişliğindeki bu bölge, B ve A halkalarını ayırmaktadır. Bu ayrımın iç kısımları güçlü bir yörüngesel rezonans etkisi altındadır. Buradaki parçacıklar Mimas uydusunun Satürn etrafındaki bir turu ile kendi yörüngelerini ikişer kere tamamlamaktadırlar. Bu rezonans, parçacıkları halka yapısından ayırır ve halka yapısının keskin bir şekilde sonlanmasına neden olur. Ancak bu mekanizma, Cassini Ayrımı’ndaki birçok diğer halkacık oluşumunu açıklayamamaktadır.

Ek Bilgi: “Rezonans”, birbirine yakın gök cisimlerinde görülen bir çeşit “kütle çekim kilidi“dir. Özellikle Jüpiter’in uydularında gözlemlenen bu durum, cisimlerin dönüş hızlarının birbirleriyle orantılı olmasına neden olur. Üç uydudan oluşan böyle bir sistemi örnekleyelim: Gezegene en uzak olan uydu tam bir tur attığında, onun hemen öncesinde yer alan uydu tam iki tur atar. Onun da hemen önünde yer alan gezegene en yakın uydu ise, en dıştaki uydunun tam bir turu sırasında dört tur atar. Bu rezonans konusunu başka bir yazımızda detaylı biçimde ele alacağız. 

A Halkası
A halkası büyük ve parlak halkalardan dışta kalandır. Keskin dış sınırı Atlas uydusunun yörüngesine çok yakındır. Halkanın dıştan başlayarak içe doğru olan mesafesinin yüzde 22’lik bölümünde Encke boşluğu ve yüzde 2’lik bölümünde Keeler boşluğu denen bölgeler vardır. Yaklaşık 10-30 metrelik kalınlığı olan bu halkanın kütlesi 6.2 x 10^18 kg dir.

B halkasında olduğu gibi, A halkasının dış sınırı da Janus ve Epimetheus uyduları ile rezonans halindedir. Ayrıca 2013 Nisan’ında NASA bilim insanları halkanın dış sınırında olası bir uydunun oluşum evresinde olduğunu rapor etmişlerdir. Halka içerisindeki Enckle boşluğu, içinde yer alan Pan isimli uydudan kaynaklanmaktadır. Keeler boşluğunun olduğu bölgeyi ise küçük Daphnis uydusu temizlemiştir.

Keeler boşluğunu şekillendiren küçük Daphnis uydusunun Cassini Uzay Aracı tarafından alınmış bir fotoğrafı.

A Halkası içerisinde sayıları binlere varan, yaklaşık yüzer metrelik çok küçük uydu formasyonları da Cassini Uzay Aracı tarafından keşfedilmiştir.

Roche Ayrımı
A ve F halkalarını birbirinden ayıran bu bölge Cassini ayrımı gibi birçok toz parçacığı içermektedir. Özellikle iki bölgede yoğun toz konsantrasyonu sebebi ile bu bölgelere geçici olarak R/2004 S 1 ve S/2004 S 2 isimleri verilmiştir.

F Halkası
Dışta kalan halkalardan en belirgin ve en aktif olanı F halkasıdır. Yapısı saatler içerisinde değişiklikler gösterebilen çok ince bir halkadır. İç ve dış sınırlarında bulunan Prometheus ve Pandora uyduları, halkayı aralarına hapsetmiş gibi görünmektedirler. Halka içindeki çok küçük uydu yapıları bu halkanın sürekli değişen dinamiğine katkıda bulunmaktadırlar.

Janus/Epimetheus Halkası
Janus ve Epimetheus uydularının yörüngeleri üzerinde bulunan bu toz diskleri, isimlerini aldıkları uydulardan meteor çarpmaları ile kopan parçalardan oluşmaktadır.

G Halkası
Oldukça ince ve soluk başka bir halka olan G, içerdiği buz parçacıklarını Aegeon isimli uydudan mikro meteor çarpmaları ile savrulan tozlara borçludur.

Methone Halka Arkı
Methone isimli uydu ile bağlantılı olan ince ve soluk bir halka yapısıdır.

Anthe Halka Arkı
Anthe isimli uydu ile bağlantılı olan ince ve soluk bir halka yapısıdır.

Pallene Halkası
Pallene isimli uydu ile bağlantılı olan ince ve soluk bir halka yapısıdır.

E Halkası
E halkası oldukça geniş ve çeşitli buz, karbondioksit, amonyak içeriğine sahip tozlardan oluşan bir halka bölgesidir. Mimas ve Titan uydularının yörüngeleri arasında bulunur. Diğer halkalar aksine içeriğini oluşturan parçacıklar büyükçe buz parçaları değil, mikroskobik boylara kadar inebilen toz zerrecikleridir. Yine diğer halkalardan farklı olarak iki bin kilometrelik bir kalınlığa sahiptir. E halkasını oluşturan parçacıkların Enceladus uydusundan, özellikle bu uydunun güney kutbunda bulunan gayserlerden geldiği tespit edilmiştir.

Enceladus_and_E_Ring

E halkası ve Enceladus… Bu uydunun gayzerlerinden fışkıran su buharı ve toz partikülleri, Cassini tarafından alınan bu fotoğrafta da açıkça görüldüğü gibi E halkasını meydana getiriyor.

Yörüngesi bu halka bölgesinden geçen uydularda, E Halkası’ndan kaynaklı birikimler gözlemlenmektedir. Tethys‘in bu maddelere en çok maruz kalan yarıküresinde belirgin bir renk tonu değişimi vardır. Ayrıca Calypso, Helene ve Polydeuces uyduları da bu halkadaki parçacıklara maruz kalmaktadır.

Phoebe Halkası
Phoebe uydusuna çarpan mikro meteoridlerce savrulan parçalarla oluşan bu halka Saturn yarıçapının 128 katından başlayıp 207 katına kadar ulaşan çok soluk bir toz bölgesidir. Phoebe, retrograde (diğer uyduların tersi yönünde) bir yörünge hareketine sahip olduğu için, halka da aynı biçimde ters yönde dönmektedir.

Güneşten kaynaklı radyasyon etkisi ile momentum kaybeden halka materyalleri (Poynting-Robertson etkisi), Satürn sisteminin içlerine ulaşmakta ve Iapetus uydusuna “yağmaktadırlar” Iapetus bu sebeple bir yarıküresinde koyu bir renk tonuna sahiptir.

Berkan Alptekin


teleskoplar-2254-2-meade

Amacınıza en uygun ve en kaliteli teleskop ya da dürbünü, en uygun fiyata sadece Gökbilim Dükkanı‘nda bulabilir, satın alma ve kullanım sürecinde her zaman bize danışabilirsiniz
GÖKBİLİM DÜKKANI’NA GİT

Hep daha fazla okumak gerekir...

Yorum

Yazar Hakkında

Berkan Alptekin