Satürn'ün doğal uyduları

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Satürn sisteminin fotoğrafik bir montajı.

Satürnün bilinen 82 doğal uydusu vardır.[1] Uluslararası Astronomi 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.

Satürn'ün doğal uyduları[değiştir | kaynağı değiştir]

Sıra IAU
Tanımlaması
[not 1]
Adı Çapı (km) Yörünge
periyodu
(gün)[not 2]
Keşif yılı Koumu Görüntüsü
1 S/2009 S 1 ≈ 0,3 +0,47 2009 Dış B halkası
PIA11665 moonlet in B Ring cropped.jpg
2 XVIII Pan 28,2 ± 2,6 +0,575 1990 Encke bölümü
Pan by Cassini, March 2017.jpg
3 XXXV Daphnis 7,6 ± 1,6 +0,594 2005 Keeler boşluğu
PIA21056cropsharpen.jpg
4 XV Atlas 30,2 ± 1,8 +0,601 1980 Dış A halkası (Çoban)
Atlas 2017-04-12 raw preview.jpg
5 XVI Promotheus 86,2 ± 5,4 +0,612 1980 İç F halkası (Çoban)
Prometheus 12-26-09b.jpg
6 XVII Pandora 81,4 ± 3,0 +0,628 1980 Dış F halkası (Çoban)
Pandora PIA07632.jpg
7a XI Epimetheus 116,2 ± 3,6 +0,694 1977 Janus ile eş yörüngeli
Epimetheus.jpg
7b X Janus 179 ± 2,8 +0,694 1966 Epimetheus ile eş yörüngeli
PIA12714 Janus crop.jpg
9 LIII Aegaeon 0,5 +0,808 2008 G halkası (halkanın kaynağı)
N1643264379 1.jpg
10 I Mimas 396,4 ± 0,8 +0,942 1789 İç büyük
Mimas moon.jpg
11 XXXII Methone 3,2 ± 1,2 +1,009 2004 Alkyonid
Methone PIA14633.jpg
12 XLIX Anthe 1,8 +1,050 2007 Alkyonid
Anthe N1832831075 1.jpg
13 XXXIII Pallene 5 ± 1,2 +1,153 2004 Alkyonid
Pallene N1665945513 1.jpg
14 II Enceladus 504,2 ± 0,4 +1,370 1789 İç büyük (E hlkasının kaynağı)
Enceladus.jpg
15 III Tethys 1.062 ± 1,2 +1,887 1684 İç büyük
Tethys moon (large).jpg
15a XIII Telesto 24,8 ± 0,8 +1,887 1980 Trojan (Tethys)
Telesto cassini closeup.jpg
15b XIV Calypso 21,4 ± 1,4 +1,887 1980 Trojan (Tethys)
N00151485 Calypso crop.jpg
18 IV Dione 1.122, ± 0,8 +2,736 1684 İç büyük
Dione (Mond) (7066356).jpg
18a XII Helene 35,2 ± 0,8 +2,736 1980 Trojan (Dione)
PIA 10544 Helene.jpg
18b XXXIV Polydecues 2,6 ± 0,8 +2,736 2004 Trojan (Dione)
Polydeuces.jpg
21 V Rhea 1.527 ± 1,2 +4,518 1672 Dış büyük
Rhea hi-res PIA07763.jpg
22 VI Titan 5.149 ± 0,18 +15,945 1655 Dış büyük
Imagen de Titán por el Voyager 1.jpg
23 VII Hyperion 270 ± 8 +21,276 1848 Dış büyük
Hyperion in natural colours.jpg
24 VIII İapetus 1.468,6 ± 5,6 +79,321 1671 Dış büyük
Iapetus as seen by the Cassini probe - 20071008.jpg
25 XXIV Kiviuq 16 +448,16 2000 İnuit
26 XXII İjiraq 12 +451,77 2000 İnuit
Tarvos discovery.gif
27 IX Phoebe 213 ± 1,4 -545,09 1899 Norse
Phoebe cassini.jpg
28 XX Paaliaq 22 +692,98 2000 İnuit
Paaliaq.jpg
29 XXVII Skathi 8 -732,52 2000 Norse
30 S/2004 S 37 4 -748,18 2019 Norse
31 S/2007 S 2 4 -759,71 2007 Norse
32 XXVI Albiorix 32 +774,58 2000 Gallic
33 S/2004 S29 4 +826,44 2019 İnuit
34 XXXVII Bebhionn 6 +838,77 2004 Gallic
35 XXVII Erriappus 10 +844,89 2000 Gallic
36 XLVII Skoll 6 -862,37 2006 Norse
37 S/2004 S 31 4 +869,65 2019 İnuit
38 XXIX Siarnaq 40 +884,88 2000 İnuit
39 LII Tarqeq 7 +894,86 2007 İnuit
40 S/2004 S 13 6 -905,85 2004 Norse
41 LI Greip 6 -906,56 2006 Norse
42 XLIV Hykorrin 8 -914,29 2006 Norse
43 L Jarnsaka 6 -943,78 2006 Norse
44 XXI Tarvos 15 +944,23 2000 Gallic
45 S/2006 S 1 6 -949,63 2006 Norse
46 XXV Mundilfari 7 -956,70 2000 Norse
47 (kayıp) S/2004 S 17 4 -985,45 2004 Norse
48 XXXVIII Bergelmir 6 -985,83 2004 Norse
49 XXXI Narvi 7 -1.008,45 2003 Norse
Narvi.jpg
50 S/2004 S 20 3 -1.010,55 2019 Norse
51 XXIII Suttungr 7 -1.022,82 2000 Norse
52 XLIII Hati 6 -1.033,05 2004 Norse
53 (kayıp) S/2004 S 12 5 -1048,54 2004 Norse
54 S/2004 S 27 6 -1045,45 2019 Norse
55 XL Farbauti 5 -1.054,78 2004 Norse
56 XXX Thrymr 7 -1.078,09 2000 Norse
57 S/2004 S 30 3 -1.087,84 2019 Norse
58 XXXVI Aegir 6 -1094,46 2004 Norse
59 (kayıp) S/2007 S 3 5 ≈-1.100 2007 Norse
60 XXXIX Bestla 7 -1.101,45 2004 Norse
61 (kayıp) S/2004 S 7 6 -1.101,99 2004 Norse
62 S/2004 S 22 3 -1.107,13 2019 Norse
63 S/2004 S 23 4 -1.149,82 2019 Norse
64 S/2004 S 25 4 -1.150,69 2019 Norse
65 S/2004 S 32 4 -1.153,96 2019 Norse
66 S/2006 S 3 6 -1.161,65 2006 Norse
67 S/2004 S 38 4 -1.211,24 2019 Norse
68 XLI Fenrir 4 -1.212,53 2004 Norse
69 S/2004 S 28 4 -1.220,31 2019 Norse
70 XLVIII Surtur 6 -1.242,36 2006 Norse
71 XLV Kari 7 -1.245,06 2006 Norse
72 S/2004 S 35 6 -1.253,08 2019 Norse
73 XIX Ymir 18 -1.254,15 2000 Norse
74 S/2004 S 21 3 -1.272,61 2019 Norse
75 S/2004 S 24 3 +1.294,25 2019 Bilinen tek aynı yönde dolanan dış uydu (Gallic?)
76 XLVI Loge 6 -1.300,95 2006 Norse
77 S/2004 S 36 3 -1.319,07 2019 Norse
78 S/2004 S 39 3 -1.351,83 2019 Norse
79 S/2004 S 33 4 -1.403,18 2019 Norse
80 S/2004 S 34 3 -1.414,59 2019 Norse
81 XLII Fornjot 4 -1.432,16 2004 Norse
82 S/2004 S 26 4 -1.627,18 2019 Norse

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 'Truvalı uydu' bulunur: Telesto ve Calypso. Aynı şekilde Dione ile aynı yörüngeyi paylaşan Truvalı 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 periyotları 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 periyotlarının dolanma periyotları 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 nispeten 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 Hollandalı 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.

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Doğrulanan bir uyduya IAU tarafından roma rakamlarından oluşan bir tanımlama atanır. 1900lerden önce keşfedilen uydular Satürn'den uzaklıklarına göre, diğerleri kalıcı tanımlama aldıkları tarihe göre sıralı olarak numaralandırılmıştır.
  2. ^ Pozitif işaret gezegenle aynı yönde, negatif işaret gezegene göre ters yönde dolanımı ifade etmektedir.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Sheppard, Scott S. "The Giant Planet Satellite and Moon Page". Departament of Terrestrial Magnetism at Carniege Institution for science. 22 Eylül 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Ağustos 2008.