Neptün'ün halkaları

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Neptün'ün halka-ay sisteminin şeması. Düz çizgiler halkaları gösterir; kesik çizgiler ayların yörüngelerini gösterir.

Neptün'ün halkaları, beş ana halkadan oluşan bir halka sistemidir. Bu halkalar ("yaylar" olarak) 22 Temmuz 1984'te Patrice Bouchet, Reinhold Häfner ve Jean Manfroid ekibince Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde ve William Hubbard liderliğindeki bir program için F. Vilas ve L.-R Elicer tarafından Cerro Tololo Interamerican Gözlemevi'nde keşfedildi. Halkalar, 1989'da Voyager 2 uzay aracı tarafından fotoğraflandı. Halkaların en yoğun kısımları, Satürn'ün C halkası ve Cassini Bölümü gibi ana halkalarının daha az yoğun kısımlarıyla karşılaştırılabilir, ancak Neptün'ün halka sisteminin çoğu oldukça zayıf, soluk ve tozludur ve Jüpiter'in halkalarına daha çok benzemektedir. Neptün'ün halkalarına, gezegenle ilgili önemli çalışmalara katkıda bulunan gökbilimcilerin adları verilmiştir: Galle, Le Verrier, Lassell, Arago ve Adams. Neptün, uydusu Galatea'nın yörüngesine denk gelen ve isim verilmemiş soluk bir halkaya daha sahiptir. Diğer üç uydu Naiad, Thalassa ve Despina halkalar arasındaki yörüngelerde dönmektedirler.

Neptün'ün halkaları, Uranüs'ün halkalarında bulunanlara benzer şekilde radyasyonla işlenen muhtemel organik bileşikleri içeren son derece koyu renkli malzemelerden oluşmaktadır. Halkalardaki toz oranı (%20 ile %70 arasında) yüksek, optik derinlikleri ise düşük ile orta seviyede ve 0,1'den azdır. Adams halkası Fraternité, Égalité 1 ve 2, Liberté ve Courage adında beş ayrı yay içerir ve bu özelliğiyle benzersizdir. Yaylar dar bir enberi boylamı alanı kaplar, ilk tespit edildikleri 1980'den bu yana çok az değişmişlerdir ve kayda değer derecede kararlıdırlar. Yayların nasıl kararlı kaldığı hâlâ devam eden bir tartışma konusudur, muhtemelen kararlılıkları Adams halkası ve iç çoban uydu Galatea arasındaki yörüngesel rezonans etkileşimi ile ilgilidir.

Keşif ve gözlemler[değiştir | kaynağı değiştir]

Neptün'ün halka sisteminin Voyager 2 tarafından çekilen iki fotoğrafı

Neptün çevresindeki halkalar hakkındaki ilk bahis, Neptün'ün en büyük uydusu olan Triton'u keşfeden William Lassell'in, gezegenin etrafında bir halka görmüş olabileceğini belirttiği 1846 yılına uzanır.[1] Lassell'in iddiası hiçbir zaman doğrulanmadı ve büyük olasıkla da bir gözlem hatasıydı. Halkalardan birinin ilk güvenilir gözlemi 1968'deki bir yıldız örtülmesi esnasında yapıldı ancak bu sonuç Uranüs'ün halkalarının keşfedildiği 1977 yılına kadar fark edilmeyecekti.[1] Uranüs'ün halkalarının keşfinden kısa süre sonra Villanova Üniversitesi'nden Harold J. Reitsema liderliğindeki bir ekip, Neptün'ün etrafında halkalar aramaya başladı. Ekip, 24 Mayıs 1981'deki bir örtülme sırasında bir yıldızın parlaklığında düşüş tespit etti ancak yıldızın kararma şekli bir halkayı işaret etmiyordu. Voyager uçuşundan sonra örtülmenin Neptün'ün küçük uydusu Larissa'dan kaynaklandığı ve oldukça sıra dışı bir olay olduğu anlaşıldı.[1]

1980'lerde Neptün için örtülmeler, o zamanlar Samanyolu'nun yakınında bulunan ve böylece daha yoğun bir yıldız arka planına karşı hareket eden Uranüs'e göre çok daha nadirdi. Neptün'ün 12 Eylül 1983'teki bir sonraki örtülmesi, olası bir halkanın algılanmasını sağladı[1] ancak yerden yapılan gözlemler yetersiz kaldı. Sonraki altı yıl içinde, sadece hemen hemen üçte biri pozitif sonuç veren yaklaşık 50 başka örtülme gözlemlendi.[2] Neptün'ün etrafında kesinlikle bir şey (muhtemelen eksik yaylar) vardı ancak halka sisteminin özellikleri bir sır olarak kalmaya devam etti.[1] Yıldızın parlaklığında örtülmeler sırasında gözlenen düşüşler sadece bazı çalışmalarda görüldüğü ve gezegenin her iki tarafında asla simetrik olmadığı için bilim adamları mevcut halkaların Neptün'ü tamamen çevrelemediği, bunun yerine kısmi halkalar veya yaylar şeklinde olduğu sonucuna vardılar.[3]

Halkalar ("yaylar" olarak) 22 Temmuz 1984'te Paris Rasathanesi'nden André Brahic ve Bruno Sicardy'nin önerdiği bir gözlem programı sırasında; Patrice Bouchet, Reinhold Häfner ve Jean Manfroid ekibince Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde ve William Hubbard liderliğindeki bir program için F. Vilas ve L.-R Elicer tarafından Cerro Tololo Interamerican Gözlemevi'nde keşfedildi.[4][5] Halkalara, gezegenle ilgili önemli çalışmalara katkıda bulunan gökbilimcilerin adları verilmiştir:[1] Galle, Le Verrier, Lassell, Arago ve Adams.[6][7]

25 Ağustos 1989'da Neptün'ün atmosferinin 4.950 kilometre yakınından geçen Voyager 2 uzay aracı, geçişi sırasında Neptün halkalarının kesin keşfini yaptı ve daha önce gözlenen örtülme olaylarının Adams halkasındaki yaylardan kaynaklandığını doğruladı.[1][8] Voyager 2'nin Neptün ziyaretinin ardından, yerden yapılan daha önceki örtülme gözlemleri yeniden analiz edildi ve yayların 1980'lerdeki özellikleri ortaya çıkartıldı. Elde edilen sonuçlar uzay aracının bulgularıyla neredeyse mükemmel şekilde uyumluydu.[9]

Voyager 2 görevinden bu yana, teleskop çözünürlüğü ve ışık toplama gücündeki gelişmeler sayesinde en parlak halkalar (Adams ve Le Verrier) Hubble Uzay Teleskobu ve Dünya'daki teleskoplar ile görüntülenmiştir.[10] Halkalar, Neptün'den gelen parlamanın önemli ölçüde azaldığı metan emilim dalga boylarında kozmik mikrodalga arka plan gürültüsü seviyelerinin biraz üzerinde görülebilir. Sönük halkalar hâlâ görünürlük eşiğinin çok altındadır.[11]

Özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Daha sönük özellikler ortaya çıkarmak için artırılmış parlaklıkta gösterilen Voyager halka görüntüsü

Neptün, gezegene olan uzaklıklarına göre sırasıyla Galle, Le Verrier, Lassell, Arago ve Adams olmak üzere beş halkaya sahiptir.[7][9] Bu kesin tanımlanmış halkalara ek olarak Neptün, Le Verrier'den Galle halkasına ve muhtemelen gezegene doğru uzanan son derece zayıf bir malzeme tabakasına da sahip olabilir.[9][12] Neptün'ün halkalarından Lassell, Arago ve Adams halkaları dar (genişliği yaklaşık 100 km veya daha az)[13], Galle ve Lassell halkaları ise geniştir (genişlikleri 2.000 ile 5.000 km arasında).[9] Adams halkası, soluk ve sürekli bir halkanın içinde yer alan beş parlak yaydan oluşur.[9] Saat yönünün tersine ilerleyen yaylar şunlardır: Fraternité, Égalité 1 ve 2, Liberté ve Courage.[12][14] İlk üç isim "özgürlük, eşitlik, kardeşlik", Fransız Devrimi ve Cumhuriyet'in ünlü sloganından gelmektedir. Bu terminoloji, halkaları 1984 ve 1985'teki yıldız örtülmeleri sırasında keşfeden ekip tarafından önerilmiştir.[2] Yaylar dar bir enberi boylamı alanı kaplar, ilk tespit edildikleri 1980'den bu yana çok az değişmişlerdir ve kayda değer derecede kararlıdırlar.[9] Neptün'ün dört küçük uydusunun yörüngeleri halka sistemi içinde yer almaktadır: Galle ve Le Verrier halkaları arasındaki boşlukta Naiad ve Thalassa, Le Verrier halkasının hemen içinde Despina, Adams halkasından biraz içerisinde,[7] isimsiz, hafif ve dar bir halka içine gömülü bölgede Galatea.[12]

Neptün'ün halkaları büyük miktarda mikrometre boyutunda toz içerir, enine kesit alanına göre toz oranı %20 ile %70 arasındadır.[9][12] Bu bağlamda, toz oranının %50-%100 olduğu Jüpiter'in halkalarına benzer ve %0,1'den az toz içeren Satürn ve Uranüs'ün halkalarından çok farklıdırlar.[7][12] Neptün'ün halkalarındaki parçacıklar koyu renkli bir malzemeden oluşmuştur ve muhtemelen radyasyonla işlenmiş organik bileşikler içeren bir buz karışımından müteşekkildir.[7][9] Halkalar kırmızımsı renktedir ve geometrik (0,05) ve Bond (0,01-0,02) albedoları, Uranüs'ün halkalarındaki parçacıklara ve iç Neptün uydularına benzerler.[9] Halkalar genellikle optik olarak incedir (şeffaf); normal optik derinlikleri 0,1'i geçmez.[9][13] Bir bütün olarak Neptün'ün halkaları Jüpiter'in halkalarına benzemektedir ve her iki sistem de soluk, dar, tozlu halkacıklar ve daha da soluk geniş tozlu halkalardan oluşur.[12]

Neptün'ün halkalarının, Uranüs'ün halkalarına benzer şekilde nispeten genç olduğu düşünülmektedir, yaşları muhtemelen Güneş Sistemi'nin yaşından çok daha azdır.[9] Ayrıca Uranüs'te olduğu gibi, Neptün'ün halkalarının da bir zamanlar muhtemelen var olan iç uyduların çarpışarak parçalanmasıyla oluştuğu düşünülmektedir.[12] Bu tür olaylar halkalar için toz kaynağı görevi gören küçük uyducuk kemerleri oluşturmaktadır. Bu açıdan Neptün'ün halkaları, Voyager 2 tarafından Uranüs'ün ana halkaları arasında gözlemlenen hafif tozlu bantlara benzerler.[9]

İç halkalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Neptün'ün gezegene en yakın halkası, 1846'da Neptün'ü bir teleskopla gözlemleyen ilk kişi olan Johann Gottfried Galle anısına Galle halkası olarak adlandırılmıştır.[15] Yaklaşık 2.000 km genişliğinde ve gezegenden 41.000-43.000 km uzaklıkta bir yörüngededir.[7] Ortalama normal optik derinliği 10−4 ve eşdeğer derinliği 0,15 olan zayıf bir halkadır.[a][b][9] Bu halkadaki toz oranının %40 ile %70 arasında olduğu tahmin edilmektedir.[9][18]

Bir sonraki halka, 1846'da Neptün'ün konumunu tahmin eden Urbain Le Verrier anısına Le Verrier halkası olarak adlandırılmıştır.[19] Yaklaşık 53.200 kilometrelik yörünge yarıçapı olan[7] dar bir halkadır, genişliği yaklaşık 113 km'dir.[13] Normal optik derinliği 0,0062 ± 0,0015'tir, bu değer 0,7 ±0,2 km eşdeğeri bir derinliğe karşılık gelir.[13] Le Verrier halkasındaki toz oranı %40 ile %70 arasında değişir.[12][18] Le Verrier halkasının tam içinde 52.526 km yarıçapında yörüngede dönen küçük uydu Despina, çoban uydu gibi davranarak bu halkanın sınırlanmasında rol oynuyor olabilir.[7]

Plato olarak da bilinen Lassell halkası, Neptün halka sistemindeki en geniş halkadır.[12] Adını Neptün'ün en büyük ayı Triton'u keşfeden İngiliz astronom William Lassell'den almaktadır.[20] Bu halka, yaklaşık 53.200 km yarıçapında yörüngedeki Le Verrier halkası ile ve 57.200 km yarıçapında yörüngedeki Arago halkası arasındaki boşlukta yer alan soluk bir malzeme tabakasıdır.[7] Ortalama normal optik derinliği 10−4 civarındadır, bu da 0,4 km'ye eşdeğer bir derinliğe karşılık gelir.[9] Halkanın toz oranı %20 ile %40 arasındadır.[18]

Lassell halkasının dış kenarı yakınında, Neptün'e 57.200 km uzaklıkta bulunan ve 100 km'den daha az genişlikte küçük bir parlaklık zirvesi yer almaktadır[7] ve bazı gezegen bilimciler tarafından Fransız matematikçi, fizikçi, gökbilimci François Arago'ya ithafen Arago halkası olarak adlandırılır.[21] Ancak birçok yayın Arago halkasından hiç bahsetmemektedir.[12]

Adams halkası[değiştir | kaynağı değiştir]

Adams halkasındaki yaylar (soldan sağa: Fraternité, Égalité, Liberté) ve içerideki Le Verrier halkası

Dıştaki Adams halkası, yaklaşık 63.930 km yörünge yarıçapı[7] ile Neptün'ün halkaları arasında en iyi incelenendir.[7] Adı, Neptün'ün Le Verrier'den ilgisiz olarak konumunu tahmin eden John Couch Adams'dan gelmektedir.[22] Bu halka dar, hafif eksantrik ve eğimlidir, toplam genişliği yaklaşık 35 km'dir (15-50 km)[13] ve normal optik derinliği yayların dışında 0,011 ±0,003 civarındadır, bu değer yaklaşık 0,4 km eşdeğer derinliğe karşılık gelir.[13] Bu halkadaki toz oranı %20 ile %40 arasındadır ve diğer dar halkalardan daha düşüktür.[18] Neptün'ün Adams halkasının hemen içinde dönen küçük ay Galatea, 61.953 km'deki yörüngesinde bir çoban gibi davranır ve halka parçacıklarını 42:43 dış Lindblad rezonansıyla dar bir yörünge yarıçapı aralığında tutar.[14] Galatea'nın yerçekimi etkisi Adams halkasında yaklaşık 30 km genlikle 42 radyal kıpırdamaya neden olur, bu bilgi Galatea'nın kütlesini hesaplamak için de kullanılmıştır.[14]

Yaylar[değiştir | kaynağı değiştir]

Adams halkasının en parlak kısımları olan halka yayları, Neptün'ün halka sisteminin keşfedilen ilk unsurlarıydı.[1] Yaylar, içerdiği parçacıkların gizemli bir şekilde bir araya geldiği halka içindeki ayrı bölgelerdir. Adams halkasının, 247° ile 294° arasında nispeten dar bir boylam aralığı kaplayan beş kısa yay içerdiği bilinmektedir.[c] 1986'da şu boylamlar arasındaydı:

  • 247°-257° (Fraternité),
  • 261°-264° (Égalité 1),
  • 265°-266° (Égalité 2),
  • 276°-280° (Liberté),
  • 284,5°-285,5° (Courage).[7][14]

En parlak ve en uzun yay Fraternité iken en soluk olanı ise Courage'tır. Yayların normal optik derinliklerinin 0,03-0,09 aralığında olduğu[9] (yıldız örtülmesi ile ölçülen Liberté yayının ön kenarı için 0,034 ±0,005) tahmin edilmektedir;[13] radyal genişlikler yaklaşık olarak sürekli halkanın genişlikleri ile aynıdır - yaklaşık 30 km.[9] Eşdeğer ark derinlikleri 1,25-2,15 aralığında değişir (Liberté yayının ön kenarı için 0,77 ±0,13 km).[13] Yaylardaki toz oranı %40 ile %70 arasındadır.[18] Adams halkasındaki yaylar, Satürn'ün G halkasındaki yayla biraz benzemektedir.[23]

En yüksek çözünürlüklü Voyager 2 görüntüleri, yaylarda 0,1° ile 0,2° görünür kümeler arasında tipik bir ayrım ile, halka boyunca 100-200 km'ye karşılık gelen belirgin bir kümelenme ortaya çıkarmıştır. Topakların detayları çözümlenemediği için daha büyük gövdeler içerip içermedikleri bilinmemektedir ancak Güneş tarafından arkadan aydınlatıldıklarında artan parlaklıkları ile kanıtlandığı üzere kesinlikle mikroskobik toz konsantrasyonlarıyla ilişkilendirilir.[9]

Yaylar oldukça kararlı yapılardır. 1980'lerde yer tabanlı yıldız örtülmeleri, 1989'da Voyager 2 , 1997-2005'te Hubble Uzay Teleskobu ve yer tabanlı teleskoplar tarafından tespit edilmiştir ve yaklaşık olarak aynı enberi boylamlarında kaldıkları gözlemlenmiştir.[9][11] Ancak yaylarda bazı değişiklikler de fark edilmiştir. Yayların genel parlaklığı 1986'dan beri azalmıştır.[11] Courage yayı 8° ile 294° arasında ileri, muhtemelen bir sonraki kararlı birlikte dönme rezonans pozisyonuna atladı; Liberté yayı 2003 yılında neredeyse kayboldu.[24] Fraternité ve Égalité (1 ve 2) yayları, nispi parlaklıklarında düzensiz değişiklikler göstermişlerdir. Gözlemlenen dinamikleri muhtemelen aralarındaki toz alışverişi ile ilgilidir.[11] Voyager uçuşu sırasında bulunmuş çok soluk bir yay olan Courage'ın parlaklığının 1998'de arttığı, Haziran 2005'te ise normal parlaklığına geri döndüğü gözlemlenmiştir. Görünür ışık gözlemleri, yaylardaki toplam malzeme miktarının yaklaşık olarak sabit kaldığını ancak önceki gözlemlerin yapıldığı kızılötesi ışık dalga boylarında daha sönük olduğunu gösterir.[24]

Sınırlandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Yayların nasıl kararlı kaldığı hâlâ devam eden bir tartışma konusudur, muhtemelen kararlılıkları Adams halkası ve iç çoban uydu Galatea arasındaki yörüngesel rezonans etkileşimi ile ilgilidir.[12] Adams halkasındaki yaylar henüz tam olarak açıklanamamıştır.[7] Yayların yörünge yapısı henüz çözülememiş bir sorudur çünkü temel yörünge dinamikleri yıllar içinde tekdüze bir halkaya yayılmalarını gerektirmektedir. Yayların bulundukları konumda sınırlandırılmasıyla ilgili çeşitli teoriler önerilmiştir, bunların en yaygın olanı Galatea'nın yayları 42:43 eş-rotasyonel eğim rezonansı (co-rotational inclination resonance - CIR) ile sınırlandırdığıdır.[d][14] Rezonans, halka yörüngesi boyunca, her biri 4° uzunluğunda 84 kararlı bölge oluşturur, yaylar bitişik bölgelerde yer almaktadır.[14] Bununla birlikte, halkaların 1998'deki Hubble ve Keck teleskopları ile ortalama hareketlerinin ölçülmesi, halkaların Galatea ile CIR'de olmadıkları sonucuna yol açmıştır.[10][25]

Daha sonraki bir model, sınırlanmanın birlikte dönme eksantriklik rezonansından (co-rotational eccentricity resonance - CER) kaynaklandığını ileri sürmüştür.[e][26] Model, rezonansı halkaya yaklaştırmak için gerekli olan Adams halkasının sonlu kütlesini hesaba katar. Bu teorinin bir yan ürünü de Adams halkası için bir kütle tahminidir - Galatea uydusunun kütlesinin yaklaşık 0,002'si.[26] 1986'da önerilen üçüncü bir teori, halkanın içinde yörüngeye giren ek bir uydu olmasını gerektirir, bu durumda yaylar kararlı Lagrangian noktalarında hapsolmuştur. Ancak Voyager 2'nin gözlemleri, keşfedilmemiş uyduların büyüklüğü ve kütlesi üzerine kesin tanımlamalar getirerek böyle bir teoriyi düşük olasılıklı hâle getirmiştir.[9] Diğer bazı daha karmaşık teoriler, Galatea ile birlikte rotasyonel rezonanslarda bir dizi uyducuğun sıkıştığını, bu uyducukların yayların sınırlandırılmasını sağladığını ve aynı zamanda toz kaynağı olarak hizmet ettiğini iddia etmektedir.[27]

Voyager 2 uçuşu[değiştir | kaynağı değiştir]

Halkalar, Voyager 2 uzay aracının Ağustos 1989'daki Neptün uçuşu sırasında ayrıntılı olarak incelenmiştir.[9] Üzerlerinde optik görüntüleme; mor ötesi ve görünür ışıkta yıldız örtülme gözlemleriyle çalışıldı.[13] Uzay aracı, halkaların Güneş'e göre farklı geometrilerde olduğunu gözlemlemiş ve geri saçılım, ileri saçılım ve yandan saçılım ışık durumlarında görüntüler yakalamıştır.[f][9] Bu görüntülerin analizi, faz fonksiyonu (halkanın yansıtıcılığının gözlemci ve Güneş arasındaki açıya bağımlılığı) ile halka parçacıklarının geometrik ve Bond albedolarının türetilmesini sağlamıştır.[9] Voyager'in görüntülerinin analizi, Adams halkasının çoban uydusu Galatea da dahil olmak üzere Neptün'ün altı iç uydusunun keşfedilmesini sağlamıştır.[9]

Halkaların özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Halka adı Yarıçap (km) Genişlik (km) Denk. derinlik (km)[b][g] N. Opt. derinlik[a] %Toz oranı [18] Dışmerkezlik Eğiklik (°) Notlar
Galle (N42) 40.900-42.900 2.000 0,15[9] ~ 10−4[9] 40-70 ?* ?* Geniş soluk halka
Le Verrier (N53) 53.200 ± 20 113[13] 0,7 ± 0,2[13] 6,2 ± 1,5 × 10−3[13] 40-70 ?* ?* Dar halka
Lassell 53.200-57.200 4.000 0,4[9] ~ 10−4[9] 20-40 ?* ?* Lassell halkası Le Verrier'den Aragois'ya uzanan soluk bir materyal plakasıdır
Arago 57.200 <100[9] ?* ?* ?* ?* ?*
Adams (N63) 62.932 ± 2 15-50[13] 0,4[9]

1,25-2,15[13] (yaylarda)

0,011 ± 0,003[13]

0,03-0,09[9] (yaylarda)

20-40

40-70 (yaylarda)

4,7 ± 0,2 10−4[14] 0,0617 ± 0,0043[14] Beş parlak yay

* (?) Soru işareti, parametrenin bilinmediği anlamına gelir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar
  1. ^ a b Bir halkanın normal optik derinliği τ, halkanın parçacıklarının toplam geometrik enine kesitinin, halkanın alanına oranıdır. Sıfırdan sonsuzluğa kadar olan değerler alabilir. Bir halkadan normal olarak geçen bir ışık demeti e–τ faktörü ile zayıflatılacaktır.[16]
  2. ^ a b Bir halkanın eşdeğer derinliği ED, halka boyunca normal optik derinliğin bir integrali olarak tanımlanır. Başka bir deyişle ED = ∫τdr, burada r yarıçaptır.[17]
  3. ^ Boylam sistemi 18 Ağustos 1989'dan itibaren sabittir. Sıfır noktası, Neptün'deki sıfır meridyenine karşılık gelir.[7]
  4. ^ Eğimli yörüngedeki bir uydu ve bir halka arasındaki m dereceden eş-rotasyonel eğim rezonansı (CIR), bozucu potansiyel 'nın (bir uydudan) desen hızı, halka parçacıklarının ortalama hareketine eşitse oluşur. Başka bir deyişle, aşağıdaki koşul yerine getirilmelidir: . Burada ve sırasıyla ayın nodal önleme oranı ve ortalama hareketidir.[14] CIR, halka boyunca "2m" adet sabit yeri destekler.
  5. ^ Eğimli yörüngedeki bir uydu ve bir halka arasındaki m dereceden birlikte dönme eksantriklik rezonansı (CER), bozucu potansiyel 'nın (bir uydudan) desen hızı, halka parçacıklarının ortalama hareketine eşitse oluşur. Başka bir deyişle, aşağıdaki koşul yerine getirilmelidir: . Burada ve sırasıyla ayın apsidal devinim oranı ve ortalama hareketidir.[26] CER, halka boyunca "m" adet sabit yeri destekler.
  6. ^ İleri saçılan ışık, güneş ışığına göre küçük bir açıyla dağılmış ışıktır. Geri saçılan ışık, güneş ışığına göre 180 ° (geriye) yakın bir açıyla dağılmış ışıktır. Saçılma açısı, yandan saçılan ışık için 90°'ye yakındır.
  7. ^ Galle ve Lassell halkalarının eşdeğer derinliği, genişliklerinin ve normal optik derinliklerinin bir ürünüdür.
Referanslar
  1. ^ a b c d e f g h Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). "The discovery of the Neptune ring system". Planetary Ring Systems. Springer Praxis Books. ISBN 978-0-387-34177-4. 
  2. ^ a b Sicardy, B.; Roques, F.; Brahic, A. (1991). "Neptune's Rings, 1983–1989 Ground-Based Stellar Occultation Observations". Icarus. 89 (2), s. 220–243. Bibcode:1991Icar...89..220S. doi:10.1016/0019-1035(91)90175-S. 
  3. ^ "Neptune's Moons And Rings". Britannica. 1 Eylül 2019 tarihinde kaynağından Arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Şubat 2020. 
  4. ^ Hubbard, W.B.; Brahic, A.; Bouchet, P.; Elicer, L.-R.; Haefner, R.; Manfroid, J.; Roques, F.; Sicardy, B.; Vilas, F. (1985). "Occultation Detection of a Neptune Ring Segment". Press Abstracts from the Sixteenth Lunar and Planetary Science Conference, Held March 11–15, 1985, in Houston, TX. Cilt 559, s. 35. Bibcode:1985LPICo.559...35H. 
  5. ^ Manfroid, J.; Haefner, R.; Bouchet, P. (1986). "New evidence for a ring around Neptune". Astronomy and Astrophysics. 157 (1), s. L3. Bibcode:1986A&A...157L...3M. 
  6. ^ Gezegenden uzaklaşma sırasına göre listelenmiştir.
  7. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Miner, Ellis D.; Wessen, Randii R.; Cuzzi, Jeffrey N. (2007). "Present knowledge of the Neptune ring system". Planetary Ring System. Springer Praxis Books. ISBN 978-0-387-34177-4. 
  8. ^ Nicholson, P.D.; Cooke, Maren L.; ve diğerleri. (1990). "Five Stellar Occultations by Neptune: Further Observations of Ring Arcs". Icarus. 87 (1), s. 1–39. Bibcode:1990Icar...87....1N. doi:10.1016/0019-1035(90)90020-A. 
  9. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad ae Smith, B. A.; Soderblom, L. A.; Banfield, D.; Barnet, C.; Basilevsky, A. T.; Beebe, R. F.; Bollinger, K.; Boyce, J. M.; Brahic, A. (1989). "Voyager 2 at Neptune: Imaging Science Results" (Submitted manuscript). Science. 246 (4936), s. 1422–1449. Bibcode:1989Sci...246.1422S. doi:10.1126/science.246.4936.1422. PMID 17755997. 
  10. ^ a b Dumas, Cristophe; Terrile, Richard J.; ve diğerleri. (1999). "Stability of Neptune's ring arcs in question" (pdf). Nature. 400 (6746), s. 733–735. Bibcode:1999Natur.400..733D. doi:10.1038/23414. 
  11. ^ a b c d dePater, Imke; Gibbard, Seren; ve diğerleri. (2005). "The Dynamic Neptunian Ring Arcs: Evidence for a Gradual Disappearance of Liberté and Resonant Jump of Courage" (PDF). Icarus. 174 (1), s. 263–272. Bibcode:2005Icar..174..263D. doi:10.1016/j.icarus.2004.10.020. 19 Temmuz 2008 tarihinde kaynağından (pdf) arşivlendi. 
  12. ^ a b c d e f g h i j k Burns, J.A.; Hamilton, D.P.; Showalter, M.R. (2001). "Dusty Rings and Circumplanetary Dust: Observations and Simple Physics" (PDF). Grun, E.; Gustafson, B. A. S.; Dermott, S. T.; Fechtig H. (Edl.). Interplanetary Dust. Berlin: Springer. ss. 641–725. Bibcode:2001indu.book..641B. ISBN 3-540-42067-3. 
  13. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Horn, Linda J.; Hui, John; Lane, Arthur L. (1990). "Observations of Neptunian rings by Voyager photopolarimeter experiment". Geophysical Research Letters. 17 (10), s. 1745–1748. Bibcode:1990GeoRL..17.1745H. doi:10.1029/GL017i010p01745. 
  14. ^ a b c d e f g h i Porco, C.C. (1991). "An Explanation for Neptune's Ring Arcs". Science. 253 (5023), s. 995–1001. Bibcode:1991Sci...253..995P. doi:10.1126/science.253.5023.995. PMID 17775342. 
  15. ^ Editorial (1910). "Obituaries: G. V. Schiaparelli, J. G. Galle, J. B. N. Hennessey J. Coles, J. E. Gore". The Observatory. Cilt 33, s. 311–318. Bibcode:1910Obs....33..311. 
  16. ^ Ockert, M.E.; Cuzzin, J.N.; Porco, C.C.; Johnson, T.V. (1987). "Uranian ring photometry: Results from Voyager 2". Journal of Geophysical Research. 92 (A13), s. 14,969–78. Bibcode:1987JGR....9214969O. doi:10.1029/JA092iA13p14969. 
  17. ^ Holberg, J.B.; Nicholson, P.D.; French, R.G.; Elliot, J.L. (1987). "Stellar occultation probes of the Uranian rings at 0.1 and 2.2 μm – A comparison of Voyager UVS and earth-based results". The Astronomical Journal. Cilt 94, s. 178–188. Bibcode:1987AJ.....94..178H. doi:10.1086/114462. 
  18. ^ a b c d e f Colwell, Joshua E.; Esposito, Larry W. (1990). "A model of dust production in the Neptunian ring system". Geophysical Research Letters. 17 (10), s. 1741–1744. Bibcode:1990GeoRL..17.1741C. doi:10.1029/GL017i010p01741. 
  19. ^ Adams, John (1877). "Prof. Adams on Leverrier's Planetary Theories". Nature. 16 (413), s. 462–464. Bibcode:1877Natur..16..462.. doi:10.1038/016462a0. 
  20. ^ "Fellows deceased, list of Lassell, W". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 41 (4), s. 188–191. 1881. Bibcode:1881MNRAS..41..188.. doi:10.1093/mnras/41.4.188. 
  21. ^ Hansen, P. A. (1854). "Extract of a Letter respecting the Lunar Tables (Obituary of M. Arago)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 14 (4), s. 102–107. Bibcode:1853MNRAS..14....1H. doi:10.1093/mnras/14.4.97. 
  22. ^ "OBITUARY: List of Fellows and Associates deceased during the year: John Couch Adams". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 53 (4), s. 184-209. 1893. Bibcode:1893MNRAS..53..184.. doi:10.1093/mnras/53.4.184. 
  23. ^ Hedman, M. M.; Burns, J.A.; Tiscareno, M.S.; Porco, C.C.; Jones, G.H.; Roussos, E.; Krupp, N.; Paranicas, C.; Kempf, S. (2007). "The Source of Saturn's G Ring" (pdf). Science. 317 (5838), s. 653-656. Bibcode:2007Sci...317..653H. doi:10.1126/science.1143964. PMID 17673659. 
  24. ^ a b Showalter, M.R.; Burns, J.A.; De Pater, I.; Hamilton, D.P.; Lissauer, J.J.; Verbanac, G. (2005). "Updates on the dusty rings of Jupiter, Uranus and Neptune". Dust in Planetary Systems, Proceedings of the Conference Held September 26-28, 2005 in Kaua'i, Hawaii. Cilt 1280, s. 130. Bibcode:2005LPICo1280..130S. 
  25. ^ Sicardy, B.; Roddier, F.; ve diğerleri. (1999). "Images of Neptune's ring arcs obtained by a ground-based telescope". Nature. 400 (6746), s. 731-733. Bibcode:1999Natur.400..731S. doi:10.1038/23410. 
  26. ^ a b c Namouni, Fathi; Porco, Carolyn (2002). "The confinement of Neptune's ring arcs by the moon Galatea". Nature. 417 (6884), s. 45-47. Bibcode:2002Natur.417...45N. doi:10.1038/417045a. PMID 11986660. 
  27. ^ Salo, Heikki; Hanninen, Jyrki (1998). "Neptune's Partial Rings: Action of Galatea on Self-Gravitating Arc Particles". Science. 282 (5391), s. 1102-1104. Bibcode:1998Sci...282.1102S. doi:10.1126/science.282.5391.1102. PMID 9804544. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]