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[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn halkaları, gezegen atmosferinin bulut tabakalarının çok az üzerinden (yaklaşık 0,1 R_S - Satürn yarıçapı) başlayıp, en az 16 uydunun yörüngesini de içine alarak Satürn'ün merkezinden 480.000 km uzaklığa (8 R_S) 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 Cassini bölümü ve Encke bölümü 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[değiştir | kaynağı değiştir]

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[değiştir | kaynağı değiştir]

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 F halkası'nı birbirine çok yakın yörüngeleri arasında sıkıca tutarak 'çobanlık' ettikleri görülür. Pan'ın A halkası içinde kalan yörüngesi boyunca parçacıklardan temizlenmiş bir açıklık bulunmaktadır. Aynı mekanizma ile Keeler Aralığı'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[değiştir | kaynağı değiştir]

Fransız matematikçi ve gök bilimci Edouard A. Roche 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 Güneş Nebulasına 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 Cassini bölümü'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 geyzerlerden kaynaklanan sudan oluştuğu düşünülür.

Halkaların sıcaklığı 70 - 90K (-200 °C -180 °C) arasında ölçülmektedir.

Satürn halkalarının tanınmasının kısa tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

• 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 Systema Saturnium 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 Edouard Albert Roche halkaların Satürn'e çok yaklaşarak parçalanan bir uydunun kalıntılarından oluştuğu savını öne sürdü.
• Johann Encke 1837'de A halkasının ortasında sonradan kendi adı verilecek olan boşluğu gördü.
• 1850'de William Bond ve George Bond tarafından görülen ve Charles Wesley Tuttle 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 James Keeler halkaların çok sayıda küçük parçacıktan oluştuğunu, gezegenden uzaklaştıkça azalan dönüş hızlarına işaret eden Doppler kayması bulgularına dayanarak gözlemle kanıtlayan ilk kişi oldu.
• 1966 yılında Allegheny gözlemevinde çekilen bir fotoğrafta W.E.Feibelman tarafından A halkasının ve Mimas yörüngesinin dışında çok soluk bir halkanın görüldüğü, 1969 yılında ise Pic-du-Midi gözlemevinden 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 fotopolarimetresi 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 Sistem III dönüş biçimine uyması, gezegenin manyetik alanı etkisi altında olan dalgalanmalar yönünde yorumlanmalarına neden oldu.

Voyager sondaları, F halkasında dalgalanma ve bükülmeler olduğunu saptadı. Bunların çoban uyduların çekim etkileri ile ilişkisi gösterildi.

• 1990'da Mark Showalter Voyager 2'nin gönderdiği görüntülerde, Encke bölümü içindeki yörüngesinde Pan uydusunu keşfetti.

• 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[değiştir | kaynağı değiştir]

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 ayırma gücü 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 evrelerden 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.