Uranüs'ün Halkaları

Uranüs halkalı ay sisteminin şeması. Düz çizgiler halkaları gösterir; kesikli çizgiler ayların yörüngelerini temsil eder.
Uranüs halkalarıyla birlikte (Hubble Uzay Teleskobu, 1998)

Uranüs gezegeni , çeşitliliği ve karmaşıklığı bakımından Satürn'ün halkalarının çok daha büyük yörüngelerine yaklaşmayan , ancak yine de Jüpiter ve Jüpiter'in halkalarının daha basit yapılarının önünde sınıflandırılabilen bir gezegen halkaları sistemi ile çevrilidir. Neptün . Uranüs'ün ilk halkaları 10 Mart 1977'de James L. Elliot , Edward W. Dunham ve Douglas J. Mink tarafından keşfedildi . Gökbilimci Wilhelm Herschel , halkaların gözlemini 200 yıl önce zaten bildirmiş olsa da , günümüz gökbilimcileri, karanlık ve soluk görünümleri nedeniyle, halka sistemini gerçekten algılamanın o zamanın araçlarıyla mümkün olduğundan şüphe duyuyorlar. 1986 yılında gezegenin Voyager 2 uzay aracı tarafından çekilen resimlerde iki halka daha keşfedildi ve Hubble Uzay Teleskobu tarafından 2003 ve 2005 yılları arasında çekilen fotoğraflarda bir çift halka daha bulundu .

O zamandan beri, Uranüs'ün halka sisteminin 13 bağımsız halkası bilinmektedir. Gezegenden uzaklıklarına göre 1986U2R / ζ , 6, 5, 4, α , β , η , γ , δ , λ , ε , ν ve μ olarak adlandırılırlar . Yarıçapları 1986U2R / ζ halkası için 38.000 km ve μ halkası için 98.000 km'dir. Ana halkalar arasında ek donuk toz bantları ve eksik kemerler gözlemlenebilir. Halkalar son derece karanlıktır, bu nedenle halka parçacıklarının küresel albedosu yüzde 2'yi geçmez. Muhtemelen bazı karanlık, radyasyon emici organik bileşenlerle birleşmiş donmuş sudan oluşurlar.

Uranüs halkalarının çoğu opaktır ve yalnızca birkaç kilometre genişliğindedir. Halka sistemi, çoğunluğu 0,2 ila 20 m çapında olan küçük nesnelerden oluşur. Halkaların bazıları optik olarak çok küçüktür: 1986U2R / ζ, μ ve ν uzatılmış ve mat halkalar ince toz parçacıklarından oluşurken, dar ve mat λ halkası daha büyük nesnelerden oluşur. Halka sistemi içinde göreceli olarak toz yokluğu, Uranüs'ün geniş ekzosferinin korona yoluyla beraberinde getirdiği hava direnci ile açıklanabilir .

Uranüs'ün halkalarının 600 milyon yıldan daha eski olmadığına ve bu nedenle nispeten genç olduğuna inanılıyor. Halka sistemi muhtemelen, uzun zaman önce birbirleriyle çarpışmadan önce gezegenin yörüngesinde dönen çok sayıda uydunun kalıntılarından oluşur. Çarpışmalardan sonra, aylar sayısız parçaya bölündü ve daha sonra bugün görülebilen dar ve optik olarak yoğun halkalar olarak hayatta kaldı ve şimdi gezegeni kesin olarak tanımlanmış yörüngelerde çevreliyor.

Dar halkaların şekillerinde nasıl tutulduğu hala tam olarak anlaşılamamıştır. Başlangıçta, her dar halkanın, şeklini destekleyen bir çift yakındaki çoban uydusu ile ilişkili olduğu varsayılmıştır . Ancak, Voyager 2 1986'da uçtuğunda, yalnızca bir çift çoban ( Cordelia ve Ophelia ) en parlak halka (ε) üzerinde bir etki bulabildi.

keşif

Uranüs'ü çevreleyen bir halka sisteminin ilk sözü 18. yüzyıldan gelir ve Friedrich Wilhelm Herschel'in gezegenle ilgili gözlemlerinden elde ettiği bulguları yazdığı notlarında bulunabilir . Bunlar aşağıdaki pasajı içeriyordu:

"22 Şubat 1789: Bir yüzükten şüphelenildi." 

Herschel, yüzüğün dar bir diyagramını çizdi ve "biraz kırmızıya doğru eğilimli" olduğunu kaydetti. Keck teleskobu Hawaii en azından ν halkası bakımından, bu onaylamak başardı. Herschel'in notları 1797'de Royal Society Journal'da yayınlandı . Yıllar geçtikçe, Herschel'in buna benzer bir şey görüp görmediği konusunda ciddi şüpheler ortaya çıktı, diğer yüzlerce astronom ise böyle bir şey görmemişti. Bununla birlikte, Herschel'in Uranüs'e göre ν-halkasının boyutlarının, Uranüs'ün güneş etrafındaki hareketindeki değişikliklerin yanı sıra renk görünümünün kesin bir tanımını gerçekten yapabildiğini söyleyen haklı itirazlar vardır. Takip eden iki yüzyılda, 1797 ve 1977 arasında, Uranüs'ün halkalarından bilimsel makalelerde nadiren bahsedildi.

SAO 158687 yıldızının Uranüs tarafından örtülmesinin animasyonu
Başlamak için resme tıklayın
Kuiper Havadan Gözlemevi uçuşta

Uranüs halkalarının tartışmasız keşfi, nihayet 10 Mart 1977'de Kuiper Havadan Gözlemevi'nin yardımıyla halkaları gözlemlemeyi başaran gökbilimciler James L. Elliot, Edward W. Dunham ve Douglas J. Mink'e atfedilebilir . Ancak bu olay sadece tesadüfi bir gözlemle gerçekleşti . Başlangıçta , gezegen tarafından SAO 158687 yıldızının örtülmesini ( örtülme ) gözlemleyerek Uranüs'ün atmosferini incelemeyi planladılar . Gözlemlerini analiz ettiklerinde, yıldızın gezegenden geçtikten beş kez önce ve beş kez sonra kısaca ortadan kaybolduğunun gösterildiğini keşfettiler. Bundan, gezegenin etrafında bir dar halka sistemi olması gerektiği sonucuna vardılar. Gözlemledikleri beş okültasyon olayı makalelerinde Yunanca α, β, γ, δ ve ε harfleriyle tanımlandı. Daha sonra dört yüzük daha buldular; biri β ve γ halkaları arasında ve üçü α halkası içinde. İlk η-halkasını aradılar, ikincisi, okültasyon olaylarının numaralandırılmasına göre, atama halkası 4, 5 ve 6'yı aldı . Satürn'ün halkalarından sonra, güneş sistemimizde keşfedilen ikinci halka sistemiydi.

Voyager 2 uzay sondası 1986'da Uranüs sistemini geçtiğinde , halkaları yukarıdan gösteren ilk görüntü belgeleri oluşturuldu. Toplam halka sayısını on bire çıkaran iki mat halka daha keşfedildi. 2003 ve 2005 yılları arasında, Hubble uzay teleskobu , daha önce görünmez olan başka bir halka çiftini tespit edebildi ve bu, bugün bilinen halka sayısına yol açtı. Bu dış halkaların keşfi ile halka sisteminin önceden bilinen yarıçapı da iki katına çıktı. Hubble'ın görüntüleri iki küçük uyduyu ortaya çıkarmaya devam etti, bunlardan biri, Mab , yörüngesini yeni keşfedilen, en dıştaki halka ile paylaşıyor.

Temel özellikler

İç Uranüs halkaları: Hafif dış halka epsilon halkasıdır, yanında 8 diğer halka görünür. (Voyager 2, 1986, mesafe 2.52 milyon km)

Daha önce de belirtildiği gibi, Uranüs'ün halka sistemi, mevcut bilgi durumuna göre açıkça sınırlandırılmış 13 halkadan oluşur. Gezegenden uzaklıklarına göre sıralanarak 1986U2R / ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν ve μ olarak adlandırılırlar. Üç gruba ayrılabilirler:

  • dokuz dar ana halka (6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, ε), 
  • iki toz halkası (1986U2R / ζ, λ) 
  • yanı sıra iki dış halka (μ, ν). 

Uranüs'ün halkaları esas olarak bir miktar toz eklenmiş makroskopik parçacıklardan oluşur. 1986U2R / ζ-, η-, δ-, λ-, ν- ve μ-halkasında toz tespit edildi. Bu iyi bilinen halkalara ek olarak, aralarında optik olarak çok sayıda ince toz bantları ve diğer mat halkalar kesinlikle bulunabilir. Bununla birlikte, bu tür mat halkalar ve toz bantları, yalnızca geçici olarak var olabilir veya bazen örtülme gözlemleri sırasında görülebilen bir dizi ayrı yaydan oluşabilir. Örneğin, bazıları 2007'de özel bir astronomik olay sırasında, dünyadan bakıldığında halka yüzeylerinin birkaç kez kesiştiği zaman görüldü. Voyager 2'nin geometrik ileri saçılımla çekilen fotoğraflarında da halkalar arasında bir dizi toz bandı oluşabiliyordu. Uranüs'ün tüm halkaları, azimut açısıyla bakıldığında parlaklıkta bazı farklılıklar göstermeye devam etti .

Halkaların her biri son derece koyu maddelerden yapılmıştır. Halka parçacıklarının geometrik albedosu hiçbir zaman yüzde 5 ila 6'lık bir değeri geçmezken, küresel albedo yüzde 2 civarında daha da düşüktür. Bir ile faz açısı hemen hemen sıfır güneş nesnesi ve gözlem pozisyonu nesne hatları arasında, halka parçacıkların albedo açık bir artış vardır, değeri anlamlı burada artar. Bu, tersine, muhalefet alanının biraz dışında zaten gözlemleniyorlarsa, albedolarının çok daha düşük olduğu anlamına gelir. Halkalar , tayfın morötesi ve görünür kısımlarında hafif kırmızı , yakın kızılötesinde ise gri görünür . Tanınabilir herhangi bir spesifik spektral karakteristikleri yoktur . Halka parçacıklarının kimyasal bileşimi hala bilinmemektedir. Ancak bunun için fazla karanlık oldukları ve hatta Uranüs'ün iç uydularından bile daha koyu göründükleri için Satürn'ün halkaları gibi saf buzdan yapamayacakları kesindir . Bu, buz ve koyu bileşenlerin bir karışımı olabileceğini düşündürmektedir. Bu bileşenlerin doğası belirsiz olsa da , Uranüs'ün manyetosferi tarafından yayılan yüklü parçacıklar tarafından önemli ölçüde koyulaşan organik bileşikler olabilirler . Halka parçacıklarının, başlangıçta iç ayların doğasına benzerlik gösteren, yoğun şekilde işlenmiş parçalardan oluştuğu varsayılabilir.

Genel olarak, Uranüs'ün halka sistemi, ne donuk, tozlu Jüpiter halkalarıyla ne de bazı halka bantlarının çok hafif malzeme ve buz parçalarından oluştuğu Satürn'ün geniş ve karmaşık halka yapısıyla karşılaştırılamaz. Bununla birlikte, son bahsedilen halka sisteminin bazı kısımlarında kesinlikle bir benzerlik vardır. Örneğin, Satürn'ün ε-halkası ve F-halkası dar, nispeten karanlıktır ve her biri bir çift ay tarafından korunmaktadır. Uranüs'ün yeni keşfedilen dış halkaları, Satürn'ün dış G ve E halkalarıyla eşleşen özelliklere sahiptir. Böylece, Satürn'ün geniş halkalarında, Uranüs'ün dar halkalarında olduğu kadar dar bukleler vardır. Ayrıca, Jüpiter'in halkalarında olduğu gibi ana halkalar arasında da toz bantları gözlemlenebilir. Buna karşılık, Uranüs'ünkine benzer, ancak daha az karmaşık, kesinlikle daha karanlık ve daha tozlu olan Neptün'ün halka sistemi vardır . Ek olarak, Neptün halkaları gezegenlerinden çok daha uzakta konumlandırılmıştır.

Dar ana halkalar

ε-halkası

ε-halkasının yakından görünümü (Voyager 2, 1986, mesafe 1.12 milyon km)

ε-halkası, Uranüs halka sisteminin en parlak ve en yoğun bölümüdür. Halkalardan yansıyan ışığın üçte ikisinden tek başına sorumludur. Yörüngesi, tüm Uranüs halkaları arasında en büyük eksantrikliğe sahipken ve dolayısıyla daire benzeri bir yörüngeye en az karşılık gelirken, ihmal edilebilir bir eğime sahiptir . Eksantrikliği nedeniyle, algılandığı parlaklık yörüngesi boyunca değişir. Halkanın radyasyon yoğunluğu apsis yakınında en yüksek ve periapsis yakınında en düşüktür. Maksimum ve minimum arasındaki parlaklık oranı 2,5 m ile 3,0 m arasındadır . Bu dalgalanmalar, periapsiste 19,7 km ile apoapsiste 96,4 km arasında değişen halka boyutundaki değişiklikle ilgilidir. Sonuç olarak, halkanın genişlediği noktalarda parçacıklar arasındaki gölgeleme azalır, bu nedenle daha fazla görünür hale gelir, bu da bu bölümlerde parlaklığın artmasına neden olur. Halka genişliklerindeki sapmalar , ε-halka halkasının sondanın kameraları tarafından yalnızca bir diğeriyle çözüldüğü Voyager 2 kayıtları temelinde ölçülmüştür. Bu şekilde gözlemlenen seyir, halkanın optik olarak ince olmadığını gösterir. Aslında, hem Dünya'dan hem de uzay aracından yapılan okültasyon gözlemleri, optik derinliğin en büyük değeri periapsis yakınında olmak üzere 0,5 ile 2,5 arasında değiştiğini göstermektedir. ε-halkasının eşdeğer derinliği yaklaşık 47 km'dir ve yörüngesi boyunca neredeyse sabittir.

Uranüs'ün (yukarıdan aşağıya) δ, γ, η, β ve α halkalarının yakından görünümü. η-halkasında, optik olarak ince fakat geniş bileşen belirgindir.

Halka kesinlikle çok ince olarak kabul edilebilmesine rağmen, ε-halkasının geometrik kalınlığının kesin değeri bilinmemektedir. Bazı tahminler, kalınlığının 150 m'den az olduğunu göstermektedir. Böylesine son derece küçük bir dikey çapa rağmen, yine de birkaç farklı parçacık katmanından oluşur. ε-halkası aslında nesnelerin aşırı kalabalık bir bölgesidir ve çeşitli kaynaklar tarafından apoapsis yakınında doldurma faktörünün 0,008 ile 0,06 arasında olduğu tahmin edilmektedir, bu da halka alanının yüzde 0,8 ila 6'sının katı maddelerle doldurulduğu anlamına gelir. Halka parçacıklarının ortalama boyutu yaklaşık 0,2 ila 20 m'dir, aralarındaki ortalama mesafe yarıçaplarının 4,5 katıdır. Halka , muhtemelen Uranüs'ün en dıştaki atmosferik koronasının uyguladığı aerodinamik sürtünme nedeniyle , yıldızlararası tozdan neredeyse arındırılmıştır . ε-halkasının jilet gibi ince yapısı nedeniyle, "kenarına" baktığınızda neredeyse görünmez görünür; bu, 2007'de halka düzlemlerinin kesişmesinin gözlemlendiği durumdaydı.

Bir radyo okültasyon deneyi sırasında , Voyager 2 uzay aracı ε-halkasından gelen garip bir sinyal aldı . Sinyal, halkanın apoapsis yakınında 3,6 cm'lik bir dalga boyunda meydana gelen ileri saçılmada büyük bir artış gibi görünüyordu. Böyle güçlü saçılma açıları, daha büyük tutarlı bir yapının varlığını gösterir. ε-halkasının böylesine ince bir yapıya sahip olduğu gerçeği, daha sonraki çeşitli okültasyon gözlemlerinde daha sonra doğrulanabilir. Halka, bazıları muhtemelen tamamlanmamış kemerlerden oluşan bir dizi mat ve optik olarak yoğun buklelerden oluşuyor gibi görünüyor.

Ε-ring de, bir iç ve bir dış hem de ilişkili olduğu bilinmektedir çoban ay , Cordelia'yla ve Ophelia . Halkanın iç kenarı Cordelia ile 24:25 rezonanstadır, dış kenar ise Ophelia ile 14:13 yörünge rezonansına sahiptir. Ayların kütleleri, kendi sınırları içinde etkili bir şekilde tutulabilmesi için halkanın kütlesinin en az üç katı olmalıdır. ε-halkasının kütlesinin yaklaşık 10 16  kg olduğu tahmin edilmektedir .

δ yüzük

Uranüs halkalarının ileri ve geri saçılan ışıkta karşılaştırılması ( Voyager 2 , 1986)

δ-halkası dairesel bir şekle sahiptir ve hafif eğimlidir. δ halkasının keskin dış kenarı, Cordelia'ya 23:22 rezonansa sahiptir. Bu optik derinlik tek bir yatay düzlem boyunca da görürse ve genişliği, önemli, açıklanamayan azimut sapma, yani tutarsız değerleri gösterir. Bunun olası bir açıklaması, halkanın, içindeki küçük ayın neden olduğu azimutta dalga benzeri bir yapıya sahip olmasıdır. Ek olarak, δ-halkası, dar, optik olarak ince bir bileşen ve yalnızca küçük bir optik derinliğe sahip geniş bir iç kenar şeridi olmak üzere iki bileşenden oluşur. Dar alanın genişliği 4,1 ... 6,1 km'dir ve eşdeğer derinlik yaklaşık 2,2 km'dir, bu da 0,3 ... 0,6 optik derinliğe benzer. Geniş halka bileşeni ise 10 ... 12 km genişliğe sahiptir ve eşdeğer derinliği yaklaşık 0,3 km'dir, bu da 3 · 10 −2'lik eşit derecede küçük bir optik derinliği gösterir . Ancak, bu bilgi yalnızca örtülü gözlemlerden elde edilen verilere dayanmaktadır, çünkü Voyager 2'den alınan görüntüler δ-halkasını yeterli ayrıntıda çözememiştir. Uzay sondasını ileri saçılmış ışıkta gözlemlerken, δ-halkası nispeten parlak görünür, bu da geniş alanında tozun varlığını gösterir. Bu geniş alan da dar olandan geometrik olarak daha kalındır. Bu gerçek, aynı anda geometrik olarak kalın ama optik olarak ince bir halkanın davranışına karşılık gelen, δ-halkasının parlaklığının arttığı 2007'den geçen halka düzleminin gözlemleriyle desteklenir.

y halkası

γ halkası dar, optik olarak derin ve hafif eksantrik olarak tanımlanabilir . Yörünge eğimi sıfıra yakındır. Halkanın genişliği 3,6 ile 4,7 km arasında değişmekle birlikte, eşdeğer derinliği 3,3 km'dir. y halkasının optik derinliği 0,7 ile 0,9 arasındadır. 2007'deki halka düzlemi geçişi sırasında, γ halkası kayboldu, bu da onun ε halkası kadar ince olması gerektiği ve aynı zamanda tozsuz göründüğünün anlaşılmasına yol açtı. γ halkasının genişliğinde ve optik derinliğinde gösterilen önemli azimut sapma değerleri de ε halkasının özelliklerine benzer. Bu kadar dar bir halkayı kendi sınırları içinde tutan mekanizma henüz açıklanamıyor. Bundan bağımsız olarak, y halkasının keskin iç kenarının Ophelia ile 6:5 yörünge rezonansında olduğu bulundu.

η halkası

η-halkası, neredeyse sıfır olan bir yörünge eksantrikliğine ve eğimine sahiptir. δ-halkası gibi, dar, optik olarak yoğun bir bileşen ve sığ optik derinliğe sahip geniş bir dış bant olmak üzere iki alana ayrılabilir. Dar bileşenin genişliği 1,9 ... 2,7 km'dir ve eşdeğer derinlik yaklaşık 0,42 km'dir, bu da yaklaşık 0,16 ... 0,25 optik derinlikle tutarlıdır. Geniş alan yaklaşık 40 km'lik bir uzantıya sahiptir ve eşdeğer derinliği 0.85 km'ye yakındır, bu da sığ optik derinliği 2 · 10 −2 gösterir . Bu, Voyager 2'den alınan görüntülerde de bu şekilde çözülebilir. İleri saçılan ışıkta, η-halkası parlak görünür, bundan, bu halka içinde, büyük olasılıkla esas olarak geniş bileşende bulunan, önemsiz miktarda tozun mevcudiyeti çıkarılabilir. Halkanın bu kısmı geometrik olarak dar bileşenden çok daha kalındır. Bu sonuç, η halkasının parlaklığının arttığı ve kısaca halka sisteminin ikinci en parlak parçası haline geldiği 2007 yılında halka düzlemlerinin kesişimi sırasında yapılan gözlemlerle desteklenmektedir. Bu, geometrik olarak kalın ama aynı zamanda optik olarak ince bir halkanın davranışına karşılık gelir. Diğer halkaların çoğu gibi, η-halkası da optik derinlik ve genişliği gözlemlerken azimut sapmaları gösterir. Bazı yerlerde, dar bileşenin tamamen ortadan kalktığı bile olur.

α ve β halkaları

ε halkasından sonra, α ve β halkaları tüm Uranüs halkalarının en parlaklarıdır. ε-halkası gibi, parlaklık ve genişliklerinde tek tip bir değişiklik gösterirler. En parlak ve en geniş kısmı apoapsisten yaklaşık 30° uzaklıktayken, en karanlık ve en dar kısmı periapsisten 30° uzaklıkta bulunur. α ve β halkaları yörüngelerinin önemli bir eksantrikliğine ve önemsiz olmayan bir eğime sahiptir. Genişlikleri sırasıyla 4,8 ile 10 km ve 6,1 ile 11,4 km arasındadır. Eşdeğer derinlikler 3,29 km ve 2,14 km olup, buradan 0,3 ila 0,7 ve 0,2 ila 0,35 arasında bir optik derinlik elde edilebilir. 2007 yılında halka düzlem geçişi sırasında halkalar ortadan kayboldu, bu da ε-halkası gibi bunların son derece ince ve tozsuz olduğunu gösteriyor. Aynı olayda, daha önce Voyager 2 görüntülerinde görülen β halkasının hemen dışında yoğun ve optik olarak ince bir şerit keşfedildi. α ve β halkalarının kütlelerinin her birinin yaklaşık 5 · 10 15  kg olduğu tahmin edilmektedir , bu da ε halkasının kütlesinin yaklaşık yarısına tekabül etmektedir.

6, 5 ve 4 numaralı halkalar

6, 5 ve 4 numaralı halkalar, dar Uranüs halkalarının en içteki ve en karanlık olanlarıdır. Aynı zamanda en büyük eğime sahip halkalardır. Yörünge eksantrikliğinin kapsamı sadece ε-halkasınınki kadar aşılır. Eğimleri (0.06 °, 0.05 ° ve 0.03 °), Voyager 2'nin Uranüs'ün ekvator düzlemi üzerinde 15 ... 46 km'ye yayılan bireysel katmanlarını çözebilmesi için yeterince büyüktü. 6, 5 ve 4 numaralı halkalar da gezegendeki en dar halkalardır ve 1,6 ... 2,2 km, 1,9 ... 4,9 km ve 2,4 ... 4,4 km kalınlıklara sahiptir. Eşdeğer derinlikleri 0,41 km, 0,91 km ve 0,71 km olup, 0,18 ... 0,25, 0,18 ... 0,48 ve 0,16 ... 0,3 optik derinlik değerlerine eşdeğerdir. Çok dar ve tozsuz oldukları için 2007 yılında halka düzlemi geçtiğinde hiç görünmüyorlardı.

Toz halkaları

λ halkası

Satürn'ün iç halkalarının yüksek faz açısı (172,5 °) görüntüsü. Olarak ileri- saçılan ışığın, toz bantları görünür yapılabilir, diğer kayıtları görülemez olan. (Voyager 2, 1986, maruz kalma süresi 96 s)

λ halkası, 1986 yılında Voyager 2 sondası tarafından keşfedilen iki halkadan biriydi . İç kenarı ile çobanın ayı Cordelia arasındaki ε-halkası içinde konumlanmış dar, mat bir halkadır . Ay, λ-halkası içinde tozsuz bir şerit oluşturulmasını sağlar. Geri saçılan ışıkta bakıldığında , λ-halkası 1 ila 2 km arasında son derece dar görünür ve eşdeğer derinliği 2,2 μm dalga boyunda 0,1 ila 0,2 km arasındadır, optik derinlik ise 0, 1 ila 0,2 arasında bir değere sahiptir. . Gezegenin halka sistemi için atipik olan dalga boyuna güçlü bir bağımlılık gösterir. Spektrumun morötesi kısmındaki eşdeğer derinlik 0,36 km'den fazladır, bu da λ-halkasının orijinal olarak neden yalnızca Voyager 2 tarafından UV bölgesindeki bir yıldız örtülmesi sırasında tespit edildiğini açıklar . Bununla birlikte, bir yıldız örtülmesi kullanılarak, 1996 yılına kadar, yine 2,2 μm dalga boyunda tespit edilemedi.

Bununla birlikte, 1986'da ileri saçılan ışıkta gözlemlendiğinde λ-halkasının görünümü büyük ölçüde değişti. Bu ışıkta yüzük, Uranüs halka sisteminin en parlak parçası haline geldi ve hatta ε-halkasını gölgede bıraktı. Dalga boyu ile birlikte bu gözlemler optik derinliğe bağlıdır ve λ-halkasının önemli miktarda birkaç mikrometre boyutunda küçük toz parçacıkları içerdiğini gösterir. Tozun optik derinliği 10 −4 ile 10 −3 arasındadır . Keck teleskobu tarafından yapılan diğer gözlemler, 2007 yılında halkaların bir düzlem geçişi sırasında bu sonucu doğruladı, çünkü λ-halkası tekrar halka sisteminin en parlak parçalarından biri haline geldi.

Voyager 2'den alınan görüntülerin ayrıntılı analizleri , λ-halkasının parlaklığında azimut sapmalarını da ortaya çıkardı. Bu varyasyonlar, duran bir dalgaya benzer şekilde periyodik görünmektedir . λ-halkası içindeki böylesine ince bir yapının kökeni hala anlaşılmamıştır.

1986U2R / ζ yüzük

1986U2R / ζ halkasının keşfine yol açan görüntü

1986'da Voyager 2 , Ring 6'nın içinde geniş ve donuk bir vücut tabakası ortaya çıkardı. Bağımsız olarak tanımlanan bu halkaya geçici olarak 1986U2R adı verildi. 10 −3 veya daha az optik derinliğe sahipti ve son derece donuk görünüyordu. Aslında Voyager 2 tarafından çekilen fotoğraflardan sadece birinde görülüyordu . Bu resimde halkanın Uranüs'ün merkezine uzaklığı 37.000 km ile 39.500 km arasındaydı, yani bulutlarının sadece 12.000 km üzerindeydi. 2003/2004 yılına kadar Keck teleskobu, 6. halkanın hemen içinde geniş ve mat bir gövde tabakasını yeniden keşfettiğinde başka gözlem yapılmadı. Bağımsız olarak tanımlanan bu halkaya ζ-halkası adı verildi. ζ halkasının konumu, bilim adamlarının 1986'da gözlemlediğinden önemli ölçüde farklıdır. O zamanlar keşfedilen 1986U2R halkasının aksine, şu anda Uranüs'ün merkezine 37.850 km ile 41.350 km arasında bir uzaklıkta bulunuyor. Ek olarak, 32.600 km'lik bir mesafe çizgisine ulaşan, giderek azalan bir iç genişleme görülebilir.

ζ halkası, halka sisteminin en parlak parçası haline geldiği ve diğer tüm halkaların bir araya getirilmesinden daha parlak parladığı 2007 yılında halka düzlem geçişi sırasında tekrar gözlendi. Bu halkanın eşdeğer derinliği 1 km'nin hemen altında (iç uzantı için 0,6 km) verilirken, optik derinliğin yine 10 −3'ten az olması muhtemeldir. 1986U2R ve ζ-halkası arasında farklılık gösteren bazı yönler, muhtemelen geometrilerinin incelendiği farklı gözlem açılarıyla açıklanabilir. 2003-2007 yılları arasında yapılan gözlemlerde halkalar arka saçılım geometrisinde, 1986 yılında ise yanal saçılım geometrisinde gözlenmiştir. Ayrıca, son 20 yılda halkaya hakim olan tozun genişlemesine yansıyan değişikliklerin meydana geldiği de göz ardı edilemez.

Daha fazla toz kayışı

1986U2R / ζ ve λ halkalarına ek olarak, Uranüs halka sistemi içinde son derece mat olan başka toz bantları da vardır. Örtülme sırasında bunlar görünmezdir çünkü ihmal edilebilir optik derinliğe sahiptirler, ancak ileriye doğru saçılan ışıkta parlak görünürler. Voyager 2'nin ileri saçılmış ışıkta çekilen fotoğrafları , böylece λ ve δ halkaları arasında, η ve β halkaları arasında ve α halkası ile halka 4 arasında var olan parlak toz bantlarının varlığını ortaya çıkardı. Bu bantların çoğu, 2003 ve 2004 yıllarında Keck teleskobu ile yapılan gözlemler sırasında ve 2007'de halka düzlem geçişi sırasında geri saçılan ışıkta, Voyager'ın önceki gözlemlerinden farklı olan kesin konumları ve göreli parlaklıklarıyla yeniden keşfedildi . Toz bantlarının optik derinliği 10 -5 veya daha azdır. Toz partiküllerinin tane büyüklüğü dağılımı dayanır güç yasası ile p  = 2.5 ± 0.5.

Dış halka sistemi

Uranüs'ün μ- ve ν-halkası (R / 2003 U1 ve U2) ( Hubble Uzay Teleskobu , 2005)

2003 ve 2005 yılları arasında, Hubble Uzay Teleskobu, şimdi dış halka sistemi olarak bilinen ve daha önce bilinmeyen bir çift halka keşfetti ve gezegendeki bilinen halkaların sayısını 13'e çıkardı. Bu halkalara daha sonra μ- ve ν-halkaları adları verildi. μ-halkası ikisinin dışındadır. Gezegenden, örneğin parlak η halkasının iki katı kadar uzaktadır. Dış halkalar birçok açıdan iç dar halkalardan farklıdır. 17.000 km ve 3.800 km genişliğindedirler ve çok sıkıcıdırlar. Optik derinliklerin en yüksek değerleri 8.5 · 10 -6 ve 5.4 · 10 -6 dır . Elde edilen eşdeğer derinlikler 140 m ve 12 m olarak belirlenmiştir. Halkalar ayrıca üçgen bir yayılan parlaklık profili ile karakterize edilir.

μ-halkasının en büyük parlaklığı, neredeyse tam olarak , muhtemelen halka parçacıklarının kaynağı olan küçük Uranüs ayı Mab'nin yörüngesinde yatmaktadır . ν-halkası, Portia ve Rosalind ayları arasında yer alır , ancak yörünge alanı içinde kendine ait uyduları yoktur. Voyager 2 tarafından ileri saçılmış ışıkta çekilen fotoğrafların bir takip incelemesi de μ ve ν halkalarını açıkça ortaya çıkardı. Bu görünümde halkalar çok daha geniş görünüyor ve bu da onların birçok mikroskobik toz parçacığından oluştuğunu gösteriyor. Uranüs'ün dış halkaları Satürn'ün G ve E halkalarına çok benzer. G-halkası, gözlemlenebilir orijinal gövdelerden yoksundur, E-halkası ise son derece geniştir ve bitişik uydusu Enceladus'tan toz alır.

μ-halkası muhtemelen daha büyük parçacıklar içermeyen neredeyse tamamen tozdan oluşur. Bu hipotez, ν-halkasının aksine, 2,2 μm'de yakın kızılötesi aralıktaki μ-halkasının yapılamadığı Keck teleskobu tarafından yapılan gözlemlerle desteklenir. Bu yokluk, μ-halkasının renginde mavi göründüğü anlamına gelir; bundan, esas olarak çok küçük (birkaç mikrometre) toz parçacıklarının baskın olduğu sonucuna varılabilir. Tozun kendisi muhtemelen buzdan oluşur. Buna karşılık, ν-halkası kırmızı renkte görünür.

Hareket ve köken

Voyager 2'den alınan görüntülere dayanan iç halkaların renkle vurgulanmış bir şeması

Dar Uranüs halkalarına etki eden ve onları sınırları içinde sabitleyen mekanizma anlaşılamamıştır. Halka parçacıklarını bir arada tutan biri olmadan, halkaların her yöne çok hızlı bir şekilde yayılması ve uzayda yayılması gerekirdi. Böyle bir mekanizma olmadan Uranüs halkalarının ömrü 1 milyon yıldan az olmalıdır. Goldreich ve Tremaine tarafından önerilen böyle bir sınırlama için en sık alıntılanan model , bir çift yakındaki uydunun , dış veya iç çoban uydularının, bir halka oluşturmak için yerçekimleriyle etkileşime girdiğini ve halka parçacıklarında takviye edici veya azaltıcı bir açısal momentumu temsil ettiğini varsayar. . Çoban uyduları, kendilerini yavaş ama istikrarlı bir şekilde halkalardan uzaklaştırırken parçacıkları yerinde tutar. Etkili olması için, bitişik sondanın kütlesi, halkaların kütlesini en az 2 veya daha iyi bir faktör 3 aşmalıdır. Bu mekanizma, Cordelia ve Ophelia'nın sırasıyla iç ve dış çoban uyduları olarak hareket ettiği ε-halkasında gözlemlenebilir . Ek olarak, Cordelia δ halkasına bir dış çoban ayı iken, Ophelia bir dış komşu ay olarak γ halkasını etkiler. Bununla birlikte, şimdiye kadar diğer halkaların çevresinde 10 km'den daha büyük bir ay yapılmadı. Cordelia ve Ophelia'dan ε-halkasına olan mevcut mesafe, halkaların yaşını tahmin etmek için bir kılavuz olarak kullanılabilir. Hesaplamalar, ε-halkasının 600 milyon yıldan daha eski olamayacağını gösteriyor.

Uranüs halkaları çok genç göründüğü için, daha büyük parçaların çarpışmasıyla oluşturulan parçalar tarafından sürekli olarak yenilenmeleri gerekir. Ömrünün tahmini, ömrü birkaç milyar yıl olan disk büyüklüğünde tek bir ayın çarpışma kalıntıları olamayacaklarını gösteriyor . Buna karşılık, daha küçük bir uydunun ömrü çok daha kısadır. Bunu yapmak için, mevcut tüm iç aylar ve halkalar, son dört buçuk milyar yıl içinde kabaca Puck büyüklüğünde ve parçalanmış çeşitli uyduların yok edilmesinin son ürünü olmalıdır. Bu tür herhangi bir parçalanma, bir çarpışma şelalesini tetiklerdi, bu sayede neredeyse daha büyük herhangi bir cisim, toz da dahil olmak üzere çok daha küçük parçacıklara hızla parçalanırdı. Belirli koşullar altında, kütlelerinin çoğunu kaybettiler ve yalnızca karşılıklı rezonanslar ve çoban uyduları tarafından stabilize edilebilecek konumda kalan parçacıklar kaldı. Bu bozunmanın son ürünü, Uranüs tarafından bize sunulan dar halka sisteminin oluşumunu eninde sonunda açıklayacaktır. Birkaç küçük uydunun bugün hala halkaların içine gömülmesi gerekiyor. Bu minik uyduların maksimum boyutu muhtemelen 10 km'yi geçmez.

Bununla birlikte, toz bantlarının kökenini açıklamak daha az zordur. Toz, 100 ila 1000 yıl arasında çok kısa bir ömre sahiptir, ancak daha büyük halka parçacıkları, küçük aylar ve uranyum sisteminin dışından gelen meteoroidler arasındaki çarpışmalarla sürekli olarak yenilenir . Orijinal minik ayların ve parçacıkların kemerleri, yalnızca sığ bir optik derinliğe sahip oldukları için görünmezdir, toz ise yalnızca ileri saçılan ışıkta kendini gösterir. Toz bantlarını oluşturan dar ana halkalar ve minik uyduların kuşakları durumunda, bunların farklı parçacık boyutlarında dağıldığı varsayılır. Ana halkalar çoğunlukla santimetre boyutunda ve daha az ölçüde metre boyutunda gövdelerden oluşur. Böyle bir yayılma, malzeme ile serpiştirilmiş ve halkaları çevreleyen alanı genişletir ve daha sonra geri saçılan ışıkta gözlemlenebilen yüksek bir optik yoğunluğa yol açar. Buna karşılık, toz bantları nispeten az sayıda daha büyük parçacıktan oluşur ve bu da düşük optik derinliklerine neden olur.

keşif

Voyager 2 uzay aracı Ocak 1986'da Uranüs'ü geçtiğinde, halka sisteminin bugüne kadarki en kapsamlı araştırması başladı. Daha önce bilinen Uranüs halkalarının toplam sayısını on bire çıkaran iki yeni halka da keşfedildi, λ ve 1986U2R. Halkalar, radyometrik , ultraviyole ve optik tıkanmadan elde edilen analiz verileri kullanılarak incelenmiştir . Voyager 2 , halkaları güneşe göre farklı konumlarda fotoğrafladı, geri, ileriye ve yanlara saçılan ışıkta görüntüler oluşturdu. Bu görüntülerin analizi, halka parçacıklarının geometrik ve bağ albedolarının yanı sıra tüm faz fonksiyonunun türetilmesini mümkün kıldı. Resimlerde, halka sisteminin karmaşık ve ince yapısını daha da net bir şekilde ifade eden iki halka daha, ε ve η çıkarılabilir. Voyager fotoğraflarının daha fazla analizi , ε halkasının iki çoban uydusu Cordelia ve Ophelia da dahil olmak üzere Uranüs'ün 10 iç uydusunun keşfedilmesine yol açtı .

mülk listesi

Aşağıdaki tabloda özelliklerini listeler halkaları arasında Uranüs :

Soyadı Yarıçap
(km) 		Genişlik
km 		Eşdeğer
derinlik (km) 		optik
derinlik 		Eksantriklik
(10 −3 ) 		Eğim
(") 		Uyarılar
ζ c 32.000 ... 37.850 03500 00.6 ≈ 10 −4 ? 00? ζ halkasının iç genişlemesi
1986U2R 37.000 ... 39.500 02500 0? <10 −3 ? 00? mat toz halkası
ζ 37.850 ... 41.350 03500 01 <10 −3 ? 00?
6. 41.837 00001.6 ... 02.2 00,41 0.18 ... 0.25 1.0 223
5 42.234 00001.9 ... 04.9 00.91 0.18 ... 0.48 1.9 194
4. 42.570 00002.4 ... 04.4 00.71 0.16 ... 0.30 1.1 115
α 44.718 00004.8 ... 10.0 03.39 00,3 ... 0,70 0,8 054
β 45.661 00006.1 ... 11.4 02.14 0.20 ... 0.35 0,4 018.
η 47.175 00001.9 ... 02.7 00.42 0.16 ... 0.25 0 004.
η c 47.176 00040 00.85 02 · 10 -2 0 004. η-halkasının dış geniş bileşeni
y 47.627 00003.6 ... 04.7 03.3 00,7 ... 0,90 0.1 007.
δ c 48.300 00010 ... 12 00,3 03 · 10 -2 0 004. δ halkasının iç geniş bileşeni
δ 48.300 00004.1 ... 06.1 02.2 00,3 ... 0,60 0 004.
λ 50.023 00001 ... 02 00,2 00.1 ... 0.20 0? 000? mat toz halkası
ε 51,149 00019,7 ... 96.4 47 00,5 ... 2,50 7.9 000 Cordelia ve Ophelia tarafından sınırlar içinde tutulur
ν 66.100 ... 69.900 03800 00.012 05.4 · 10 −6 ? 00? Portia ve Rosalind arasında , en yüksek parlaklık 67300 km'de
μ 86.000 ... 103.000 17000 00.14 08,5 · 10 −6 ? 00? En Mab 97700 km, en büyük parlaklık

Uyarılar

  1. ↑ İleri saçılan ışık, özneden küçük bir saçılma açısıyla (180°'ye yakın) sapan ışıktır, i. H. ışık kaynağı, kayıt cihazının tam karşısındadır.
  2. ↑ Bir halkanın optik derinliği τ , halka parçacıklarının geometrik kesitinin halka alanının karesine oranıdır . τ değeri 0 ile sonsuz arasında olabilir. 0 ile 1 arasındaki bir değer, optik olarak ince bir katman olarak adlandırılırken, 1'den gelen değerler, optik olarak kalın bir katmanı belirtir.
  3. ↑ Bir halkanın eşdeğer derinliği (ED), halka kesiti üzerindeki optik derinliğin integrali olarak tanımlanır. Başka bir deyişle: ED = ∫τdr, burada r yarıçaptır.
  4. ↑ Geriye doğru saçılan ışık, çok büyük bir saçılma açısına sahip nesneler tarafından saptırılan ışıktır (0° ile 90° arasında saçılma açısı), i. H. ışık kaynağı, kayıt cihazıyla aynı taraftadır.
  5. ↑ 6,5,4, α, β, η, γ, δ, λ halkalarının ve ε-halkasının yarıçapları diğerlerinden kaynaklanır. Esposito, 2002. 6,5,4, α, β, η, γ, δ ve ε-halkalarının genişlikleri diğerlerinin yanı sıradır. Karkoshka'dan, 2001. ζ ve 1986U2R halkalarının yarıçapı ve genişliği, diğerlerinin yanı sıra. de Pater, 2006'dan alınmıştır. λ-halkasının genişliği Holberg, 1987'den alınmıştır. μ- ve ν-halkalarının yarıçapları ve genişlikleri Showalter, 2006'dan alınmıştır.
  6. ↑ 1986U2R halkasının eşdeğer derinliği, genişliğinin ve optik derinliğinin bir ürünüdür. 6,5,4, α, β, η, γ, δ halkalarının ve ε-halkasının eşdeğer derinlikleri Karkoshka, 2001'den alınmıştır. λ- ve ζ-, μ- ve ν-'nin eşdeğer derinlikleri halkalar, Pater 2006 ve de Pater, 2006b'den μEW değerleri ile belirlendi. Bu halkalar için μEW değerleri, halka parçacıklarının yüzde 5'lik varsayılan albedo'undan kaynaklanan 20 faktörü ile çarpılmıştır.
  7. ↑ 1986U2R, μ ve ν halkaları hariç tüm halkaların optik derinliği, eşdeğer derinliğin genişliğe oranı olarak hesaplanmıştır. 1986U2R halkasının optik derinliği de Smith, 1986'dan alınmıştır, μ ve ν halkalarınınkilere Showalter, 2006'dan tepe değerleri verilmiştir.
  8. ↑ Diğerlerinin yanı sıra, halkaların eksantrikliği ve eğimi alınmıştır. Stone, 1986 ve French, 1989'dan.

Ayrıca bakınız

İnternet linkleri

Commons : Rings of Uranüs  - Görüntüler, videolar ve ses dosyaları koleksiyonu

Bireysel kanıt

  1. ↑ Uranüs halkaları '1700'lerde görüldü'. İçinde: BBC Haber. 19 Nisan 2007, erişildi 19 Nisan 2007 .
  2. ↑ a b c d e f g h i j Imke dePater, Seran G. Gibbard, HB Hammel: Uranüs'ün tozlu halkalarının evrimi . İçinde: İkarus . kaset 180 , 2006, s. 186–200 , doi : 10.1016 / j.icarus.2005.08.011 , bibcode : 2006Icar..180..186D .
  3. ↑ William Herschel Uranüs'ün Halkalarını 18. Yüzyılda Keşfetti mi? İçinde: Physorg.com. 2007, 20 Haziran 2007'de erişildi .
  4. ^ A b JL Elliot: The Occultation of SAO - Uranian Satellite Belt tarafından 15 86687.
  5. ↑ JL Elliot, E. Dunham, D. Mink: Uranüs'ün halkaları . İçinde: Doğa . kaset 267 , 1977, s. 328-330 .
  6. ↑ PD Nicholson, SE Persson, K. Matthews ve diğerleri: Uranüs Halkaları: 10 Nisan 1978 Occultations'dan sonuçlar . İçinde: Astronomi Dergisi . kaset 83 , 1978, s. 1240-1248 , doi : 10.1086 / 112318 , bibkod : 1978AJ ..... 83.1240N .
  7. ^ RL Millis, LH Wasserman: Uranüs Halkaları tarafından BD -15 3969'un Örtülmesi . İçinde: Astronomi Dergisi . kaset 83 , 1978, s. 993-998 , bib kodu : 1978AJ ..... 83..993M .
  8. ↑ bir b c d e f g h i j k l m , n L.W. Esposito: Planet halkalar. İçinde: Fizikte İlerleme Üzerine Raporlar. Cilt 65, 2002, s. 1741-1783. doi: 10.1088 / 0034-4885 / 65/12/201
  9. ↑ bir b c d e f g h i j k l m n o P q r s t u v w X B.A. Smith, LA soderblom, A. Beebe et al. Uranüssel Sistemde Voyager 2: Görüntüleme Bilimi Sonuçlar. İçinde: Bilim. Cilt 233, 1986, s. 97-102. bibcode : 1986Sci ... 233 ... 43S . doi: 10.1126 / bilim.233.4759.43 . PMID 17812889 .
  10. ↑ a b c d e f g h i j k l Mark R. Showalter, Jack J. Lissauer: The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics. İçinde: Bilim. Cilt 311, 2006, s. 973-977. bibcode : 2006Sci ... 311..973S . doi: 10.1126 / bilim.1122882 . PMID 16373533
  11. ↑ a b c NASA'nın Hubble'ı Uranüs Çevresinde Yeni Halkalar ve Aylar Keşfediyor. İçinde: Hubble sitesi. 2005, erişildi 9 Haziran 2007 .
  12. ↑ a b c d e f g h i J. A. Burns, DP Hamilton, MR Showalter: Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics. İçinde: E. Grun, BAS Gustafson, ST Dermott, H. Fechtig: Interplanetary Dust. Springer, Berlin 2001, s. 641-725.
  13. ↑ a b Mark R. Showalter, JJ Lissauer, RG French ve diğerleri: Hubble Uzay Teleskobu'ndaki Uranüs'ün Dış Toz Halkaları . Ed.: Amerikan Astronomi Derneği. 2008, bibcode : 2008DDA .... 39.1602S .
  14. ↑ a b c d e f g h i j k l M. E. Ockert, JN Cuzzin, CC Porco, TV Johnson: Uranian halka fotometrisi: Voyager'ın sonuçları 2. İçinde: J. of Geophys. Res. Cilt 92, 1987, sayfa 14, 969-14, 978. bibcode : 1987JGR .... 9214969O .
  15. ↑ bir b c d e f g h i j k l ve Arthur L. Lane, Charles W. Hord Robert A. West et al. Fotometresi Voyager 2: Uranyen atmosfer, uydu ve halkalardan ilk sonuçları . İçinde: Bilim . kaset 233 , 1986, s. 65-69 , bibcode : 1986 Sci ... 233 ... 65L .
  16. ↑ bir b c d e f g h i j k l m Imke de Pater HB Hammel, Mark R. Showalter Marcos A. Van Dam Uranüs Rings Koyu yan . İçinde: Bilim . kaset 317 , 2007, s. 1888–1890 , doi : 10.1126 / science.1148103 , PMID 17717152 , bibcode : 2007Sci ... 317.1888D .
  17. ↑ a b Erich Karkoshka: Uranüs'ün Halkaları ve Uyduları: Renkli ve Çok Karanlık Değil . İçinde: İkarus . kaset 125 , 1997, s. 348–363 , doi : 10.1006 / icar.1996.5631 , bibcode : 1997Icar..125..348K .
  18. ↑ a b c d Kevin H. Baines, Padmavati A. Yanamandra-Fisher, Larry A. Lebofsky ve diğerleri: Yakın Kızılötesi Mutlak Fotometrik Görüntüleme of the Uranian System . İçinde: İkarus . kaset 132 , 1998, s. 266–284 , doi : 10.1006 / icar.1998.5894 , bibcode : 1998Icar..132..266B .
  19. ↑ a b c d Imke dePater, Heidi B. Hammel, Seran G. Gibbard, Mark R. Showalter: New Dust Belts of Uranus: One Ring, Two Ring, Red Ring, Blue Ring . İçinde: Bilim . kaset 312 , 2006, s. 92–94 , doi : 10.1126 / science.1125110 , PMID 16601188 , bibcode : 2006Sci ... 312 ... 92D .
  20. ↑ a b c d e f g h E. D. Miner, EC Stone: Voyager 2'nin uran sistemiyle karşılaşması . İçinde: Bilim . kaset 233 , 1986, s. 39-43 , bibcode : 1986 Sci ... 233 ... 39S .
  21. ↑ a b c d e f g h i j k l m n Erich Karkoshka: Uranüs'ün Epsilon Halkasının Fotometrik Modellenmesi ve Parçacıkların Aralığı . İçinde: İkarus . kaset 151 , 2001, s. 78–83 , doi : 10.1006 / icar.2001.6598 , bibcode : 2001Icar..151 ... 78K .
  22. ↑ a b c J. L. Tyler, DN Sweetnam, JD Anderson ve diğerleri: Voyager 2 Radio Science Observations of the Uranian System: Atmosphere, Rings, and Satellites . İçinde: Bilim . kaset 233 , 1986, s. 79-84 , doi : 10.1126 / science.233.4759.79 , PMID 17812893 , bibcode : 1986Sci ... 233 ... 79T .
  23. ↑ a b c d e f g h i j Joshua E. Colwell, LW Esposito: Uranüs Halkalarının ve Toz Bantlarının Oluşturulması . İçinde: Doğa . kaset 339 , 1989, s. 605-607 , doi : 10.1038 / 339605a0 , bibcode : 1989Natur.339..605E .
  24. ^ Bir b c d Carolyn C Porco Peter Goldreich: Kinematik: Uranyen halkaları I kılavuzluk . İçinde: Astronomi Dergisi . kaset 93 , 1987, s. 724-778 , doi : 10.1086 / 114354 , bibcode : 1987AJ ..... 93..724P .
  25. ^ LJ Horn AL Lane, PA Yanamandra-Fisher, LW Esposito: Olası bir yoğunluk dalgasından Uranian delta halkasının fiziksel özellikleri . İçinde: İkarus . kaset 76 , 1988, s. 485-492 , doi : 10.1016 / 0019-1035 (88) 90016-4 , bibcode : 1988Icar ... 76..485H .
  26. ↑ a b c d e J. B. Holberg, PD Nicholson, RG French, JL Elliot: 0.1 ve 2.2 μm'de Uranian Rings'in Stellar Occultation probları: Voyager UVS ve Dünya bazlı sonuçların karşılaştırılması . İçinde: Astronomi Dergisi . kaset 94 , 1987, s. 178-188 , doi : 10.1086 / 114462 , bibcode : 1987AJ ..... 94..178H .
  27. ^ Richard D. French, JL Elliot, Linda M. French ve diğerleri: Uranian Ring Orbits from Earth-based and Voyager Occultation Observations. İçinde: İkarus. Cilt 73, 1988, s. 349-478. bibcode : 1988Icar ... 73..349F . doi: 10.1016 / 0019-1035 (88) 90104-2 .
  28. ^ SG Gibbard, I. De Pater, HB Hammel: Uranüs'ün uydularının ve bireysel halkalarının yakın kızılötesi uyarlanabilir optik görüntülemesi . İçinde: İkarus . kaset 174 , 2005, s. 253–262 , doi : 10.1016 / j.icarus.2004.09.008 , bibcode : 2005Icar..174..253G .
  29. ↑ Eugene I. Chiang, Christopher J. Culter: Dar Gezegen Halkalarının Üç Boyutlu Dinamikleri . İçinde: Astrofizik Dergisi . kaset 599 , 2003, s. 675-685 , doi : 10.1086 / 379151 , bibcode : 2003ApJ ... 599..675C .
  30. ↑ Stephen Battersby: Uranüs'ün köpüklü buza bağlı mavi halkası. İçinde: NewScientistSpace. 2006, 7 Eylül 2019'da erişildi .
  31. ^ Robert Sanders: Uranüs'ün çevresinde keşfedilen mavi halka. İçinde: UC Berkeley Haberleri. 6 Nisan 2006, erişildi 3 Ekim 2006 .
  32. ^ Peter Goldreich, Scott Tremaine : Uranian halkaları için bir teoriye doğru . İçinde: Doğa . kaset 277 , 1979, s. 97-99 , doi : 10.1038 / 277097a0 .