Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Satürn Güneş Sistemindeki en etkileyici halka sistemine sahip gezegendir. Satürn'ün halkaları ilk kez 1610'da Galileo Galilei tarafından fark edilmiş; ancak 1655'te Christiaan Huygens tarafından tanımlanmışlardır. Gezegen halkalarının bilinen yapısına uygun olarak, birbirinden bağımsız hareket eden çok sayıda küçük 'toz', 'buz' ve 'kaya' parçacığının Satürn ve uydularının çekim etkileri ile sürekli denetim altında tutulması sayesinde şeklini koruyan dinamik bir sistem oluştururlar.
Genel yapı
Satürn halkaları, gezegen atmosferinin bulut tabakalarının çok az üzerinden (yaklaşık 0,1 RS - Satürn yarıçapı) başlayıp, en az 16 uydunun yörüngesini de içine alarak Satürn'ün merkezinden 480.000 km uzaklığa (8 RS) kadar yayılırlar. Kalınlıkları ise büyük bir bölümünde birkaç yüz metreyi geçmez. Satürn'ün ekvator düzleminde yer aldıklarından, gezegenle birlikte yörünge düzlemine yaklaşık 27° açı yaparlar. Yeryüzünden fark edilebilen ve adlı iki büyük kesintinin yanı sıra, uzay sondalarının elde ettiği görüntülerde izlenen binlerce dairesel boşluk ve halkacığın birbirini izlemesi sonucunda oluşan karmaşık bir yapıya sahip oldukları saptanmıştır. Halkaların parlaklığı gezegenin merkezinden uzaklığa göre çok büyük değişkenlik gösterir. Bunun halkaların içerdiği parçacık yoğunluğunun olduğu kadar, parçacık boyutlarının ve kimyasal bileşenlerin dağılımının da değişmesine bağlı olduğu sanılır. Yüksek yoğunlukta buz parçalarından oluşan B halkası 0,8 gibi çok yüksek bir beyazlık derecesindedir. Işık geçirgenliği de madde yoğunluğuna göre değişmekte ve değişen parlaklıklardaki yıldızlar, örtülme sırasında halkaların arkasından gözlenebilmektedir.
Bileşim
Halkaların çok geniş bir renk yelpazesinde yansıttıkları güneş ışınları ve örtülme sırasında içlerinden geçmesine izin verdikleri yıldızlara ait ışımanın tayfölçümsel incelemesi, kimyasal bileşimleri hakkında bilgi vermektedir. En önemli yapı taşının donmuş haldeki su olduğu, karbon, silisyum gibi hafif elementlerin Güneş nebulası oranlarına göre daha zenginleşmiş olduğu saptanmıştır. Yakın dönemde varlığı saptanan yüksek oranda atomik oksijen, serbest halde rastlanması olağan görülmeyen ve kısa ömürlü kabul edilen bir bileşen olarak, yakın tarihli şiddetli bir çarpışmanın belirtisi olarak yorumlanmıştır. Bu veriler halkaların hareketli bir evrimsel gelişimi olduğunu düşündürmektedir. Ancak renk farklılıklarının yerleşmiş bir biçimde varlığı, halkalarının değişik bölümleri arasında madde alışverişinin çok hızlı olmadığını göstermektedir.
Yörünge özellikleri
Halkaları oluşturan küçük parçacıkların her biri, Kepler yasalarına uygun olarak kendi yörüngesini izler. Böylece halkaların gezegene daha yakın iç bölümlerini oluşturan parçacıklar daha hızlı bir dolanma ile kısa devirli elipsler çizerken, dış yörüngedekiler daha yavaş hareket ederler. Bu olgu, halkaların tayfölçümsel incelemesinde elde edilen Doppler çizgilerinde farklı kırmızıya kayma oranları ile kanıtlanmıştır. Parçacık yörüngelerinin dışmerkezlik ve eğikliklerindeki küçük farklılıklar, yörüngelerin kesişmesine ve çarpışmalara yol açar. Bu çarpışmalar Roche limitinin içinde gerçekleştiği sürece parçacıkların birleşerek daha büyük yapılar ve yeni uydular oluşturma olasılığı pek fazla değildir. Ancak çapışmalar sonucunda 'standarda uymayan' yörüngelerin giderek törpülendiği ve bugün gözlediğimiz halka yapısının korunduğu düşünülmektedir. Halkaların şaşırtıcı derecede ince olması bu şekilde açıklanır. Ortalama halka düzleminden yalnızca 100 metre sapacak şekilde eğik bir yörüngeye sahip bir parçacığın her devirde halka düzlemini bir kez aşağıdan yukarıya, bir kez de yukarıdan aşağıya en az 1 metre/saniye hızla geçmesi gerektiği hesaplandığında, olası çarpışmaların böyle bir yörüngenin uzun ömürlü olmasına izin vermeyeceği ortaya çıkmaktadır.
Satürn'ün uydularının çekim etkileri halkaların şekli üzerinde önemli rol oynar. Cassini Bölümü'nün, büyük uydulardan Satürn'e en yakın olanı Mimas'ın etkisi ile ortaya çıktığı düşünülmektedir. Halkalardaki bu boşluk Mimas ile 2:1 rezonans içinde bulunan yörüngeye denk gelir. Bu alanda bulunan parçacıklar, dolanım periyodu Mimas'ınkinin tam yarısı kadar olması nedeniyle her devirde Satürn ve Mimas ile aynı çizgi üzerine gelirler ve bu iki gökcisminin birleşen çekim etkileri ile yörüngelerinden saptırılırlar. Prometheus ve Pandora'ın 'nı birbirine çok yakın yörüngeleri arasında sıkıca tutarak 'çobanlık' ettikleri görülür. Pan'ın içinde kalan yörüngesi boyunca parçacıklardan temizlenmiş bir açıklık bulunmaktadır. Aynı mekanizma ile 'nın oluşumundan sorumlu bir uyducuk Cassini uzay sondası tarafından saptanmış ve S/2005 S1 geçici adı verilmiştir. Bu uydunun Keeler Aralığı'nın her iki yanında yer alan halkalarda çekim etkisine bağlı dalgalanmalara neden olduğu da gözlenmiştir. Satürn ve çok sayıda uydusunun etkilerinin bileşimi ile binlerce küçük halkadan oluşan karmaşık yapı ortaya çıktığı gibi, halkalarda dairesel yapıdan dalgalanma şeklinde sapmalar, madde yoğunluğunda sarmal değişiklikler ve hatta araba tekerleğinin çubuklarına benzer ışınsal yoğunlaşmalar gözlenmektedir.
Fiziksel özellikler ve halkaların oluşumu
Fransız matematikçi ve gök bilimci tarafından 1847 yılında geliştirilen Roche limiti kavramı, bir gökcisminin büyük bir gökcismine olan uzaklığı belli bir sınırın altına indiğinde, kütleçekimi güçlerinin doğurduğu gel-git etkisiyle fiziksel bütünlüğünü koruyamayarak parçalanacağını öngörür. Aynı düşünce şekliyle, bir gökcismi etrafında, yoğunluğuna göre değişmekle birlikte, yaklaşık yarıçapının 2,5 katı kadar bir uzaklığa denk gelen alan içinde bulunan maddenin bir araya gelerek büyük yapılar oluşturması olanaksızdır. Bu bilgileri de içine alacak şekilde, Satürn'ün halkalarının kökeni hakkında değişik öneriler ortaya atılmıştır.
- Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında, Satürn'ün yapısına katılamayan, ancak gezegenin Roche sınırı içinde kaldığı için uydular halinde birleşemeyen ilksel ait madde.
- Roche sınırı içine girerek parçalanan bir uydunun ya da bir kuyruklu yıldız veya asteroit gibi Güneş sistemi'nin bir başka üyesinin kalıntıları.
- Roche limiti dışında kalan uydulara başka gökcisimlerinin çarpması ile kopan parçalar.
Halkaların renk ölçümleri genellikle yaşlarının birkaç yüz milyon yılı geçmediği izlenimini vermektedir. Bu tahminler halkaların Satürn'le eşzamanlı oluşumu görüşünün geçerliliğini azaltmaktadır. Diğer gaz devlerinin yeni bulunan halkalarına ilişkin gözlemlerle birleştirildiğinde, halkaların oluşumunda her üç mekanizmanın da payının olabileceği, her gezegenin kendi özel koşullarında ve yaşam öyküsü içinde bu süreçlerin belirli bir bileşimi ile halkaların evrimleştiği düşüncesi ağır basmaktadır.
Halka sisteminin parlaklığı en fazla ve ışık geçirgenliği en az olan üyesi B halkasıdır. Daha dıştaki A halkası yoğunluk sıralamasında onu izler. B halkasının tek başına tüm halka kütlesinin en az dörtte üçünü, A ve B halkalarının bir arada toplam kütlenin onda dokuzundan fazlasını barındırdığı sanılmaktadır. Radyo dalgaları ile yapılan ölçümler bu iki halkanın milimetreden küçük boyutlardan başlayarak onlarca metreye kadar tüm boy aralığındaki parçacıkları içerdiğini ortaya koymuştur. A ve B halkalarını ayıran 'nün ise mutlak bir boşluk değil, halka materyalinin çok düşük yoğunlukta bulunduğu bir alan olduğu içinden geçen güneş ışınları ile aydınlanmasından anlaşılmıştır. B halkası, Cassini bölümü ve A halkasının Cassini bölümüne komşu iç kesimlerinin 5 cm.den küçük boyutlu parçacıklardan görece yoksun oldukları sanılır. A halkasının dış kesimleri ve C halkası ise küçük boyutlu parçacıklardan zengindir. En içteki D halkası çok daha siliktir ve kütlesi küçüktür. A halkasına göre daha dışta bulunan F halkası çoğunlukla 'duman' olarak nitelendirilebilecek mikrometre boyutunda parçacıklardan meydana gelir. Onu izleyen G halkası çok daha az yoğunlukta ve yüzlerce kilometreyi aşan kalınlıkta, seyrek bir 'bulut' yapısındadır ve büyükçe parçacıklardan oluşur. En dıştaki E dalgasının uydu Enceladus ile yakın ilişkide olduğu ve olasılıkla Enceladus üzerindeki kaynaklanan sudan oluştuğu düşünülür.
Halkaların sıcaklığı 70 - 90K (-200 °C -180 °C) arasında ölçülmektedir.
Satürn halkalarının tanınmasının kısa tarihçesi
- İtalyan gökbilimci Galileo Galilei kendi yaptığı teleskopla 1610 yılında Satürn'ü izlerken, gezegenin her iki yanında anlam veremediği iki küçük 'kulak' göründüğünü fark ederek gezegenin 'üçlü bir yapısı' olduğunu bildirdi. Daha sonraki gözlemlerinde gezegenin bu iki küçük yoldaşının kayboluşunu ve yeniden ortaya çıkışını şaşkınlıkla not eden Galilei, bunların boyutlarının ve biçimlerinin zaman içinde değiştiğini ama konumlarının aynı kaldığını gözledi.
- Satürn'ün çevresindeki yapının bir halka olduğunu ilk kez 1655'te Hollandalı gök bilimci Christiaan Huygens 50 büyütmeli bir teleskop kullanarak saptadı.
- Huygens, 1659 yılında yazdığı adlı kitabında, Satürn halka sisteminin eğikliğini ve gezegenin 30 yıllık devri sırasında iki kez halkaların yer yörüngesi ile aynı düzleme gelerek görünmez olduklarını açıkladı.
- Giovanni Domenico Cassini 1675 yılında halkaların, sonradan kendi adıyla anılacak bir boşlukla ikiye ayrıldığını gördü ve böylece bugün A ve B olarak adlandırılan iki halka sistemi tanımlanmış oldu.
- 1849'de halkaların Satürn'e çok yaklaşarak parçalanan bir uydunun kalıntılarından oluştuğu savını öne sürdü.
- 1837'de A halkasının ortasında sonradan kendi adı verilecek olan boşluğu gördü.
- 1850'de ve George Bond tarafından görülen ve tarafından tanımlanan C halkasının ardındaki yapıların görünmesine izin vermesinden yola çıkılarak halkaların katı yapıda olamayacağı öne sürüldü. 1857'de İskoç fizikçi James Clerk Maxwell bu savı matematiksel olarak kanıtladı. 1895'te halkaların çok sayıda küçük parçacıktan oluştuğunu, gezegenden uzaklaştıkça azalan dönüş hızlarına işaret eden Doppler kayması bulgularına dayanarak gözlemle kanıtlayan ilk kişi oldu.
- 1966 yılında çekilen bir fotoğrafta tarafından A halkasının ve Mimas yörüngesinin dışında çok soluk bir halkanın görüldüğü, 1969 yılında ise Pierre Guerin tarafından C halkasından daha içte yine çok soluk bir halkanın varlığı iddia edildi.
- 1970'lerde Gerard Kuiper kızılötesi bantta yaptığı tayfölçümsel gözlemlerle, Satürn halkalarının ana bileşeninin donmuş halde su olduğunu gösterdi.
- 1979 yılında Pioneer 11 uzay sondası Satürn'ün 21.000 km. yakınından geçti. Halkaların karanlık yüzünün ilk fotoğraflarını gönderdi. Yoğunluk ve ışık geçirgenlik derecelerindeki farklılıklara paralel olarak, halkaların yeryüzünden parlak görülen kısımlarının güneş ışınlarını yeterince geçirmedikleri için koyu renkli, yeryüzünden soluk görülen kısımlarının ise arka yüzde daha aydınlık olduğu gözlendi. F halkası bu yolculukta keşfedildi.
- Kasım 1980'de Voyager 1, Ağustos 1981'de Voyager 2 uzay sondaları Satürn'ün yakınından geçtiler, gezegen, uyduları ve magnetosferi hakkında sağladıkları pek çok yeni bilginin yanı sıra, halkalarla ilgili çok değerli gözlemler yaptılar. Voyager 1 daha önceden bilinen A, B ve C halkalarının çok sayıda küçük halkacık ve aralıklardan oluştuğunu saptadı. Daha sonra yapılan incelemelerde bu aralıkların mutlak boşluklar olmadığı, ancak madde yoğunluğunun daha az olduğu alanlar olduğu anlaşıldı. Voyager 2'nin ile yapılan ölçümler bu değişikliklerin Satürn'ün uydularının çekim etkileri ile oluşan yoğunluk dalgaları ile ilgili olduğu izlenimini verdiler.
Voyager sondalarının gönderdiği resimlerde Feibelman ve Guerin'in daha önce gördüğü halka yapıları net olarak gözlendi ve D ve E halkaları olarak adlandırıldı. Voyager'lar ayrıca G halkası adı verilen yeni bir halkanın keşfedilmesini sağladılar.
Voyager resimlerinde B halkasında ışınsal şekilde dağılmış, 'araba tekerleğinin çubukları'nı andıran yoğunluk dalgaları gözlendi. Bu alanlarda halka düzleminden kuzey ve güneye doğru ayrılarak dağılan madde akışının varlığı Satürn sisteminin bilinen kütleçekim ilişkileri içinde açıklanamadı. Ancak bu dalgaların Satürn'ün kendi etrafındaki dönüş biçimine uyması, gezegenin manyetik alanı etkisi altında olan dalgalanmalar yönünde yorumlanmalarına neden oldu.
Voyager sondaları, F halkasında dalgalanma ve bükülmeler olduğunu saptadı. Bunların çekim etkileri ile ilişkisi gösterildi.
- Cassini uzay sondası 2004'te iki yeni halka keşfetti. A ve E halkaları arasında yer alan bu iki küçük halka henüz adlandırılmamış ve R/2004 S1 ve R/2004 S2 geçici adları ile anılmaktadır.
- Mayıs 2005'te Cassini uzay sondasından yeryüzüne halkaların içinden geçecek şekilde üç değişik frekansta radyo dalgaları gönderildi. Bu yolla halkaları oluşturan parçacıkların boyutlarına göre halkaların değişik bölgelerindeki dağılımı incelendi.
- Cassini sondasının 5 Eylül 2005'te elde ettiği görüntülerde, 25 yıl aradan sonra ilk kez yeniden ışınsal çubuklara rastlandı. Bu yapıların dönem dönem ortaya çıkıp kaybolmalarının nedenlerinin anlaşılması için izlenmelerine devam edilmesine karar verildiği NASA tarafından bildirildi.
Satürn halkalarının gözlenmesi
Yeryüzünden bakıldığında en uygun gözlem koşullarının gerçekleştiği karşı konumda Satürn‘ün görünür açısal çapı 20 saniye kadardır. Bu konumda A ve B halkaları ise 45 saniyeye ulaşan bir görünür çapa sahip olurlar. Bu insan gözünün olan 1 dakikanın çok az altındadır. Bu nedenle en uygun koşullarda bile çıplak gözle ancak bir nokta şeklinde görülebilen Satürn ve halkalarını, çok küçük büyütmeli bir dürbünle, halkaların konumuna göre bir elips şeklinde izlemek olasıdır.
Satürn'ün ve halkalarının gezegenin yörünge düzlemine göre 26,7° ve tutulum düzlemine 24° -29° arasında açı yapması nedeniyle, yeryüzünden çoğunlukla halkaların belirli bir açıyla aydınlanmış yüzleri görülür. Halkaların en yüksek açıyla Güneş ışınlarını aldığı ve yansıttığı konumda, Satürn'ün parlaklığı -0,3 kadir derecesindedir. Gözlemcinin halkalar ile aynı düzleme geldiği ve Satürn'ün 30 yıl süren dolanımı içinde iki kez meydana gelen kesişme sırasında, halkalar görünmez olurlar. Bu dönemde yalnızca gezegenin yansıttığı ışık görülebildiğinden, karşı konumda dahi Satürn'ün parlaklığı +0,5'i geçmez. Buna bağlı olarak Satürn sisteminin çıplak gözle izlenmesinde, Yer'in güneş etrafında dolanmasıyla olan yıllık parlaklık değişimlerinin yanı sıra, Satürn'ün 30 yıllık dolanma devrine uyumlu parlaklık dalgalanmaları rol oynar.
Orta büyütmeli bir amatör teleskopla, Cassini bölümü ve A ve B halkaları arasındaki parlaklık farkı ayırdedilebilir. Satürn'ün Güneş Sistemi içinde Yer'e uzak konumu nedeniyle, gezegen ve halkaları yılın büyük bölümünde ışığı hemen hemen tümüyle karşıdan alır ve iç gezegenlerde olduğu gibi söz edilemez. Ancak, Satürn'ün 90° uzanımda olduğu dönemlerde ışık kaynağı (Güneş) ve gözlem noktası (Yer) arasındaki açının nispeten yüksek olmasından yararlanılarak, halkaların gezegen üzerine düşen gölgesi ve biraz daha zorlukla gezenin halkalar üzerine düşen gölgesi gözlenebilir.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Saturn Gunes Sistemindeki en etkileyici halka sistemine sahip gezegendir Saturn un halkalari ilk kez 1610 da Galileo Galilei tarafindan fark edilmis ancak 1655 te Christiaan Huygens tarafindan tanimlanmislardir Gezegen halkalarinin bilinen yapisina uygun olarak birbirinden bagimsiz hareket eden cok sayida kucuk toz buz ve kaya parcaciginin Saturn ve uydularinin cekim etkileri ile surekli denetim altinda tutulmasi sayesinde seklini koruyan dinamik bir sistem olustururlar Tum halkalari gosteren fotografGenel yapiSaturn halkalari gezegen atmosferinin bulut tabakalarinin cok az uzerinden yaklasik 0 1 RS Saturn yaricapi baslayip en az 16 uydunun yorungesini de icine alarak Saturn un merkezinden 480 000 km uzakliga 8 RS kadar yayilirlar Kalinliklari ise buyuk bir bolumunde birkac yuz metreyi gecmez Saturn un ekvator duzleminde yer aldiklarindan gezegenle birlikte yorunge duzlemine yaklasik 27 aci yaparlar Yeryuzunden fark edilebilen ve adli iki buyuk kesintinin yani sira uzay sondalarinin elde ettigi goruntulerde izlenen binlerce dairesel bosluk ve halkacigin birbirini izlemesi sonucunda olusan karmasik bir yapiya sahip olduklari saptanmistir Halkalarin parlakligi gezegenin merkezinden uzakliga gore cok buyuk degiskenlik gosterir Bunun halkalarin icerdigi parcacik yogunlugunun oldugu kadar parcacik boyutlarinin ve kimyasal bilesenlerin dagiliminin da degismesine bagli oldugu sanilir Yuksek yogunlukta buz parcalarindan olusan B halkasi 0 8 gibi cok yuksek bir beyazlik derecesindedir Isik gecirgenligi de madde yogunluguna gore degismekte ve degisen parlakliklardaki yildizlar ortulme sirasinda halkalarin arkasindan gozlenebilmektedir BilesimHalkalarin cok genis bir renk yelpazesinde yansittiklari gunes isinlari ve ortulme sirasinda iclerinden gecmesine izin verdikleri yildizlara ait isimanin tayfolcumsel incelemesi kimyasal bilesimleri hakkinda bilgi vermektedir En onemli yapi tasinin donmus haldeki su oldugu karbon silisyum gibi hafif elementlerin Gunes nebulasi oranlarina gore daha zenginlesmis oldugu saptanmistir Yakin donemde varligi saptanan yuksek oranda atomik oksijen serbest halde rastlanmasi olagan gorulmeyen ve kisa omurlu kabul edilen bir bilesen olarak yakin tarihli siddetli bir carpismanin belirtisi olarak yorumlanmistir Bu veriler halkalarin hareketli bir evrimsel gelisimi oldugunu dusundurmektedir Ancak renk farkliliklarinin yerlesmis bir bicimde varligi halkalarinin degisik bolumleri arasinda madde alisverisinin cok hizli olmadigini gostermektedir Yorunge ozellikleriHalkalari olusturan kucuk parcaciklarin her biri Kepler yasalarina uygun olarak kendi yorungesini izler Boylece halkalarin gezegene daha yakin ic bolumlerini olusturan parcaciklar daha hizli bir dolanma ile kisa devirli elipsler cizerken dis yorungedekiler daha yavas hareket ederler Bu olgu halkalarin tayfolcumsel incelemesinde elde edilen Doppler cizgilerinde farkli kirmiziya kayma oranlari ile kanitlanmistir Parcacik yorungelerinin dismerkezlik ve egikliklerindeki kucuk farkliliklar yorungelerin kesismesine ve carpismalara yol acar Bu carpismalar Roche limitinin icinde gerceklestigi surece parcaciklarin birleserek daha buyuk yapilar ve yeni uydular olusturma olasiligi pek fazla degildir Ancak capismalar sonucunda standarda uymayan yorungelerin giderek torpulendigi ve bugun gozledigimiz halka yapisinin korundugu dusunulmektedir Halkalarin sasirtici derecede ince olmasi bu sekilde aciklanir Ortalama halka duzleminden yalnizca 100 metre sapacak sekilde egik bir yorungeye sahip bir parcacigin her devirde halka duzlemini bir kez asagidan yukariya bir kez de yukaridan asagiya en az 1 metre saniye hizla gecmesi gerektigi hesaplandiginda olasi carpismalarin boyle bir yorungenin uzun omurlu olmasina izin vermeyecegi ortaya cikmaktadir Saturn un uydularinin cekim etkileri halkalarin sekli uzerinde onemli rol oynar Cassini Bolumu nun buyuk uydulardan Saturn e en yakin olani Mimas in etkisi ile ortaya ciktigi dusunulmektedir Halkalardaki bu bosluk Mimas ile 2 1 rezonans icinde bulunan yorungeye denk gelir Bu alanda bulunan parcaciklar dolanim periyodu Mimas inkinin tam yarisi kadar olmasi nedeniyle her devirde Saturn ve Mimas ile ayni cizgi uzerine gelirler ve bu iki gokcisminin birlesen cekim etkileri ile yorungelerinden saptirilirlar Prometheus ve Pandora in ni birbirine cok yakin yorungeleri arasinda sikica tutarak cobanlik ettikleri gorulur Pan in icinde kalan yorungesi boyunca parcaciklardan temizlenmis bir aciklik bulunmaktadir Ayni mekanizma ile nin olusumundan sorumlu bir uyducuk Cassini uzay sondasi tarafindan saptanmis ve S 2005 S1 gecici adi verilmistir Bu uydunun Keeler Araligi nin her iki yaninda yer alan halkalarda cekim etkisine bagli dalgalanmalara neden oldugu da gozlenmistir Saturn ve cok sayida uydusunun etkilerinin bilesimi ile binlerce kucuk halkadan olusan karmasik yapi ortaya ciktigi gibi halkalarda dairesel yapidan dalgalanma seklinde sapmalar madde yogunlugunda sarmal degisiklikler ve hatta araba tekerleginin cubuklarina benzer isinsal yogunlasmalar gozlenmektedir Fiziksel ozellikler ve halkalarin olusumuFransiz matematikci ve gok bilimci tarafindan 1847 yilinda gelistirilen Roche limiti kavrami bir gokcisminin buyuk bir gokcismine olan uzakligi belli bir sinirin altina indiginde kutlecekimi guclerinin dogurdugu gel git etkisiyle fiziksel butunlugunu koruyamayarak parcalanacagini ongorur Ayni dusunce sekliyle bir gokcismi etrafinda yogunluguna gore degismekle birlikte yaklasik yaricapinin 2 5 kati kadar bir uzakliga denk gelen alan icinde bulunan maddenin bir araya gelerek buyuk yapilar olusturmasi olanaksizdir Bu bilgileri de icine alacak sekilde Saturn un halkalarinin kokeni hakkinda degisik oneriler ortaya atilmistir Gunes Sistemi nin olusumu sirasinda Saturn un yapisina katilamayan ancak gezegenin Roche siniri icinde kaldigi icin uydular halinde birlesemeyen ilksel ait madde Roche siniri icine girerek parcalanan bir uydunun ya da bir kuyruklu yildiz veya asteroit gibi Gunes sistemi nin bir baska uyesinin kalintilari Roche limiti disinda kalan uydulara baska gokcisimlerinin carpmasi ile kopan parcalar Halkalarin renk olcumleri genellikle yaslarinin birkac yuz milyon yili gecmedigi izlenimini vermektedir Bu tahminler halkalarin Saturn le eszamanli olusumu gorusunun gecerliligini azaltmaktadir Diger gaz devlerinin yeni bulunan halkalarina iliskin gozlemlerle birlestirildiginde halkalarin olusumunda her uc mekanizmanin da payinin olabilecegi her gezegenin kendi ozel kosullarinda ve yasam oykusu icinde bu sureclerin belirli bir bilesimi ile halkalarin evrimlestigi dusuncesi agir basmaktadir Halka sisteminin parlakligi en fazla ve isik gecirgenligi en az olan uyesi B halkasidir Daha distaki A halkasi yogunluk siralamasinda onu izler B halkasinin tek basina tum halka kutlesinin en az dortte ucunu A ve B halkalarinin bir arada toplam kutlenin onda dokuzundan fazlasini barindirdigi sanilmaktadir Radyo dalgalari ile yapilan olcumler bu iki halkanin milimetreden kucuk boyutlardan baslayarak onlarca metreye kadar tum boy araligindaki parcaciklari icerdigini ortaya koymustur A ve B halkalarini ayiran nun ise mutlak bir bosluk degil halka materyalinin cok dusuk yogunlukta bulundugu bir alan oldugu icinden gecen gunes isinlari ile aydinlanmasindan anlasilmistir B halkasi Cassini bolumu ve A halkasinin Cassini bolumune komsu ic kesimlerinin 5 cm den kucuk boyutlu parcaciklardan gorece yoksun olduklari sanilir A halkasinin dis kesimleri ve C halkasi ise kucuk boyutlu parcaciklardan zengindir En icteki D halkasi cok daha siliktir ve kutlesi kucuktur A halkasina gore daha dista bulunan F halkasi cogunlukla duman olarak nitelendirilebilecek mikrometre boyutunda parcaciklardan meydana gelir Onu izleyen G halkasi cok daha az yogunlukta ve yuzlerce kilometreyi asan kalinlikta seyrek bir bulut yapisindadir ve buyukce parcaciklardan olusur En distaki E dalgasinin uydu Enceladus ile yakin iliskide oldugu ve olasilikla Enceladus uzerindeki kaynaklanan sudan olustugu dusunulur Halkalarin sicakligi 70 90K 200 C 180 C arasinda olculmektedir Saturn halkalarinin taninmasinin kisa tarihcesiItalyan gokbilimci Galileo Galilei kendi yaptigi teleskopla 1610 yilinda Saturn u izlerken gezegenin her iki yaninda anlam veremedigi iki kucuk kulak gorundugunu fark ederek gezegenin uclu bir yapisi oldugunu bildirdi Daha sonraki gozlemlerinde gezegenin bu iki kucuk yoldasinin kaybolusunu ve yeniden ortaya cikisini saskinlikla not eden Galilei bunlarin boyutlarinin ve bicimlerinin zaman icinde degistigini ama konumlarinin ayni kaldigini gozledi Saturn un cevresindeki yapinin bir halka oldugunu ilk kez 1655 te Hollandali gok bilimci Christiaan Huygens 50 buyutmeli bir teleskop kullanarak saptadi Huygens 1659 yilinda yazdigi adli kitabinda Saturn halka sisteminin egikligini ve gezegenin 30 yillik devri sirasinda iki kez halkalarin yer yorungesi ile ayni duzleme gelerek gorunmez olduklarini acikladi Giovanni Domenico Cassini 1675 yilinda halkalarin sonradan kendi adiyla anilacak bir boslukla ikiye ayrildigini gordu ve boylece bugun A ve B olarak adlandirilan iki halka sistemi tanimlanmis oldu 1849 de halkalarin Saturn e cok yaklasarak parcalanan bir uydunun kalintilarindan olustugu savini one surdu 1837 de A halkasinin ortasinda sonradan kendi adi verilecek olan boslugu gordu 1850 de ve George Bond tarafindan gorulen ve tarafindan tanimlanan C halkasinin ardindaki yapilarin gorunmesine izin vermesinden yola cikilarak halkalarin kati yapida olamayacagi one suruldu 1857 de Iskoc fizikci James Clerk Maxwell bu savi matematiksel olarak kanitladi 1895 te halkalarin cok sayida kucuk parcaciktan olustugunu gezegenden uzaklastikca azalan donus hizlarina isaret eden Doppler kaymasi bulgularina dayanarak gozlemle kanitlayan ilk kisi oldu 1966 yilinda cekilen bir fotografta tarafindan A halkasinin ve Mimas yorungesinin disinda cok soluk bir halkanin goruldugu 1969 yilinda ise Pierre Guerin tarafindan C halkasindan daha icte yine cok soluk bir halkanin varligi iddia edildi 1970 lerde Gerard Kuiper kizilotesi bantta yaptigi tayfolcumsel gozlemlerle Saturn halkalarinin ana bileseninin donmus halde su oldugunu gosterdi Halkalarin karanlik yuzu Pioneer 111979 yilinda Pioneer 11 uzay sondasi Saturn un 21 000 km yakinindan gecti Halkalarin karanlik yuzunun ilk fotograflarini gonderdi Yogunluk ve isik gecirgenlik derecelerindeki farkliliklara paralel olarak halkalarin yeryuzunden parlak gorulen kisimlarinin gunes isinlarini yeterince gecirmedikleri icin koyu renkli yeryuzunden soluk gorulen kisimlarinin ise arka yuzde daha aydinlik oldugu gozlendi F halkasi bu yolculukta kesfedildi Kasim 1980 de Voyager 1 Agustos 1981 de Voyager 2 uzay sondalari Saturn un yakinindan gectiler gezegen uydulari ve magnetosferi hakkinda sagladiklari pek cok yeni bilginin yani sira halkalarla ilgili cok degerli gozlemler yaptilar Voyager 1 daha onceden bilinen A B ve C halkalarinin cok sayida kucuk halkacik ve araliklardan olustugunu saptadi Daha sonra yapilan incelemelerde bu araliklarin mutlak bosluklar olmadigi ancak madde yogunlugunun daha az oldugu alanlar oldugu anlasildi Voyager 2 nin ile yapilan olcumler bu degisikliklerin Saturn un uydularinin cekim etkileri ile olusan yogunluk dalgalari ile ilgili oldugu izlenimini verdiler Voyager sondalarinin gonderdigi resimlerde Feibelman ve Guerin in daha once gordugu halka yapilari net olarak gozlendi ve D ve E halkalari olarak adlandirildi Voyager lar ayrica G halkasi adi verilen yeni bir halkanin kesfedilmesini sagladilar Voyager resimlerinde B halkasinda isinsal sekilde dagilmis araba tekerleginin cubuklari ni andiran yogunluk dalgalari gozlendi Bu alanlarda halka duzleminden kuzey ve guneye dogru ayrilarak dagilan madde akisinin varligi Saturn sisteminin bilinen kutlecekim iliskileri icinde aciklanamadi Ancak bu dalgalarin Saturn un kendi etrafindaki donus bicimine uymasi gezegenin manyetik alani etkisi altinda olan dalgalanmalar yonunde yorumlanmalarina neden oldu Voyager sondalari F halkasinda dalgalanma ve bukulmeler oldugunu saptadi Bunlarin cekim etkileri ile iliskisi gosterildi 1990 da Voyager 2 nin gonderdigi goruntulerde icindeki yorungesinde Pan uydusunu kesfetti Saturn ve halkalari Cassini uzay sondasiCassini uzay sondasi 2004 te iki yeni halka kesfetti A ve E halkalari arasinda yer alan bu iki kucuk halka henuz adlandirilmamis ve R 2004 S1 ve R 2004 S2 gecici adlari ile anilmaktadir Mayis 2005 te Cassini uzay sondasindan yeryuzune halkalarin icinden gececek sekilde uc degisik frekansta radyo dalgalari gonderildi Bu yolla halkalari olusturan parcaciklarin boyutlarina gore halkalarin degisik bolgelerindeki dagilimi incelendi Cassini sondasinin 5 Eylul 2005 te elde ettigi goruntulerde 25 yil aradan sonra ilk kez yeniden isinsal cubuklara rastlandi Bu yapilarin donem donem ortaya cikip kaybolmalarinin nedenlerinin anlasilmasi icin izlenmelerine devam edilmesine karar verildigi NASA tarafindan bildirildi Saturn halkalarinin gozlenmesiUltraviyole isinlari altindaki halkalar Yeryuzunden bakildiginda en uygun gozlem kosullarinin gerceklestigi karsi konumda Saturn un gorunur acisal capi 20 saniye kadardir Bu konumda A ve B halkalari ise 45 saniyeye ulasan bir gorunur capa sahip olurlar Bu insan gozunun olan 1 dakikanin cok az altindadir Bu nedenle en uygun kosullarda bile ciplak gozle ancak bir nokta seklinde gorulebilen Saturn ve halkalarini cok kucuk buyutmeli bir durbunle halkalarin konumuna gore bir elips seklinde izlemek olasidir Saturn un ve halkalarinin gezegenin yorunge duzlemine gore 26 7 ve tutulum duzlemine 24 29 arasinda aci yapmasi nedeniyle yeryuzunden cogunlukla halkalarin belirli bir aciyla aydinlanmis yuzleri gorulur Halkalarin en yuksek aciyla Gunes isinlarini aldigi ve yansittigi konumda Saturn un parlakligi 0 3 kadir derecesindedir Gozlemcinin halkalar ile ayni duzleme geldigi ve Saturn un 30 yil suren dolanimi icinde iki kez meydana gelen kesisme sirasinda halkalar gorunmez olurlar Bu donemde yalnizca gezegenin yansittigi isik gorulebildiginden karsi konumda dahi Saturn un parlakligi 0 5 i gecmez Buna bagli olarak Saturn sisteminin ciplak gozle izlenmesinde Yer in gunes etrafinda dolanmasiyla olan yillik parlaklik degisimlerinin yani sira Saturn un 30 yillik dolanma devrine uyumlu parlaklik dalgalanmalari rol oynar Orta buyutmeli bir amator teleskopla Cassini bolumu ve A ve B halkalari arasindaki parlaklik farki ayirdedilebilir Saturn un Gunes Sistemi icinde Yer e uzak konumu nedeniyle gezegen ve halkalari yilin buyuk bolumunde isigi hemen hemen tumuyle karsidan alir ve ic gezegenlerde oldugu gibi soz edilemez Ancak Saturn un 90 uzanimda oldugu donemlerde isik kaynagi Gunes ve gozlem noktasi Yer arasindaki acinin nispeten yuksek olmasindan yararlanilarak halkalarin gezegen uzerine dusen golgesi ve biraz daha zorlukla gezenin halkalar uzerine dusen golgesi gozlenebilir