Satürn'ün doğal uyduları

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara
Satürn'ün Doğal Uyduları
No. AD Yörünge
Yarı büyük eksen (km.)
Dolanma
süresi (gün)
Çap (km.) Keşif Yıl
XVIII Pan 133.600 0,575 20 Showalter 1990*
XXXV Daphnis 136.500 0,595 7 Porco(Cassini) 2005
XV Atlas 137.700 0,602 32 Terrile(Voyager I) 1980
XVI Prometheus 139.400 0,613 100 Collins(Voyager I) 1980
XVII Pandora 141.700 0,629 84 Collins(Voyager I) 1980
XI Epimetheus 151.400 0,69 119 Walker 1966*
X Janus 151.500 0,7 178 Dollfus 1966*
I Mimas 185.600 0,94 397 Herschel 1789
XXXII Methone 194.000 1,01 3 Porco(Cassini) 2004
XXXIII Pallene 211.000 1,14 4 Porco(Cassini) 2004
II Enceladus 238.100 1,37 499 Herschel 1789
III Tethys 294.700 1,89 1060 G.D.Cassini 1684
XIII Telesto 294.700 1,89 24 Smith 1980
XIV Calypso 294.700 1,89 19 Pascu 1980
IV Dione 377.400 2,74 1118 G.D.Cassini 1684
XII Helene 377.400 2,74 32 Laques 1980
XXXIV Polydeuces 377.400 2,74 4 Porco(Cassini) 2004
V Rhea 527.100 4,518 1528 G.D.Cassini 1672
VI Titan 1.221.900 15,95 5150 Huygens 1655
VII Hyperion 1.464.100 21,28 266 Bond 1848
VIII Iapetus 3.560.800 79,33 1436 G.D.Cassini 1671
XXIV Kiviuq 11.365.000 449,2 16 Gladman 2000
XXII Ijiraq 11.440.000 451,5 12 Kavelaars 2000
IX Phoebe 12.944.300 548,2 220 Pickering 1899
XX Paaliaq 15.199.000 686,9 22 Gladman 2000
XXVII Skathi 15.647.000 728,9 8 Kavelaars 2000
XXVI Albiorix 16.404.000 783,5 32 Holman 2000
XXXVII Bebhionn 16.950.000 822 6 Sheppard 2004
XXVIII Erriapo 17.616.000 871,9 10 Kavelaars 2000
XXIX Siarnaq 18.160.000 893,1 40 Gladman 2000
S/2004 S13 18.450.000 906 6 Sheppard 2004
XXI Tarvos 18.247.000 925,6 15 Kavelaars 2000
XXV Mundilfari 18.709.000 951,4 7 Gladman 2000
S/2004 S17 18.600.000 986 4 Sheppard 2004
XXXI Narvi 18.719.000 956,2 7 Sheppard 2003
XXXVIII Bergelmir 18.750.000 1008 6 Sheppard 2004
XXXVI Aegir 19.350.000 1026 6 Sheppard 2004
XXIII Suttungr 19.463.000 1016,3 7 Gladman 2000
S/2004 S12 19.650.000 1048 5 Sheppard 2004
XXXIX Bestla 19.650.000 1052 7 Sheppard 2004
XL Farbauti 19.800.000 1077 5 Sheppard 2004
XLIII Hati 19.995.000 1081 6 Sheppard 2004
S/2004 S7 19.800.000 1103 6 Sheppard 2004
XXX Thrymr 20.382.000 1086,9 7 Gladman 2000
XLI Fenrir 22.200.000 1271 4 Sheppard 2004
XIX Ymir 23.096.000 1312,4 18 Gladman 2000
XLII Fornjot 22.200.000 1355 6 Sheppard 2004
Renkler Düzenli uydular
İnuit grubu
Norse grubu
Galya grubu
Norse (Skathi) grubu
Norse (Narvi) grubu
The Saturnian system (photographic montage)

Satürnün bilinen 47 doğal uydusu vardır. Uluslararası Gökbilim Birliği (IAU) tarafından doğrulanan uydulardan oluşan bu gruba ek olarak bir kez gözlendiği bildirilen ancak varlığı doğrulanmamış küçük uydular bulunmaktadır.

Satürn'ün uyduları, yörüngeleri, boyut ve fiziksel özellikleri ve bu verilere göre tahmin edilebilecek oluşum mekanizmaları ve yaşam öyküleri açısından büyük bir çeşitlilik gösterirler. Satürn‘ün halkaları ve uyduları arasındaki karmaşık ilişki aydınlatılması gereken birçok ilginç noktayı barındırmaktadır.

Yörünge özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn'ün uyduları, yarı büyük ekseni 134.000 ile 23 milyon km. arasında değişen çok geniş bir yörünge yelpazesine dağılmış durumdadırlar. Gezegene bilinen en yakın uydu 2,21 RS (Satürn yarıçapı) uzaklıktaki yörüngedeki Metis'tir. Bilinen en uzak uydu ise, 383 RS uzaklıktaki yörüngesi ile Ymir adlı küçük uydudur.

Satürn'ün tüm büyük uyduları ile halkalar arasında yer alan iç yörüngelerde bulunan birkaç küçük uydu, gezegenin ekvator düzlemine göre eğikliği yok denecek kadar az ve aynı şekilde dışmerkezlik oranı çok küçük olan yörüngeler çizmeleri nedeniyle 'düzenli uydular' olarak adlandırılır, ve bu özellikleri uyduların Satürn'ün oluşumu sırasında meydana geldiklerini düşündürür. Yüksek eğiklik ve dışmerkezliğe sahip yörüngelerde ve bazıları da ters yönde hareket eden 'düzensiz uydular'ın ise kendi içlerinde benzer yörünge özelliklerine sahip birkaç grup içinde toplanmaları dikkati çeker. Bu uyduların içinde yer aldıkları gruplara göre değişen ortak ve büyük olasılıkla Satürn dışı kökenleri olduğu düşünülür. Satürn uydu sistemine özgü bir özellik 'eş-yörüngeli uydu' gruplarının varlığıdır.

  • Düzenli uydular:

İç yörüngeleri işgal eden uydular Satürn‘ün halkaları ile yoğun etkileşim halindedirler. Çekim etkileri ile halkaların dağılım ve yoğunluklarını belirledikleri, halkalar arasındaki boşluklara neden oldukları için bu uydulara 'çoban' takma adı verilmiştir. Bu uyduları halkalar sisteminin dinamik bileşenleri olarak kabul etmek gerekir. Pan adlı uydu Encke bölümü'nün, 2005 yılında Cassini sondası tarafından gönderilen görüntüler yardımıyla keşfedilen Daphnis ise Keeler aralığı'nın açık kalmasından sorumludur ve bu boşluklar içinde yol alırlar. Atlas A halkasının dış sınırını belirler. Prometheus ve Pandora F halkasını iç ve dıştan aralarına alarak dar bir alana sıkıştırırlar.

Epimetheus ve Janus aynı yörüngeyi paylaşırlar. Bu yörünge boyunca belli aralıklarla hız değiştirerek birbirlerinin ilerisine ve gerisine geçmeleri Güneş Sistemi içinde başka örneğine rastlanmayan bir eş-yörünge ilişkisi oluşturur.

Mimas A ve B halkalarını ayıran Cassini Bölümünün varlığından sorumludur.

Enceladus, Dione ile 1:2 oranında bir rezonans içinde hareket eder.

Tethys ile aynı yörüngede, bu uydunun 60o ilerisinde ve 60o gerisinde yol alan iki 'Truva'lı uydu' bulunur: Telesto ve Calypso. Aynı şekilde Dione ile aynı yörüngeyi paylaşan Truva'lı uydular Helene ve Polydeuces'dir. Bunlar da değişik bir eş-yörünge ilişkisine örnektir.

Düzenli yörüngeye sahip uydulardan yalnızca dört tanesi halkaların dışında yer alır: Rhea, Titan, Hyperion,ve İapetus.

Hyperion dışındaki bütün düzenli uydular kendi eksenleri etrafındaki dönüşlerini Satürn çevresindeki dolanmalarına eş sürede tamamlarlar, yani gezegenle çekimsel olarak kilitlenmiş dönüş periyodları vardır. Bu nedenle Satürn'e hep aynı yüzleri dönük kalır. Hyperion'un ise kendi etrafında dönüş ekseni sürekli yer değiştirdiği için kaotik bir dönüş biçimi vardır. Bunda uydunun yörüngesinin Titan'ınki ile 3:4 rezonans içinde olmasının payı bulunabilir. Düzensiz yörüngeli uydular ise dışmerkezlik derecesi yüksek yörüngeler izledikleri ve bu nedenle yörünge boyunca sürekli değişen hızlarla ilerledikleri için dönüş periyodlarının dolanma periyodları ile kilitlenmesi mümkün olmamıştır.

Yeni keşfedilen ve henüz resmi ad almamış uyduların büyük çoğunluğu yeterli gözlem süresini geçirmedikleri için yörüngelerine ait bilgiler kesinleşmemiş durumdadır. Tabloda yer alan bu uydulara ait bilgilerin ve gruplandırmanın kesin olmadığını gözönünde tutmak gerekmektedir.

Fiziksel özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Uyduların boyut ve biçimleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn'ün uyduları boyutları açısından da büyük bir çeşitlilik gösterirler. Güneş Sistemi'ndeki ikinci büyük uydu olan Titan, gezegenlerden Merkür ve Plüton'u çap açısından geride bırakır. Tethys, Dione, Rhea, ve İapetus'un çapları 1000 km. yi aşar. Bu uydular büyük kütleleri ve kuvvetli yerçekimi nedeniyle tam bir küreye yakın biçimler almıştır. Güneş sistemi içinde bulunan çeşitli gök cisimleri üzerinde yapılan gözlemlerden öğrenildiği kadarıyla, 1000 km. civarında bir çap, bir gök cisminin oluşumu sırasında yoğunlaşan maddelerin açığa çıkardığı enerji nedeniyle ısınıp eriyerek tabakalar halinde farklılaşması ve kabaca küresel bir şekil ortaya çıkması için yeterli olmaktadır. Kuramsal hesaplamalar da buna yakın sonuçlar vermektedir. Ortalama çapı 100 km. -1000 km. arasında olan 7 uydu daha sayılabilir. Bunların arasında biçimi kusursuz bir küreye çok yakın olan Enceladus ile çok düzensiz bir görünüme sahip Phoebe, farklı köken ve yaşam öykülerinin uyduların fiziksel özelliklerine nasıl yansıdığına örnek oluştururlar.

Çapları 100 kilometreyi geçmeyen çok sayıda uydu, düzensiz şekillere sahip 'kaya' veya 'buz' parçaları olarak kabul edilir. Bugün için yeryüzünden gözlenebilirlik alt sınırı 3 km. kadar olduğundan, Satürn'ün henüz saptanamamış çok sayıda daha küçük uydusu olması mantıklı görünmektedir.

Dış görünüm ve yüzey özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn sisteminin çeşitli üyelerinin kolaylıkla gözlenebilen temel özellikleri farklı köken ve geçmişlerini ele verir niteliktedir. Titan, gezegenlerle karşılaştırılabilecek büyüklüğünün yanı sıra, kendine özgü yüzey özelliklerini şekillendiren ve aynı zamanda gözlemlenmesini güçleştiren yoğun atmosferi ile kuşkusuz bu ailenin en ilginç ve sırlarla dolu üyesidir. Sürekli şekil değiştiren bulutlar ve yoğun bir pus tabakası yüzünden görünür tayfta gözlemler sınırlı bilgi sağlar. 0,22 düzeyinde bir beyazlık (albedo) derecesi ile uydu üzerine düşen güneş ışığının büyük kısmını soğuran bu atmosfer Titan yüzeyinde 95K civarında bir sıcaklık sağlar. Radar ve kızılötesi incelemelerde çarpma krateri olduğu düşünülen oluşumların seyrekliği, büyük yükselti farklarının bulunmayışı, Titan'ın hızla değişen dinamik bir yüzey yapısına sahip olduğu izlenimi verir. Tektonik etkinlik ve yanardağ etkinliği lehinde yorumlanabilecek özelliklerin yanında, sıvı aşındırması sonucunda ortaya çıktığı düşünülen yapılara rastlanmaktadır. Yoğunluğu Yer atmosferinin 1,5 katı kadar olan ve yoğun bulutluluğu ile yüzey şekillerinin büyükçe bir kısmını gizleyen Titan atmosferinin uydu yüzeyine yağmur ya da kar şeklinde yağış düşmesine neden olduğu ve bu akışkanların açtığı nehir veya sel yatakları ve depolandığı göller bulunabileceği düşünülmektedir.

Bir atmosferi olduğu kanıtlanan ikinci Satürn uydusu Enceladus'tur. Sürekli bir atmosfer barındırmasına yeterli kütlesi olmadığı hesaplanan bu uyduda, düşük çekim gücü nedeniyle hızla uzaya kaçırılan gazların ancak güçlü bir yanardağ ya da gayzer etkinliği ile açıklanabilmesi olasıdır. Bu uydu gibi, diğer büyük uyduların tümünde de değişen derecelerde yüzey hareketliliğine ilişkin belirtiler gözlenmiştir: yüksek beyazlık dereceleri (Enceladus için 0,9; Tethys için 0,8; Rhea için 0,65; Dione için 0,55), krater yoğunluğunun değiştiği alanlar, kırıklar, sırtlar. İapetus iki yarıküresi arasında 10 katı aşan bir beyazlık farkı gösterir: uydunun hareketi yönündeki yarıküre için 0,04' e karşılık arka yarıkürede 0,5. Bunun yanı sıra, bu uyduyu ekvatoru boyunca çepeçevre dolanan en az10 km yüksekliğinde ve 20 km. eninde kemer şeklinde bir yükselti bulunmaktadır. Bu özelliklerin nedenleri aydınlatılamamıştır.

Phoebe ve düzensiz yörüngeye sahip diğer küçük uyduların çoğu oldukça düşük beyazlık derecelerine sahiptir. Bu özellikleri yörünge özellikleri ile birleştirildiğinde, bu uyduların Satürn sistemi dışı kökenli olabilecekleri görüşü güç kazanmaktadır.

İç yapılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn uydularının çeşitli uzay araçları tarafından elde edilen yüzey görüntüleri, kütle ve yoğunluklarına ilişkin ölçümler ve kısmen de tayfölçüm verileri sayesinde iç yapıları hakkında bazı varsayımlarda bulunmak mümkün olmuştur. Büyük uyduların 1,2 g/cm3 ile 1,5 g/cm3 arasında değişen yoğunlukları 1/3 oranında kaya ve 2/3 oranında buzdan oluşan bir yapı ile uyumludur. En azından 1000 km. çap sınırının üzerindeki uyduların geçmişinde bu bileşenlerin eriyerek tabakalanmasına izin verecek yüksek sıcaklıkların söz konusu olduğu bir dönem varsayılabilir. Büyük uyduların tümünde az ya da çok yakın tarihli jeolojik etkinliğin varlığını düşündüren yüzey yapılarının gözlenmesi, günümüzde de bazı uydularda sıvı halde iç katmanlar bulunabileceğine işaret eder. Özellikle Enceladus küçük kütlesine karşın önemli volkanik etkinlik belirtileri vererek oldukça aktif bir jeolojiye ve hareketli bir iç yapıya sahip görünür. Bunun nedeni Dione ile rezonans halindeki yörüngesinden kaynaklanan gel-git etkileri ile ısınma olabilir. Titan 1,8 g/cm3 ile tüm uydular içinde yoğunluğu en yüksek olanıdır. Bu uydunun büyük kütlesinden kaynaklanan nisbeten önemli çekim gücünün yol açtığı sıkışma da hesaba alındığında yine diğer uydulardaki buz-kaya oranına ulaşılır. Phoebe'nin yarı yarıya buz-kaya dağılımına sahip olması ise yine düzenli uydulardan farklı bir kökeni olduğunu doğrular niteliktedir.

Satürn uydu sisteminin oluşumu ve evrimi[değiştir | kaynağı değiştir]

Güneş bulutsusu olarak adlandırılan gaz ve toz kütlesi 4,6 milyar yıl önce bilinmeyen bir nedenle yoğunlaşarak bugünkü şekliyle Güneş Sistemi'ni oluşturmaya başladığında, Satürn ve diğer gaz devlerinin 10.000 yıl gibi kısa bir süre içinde bugünkü kütlelerine yakın boyutlara ulaştıkları sanılmaktadır. Satürn'ün en azından düzenli uydularının da, Satürn'ü oluşturan diskin gezegen üzerinde yoğunlaşamamış kalıntılarından bu dönem içinde ortaya çıktıklarına kesin gözüyle bakılır. Bu uyduların dışmerkezlik veeğiklik oranları çok düşük yörüngeleri bu düşünceyi destekler.

İç yörüngelerdeki uydular, Satürn‘ün halkaları ve Satürn arasında önemli etkileşimler vardır ve bunlar halkalar ve iç uyduların bugün sahip oldukları özelliklerin bazılarından sorumludurlar. Halkaların içindeki yörüngelerde yer alan uydular halkaların bugün bilinen şekillerini korumasında etkilidir ve bu nedenle 'çoban uydular' olarak da adlandırılırlar. Halkaları oluşturan materyelin en azından bir kısmının kaynağı olarak da görülen bu uyduların tanımı konusunda yakın gelecekte yeni bir belirsizlik ortaya çıkması olasıdır. Halkaların aslında sayısız halkacıktan oluşan kesintili yapısı belirginleştikçe, halkacıklar arasında bu yapıyı düzenleyen ancak günümüzün olanaklarıyla saptanamayacak küçüklükte sayısız uydunun varlığından kuşkulanılmaktadır. Halkaları oluşturan toz ve buz taneciklerinin her birinin teknik olarak Satürn'ün birer uydusu olduğu göz önünde tutulduğunda, hangi yapılara uydu adı verilmesi gerektiği tartışılır hale gelmektedir.

Düzensiz yörüngeye sahip, özellikle de ters hareketli uyduların ise Satürn'ün çekim alanına yakalanarak sonradan uydusu haline gelmiş asteroid ya da belki de kuyrukluyıldız parçaları oldukları düşünülür. Yakalanma mekanizması, daha önceden Güneş çevresinde Satürn yörüngesi ile kesişen bir yörünge üzerinde yol alan bir gökcisminin bir nedenle hız değiştirmesini gerektirir. Bu nedenler günümüzde, bilinen asteroid ve kuyrukluyıldız yörüngelerinde yeterli değişikliği yaratabilecek güçte değildir. Bu nedenle düzensiz yörüngeli uyduların da Satürn tarafından yakalanmalarının Güneş Sistemi'nin çok erken dönemlerinde gerçekleşmiş olduğu sanılmaktadır.

Satürn[değiştir | kaynağı değiştir]

Geniş bir alana yayılan Satürn'ün halkaları, yansıttıkları güneş ışınları nedeniyle gezegenin Yer'den izlenen parlaklığını kat kat arttırırlar ve Satürn'ün uydularının gözlenmesini güçleştirirler. Bu nedenle Satürn'ün uydularının bulunması genellikle Yer'in halka düzlemi geçişlerine denk gelmiştir. Satürn'ün 30 yıl süren her dolanım dönemi içinde iki kez gerçekleşen bu konum, halkaların tutulum ile aynı düzleme gelmeleri nedeniyle Yer'den görünmez olmalarını sağlar.

  • 1655'te Hollanda'lı gökbilimci Christiaan Huygens, Titan'ı ilk kez gözledi ve 'Satürn'ün Ayı' adını verdi.
  • Giovanni Domenico Cassini 1671'de İapetus'u, bir yıl sonra Rhea'yı keşfetti. 1684'te Tethys ve Dione'u gözledi.
  • 1789'da İngiliz gökbilimci William Herschel, Mimas ve Enceladus'u keşfetti.
  • 1848'de William Bond ve George Bond, Hyperion'u gözlemlediler. Ancak onlardan iki gün sonra bu uyduyu gören William Lassell buluşu ilk yayınlayan ve uyduya adını veren kişi oldu.
  • 1899 yılında William Henry Pickering, aralıklarla çekilmiş fotoğraf levhalarını karşılaştırarak Phoebe'yi keşfetti. Bu uydu fotoğraf yöntemiyle bulunan ilk uydu oldu. Pickering 1905 yılında Themis adını verdiği yeni bir uydu gördüğünü bildirmiş, ancak sonradan böyle bir uydunun varolmadığı anlaşılmıştır.
  • 1907'de Comas Sola Titan'ın bir atmosferi olabileceğini bildirdi.
  • 1944'te Gerard Kuiper Titan üzerinde metan ve amonyak saptayarak atmosferin varlığını kanıtladı.
  • 1966 yılında eş-yörüngeli uydular Epimetheus ve Janus, Audouin Dollfus ve Richard Walker tarafından ayrı ayrı gözlendi. Bu iki uydunun ilişkisi ve bu gözlemlerin niteliği ancak 1978'te Stephen M. Larson ve John W. Fountain tarafından aydınlatılabildiği için bu uyduların keşfi bu dört gözlemcinin adı ile anılmaktadır.
  • 1980 yılındaki halka düzlemi geçişinde çapları 20–30 km. arasında değişen üç küçük uydu, Telesto, Calypso, ve Helene gözlendi.
  • 1979 yılında Pioneer 11, Kasım 1980'de Voyager 1, ve Ağustos 1981'de Voyager 2 uzay sondaları Satürn'ün yakınından geçtiler. Voyager 1 tarafından elde edilen görüntülerde 3 yeni Satürn uydusu bulundu. Voyager 2'nin gönderdiği fotoğrafların Mark Showalter tarafından sonradan değerlendirilmesiyle 1990'da en iç yörüngedeki uydu Pan bulundu.
  • 2000-2003 yılları arasında düzensiz yörüngeli13 küçük uydu daha yeryüzünden yapılan gözlemlerle saptandı.
  • 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Titan yüzeyine iniş yaptı. İniş sırasında atmosferin fiziksel ve kimyasal özellikleri üzerinde veriler topladı, görüntüler elde etti. Ancak bir programlama hatası nedeniyle elde edilen verilerin yarısı yeryüzüne aktarılamadan kaybedildi. Sondanın yüzeyle teması duyarlı ölçüm aygıtları ile değerlendirilerek yüzey yapısı hakkında bilgi edinilmeye çalışıldı. Uydu yüzeyinden görüntüler alındı. Bu veriler henüz değerlendirme aşamasındadır.

Cassini-Huygens programının ikinci bileşeni olan Cassini yörünge aracı Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı. 2004 yılında üç (Methone, Pallene, ve Polydeuces), 2005 yılında 1 yeni uydu buldu. Aracın 2004 yılı içinde çektiği fotoğraflarda varlığından kuşkulanılan 3 yeni uydu ise henüz doğrulanmadı. Bu sonda Phoebe, Titan, Japetus, ve Enceladus yakın geçişlerinde uyduların yüksek çözünürlüklü görüntülerini elde etti ve bilimsel gözlemler gerçekleştirdi. Elde edilen ilk bilgiler arasında Titan atmosferinin yapısı, bileşimi, hareketleri; uydu yüzeyinin radar gözlemleri ile elde edilen topografik özellikleri; Phoebe'nin yüzey ayrıntıları, iç yapısı ve büyük olasılıkla Kuiper kuşağı ile bağlantılanan geçmişi; Enceladus'un daha önceden bilinmeyen atmosferi ve çevresinde yüksek yoğunluklu toz parçacıklarının saptanması sayılabilir.

Cassini programının birincil aşamasının 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır.

  • Scott S. Sheppard, David C. Jewitt ve arkadaşlarının Hawaii Üniversitesi'ndeki çalışma grubu sistematik bir araştırma yürüterek 2004'te Satürn'ün 12 yeni uydusunu daha saptadılar. Bunlar, çapları birkaç kilometreyi geçmeyen ve günümüzün olanaklarıyla Yer'den yapılan gözlemlerle yakalanabilecek en küçük cisimleri oluşturmaktadırlar.

Yörünge hesaplamaları henüz kesinleşmediği için adlandırılmamış olan yeni uydular, geçici kodları ile bilinmektedirler.

Adlandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Huygens, Titan'ı keşfettiğinde ona bir ad vermemişti. Gezegenin bilinen tek uydusu olarak kaldığı sürece, 'Satürn'ün ayı' adıyla anıldı. Cassini kendi bulduğu dört uyduya kral XIV. Louis onuruna 'Louis'nin yıldızları' adını verdi, bu dönemde henüz adı olmayan Titan ise 'Huygens ayı' olarak bilindi. William Herschel'in bugün Mimas ve Enceladus olarak bilinen uyduları bulmasından yarım yüzyıl sonra oğlu John Herschel Satürn'ün tüm uydularının Yunan mitolojisi'nde Kronos'un (Roma mitolojisi'ndeki Satürn'ün eşdeğeri) kardeşleri olarak geçen Titan'ların adlarını taşımasını önerdi ve o tarihte bilinmekte olan yedi uyduya bugün taşıdıkları adları verdi. Bu gelenek, 1980'lerde Titan'ların soyundan gelenlerin adlarını da kapsayacak şekilde genişletilerek günümüze dek gelmiştir. 2000 yılından bu yana bulunan düzensiz uydulara ise bulundukları yörünge grubuna göre İnuit, İskandinav ve Galya mitolojisinde yer alan devlerin adları verilmektedir.

Satürn uydularının gözlenmesi[değiştir | kaynağı değiştir]

En büyük uydu Titan, 8. kadir derecesindeki parlaklığı ile çıplak gözle görülme sınırının altında kalır, ancak küçük bir dürbün ya da amatör teleskopla Satürn'ün yanında kolaylıkla görülür. Diğer büyük uyduların orta büyütmeli bir teleskopla görülmeleri mümkündür. Satürn'ün önemli uyduları tutulum düzlemine oldukça eğik olan Satürn ekvator düzleminde yol aldıkları için, Jüpiter uydularında gözlenen örtülme ve tutulma olayları, 30 yılda iki kez gerçekleşen Satürn ekvator düzlemi geçişleri dışında görülmez. Ancak gezegenin halkaları büyüm boyut ve parlaklıklarıyla özellikle iç yörüngelerdeki uyduların çoğunun gözlenmesini zorlaştırırlar. Bu nedenle ekvator düzlemi geçişleri uyduların rahatça izlenmesi için bir fırsat olarak kabul edilir.