Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Уран планетасының сақиналар жүйесі
Planetary ring system of Uranus
Уранның сақиналары Сатурн айналасындағы кеңірек жүйе мен Юпитер және Нептун айналасындағы қарапайым жүйелердің арасындағы күрделілік деңгейі бойынша орташа саналады. Уранның сақиналарын Джеймс Л. Эллиот, Эдвард В. Данхэм және Джессика Минк 1977 жылдың 10 наурызында ашқан. Уильям Гершель 1789 жылы да сақиналарды байқағанын хабарлаған; бірақ олар өте қараңғы және әлсіз болғандықтан, оның оларды көре алған-алмағаны туралы қазіргі астрономдар арасында пікір талас тудырып отыр. 1977 жылға қарай тоғыз бөлек сақина анықталды. 1986 жылы «Вояджер-2» ғарыш кемесі түсірген суреттерде екі қосымша сақина, ал 2003–2005 жылдары Хаббл ғарыш телескобының суреттерінде екі сыртқы сақина табылды. Планетадан қашықтығының артуымен реттелген 13 белгілі сақина 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν және μ деп аталады. Олардың радиусы 1986U2R/ζ сақинасы үшін шамамен 38 000 км-ден басталып, μ сақинасы үшін шамамен 98 000 км-ге жетеді. Басты сақиналардың арасында қосымша әлсіз шаң жолақтары мен толық емес доғалар болуы мүмкін. Сақиналар өте қараңғы – сақина бөлшектерінің Бонд альбедосы 2%-дан аспайды. Олар, ықтималды түрде, су мұзынан және қараңғы радиациялық әсерге ұшыраған органикалық заттардан тұрады. Уранның көптеген сақиналары мөлдір емес және ені бірнеше шақырымды құрайды. Сақиналар жүйесінде жалпы шаң мөлшері аз, оның құрамында диаметрі 20 см-ден 20 м-ге дейінгі ірі денелер басым. Кейбір сақиналар оптикалық тұрғыдан жұқа: кең және әлсіз 1986U2R/ζ, μ және ν сақиналары ұсақ шаң бөлшектерінен, ал тар және әлсіз λ сақинасы ірі денелерден де тұрады. Сақиналар жүйесіндегі шаңның азаюы Уранның кеңейген экзосферасының аэродинамикалық қарсылығына байланысты болуы мүмкін. Уранның сақиналары салыстырмалы түрде жас, олардың жасы 600 миллион жылдан аспайды деп есептеледі. Уранның сақиналар жүйесі бұрын планетаның айналасында болған бірнеше айдың соқтығысуы нәтижесінде пайда болған болуы мүмкін. Соқтығысқаннан кейін айлар көптеген бөлшектерге ыдырап, олар тек ең тұрақты аймақтарда ғана тар және оптикалық тығыз сақиналар түрінде сақталған. Тар сақиналарды тұрақтандыратын механизм әлі толыққанды түсініксіз. Алғашқыда әрбір тар сақинаның жанында оны қалыпқа келтіретін екі «қойшы» ай бар деп болжанған. 1986 жылы «Вояджер-2» ең жарқын сақинаның (ε) маңында Корделия мен Офелиядан тұратын мұндай бір жұпты ғана тапты, бірақ кейіннен Порция мен Розалинд арасында әлсіз ν сақинасы да «қойшы» айлардың әсерімен тұрақтанғаны анықталды.
The rings of Uranus are intermediate in complexity between the more extensive set around Saturn and the simpler systems around Jupiter and Neptune. The rings of Uranus were discovered on March 10, 1977, by James L. Elliot, Edward W. Dunham, and Jessica Mink. William Herschel had also reported observing rings in 1789; modern astronomers are divided on whether he could have seen them, as they are very dark and faint. By 1977, nine distinct rings were identified. Two additional rings were discovered in 1986 in images taken by the Voyager 2 spacecraft, and two outer rings were found in 2003–2005 in Hubble Space Telescope photos. In the order of increasing distance from the planet the 13 known rings are designated 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν and μ. Their radii range from about 38,000 km for the 1986U2R/ζ ring to about 98,000 km for the μ ring. Additional faint dust bands and incomplete arcs may exist between the main rings. The rings are extremely dark—the Bond albedo of the rings' particles does not exceed 2%. They are probably composed of water ice with the addition of some dark radiation processed organics. The majority of Uranus' rings are opaque and only a few kilometres wide. The ring system contains little dust overall; it consists mostly of large bodies 20 cm to 20 m in diameter. Some rings are optically thin: the broad and faint 1986U2R/ζ, μ and ν rings are made of small dust particles, while the narrow and faint λ ring also contains larger bodies. The relative lack of dust in the ring system may be due to aerodynamic drag from the extended Uranian exosphere. The rings of Uranus are thought to be relatively young, and not more than 600 million years old. The Uranian ring system probably originated from the collisional fragmentation of several moons that once existed around the planet. After colliding, the moons probably broke up into many particles, which survived as narrow and optically dense rings only in strictly confined zones of maximum stability. The mechanism that confines the narrow rings is not well understood. Initially it was assumed that every narrow ring had a pair of nearby shepherd moons corralling it into shape. In 1986 Voyager 2 discovered only one such shepherd pair (Cordelia and Ophelia) around the brightest ring (ε), though the faint ν would later be discovered shepherded between Portia and Rosalind.
Ашылу
Уран сақиналары жүйесі туралы алғашқы мәліметтер Уильям Гершельдің 18 ғасырда Уранды бақылаулары туралы жазған жазбаларында кездеседі, онда мынадай сөздер бар: «1789 жылдың 22 ақпаны: Сақина болуы күдік тудырды». Уран сақиналарын нақты ашу 1977 жылдың 10 наурызында Джеймс Л. Эллиот, Эдвард В. Данэм және Джессика Минк астрономдары Kuiper Airborne Observatory арқылы жасалды, бұл кездейсоқ жағдай болды. Олар Уранның SAO 158687 жұлдызын жабу арқылы планетаның атмосферасын зерттеуді жоспарлаған. Олардың бақылаулары талданғанда, жұлдыз планетаның тұтылуына дейін және кейін бес рет қысқа мерзімге көзден жоғалып кеткені анықталды. Олар тар сақиналар жүйесінің бар екенін болжады. Олар бақылаған бес жабу оқиғасы грек әріптерімен α, β, γ, δ және ε деп белгіленді. Осы белгілер содан бері сақиналардың атаулары ретінде қолданылып келеді. Кейін олар тағы төрт сақина тапты: біреуі β және γ сақиналарының арасында, ал үшеуі α сақинасының ішінде. Алғашқысы η сақинасы деп аталды. Қалғандары 4, 5 және 6 сақиналары деп аталды, себебі бір мақалада жабу оқиғалары осы ретпен нөмірленген. Уранның сақиналар жүйесі Сатурннан кейін Күн жүйесінде екінші болып ашылды. Сақиналар 1986 жылы «Вояджер-2» ғарыш кемесі Уран жүйесі арқылы ұшқан кезде тікелей түсірілді.
The first mention of a Uranian ring system comes from William Herschel's notes detailing his observations of Uranus in the 18th century, which include the following passage: "February 22, 1789: A ring was suspected". The definitive discovery of the Uranian rings was made by astronomers James L. Elliot, Edward W. Dunham, and Jessica Mink on March 10, 1977, using the Kuiper Airborne Observatory, and was serendipitous. They planned to use the occultation of the star SAO 158687 by Uranus to study the planet's atmosphere. When their observations were analysed, they found that the star disappeared briefly from view five times both before and after it was eclipsed by the planet. They deduced that a system of narrow rings was present. The five occultation events they observed were denoted by the Greek letters α, β, γ, δ and ε in their papers. These designations have been used as the rings' names since then. Later they found four additional rings: one between the β and γ rings and three inside the α ring. The former was named the η ring. The latter were dubbed rings 4, 5 and 6—according to the numbering of the occultation events in one paper. Uranus' ring system was the second to be discovered in the Solar System, after that of Saturn. The rings were directly imaged when the Voyager 2 spacecraft flew through the Uranian system in 1986.
Жалпы қасиеттері
Қазіргі түсінікте Уранның сақиналар жүйесі он үш түрлі сақинадан тұрады. Планетадан арақашықтығы өсу тәртібімен олар: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ сақиналары. «Вояджер-2» ғарыш кемесі сақиналар арасындағы бірнеше шаң жолақтарын алға шашырау геометриясында байқады. Сақина бөлшектері фазалық бұрыш нөлге жақын болғанда альбедоның күрт өсуін – қарсылықтың күрт көтерілуін көрсетеді. Сақиналар спектрдің ультракөк және көрінетін бөліктерінде сәл қызыл, ал инфрақызылға жақын бөлігінде сұр түсті. Оларда анық спектральдік ерекшеліктер жоқ. Сақина бөлшектерінің химиялық құрамы белгісіз. Олар Сатурн сақиналары сияқты таза су мұзынан жасалмаған болуы мүмкін, себебі олар тым қараңғы, Уранның ішкі серіктерінен де қараңғырақ. Сақинаның эксцентриктігі оның орбитасы бойындағы жарықтығының өзгеруіне себеп болады. ε сақинасының радиалды интеграцияланған жарықтығы апоапсис жанында ең жоғары, ал периапсис жанында ең төмен. ε сақинасының геометриялық қалыңдығы нақты белгісіз, бірақ сақина өте жұқа – кейбір бағалаулар бойынша 150 м-ге дейін. Мұндай өте кішкентай қалыңдығына қарамастан, ол бірнеше қабат бөлшектерден тұрады. ε сақинасы – әртүрлі дереккөздер бойынша 0,008-ден 0,06-ға дейін бағаланған апоапсис жанындағы толтыру коэффициенті жоғары, тығыз орын. Сигнал 3,6 см толқын ұзындығында сақинаның апоапсисіне жақын алға шашыраудың күшті күшеюіне ұқсайды. Мұндай күшті шашырау жүйелі құрылымның болуын талап етеді. ε сақинасының мұндай нәзік құрылымы көптеген жасыру байқаулары арқылы расталды. δ сақинасының сыртқы өткір жиегі Корделиямен 23:22 резонансында. α және β сақиналарының орбиталық эксцентриктігі және еңістігі айтарлықтай.
As currently understood, the ring system of Uranus comprises thirteen distinct rings. In order of increasing distance from the planet they are: 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν, μ rings. A number of dust bands between the rings were observed in forward scattering geometry by Voyager 2. The rings particles demonstrate a steep opposition surge—an increase of the albedo when the phase angle is close to zero. The rings are slightly red in the ultraviolet and visible parts of the spectrum and grey in near infrared. They exhibit no identifiable spectral features. The chemical composition of the ring particles is not known. They cannot be made of pure water ice like the rings of Saturn because they are too dark, darker than the inner moons of Uranus. The ring's eccentricity causes its brightness to vary over the course of its orbit. The radially integrated brightness of the ε ring is highest near apoapsis and lowest near periapsis. The geometric thickness of the ε ring is not precisely known, although the ring is certainly very thin—by some estimates as thin as 150 m. Despite such infinitesimal thickness, it consists of several layers of particles. The ε ring is a rather crowded place with a filling factor near the apoapsis estimated by different sources at from 0.008 to 0.06. The signal looked like a strong enhancement of the forward scattering at the wavelength 3.6 cm near ring's apoapsis. Such strong scattering requires the existence of a coherent structure. That the ε ring does have such a fine structure has been confirmed by many occultation observations. The sharp outer edge of the δ ring is in 23:22 resonance with Cordelia. The α and β rings have sizable orbital eccentricity and non negligible inclination.
6, 5 және 4-сақиналар
6, 5 және 4-сақиналар Уранның ең ішкі және ең әлсіз сақиналары болып табылады. λ сақинасы өте тар – шамамен 1–2 км, ал 2,2 мкм толқын ұзындығында оның оптикалық тереңдігі 0,1–0,2 км-ге тең. λ сақинасының оптикалық тереңдігі толқын ұзындығына күшті тәуелділік көрсетеді, бұл Уран сақина жүйесі үшін ерекше емес. Спектрдің ультракөк бөлігінде теңдес тереңдік 0,36 км-ге жетеді, осының салдарынан λ сақинасы алғаш рет Voyager 2 ғарыш кемесімен ультракөк жұлдыздық тұтқындаулар арқылы ғана анықталды. Сақина Уран ортасынан 37 000 және 39 500 км аралығында, немесе бұлттардан шамамен 12 000 км биіктікте орналасқан. 2003–2004 жылдары Кек телескопы 6-сақинаның ішкі жағында кең және әлсіз материалдың қабатын тапты. Бұл сақина ζ сақинасы деп аталды. ζ сақинасы 2007 жылы сақина жазықтығының қиылысуы кезінде қайта байқалды, ол сақина жүйесінің ең жарқын нысаны болды, барлық басқа сақиналарды бірге басып озды. μ сақинасы – жұптың ең сыртқы сақинасы, ол жарқын η сақинасынан планетаға дейінгі қашықтық бойынша екі есе алыс орналасқан. Бұл μ сақинасының көк түсті болуын білдіреді, ал бұл оның құрамында өте ұсақ (микрометрлік) шаң басым екенін көрсетеді. ν сақинасы керісінше, сәл қызыл түсті.
Rings 6, 5 and 4 are the innermost and dimmest of Uranus' narrow rings. the λ ring is extremely narrow—about 1–2 km—and has the equivalent optical depth 0.1–0.2 km at the wavelength 2.2 μm. The optical depth of the λ ring shows strong wavelength dependence, which is atypical for the Uranian ring system. The equivalent depth is as high as 0.36 km in the ultraviolet part of the spectrum, which explains why λ ring was initially detected only in UV stellar occultations by Voyager 2. The ring was located between 37,000 and 39,500 km from the centre of Uranus, or only about 12,000 km above the clouds. It was not observed again until 2003–2004, when the Keck telescope found a broad and faint sheet of material just inside ring 6. This ring was dubbed the ζ ring. The ζ ring was observed again during the ring plane crossing event in 2007 when it became the brightest feature of the ring system, outshining all other rings combined. The μ ring is the outermost of the pair, and is twice the distance from the planet as the bright η ring. This failure means that the μ ring is blue in color, which in turn indicates that very small (submicrometer) dust predominates within it. In contrast, the ν ring is slightly red in color.
Динамикасы мен шығу тегі
Уранның тар сақиналарын басқаратын физикаға қатысты шешілмеген мәселе – олардың тұрақсыздығы. Бөлшектерін бірге ұстап тұратын механизм болмаса, сақиналар радиалды бағытта жылдам тарап кетеді. Бұл мәселенің шешімі – жақын орналасқан сыртқы және ішкі «шопандар» деп аталатын екі серіктің сақинамен гравитациялық өзара әрекеттесуі. Олар артық және жеткіліксіз бұрыштық импульсті (немесе эквивалентті түрде, энергияны) тиісінше сіңіріп алушы және беруші рөлін атқарады. Осылайша, «шопандар» сақина бөлшектерін орнында ұстап тұрады, бірақ өзі сақинадан бірте-бірте алыстап кетеді. Уранның сақиналары жас көрінетіндіктен, олар үлкен денелердің соқтығысуынан туындаған сынықтар арқылы үнемі жаңаруы керек. (°)
An outstanding problem concerning the physics governing the narrow Uranian rings is their confinement. Without some mechanism to hold their particles together, the rings would quickly spread out radially. is that a pair of nearby moons, outer and inner shepherds, interact gravitationally with a ring and act like sinks and donors, respectively, for excessive and insufficient angular momentum (or equivalently, energy). The shepherds thus keep ring particles in place, but gradually move away from the ring themselves. Since the rings of Uranus appear to be young, they must be continuously renewed by the collisional fragmentation of larger bodies.|name=footnoteE|group=lower alpha ||data sort type=number|Incl. (°)