Uranüs halkaları

Uranüs'ün halkaları bir sistemdir halkalar üzerinde gezegen Uranüs daha az karmaşık, Satürn halkaları , ama daha göre daha ayrıntılı Jüpiter veya Neptün . Keşfedildiler10 Mart 1977tarafından James L. Elliot , Edward W. Dunham'a, ve Douglas J. Mink . Neredeyse iki yüzyıl önce, gökbilimci William Herschel bu gök cisimlerini gördüklerini zaten bildirmişti, ancak modern gökbilimciler karanlık ve ince halkaların bu zamanda görülebileceğinden şüphe ediyor. Voyager 2 uzay aracı ve ardından Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan fotoğraflar üzerinde 2003-2005'te iki dış halka tarafından çekilen görüntüler sayesinde 1986'da iki ek halka keşfedildi .

Böylece, Hubble'ın gözlemleri, Uranüs'ün halka sistemini oluşturan farklı halkaların sayısını on üçe çıkarır. Gezegenden artan uzaklık sırasına göre adlandırılırlar: 1986U2R / ζ , 6 , 5 , 4 , α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν ve μ . 38.000 den Onların yarıçapları aralık  km 1986U2R / ζ yüzüğü için 98.000 yaklaşık  km μ yüzük için. Ana halkalar arasında muhtemelen soluk toz bantları ve eksik arklar vardır. Çok koyu: albedo bunları meydana parçacıkların% 2 aşmaz. Muhtemelen manyetosferden gelen radyasyonla kararmış buz ve organik elementlerden oluşurlar .

Uranüs'ün halkalarının çoğu opaktır ve yalnızca birkaç mil genişliğindedir. Sistemin tamamı çok az toz içerir: esas olarak 0,2 ila 20 m çapında kayalardan oluşur  . Bununla birlikte, halkaların bazıları yarı saydamdır: 1986U2R / ζ, μ ve ν, geniş ve göze çarpmayan küçük toz parçacıklarından yapılırken, λ da göze çarpmayan ancak dar, aynı zamanda daha büyük gövdeler içerir. Halkaların göreceli toz yoksulluğu , atmosferin en dış kısımlarının, ekzosferin ve koronanın aerodinamik sürüklenmesinden kaynaklanmaktadır .

Işığında Güneş Sistemi'nin yaşından , oldukça genç olacaktır: yaşları 600 milyon yıl geçemeyecek. Halka sistemi muhtemelen gezegenin etrafında dönen eski uyduların çarpışması ve parçalanmasından kaynaklanıyor. Çarpışmadan sonra, uydular muhtemelen yalnızca maksimum kararlılığa sahip belirli alanlarda dar, optik olarak yoğun halkalar halinde hayatta kalan birçok parçacığa bölündü.

Başında XXI inci  yüzyılda sınırladığını dar halkalar iyi anlaşılmış olmadığını mekanizması. Başlangıçta bilim adamları, her dar halkanın istikrarını sağlayan "çobansız" aylar tarafından çerçevelendiğini varsaydılar . Ancak, 1986'da Voyager 2 sondası , bu tür çobanların yalnızca bir çiftini keşfetti: en parlak olan yüzüğü frame çerçeveleyen Cordélia ve Ophélie .

Keşif

Uranüs etrafında halkalar sistemi ilk kez belirtilir XVIII inci  notlarında, yüzyılın William Herschel astronom gezegenin kendi gözlemlerini set zaten 1781'de Uranüs kendisini bulduklarını, "Şubat 22, 1789: Biz şüpheli bir yüzüğün varlığı ” . Herschel yüzüğün küçük bir diyagramını çizer ve onun "biraz kırmızı çizdiğini" not eder . Keck Hawaii halka, v, en azından son gözlem Herschel doğruladı. Herschel'in notları 1797'de Royal Society'nin bir dergisinde yayınlandı . 1797 ile 1977 arasında, yani neredeyse iki yüzyıldır, halkalardan bir daha hiç bahsedilmiyor. Herschel'in halkalara ilişkin ilk gözleminin doğruluğu, birkaç nesil gökbilimcinin daha sonra doğrulayamadığı, bilim camiası tarafından sorgulanmaktadır. Bazıları, zamanın enstrümanlarının sınırlılıkları göz önüne alındığında Herschel'in yüzükleri keşfedemeyeceğine inanıyor. Bu keşifle Herschel'e itibar edenler, gökbilimcinin ε halkasının tam tanımlarını, Uranüs'ünkine göre büyüklüğünü, gözlenen yörünge yayı boyunca görünümündeki değişiklikleri ve rengini verdiğini iddia ediyorlar.

Uranüs'ün halkalarının keşfi veya yeniden keşfi tesadüfen gerçekleştirilir. 10 Mart 1977Gökbilimciler James L. Elliot , Edward W. Dunham ve Douglas J. Mink , Kuiper Havadan Gözlemevi'nde . Gökbilimciler , bu yıldızın atmosferini incelemek için Uranüs tarafından SAO 158687 yıldızının örtülmesini kullanmak istiyorlar . Bununla birlikte, gözlemlerinin analizi, yıldızın Uranüs tarafından kapatılmasından önce ve sonra beş kez kısaca maskelenmiş olduğunu göstermektedir; Üç gökbilimci, dar halkalardan oluşan bir sistemin varlığında sonuca varırlar. Makalelerinde, Yunan alfabesinin ilk beş harfinin gözlemlediği beş gizlemeyi belirtiyorlar  : α, β, γ, δ ve ε; bu gösterimler daha sonra halkaları adlandırmak için yeniden kullanılır. Kısa bir süre sonra Elliot, Dunham ve Mink dört tane daha yüzük keşfetti: Biri β ve halkalarının arasında, diğer üçü α halkasının içindedir. Başka bir makale yazarken benimsenen gizleme numaralandırma sistemine göre birincisi η ve diğerleri 4, 5 ve 6 olarak adlandırılır. Uranüs'ün halka sistemi , Satürn'ün ardından güneş sisteminde keşfedilen ikinci sistemdir .

1986'da Voyager 2 uzay aracı Uranüs sistemini geçti ve halkalarının doğrudan gözlemlenmesine izin verdi. Probdan alınan görüntüler, iki ek dar halkanın varlığını ortaya koymaktadır. 2003-2005'te Hubble Uzay Teleskobu , bilinen toplamı on üçe çıkaran yeni bir çift halka tespit etti. Bu dış halkaların keşfi, bilinen halka sisteminin çapını iki katına çıkarır. Hubble ayrıca iki küçük uydunun görüntülerini de ilk kez alıyor; Bunlardan birinin yörüngesi, Mab , yakın zamanda keşfedilen dış halkadadır.

Genel Özellikler

Hubble Teleskobu tarafından 2005 yılında yapılan gözlemlerden bu yana Uranüs'ün halka sisteminin on üç halkadan oluştuğu tespit edilmiştir. Gezegenden artan uzaklık sırasına göre adlandırılırlar: 1986U2R / ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ. Üç gruba ayrılırlar: dokuz dar ana halka (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), iki toz halkası (1986U2R / ζ, λ) ve iki dış halka (μ, ν) . Uranüs'ün halkaları esas olarak makroskopik parçacıklardan oluşur ve çok az toz içerir , bunlar esas olarak 1986U2R / ζ, η, δ, λ, ν ve μ halkalarında lokalizedir. Bu iyi tanımlanmış halkaların yanı sıra, ince halkalar içeren çok sayıda yarı saydam toz bandı vardır. Bunlar geçici bir varlığa sahip olabilir veya bazen örtme sırasında tespit edilen ayrı yaylardan oluşabilir  ; bazıları Dünya'nın 2007'de halkalar düzleminden geçişi sırasında görülebiliyordu. Voyager 2 Uranüs'ün yörüngesinden geçtiğinde , halkalar arasındaki birkaç toz şeridinin öne doğru saçıldığı gözlendi . Uranüs'ün tüm halkaları, parlaklıkta azimutal varyasyonlar sergiler.

Halkalar son derece koyu bir malzemeden yapılmıştır. Geometrik albedo sırasında parçacıkların,% 5-6 geçmez Bond albedo daha düşüktür: yaklaşık% 2. Halkaların parçacıkları, zıt yönde belirgin bir tepe parlaklığı gösterir: Güneşe doğru albedo'da bir artış. Bu, karşıt yönün biraz dışında, yani Güneş, gözlemci ve Uranüs'ün tam olarak hizalı olmadığı gözlemlendiğinde albedolarının çok daha düşük olduğu anlamına gelir. Ek olarak, halkalar spektrumun görünür ve ultraviyole kısımlarında hafif kırmızı , yakın kızılötesinde gridir . Tanımlanabilir herhangi bir spektral yapı sergilemiyorlar . Kimyasal bileşim, halkaların parçacıkların bilinmemektedir. Bununla birlikte, Satürn'ün halkaları gibi saf buzdan oluşamazlar , çünkü çok karanlıklar, Uranüs'ün iç uydularından daha koyu . Parçacıklar muhtemelen buz ve karanlık madde karışımından oluşuyor. Bu malzemenin bileşimi bilinmemektedir, ama olabilir organik bileşikler arasında radyasyonla kararmış yüklü parçacıklar arasında manyetosferin Uranüs. İç aylarınkine benzer bir malzeme olabilir, ancak önemli ölçüde tavlanmıştır.

Bir bütün olarak ele alındığında, Uranüs'ün halka sistemi, Jüpiter'in ince tozdan oluşan halkalarına veya Satürn'ün büyük ve karmaşık ve bazı durumlarda çok parlak maddeden - buzdan oluşan halkalarına benzemez . Yine de Satürn sistemi ile bazı benzerlikler vardır. Dolayısıyla, Satürn'ün F halkası ve Uranüs'ün ε halkası hem dar hem de karanlıktır ve çoban ayları tarafından çerçevelenmiştir; benzer şekilde, 2006 yılında keşfedilen Uranüs'ün dış halkaları, Satürn'ün G ve E dış halkalarına benzerlik gösterir. Satürn'ün geniş halkaları içindeki bazı dar halkalar, Uranüs'ün dar halkalarını da anımsatabilir. Ek olarak, Uranüs'ün ana halkaları arasında görülen toz bantları Jüpiter'in halkalarına benzeyebilir. Öte yandan, Uranüs'ün halka sistemi, daha karmaşık, daha az karanlık ve daha az toz içermesine rağmen , Neptün halkalarınınkine oldukça benzer ; halkalar da oradaki gezegene daha yakın.

Dar ana halkalar

Yüzük ε

Ε (epsilon) halkası , Uranüs'ün halka sistemindeki en parlak ve en yoğun elementtir ve bütünün döndürdüğü toplam ışığın üçte ikisini oluşturur. Uranüs'ün en eksantrik halkası olsa da, ihmal edilebilir bir eğimi var . Halkanın eksantrikliği, parlaklığının yörüngesi boyunca değişmesine neden olur. Halka £ değerinin yarıçapı boyunca entegre parlaklık maksimumdur apoapsid az ve en az periapsis . Bu parlaklıkların oranı 2,5 ile 3,0 arasındadır. Bu varyasyonlar, 19.7 ölçen halka genişliği kişilerce ilgili  km periapsis de ve 96.4  km apoapsis de. Halka genişledikçe, parçacıklar arasındaki perdeleme etkisi azalır ve onları daha görünür hale getirir ve daha büyük bir yerleşik parlaklığa yol açar. Genişlikteki varyasyonlar, doğrudan Voyager 2 görüntülerinden ölçüldü , çünkü ε halkası, uzay aracının kameraları tarafından çözülen iki halkadan yalnızca biriydi . Bu davranış, halkanın optik olarak yoğun olduğunu gösterir . Yerden veya uzaydan yapılan örtme gözlemleri, normal optik kalınlığının 0.5 ila 2.5 arasında değiştiğini, maksimum periapsiste olduğunu göstermiştir. Ε halkasının eşdeğer kalınlığı yaklaşık 47  km'dir ve yörünge boyunca değişmez.

Halkanın ε geometrik kalınlığı kesin olarak bilinmemekle birlikte, halka çok ince olmasına rağmen - bazılarına göre sadece 150  m . Bu nispeten sonsuz küçük boyuta rağmen, birkaç parçacık katmanından oluşur. Ε halkası, apoapsid etrafında 0,008 ila 0,06 tahmini doldurma faktörü ile oldukça kalabalık bir alandır. Ortalama parçacık boyutu 0,2 ila 20 m arasında değişir  ve bunların ortalama ayrılması, yarıçaplarının yaklaşık 4,5 katıdır. Halka hemen hemen bir toz serbest muhtemelen aerodinamik sürükleme, Uranüs arasında atmosferik korona . Çok küçük kalınlığından dolayı ε halka çapla incelendiğinde kaybolur . Bu, 2007'de Dünya'nın halkalar düzleminde geçişinin gözlemlenmesi sırasında oldu.

Voyager 2 sondası , bir radyo gizleme deneyi sırasında ε halkasından bir sinyal gözlemledi . Sinyal, belirgin bir takviye olarak ortaya çıkan ileri saçılma 3.6  cm arasında dalga boyuna halka apoapsis çevresinde. Böyle bir yayılma, tutarlı bir yapının varlığını gerektirir. Halkanın ε bu kadar ince bir yapıya sahip olduğu gerçeği, birçok gizli gözlemle doğrulanmıştır: halka, bir kısmı eksik yay olabilen bir miktar dar ve optik olarak yoğun alt halkalardan oluşuyor gibi görünüyor.

Yüzüğün iç ve dış çoban uydularına sahip olduğu tespit edilmiştir : içte Cordelia ve dışta Ophelia . Halkanın iç kenarı 24:25 Cordelia ile, dış kenar ise 14:13 Ophelia ile rezonansa giriyor. Bu uyduların kütlelerinin etkili olabilmesi için halkanın kütlesinin en az üç katı olması gerekir. Halkanın ε kütlesi yaklaşık 10 16  kg olarak tahmin edilmektedir .

Yüzük δ

Halka δ (delta) daireseldir ve hafif eğimlidir. Normal optik kalınlığı ve genişliğinde (2011'de) henüz açıklanamayan önemli azimut varyasyonları sergiler. Olası bir açıklama, yüzüğün tam iç kenarında minik bir ay tarafından uyarılan azimut dalgalarına sahip olmasıdır. Halkasının temiz dış kenarı 23:22 Cordelia ile rezonansa giriyor. İki bileşen de ayırt edilebilir. Dar, dış bileşen optik olarak yoğundur; geniş şeffaf bir iç bantla çevrelenmiştir. Genişliği 4,1-6,1 olan  bölgesinin ve 2.2 bir kalınlığa eşdeğer olan  km 0.3-0.6 normal bir optik kalınlığa karşılık gelir. Halkanın geniş komponent 12-10 olan  km ve eşdeğeri kalınlığı yakın 0.3 için  km 3 x 10 düşük normal bir optik kalınlık gösterir -2 . Bu yalnızca gizli verilerden bilinmektedir, çünkü Voyager 2 , only halkasını çözemedi. Δ halkasını ileri dağılım geometrisinde gördüğünde, nispeten parlak görünüyordu, bu da geniş bileşendeki toz varlığıyla tutarlıydı. Geometrik olarak, geniş bileşen dardan daha kalındır. Bu, aynı anda geometrik olarak kalın ve optik olarak ince bir halkanın davranışıyla tutarlı olan, δ halkasının daha parlak hale geldiği 2007 yılında yörünge düzleminin kesişim noktasındaki gözlemlerle doğrulanmıştır.

Γ yüzük

Γ ( gama ) halkası dar, optik olarak yoğun ve biraz eksantriktir. Yörünge eğimi neredeyse sıfırdır. Halkanın genişliği 3.6 ila 4.7 arasında değişir  km eşdeğer bir optik kalınlık 3.3 sabit olmasına rağmen,  km . Halkanın normal optik kalınlığı 0,7 ila 0,9'dur. 2007'deki bir yörünge düzlemini geçme olayı sırasında, γ halkası kayboldu, bu da ε halkası gibi geometrik olarak ince ve tozsuz olduğunu gösterdi. Halkanın genişliği ve normal optik kalınlığı, belirgin azimut varyasyonları gösterir . Bu kadar dar bir halkanın hapsedilme mekanizması bilinmemektedir, ancak halkanın keskin iç kenarının Ophelia ile 6: 5 rezonansa girdiği fark edilmiştir.

Yüzük η

Halka η (eta) sıfır eksantrikliğe ve yörüngesel eğime sahiptir. Δ halkası gibi, iki bileşenden oluşur: dar ve optik olarak yoğun ve geniş, yarı saydam bir bant, bu sefer dışarıda. İkincisi yaklaşık 40  km genişliğindedir ve eşdeğer kalınlığı yaklaşık 0,85  km'dir , bu da 2 × 10 −2'lik düşük bir normal optik kalınlığa işaret eder .

Yüzük, Voyager 2 görüntülerinde çözüldü . İleri difüzyonda, parlak görünür ve muhtemelen geniş kısımda önemli miktarda toz bulunduğunu gösterir. Geometrik olarak geniş kısım, dar kısımdan çok daha kalındır. Bu sonuç, η halkasının artan parlaklık sergilediği ve halka sisteminde en parlak ikinci halka haline geldiği 2007 yılında halka düzleminin kesiştiği noktada yapılan gözlemlerle desteklenmektedir. Bu, geometrik olarak kalın ancak optik olarak ince bir halka ile tutarlıdır. Halkaların çoğu gibi, normal optik kalınlık ve genişlikte belirgin azimut varyasyonlar sergiler. Hatta dar bileşen bazı yerlerde kaybolur.

Α ve β halkaları

Α ve β ( alfa ve beta ) halkaları, ε halkasından sonra en parlak Uranüs halkalarıdır. Bunun gibi, parlaklık ve genişlik bakımından farklılıklar sergiliyorlar. Onlar maksimum parlaklık ve genişliği hizasında 30 kişilik bir sektör ° üzerinde sahip apoapsis etrafında 30 gün içinde ve en az ° periapsis . Bu iki halka ihmal edilemez bir eksantrikliğe ve eğime sahiptir . Genişlikler sırasıyla 4,8 ila 10 km ve 6,1 ila 11,4 km arasında  değişir  . Eşdeğer optik kalınlıklar 3,29  km ve 2,14  km'dir ve bu, birinci için 0,3 ila 0,7 ve ikinci için 0,2 ila 0,35'lik normal optik kalınlıklara karşılık gelir. Dünya 2007'de halkaların yörünge düzlemini geçtiğinde artık görünmüyorlardı, bu da yüzük gibi ince ve tozsuz olduklarını kanıtlıyordu. Ancak aynı olay, daha önce Voyager 2 tarafından gözlemlenen β halkasının hemen dışında kalın, optik olarak zayıf opak bir toz şeridini gün ışığına çıkardı . Α ve β halkalarının kütlesinin her birinin yaklaşık 5 × 10 15  kg veya ε halkasının yarısı olduğu tahmin edilmektedir .

Halkalar 6, 5 ve 4

6, 5 ve 4 numaralı halkalar Uranüs'ün en içteki ve en az parlak olan dar halkalarıdır. Aynı zamanda halka ring ile en güçlü eğilimi ve eksantrikliği gösterenlerdir. Aslında, eğim (0.06 °, 0.05 ° ve 0.03 °) için yeterli Voyager 2 üzerinde bunları gözlemleme ekvator düzlemine (24-46 den Uranüs  km ). Ayrıca sırasıyla 1.6-2.2 km , 1.9-4.9  km ve 2.4-4.4 km genişliğiyle en dar  olanlardır  . Eşdeğer optik kalınlıkları 0,41  km , 0,91  km ve 0,71  km'dir ve 0,18 ila 0,25, 0,18 ila 0,48 ve 0,16 ila 0,3'lük normal optik kalınlıklara karşılık gelir. Dünya 2007 yılında halkaların yörünge düzlemini kestiğinde, inceliği ve toz olmaması nedeniyle görünmez hale geldi.

Toz halkaları

Λ yüzük

Λ (lambda) halkası , Voyager 2 tarafından 1986 yılında keşfedilen iki halkadan biridir. Halka ve onun çoban ayı Cordelia arasında, ε halkasının hemen içinde yer alan dar ve ince bir halkadır . Bu ay, λ halkasının tam ortasındaki boş bir bandı temizledi. Geriye doğru saçılmış ışıkta bakıldığında, λ halkası son derece dardır: 1 ila 2  km ve 2,2 µm dalga boyunda  0,1 ila 0,2 km eşdeğer optik kalınlığa  sahiptir . Normal optik kalınlık 0,1 ila 0,2'dir. Λ halkasının optik kalınlığı, Uranüs'ün halka sistemi için atipik olan ışığın dalga boyuna güçlü bir bağımlılığa sahiptir. Ultraviyolede eşdeğer optik kalınlık 0.36  km'dir , bu nedenle λ halkası başlangıçta Voyager 2 tarafından sadece UV yıldız okültasyonlarında tespit edilmiştir . 2.2 µm dalga boyunda  yıldız okültasyonu ile tespit 1996 yılına kadar açıklanmadı.

Voyager 2'nin 1986'da yaptığı gibi, λ halkasının görünümü, ileriye doğru dağılmış ışıkta bakıldığında dramatik bir şekilde değişir . Bu perspektiften, halka Uranüs'ün halka sistemindeki en parlak yapı haline gelir, hatta ε halkasından bile daha parlaktır. Bu gözlem, optik kalınlığın ışığın dalga boyuna bağımlılığı ile birlikte, λ halkasının mikrometre sırasına göre kayda değer miktarda toz içerdiğini gösterir . Bu tozun normal optik kalınlığı 10 −4 ila 10 −3'tür . 2007 yılında halka düzlemi geçişi sırasında Keck teleskobu tarafından yapılan gözlemler bu sonucu doğruladı; λ halkası daha sonra halka sistemindeki en parlak yapılardan biri haline geldi.

Voyager 2 görüntülerinin ayrıntılı analizi , λ halkasının parlaklığındaki azimutal varyasyonları ortaya çıkardı. Varyasyonlar, duran bir dalgayı çağrıştıran periyodik görünmektedir . Λ halkasının bu ayrıntılı yapısının kökeni bir sır olarak kalır.

Yüzük 1986U2R / ζ

1986'da Voyager 2 , 6 halkasının içinde geniş ama ince bir malzeme şeridi tespit etti. Bu halkaya geçici 1986U2R adı verildi. Normal optik kalınlığı 10 −3 veya daha azdır ve son derece incedir. Uranüs'ün merkezine, yani bulutların sadece 12.000 km yukarısında 37.000 ila 39.500 km arasında  değişiyor  . Keck teleskopu ile gözlemlendiği 2003 - 2004 yılına kadar tekrar görülmedi . Bu gruba "ζ ring" ( zeta ) adı verildi. Bununla birlikte, bu halkanın konumu 1986U2R için 1986'da gözlemlenenden önemli ölçüde farklıdır: gezegenin merkezinden 37.850 ila 41.350  km uzaklıktadır. İçin zayıflatan içeriye gider bir uzantısı vardır , en az 32.600  km .

2007 yılında halka düzleminin geçişi sırasında ζ halkası hala gözlemlendi ve orada tüm halka sisteminin en parlak öğesi haline geldi, hatta parlaklık açısından diğer her şeyden daha iyi performans gösterdi. Bu halka eşdeğer optik kalınlığı 1 yaklaşımlar  km (0.6  km , normal bir optik kalınlık değil 10'unu ise, iç uzantısı için) -3 . 1986U2R ve ζ halkalarının oldukça farklı görünümleri, gözlemin farklı geometrilerinden kaynaklanıyor olabilir: 2003-2007'de geriye doğru saçılma ve 1986'da yana doğru saçılma. Ancak, varsayılan toz dağılımındaki değişiklikler göz ardı edilemez. ringe hakim olma, 1986-2007 yılları arasında gerçekleşti.

Diğer toz bantları

1986U2R / ζ ve λ halkalarının yanı sıra, Uranüs halka sisteminde başka çok ince toz bantları da vardır. İleri difüzyondaki parlaklıklarına rağmen ihmal edilebilir optik kalınlıkları nedeniyle okültasyonlar sırasında görünmezler. Voyager 2'nin ileriye doğru saçılmış ışıktaki görüntüleri , λ ve δ halkaları arasında, η ile β arasında ve α ile 4 arasında parlak toz bantlarının varlığını ortaya koymaktadır. Bu bantların çoğu, 2003 - 2004'te Keck teleskopu tarafından yeniden tespit edilmiştir. 2007'de halka düzleminin geriye doğru dağılmış ışıkta geçişi, ancak kesin konumları ve göreceli parlaklıkları Voyager 2 tarafından gözlemlenenlerden farklıydı . Bu toz bantlarının normal optik kalınlığı yaklaşık 10 −5'i geçmez . Bilim adamları, toz parçacıklarının boyut dağılımının bir indeks güç yasasını izlediğine inanıyor .

Harici halka sistemi

2003-2005'te Hubble Uzay Teleskobu , daha sonra Dış Halka Sistemi olarak adlandırılan ve Uranüs'ün halka sayısını on üçe çıkaran yeni bir halka çifti keşfetti. Μ ve ν halkaları ( mu ve nu ) olarak adlandırıldılar. En dıştaki halka μ, parlak halka η'dan iki kat daha uzaktır. Bu dış halkalar birçok yönden dar iç halkalardan farklıdır: μ ve ν geniş (17.000  km ve 3.800  km ) ve çok incedir; maksimum normal optik kalınlıkları 8,5 × 10 −6 ve 5,4 × 10 −6'dır  ; eşdeğer optik kalınlıkları sırasıyla 0.14  km ve 0.012  km'dir . Radyal parlaklık profilleri üçgendir.

Μ halkasının maksimum parlaklığı , muhtemelen halkadaki parçacıkların kaynağı olan küçük ay Mab'ın yörüngesi boyunca bulunur . Ν halkası, doğal uydular Portia ve Rosalinde arasında bulunur ve içinde bir ay içermez. İleri dağılmış ışık Yolculuğu 2 görüntülerinin yeniden analizi , μ ve ν halkalarını açıkça gösterir. Bu geometride, halkalar çok daha parlaktır, bu da çok fazla mikrometrik toz içerdiklerini gösterir. Satürn'ün G ve E halkalarına benzer olabilirler : G halkası gibi, μ ve ν halkaları da onu tozla besleyebilecek herhangi bir gövdeden yoksundur ve büyük E halkası gibi Enceladus'tan toz alırlar .

Μ halkası, büyük parçacıklar olmadan tamamen tozdan yapılabilir. Bu hipotez, 2,2 μm'de yakın kızılötesinde μ halkasını tespit edemeyen  , ancak ν halkasını tespit edebilen Keck teleskopundan gelen gözlemlerle güçlendirildi . Bu, μ halkasının mavi renkte olduğunu ve bu nedenle çoğunlukla mikrometrik altı parçacıklardan oluştuğunu gösterir. Bu toz buz olabilir. Ν halkası oldukça kırmızı renktedir.

Dinamikler ve köken

Partiküllerin dar halkalara hapsedilme mekanizması 2011'de hala açıklanamamıştır. Halkaların bir milyon yıldan daha kısa bir süre içinde radyal olarak dağılmaması için böyle bir mekanizma gereklidir. Başlangıçta Goldreich ve Tremaine tarafından önerilen en yaygın teori, bir çift uydunun , iç ve dış çobanların her bir halka ile kütleçekimsel olarak etkileşime girmesi ve açısal momentumdaki dalgalanmaları telafi etmek için sırasıyla bir kaynak ve yutak görevi görmesidir . (Veya ayrıca kinetik enerji). Böylece yüzüğün bütünlüğünü korurlar, ancak yavaş yavaş ondan uzaklaşırlar. Etkili olabilmesi için, her çobanın kütlesi en az 2 veya 3 faktör ile yüzüğün kütlesini aşmalıdır. Bu mekanizma, Cordelia ve Ophelia'nın çoban rolünü oynadığı ε halkası için çalışıyor . Cordelia aynı zamanda δ ringin dış çobanıdır ve Ophelia γ ringin dış çobanıdır. Bununla birlikte, 10 km'den daha uzun ayların  diğer halkaların menzilinde olmadığı biliniyor. Cordelia ve Ophelia'nın halkadan ε uzaklığı, onun yaşını tahmin etmeyi mümkün kılıyor. Hesaplamalar 6 × 10 8  yıldan daha eski olamayacağını gösteriyor .

Halkaların görünen gençliği, onları oluşturan malzemenin sürekli yenilenmesiyle açıklanabilir. Bu, çarpışmadan ve daha büyük nesnelerin sürekli parçalanmasından kaynaklanabilir. Gökbilimci Larry W. Esposito'nun 2002'de yaptığı tahminlere göre , Puck büyüklüğündeki bir ay , yüzüğün birkaç milyar yıl dayanmasına yetecek kadar enkaz üretebilir. Bununla birlikte, daha küçük bir uydunun ömrü çok daha kısadır. Bu nedenle, tüm iç aylar ve halkalar , son 4,5 milyar yıl içinde parçalanmış (örneğin Uranüs'ün gelgit kuvvetleri tarafından) birkaç Puck büyüklüğündeki uydunun ürünleri olabilir . Böylelikle kırılan uydular, tüm büyük parçaları hızla en ince toza kadar çok daha küçük parçacıklara bölen bir dizi çarpışmayı tetikler. Sonunda, başlangıçtaki kütlenin çoğunluğunun uzaya dağılması veya Uranüs'e geri dönmesi gerekecekti ve geri kalan parçacıklar, karşılıklı rezonanslar ve çoban etkileri ile stabilize edilmiş olanlar olacaktı. Bu evrimin sonunda, geriye sadece dar halkalardan oluşan bir sistem kalmalıdır. Ancak mevcut konfigürasyonda, halkaların içinde birkaç mini uydu kalabilir. Çapları muhtemelen yaklaşık 10 km ile sınırlı olacaktır  .

Toz bantlarının kaynağı daha az problemdir. Tozun 100 ila 1000 yıl gibi çok kısa bir ömrü vardır. Bu nedenle bantlar , uranyum sisteminin dışından gelen halkalardan, mini uydulardan ve meteoroidlerden kaynaklanan daha büyük parçacıklar arasındaki çarpışmalarla sürekli olarak beslenmelidir . Toz, ışığın ileriye doğru saçılmasıyla ortaya çıktığı için, düşük optik kalınlıkları nedeniyle, mini uyduların ve parçacıkların kuşaklarının kendileri görünmezdir. Toz bantlarını oluşturan ana dar halkalar ve mini ay kayışları muhtemelen boyut dağılımında farklılık gösterir. Ana halkalar, santimetre ile metre arasında daha fazla gövdeye sahiptir. Bu tür bir dağılım, halkalardaki nesnelerin yüzey alanını arttırır, bu da yüksek bir optik yoğunluğa ve geriye saçılan ışığa yol açar. Öte yandan, toz bantları, onlara düşük bir optik kalınlık sağlayan birkaç büyük parçacık içerir.

Keşif

Halkalar, Voyager 2 uzay sondası tarafından gezegenin üzerinde uçuşu sırasında kapsamlı bir şekilde çalışıldı .Ocak 1986. Böylece, iki yeni ince halka, λ ve 1986U2R keşfedildi ve toplam sayıları o sırada on bire çıktı. Halkalar, radyo, ultraviyole ve optik aralıklarda gizlenerek incelenmiştir. Voyager 2 , halkaları Güneş'in çeşitli perspektiflerinden gözlemleyerek arkaya, yana ve ileriye dağılmış ışık görüntüleri verdi. Bu görüntülerin analizi, parlaklığın, fazın ve halkaların parçacıklarının geometrik ve Bağ albedosunun bir fonksiyonu olarak tam olarak belirlenmesine izin verdi. Görüntülerde iki halka, ε ve η çözüldü ve ince ve karmaşık bir yapı ortaya çıktı. Voyager 2 görüntülerinin analizi, aynı zamanda, ring'in iki çobanı, Cordelia ve Ophelia da dahil olmak üzere, on iç uydunun keşfedilmesine yol açtı . Hubble teleskopu, uzaydan gözlemle, nihayet 2005 yılında μ ve ν halkalarının keşfedilmesiyle Uranüs halkalarının sayısını on üçe çıkardı.

Özellikleri

Aşağıdaki tablo , Uranüs'ün gezegen halkaları sisteminin bilinen özelliklerini özetlemektedir (karşılaştırma için, Uranüs yarıçapı yaklaşık 26000  km'dir )

Soyadı Yarıçap (km) Genişlik
(km) 		EE
(km)
 Normal
optik kalınlık (EON)

 Kalınlık
(m) 		eksantrik olarak
triklik		 Eğik
binasyon
(°)		 Notlar
ζ c 32.000 -
37 850		 3.500 0.6 ~ 10 −4 ? ? ? Ζ iç uzantısı
1986U2R 37.000 -
39.500		 2.500 ? <10 −3 ? ? ? İnce Toz Halkası, 1986U2R'nin Parçası / ζ
ζ 850- 37
41 350		 3.500 1 <10 −3 ? ? ? Büyük kısmı arasında 1986U2R / Ç
6 41 837 1.6–2.2 0.41 0,18–0,25 ? 1 × 10 −3 0.062
5 42 234 1.9–4.9 0.91 0,18–0,48 ? 1,90 × 10 −3 0.054
4 42.570 2.4–4.4 0.71 0,16–0,30 ? 1,1 × 10 −3 0.032
α 44 718 4.8–10 3.39 0.3-0.7 ? 0.8 × 10 −3 0.015
β 45 661 6.1–11.4 2.14 0.20–0.35 ? 0,4 × 10 −3 0.005
η 47 175 1.9–2.7 0.42 0,16–0,25 ? 0 0.001
η c 47 176 40 0.85 2 × 10 −2 ? 0 0.001 Η dış uzantısı
γ 47 627 3.6–4.7 3.3 0.7–0.9 150? 0.1 × 10 −3 0.002
δ c 48.300 10-12 0.3 3 × 10 −2 ? 0 0.001 Δ iç uzantısı
δ 48.300 4.1–6.1 2.2 0.3-0.6 ? 0 0.001
λ 50.023 1-2 0.2 0.1-0.2 ? 0? 0?
ε 51.149 19.7–96.4 47 0.5–2.5 150? 7,9 × 10 −3 0 Çoban Ayları: Cordelia ve Ophelia
ν 66 100–
69 900		 3.800 0.012 5,4 × 10 −6 ? ? ? Portia ve Rosalinde arasında . 67300 Maksimum parlaklık  Km
μ 86.000 -
103.000		 17.000 0.14 8,5 × 10 −6 ? ? ? 97700 Maksimum parlaklık  Km (yakın Mab )

Notlar ve referanslar

Notlar

  1. İleri saçılan ışık, gelen ışığa (burada Güneş'ten) küçük bir açıyla dağılan ışıktır. Burada yaklaşık bir Güneş - Uranüs - gözlemci hizalamasına karşılık gelir (burada Voyager 2 ). Tersine, arkaya doğru yayılan ışık, pratik olarak ters yönde tekrar ortaya çıkan ve bir Güneş - gözlemci - Uranüs hizalamasına karşılık gelen ışıktır.
  2. Albedo'nun iki tanımı arasındaki fark, saçılan enerjinin açısal dağılımının farklı değerlendirilmesinde yatmaktadır: geometrik albedo, Lambert yasasının geçerli olduğunu varsayarken , Bond'un albedo tüm yönlerde gerçek ortalamayı hesaba katar. Bond'un albedo'nun geometrik albedodan daha düşük olması, ışığın tercihen yüzeye dik olarak döndürüldüğü gerçeğini yansıtır.
  3. normal bir optik kalınlığı bir halkanın τ toplam oranı kısmının edilene halkanın bir parçası parçacıklarının tüm alanı öngörülmüştür. 0'dan (toplam şeffaflık) sonsuza (toplam opaklık) kadar değişebilir. Halkaya dik olarak geçen bir ışık huzmesi, bir e –τ faktörü ile zayıflatılacaktır . Bir halkanın eşdeğer kalınlığı , normal optik kalınlığın radyal integrali olarak tanımlanır .
  4. Doğrudan ölçülen diğer verilerden hesaplanır.

Referanslar

  1. (in) BBC News, "  Uranüs halkalar 1700'lerde görülen mıydı  ' ,Nisan 2007(erişim tarihi: 19 Mayıs 2010 ) .
  2. (en) Imke de Pater , Seran G. Gibbard ve HB Hammel , "  Uranüs'ün tozlu halkalarının evrimi  " , Icarus , cilt.  180,2006, s.  186-200 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2005.08.011 , özet ).
  3. (in) Royal Astronomical Society, "  Uranüs In 18. yüzyıl Of William Herschel Last.fm 'Yüzük mü?  » , Physorg.com'da ,16 Nisan 2007(erişim tarihi: 19 Mayıs 2010 ) .
  4. Larousse du Ciel , 2005, s.  395 .
  5. (en) JL Elliot, E. Dunham, D. Mink , "  The Occultation of SAO - 158687 by the Uranian Satellite Belt  " , International Astronomical Union, Circular No. 3051, cilt. 83,1977( 8 Haziran erişildi ) .
  6. (in) JL Elliot , E. Dunham ve D. Mink , "  The Rings of Uranus  " , Nature , cilt.  267,26 Mayıs 1977, s.  328–330 ( DOI  10.1038 / 267328a0 , özet ).
  7. Güneş sistemi ve gezegenler , 2009, s.  87 .
  8. (in) PD Nicholson , SE Persson , K. Matthews , P. Goldreich ve G. Neugebauer , "  The Rings of Uranus: Results from 10 April 1978  " , Astron. J. , cilt.  83,Nisan 1978, s.  1240-1248 ( DOI  10,1086 / 112.318 , çevrimiçi okuma ).
  9. (inç) RL Millis ve LH Wasserman , "  BD -15 3969'un Uranüs Halkaları Tarafından Örtülmesi  " , Astron. J. , cilt.  83,1978, s.  993–998 ( DOI  10.1086 / 112281 , çevrimiçi okuyun ).
  10. (en) Larry W. Esposito , "  Gezegen halkaları  " , Rep. Prog. Phys. , cilt.  65,2002, s.  1741 - 1783 ( DOI  10.1088 / 0034-4885 / 65/12/201 , özet ).
  11. (en) BA Smith ve LA Soderblom et al. , "  Uranüs Sisteminde Voyager 2: Görüntüleme Bilimi Sonuçları  " , Bilim , cilt.  233, n o  4759,4 Temmuz 1986, s.  97-102 ( PMID  17.812.889 , DOI  10.1126 / science.233.4759.43 , özet ).
  12. Dev gezegenler , 1996, s.  122 .
  13. (en) Mark R. Showalter ve Jack J. Lissauer , "  Uranüs'ün İkinci Halka-Ay Sistemi: Keşif ve Dinamikler  " , Bilim , cilt.  311, n o  5763,17 Şubat 2006, s.  973 - 977 ( PMID  16373533 , DOI  10.1126 / bilim.1122882 ).
  14. (in) "  NASA'nın Hubble Uranüs Etrafındaki Yeni Halkaları ve Ayları Keşfediyor  " , hubblesite.org adresinde ,2005( 8 Haziran 2010'da erişildi ) .
  15. (en) Joseph A. Burns, Douglas P. Hamilton, Mark R. Showalter, "Tozlu Halkalar ve Gezegensel Toz: Gözlemler ve Basit Fizik" , E. Grun, BAS Gustafson, ST Dermott, H.Fechtig, Gezegenler Arası Toz , Berlin, Springer,2001( çevrimiçi okuyun [ [PDF] ]) , s.  641 - 725.
  16. (in) Mark Showalter, JJ Lissauer, RG French, Hamilton PD, PD Nicholson ve I. de Pater., "  Hubble Uzay Teleskobu'ndaki Uranüs Tozunun Dış Halkaları  " , American Astronomical Society,Mayıs 2008( 12 Haziran 2010'da erişildi ) .
  17. (en) Maureen E. Ockert , Jeffrey N. Cuzzi , Carolyn C. Porco ve Torrence V. Johnson , "  Uranian ring photometry: Results from Voyager 2  " , J. Geophys. Res. , cilt.  92,1987, s.  14969 - 14978 ( DOI  10.1029 / JA092iA13p14969 , özet ).
  18. (en) AL Lane , RA West , RM Nelson , BD Wallis , BJ Buratti , LJ Horn , CW Hord , LW Esposito , KE Simmons and AL Graps , "  Photometry Voyager 2'den: Uran atmosferinden, uydulardan ve halkalardan ilk sonuçlar  ” , Science , cilt.  233, n o  4759,1986, s.  65-69 ( PMID  17.812.890 , DOI  10.1126 / science.233.4759.65 , özet ).
  19. (en) Imke de Pater , HB Hammel , Mark R. Showalter ve Marcos A. Van Dam , "  The Dark Side of the Rings of Uranus  " , Science , cilt.  317, n o  5846,2007, s.  1888-1890 ( PMID  17717152 , DOI  10.1126 / science.1148103 , özet ).
  20. (en) Erich Karkoshka , "  Uranüs'ün Halkaları ve Uyduları: Renkli ve Çok Karanlık Değil  " , Icarus , cilt.  125,1997, s.  348 - 363 ( DOI  10.1006 / icar.1996.5631 , özet ).
  21. (en) Kevin H. Baines , Padmavati A. Yanamandra-Fisher , Larry A. Lebofsky , Thomas W. Momary , William Golisch , Charles Kaminski ve Walter J. Wild , "  Yakın Kızılötesi Mutlak Fotometrik Görüntüleme Uranüs Sistemi  ” , Icarus , cilt.  132,1998, s.  266-284 ( DOI  10,1006 / icar.1998.5894 , özet ).
  22. (en) Imke dePater , Heidi B. Hammel , Seran G. Gibbard ve Mark R. Showalter , "  Uranüs'ün Yeni Toz Kemerleri: Tek Yüzük, İki Yüzük, Kırmızı Yüzük, Mavi Yüzük  " , Bilim , cilt.  312, n o  57702006, s.  92-94 ( PMID  16.601.188 , DOI  10.1126 / science.1125110 , özet ).
  23. (tr) EC Stone ve ED Miner , "  Voyager 2'nin uranian sistemiyle karşılaşması  " , Science , cilt.  233,1986, s.  39-43 ( ISSN  0036-8075 , PMID  17812888 , DOI  10.1126 / science.233.4759.39 , özet ).
  24. (tr) Erich Karkoshka , "  Uranüs'ün Epsilon Halkasının Fotometrik Modellemesi ve Parçacıkların Aralığı  ” , Icarus , cilt.  151,2001, s.  78 - 83 ( DOI  10.1006 / icar.2001.6598 , özet ).
  25. (en) GL Tyler , VR Eshleman , DP Hinson , EA Marouf , RA Simpson , DN Sweetnam , JD Anderson , JK Campbell , GS Levy ve GF Lindal , "  Voyager 2 Radio Science Observation of the Uranian System: Atmosphere , Halkalar ve Uydular  ” , Science , cilt.  233, n o  4759,1986, s.  79 - 84 ( PMID  17812893 , DOI  10.1126 / science.233.4759.79 , özet ).
  26. Gezegenlerden son haberler , 2009, s.  237 .
  27. (en) LW Esposito ve Joshua E. Colwell , "  Uranüs Halkalarının ve Toz bantlarının Yaratılışı  " , Nature , cilt.  339,1989, s.  605 - 607 ( DOI  10.1038 / 339605a0 , özet ).
  28. Gezegenlerden son haberler , 2009, s.  238 .
  29. (inç) LJ Horn , AL Lane , PA Yanamandra Fisher ve LW Esposito , "  Uraniyen halka deltasının bir yoğunluk dalgasından fiziksel özellikleri  " , Icarus , cilt.  76,1988, s.  485 - 492 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (88) 90016-4 , özet ).
  30. (in) Carolyn C. Porco ve Peter Goldreich , "  Uranyen Halkaların Çobanlığı I: Kinematik  " , Astron. J. , cilt.  93,1987, s.  724 - 778 ( DOI  10.1086 / 114354 , çevrimiçi okuyun ).
  31. (en) JB Holberg , PD Nicholson , RG French ve JL Elliot , "  Uranian Halkalarının 0.1 ve 2.2 μm'deki Yıldız Örtülme probları: Voyager UVS ve Dünya tabanlı sonuçların karşılaştırması  " , Astron. J. , cilt.  94,1987, s.  178-188 ( DOI  10,1086 / 114.462 , çevrimiçi okuma ).
  32. (en) RG French , JL Elliot , LM French ve JA Kangas ve diğerleri. , "  Dünya tabanlı ve Voyager Örtülme Gözlemlerinden Uranyen Halka Yörüngeleri  " , Icarus , cilt.  73,1988, s.  349 - 478 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (88) 90104-2 , özet ).
  33. (inç) SG Gibbard , I. de Pater ve HB Hammel , "  Uranüs'ün tek tek uydularının ve halkalarının yakın kızılötesi uyarlamalı optik görüntülemesi  " , Icarus , cilt.  174,2005, s.  253 - 262 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2004.09.008 , özet ).
  34. .
  35. (inç) Stephen Battersby, "  Köpüklü buzla bağlantılı Uranüs'ün mavi yüzüğü  " , NewScientistSpace,2006( 12 Haziran 2010'da erişildi ) .
  36. (inç) Robert Sanders, "  Uranüs Etrafında Bulunan Mavi Yüzük  " , UC Berkeley News,Nisan 2006( 12 Haziran 2010'da erişildi ) .
  37. (in) Peter Goldreich ve Scott Tremaine , "  Towards a Theory for the Uranian Rings  " , Nature , cilt.  277,1979, s.  97-99 ( DOI  10.1038 / 277097a0 , özet ).

Daha derine gitmek için

Kaynakça

İlgili Makaleler

Dış bağlantılar