Satürn

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Satürn (gezegen) sayfasından yönlendirildi)
Satürn
6 Ekim 2004'te Cassini uzay aracı tarafından 6,3 milyon km mesafeden fotoğraflanan doğal renkleriyle Satürn
Adlandırmalar
Adın kaynağı
Satürn
SıfatlarSaturnian, Cronian[1] / Kronian[2]
Sembol♄
Yörünge özellikleri[3]
Günöte1.514,50 milyon km
(10,1238 AB)
Günberi1.352,55 milyon km (9,0412 AB)
1.433,53 milyon km (9,5826 AB)
Dış merkezlik0,0565
378,09 gün
9,68 km/sn
317,020°[5]
Eğiklik
113,665°
339,392°[5]
Bilinen doğal uydusuResmi adlandırmalarla 146 ve ayrıca sayısız küçük uydu.[7][8]
Fiziksel özellikler[3]
−0,55[9] +1,17[9]
14,5″ - 20,1″ (halkalar hariç)
Ortalama yarıçap
58.232 km[a]
Ekvatoral yarıçap
  • 60.268 km[a]
  • 9,449 Dünya
Kutupsal yarıçap
  • 54.364 km[a]
  • 8,552 Dünya
Basıklık0,097 96
  • 4,27×1010 km2[10][a]
  • 83,703 Dünya
Hacim
  • 8,2713×1014 km3 [a]
  • 763,59 Dünya
Kütle
  • 5,6834×1026 kg
  • 95,159 Dünya
Ortalama yoğunluk
0,687 g/cm3[b] (sudan daha az)
  • 10,44 m/sn2[a]
  • 1,065 g
Atalet momenti faktörü
0,22[11]
35,5 km/sn[a]
10sa 33d 38s + 1d 52s- 1d 19s[12][13]
Ekvatoral dönme hızı
9,87 km/sn (35.500 km/sa)[a]
26,73° (yörüngeye göre)
Kuzey kutbu sağ açıklık
40,589°; 2sa 42d 21s
Kuzey kutbu dik açıklık
83,537°
Albedo
Yüzey sıcaklığı min. ort. maks.
1 bar 134 K (-139 °C; -218,2 °F)
0,1 bar 84 K (-189 °C; -308,2 °F)
Atmosfer[3]
Yüzey basıncı
140 kPa[16]
59,5 km
Bileşimlerihacme göre:
%96,3±%2,4 hidrojen (H2)
%3,25±%2,4 helyum (He)
%0,45±%0,2 metan (CH4)
%0,0125±%0,0075 amonyak (NH3)
%0,0110±%0,0058 hidrojen döyterür (HD)
%0,0007±%0,00015 etan (C2H6)
Buzlar:
  • amonyak (NH3)
  • su (H2O)
  • amonyum hidrosülfit (NH4SH)
  Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Satürn (eski Türkçede Sekentir(tiz),[17] Arapçada Zühal[18]), Güneş Sistemi'nin Güneş'e yakınlık sırasına göre 6. gezegenidir. Büyüklük açısından Jüpiter'den sonra ikinci sırada gelir. Adını Yunan mitolojisindeki Kronos'tan alır. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri: Merkür, Venüs, Mars ve Jüpiter) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.

Fiziksel özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0,69 olan bu değer, Yerküre'nin yoğunluğunun %12'si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn'e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoit görüntüsünü vermektedir. Yansıtılabilirlik derecesi (albedo) 0,47 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn'ün Güneş'ten aldığı enerjinin 3 kat fazlasını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K' den (-202 °C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178 °C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışır. Satürn'ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşça kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan ve daha sınırlı ölçüde Jüpiter'de de gözlenen bu olgu Satürn'ün yarattığı ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya yeterli değildir. Ek bir mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa çıkarması önerilmektedir.

İç yapı[değiştir | kaynağı değiştir]

Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Satürn ile Jüpiter ise adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayf ölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.

Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn'ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75-25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn'de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:

  • Satürn'ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir 'buz' ve 'kaya' tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur. Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir. Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır. Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10.000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn'ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir. Satürn‘ün merkezinde sıcaklığın 12.000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir.
  • Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Jüpiter'de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20.000 km'lik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır.
  • En dışta, gezegenin hacminin %90'ını oluşturan en az 30.000 km kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir.

Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir. Satürn atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter'e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süperakışkan şeklinde gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir. Bu olasılığın geçerli olması durumunda helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir. Bugün, metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın olarak kabul edilmektedir. Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn'ün ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu düşünülmektedir. Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir. Güçlü yerçekiminin ve akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya da askıda bulunabileceği varsayılabilir.

Atmosfer[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel bileşeni, bir gaz devi gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu’nun içeriğine benzer olarak, hidrojen gazıdır. Ancak, Jüpiter'in atmosferinden farklı olarak, helyum oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir. Bu olgunun, helyumun kütleçekimi etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan (CH4), %0,1 oranla su buharı (H2O) ve %0,01 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanır.

Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş söz konusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.

Satürn’ün daha zayıf çekim gücü nedeniyle, atmosferi gezegenin merkezinden uzaklık bakımından daha geniş bir alana yayılmıştır; derinlikle ısı ve basınç artışı Jüpiter’e oranla daha sınırlıdır. Bu nedenle, atmosferin alt sınırı olarak kabul edilebilecek fizik koşullara çok daha derinlerde ulaşılır. Aynı şekilde, atmosferin çeşitli yükseltilerinde görülen değişik bileşiklerin yoğunlaşmasından oluşmuş bulutlar Jüpiter’e oranla birbirinden daha aralıklı yer alırlar. En yüksek bulutlar, tropopoz düzeyinin yaklaşık 100 km altında amonyak, 200 km altında amonyum hidrosülfid ve 300 km altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.

Bulutlar ve atmosfer akımları[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter’dekine benzer ekvatora paralel bulut kuşakları Satürn atmosferinde de gözlenir; ancak kuşaklar arasındaki renk ve kontrast farkı aynı derecede çarpıcı değildir. Bu silik görünümün nedeni bulut katmanlarının daha geniş bir yükselti aralığına dağılmış ve kalın bir atmosfer kütlesi ile örtülmüş olmalarıdır. Birbirine komşu kuşaklarda bulutların zıt yönde ve büyük bir hızla ilerledikleri görülür. Kuşakların dağılım ve hareketleri kuzey ve güney yarımkürelerde Jüpiter’e oranla daha simetriktir. Batıdan doğuya doğru 1800 km/saat hızında kesintisiz bir akımın gözlendiği ekvator kuşağı, kuzey ve güney yönünde 35. enlem derecelerine kadar uzanarak gezegenin en büyük meteorolojik yapısını oluşturur.

Yeryüzünden yapılan gözlemlerde bazıları devasa boyutlara ulaşan 'beyaz leke'ler gözlenmiştir. Bu oluşumların, günler, bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür. Cassini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır.

Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşü[değiştir | kaynağı değiştir]

Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn'ün dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi, 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika 24 saniyedir ve Sistem II adını alır. Satürn'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 22,4 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyot Satürn'ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu, ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800 km/saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker. Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi gök bilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn'e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi. Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte, öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır. Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması, gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir.

Halkalar[değiştir | kaynağı değiştir]

Cassini uzay aracı tarafından çekilen bir Satürn fotoğrafı

Satürn'ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları, gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn'ü diğer gezegenlerden ayırt eden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970'lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir.

Morötesi ışık altında Satürn

Halkalar, ekvator düzleminde gezegenin merkezinden uzaklıkta 67.000 km ile 480.000 km arasında kalan alanı kaplamaktadır. Satürn'ün yarıçapı RS=60.250 km olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6.700 km uzaklıkta bulunduğu görülür. Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 RS yani 150.000 km olan Roche limitinin çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen çok sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır. Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır.

Manyetosfer[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu dipol, Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir. Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter'de olduğu gibi manyetik kutupları Yer'in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır. Bu dipolün yanı sıra, Satürn'ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.

Satürn, manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği, Satürn'ün Güneş'e dönük yüzünde 300–1000 km/saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen, karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ‘manyetik kuyruk‘ şeklinde devam eden, damla biçiminde bir hacmi kapsar. Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini uzay sondası tarafından Satürn'den Güneş doğrultusunda 3 milyon km uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır. Manyetopoz, Satürn'ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize atomlar, serbest elektronlar, yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur; ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter'dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn'ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır.

Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn'ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.

Doğal uydular[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn ve başlıca ayları (Dione, Tethys, Mimas, Enceladus, Rhea ve Titan; Iapetus gösterilmemiştir). Bu görüntü, Voyager 1 uzay aracı tarafından Kasım 1980'de çekilen fotoğraflardan oluşturuldu.

Satürn'ün 63'ü resmi olarak adlandırılmış 146 bilinen uydusu vardır.[7][8] Kısa bir aradan sonra, yeniden Güneş Sistemi'nin en fazla uyduya sahip gezegeni konumuna geldi. Ayrıca, Satürn'ün halkalarında gerçek uydu olarak kabul edilmeyen ve çapları 40–500 metre aralığında olan düzinelerce ila yüzlerce adet küçük uydu olduğuna dair kanıtlar vardır.[19] Satürn'ün en büyük uydusu olan Titan, halkalar da dahil olmak üzere Satürn'ün yörüngesindeki kütlenin %90'ından fazlasını oluşturur.[20] Satürn'ün ikinci en büyük uydusu Rhea'nın kendine özgü zayıf bir halka sistemi[21] ve belli belirsiz bir atmosfere sahip olduğu düşünülmektedir.[22][23][24]

Satürn'ün yeni ayının (beyaz nokta) olası başlangıcı (15 Nisan 2013'te Cassini tarafından çekilen görüntü)

Diğer uyduların çoğu küçüktür: 34'ünün çapı 10 km'den küçüktür ve diğer 14'ünün çapı 10 km arasındadır.[25] Geleneksel olarak, Satürn'ün uydularının çoğuna Yunan mitolojisindeki Titanların adı verilmiştir. Titan, Güneş Sistemi içinde karmaşık bir organik kimyanın oluştuğu büyük bir atmosfere[26][27] ve ayrıca hidrokarbon göllerine sahip tek uydudur.[28][29]

6 Haziran 2013'te Endülüs Astrofizik Enstitüsü (IAA-CSIC) bilim adamları Titan'ın üst atmosferinde yaşam için olası öncü, polisiklik aromatik hidrokarbonlar belirlendiğini bildirdi.[30] 23 Haziran 2014'te NASA, Titan atmosferindeki azot'un daha önceki zamanlarda Satürn'ü oluşturan malzemelerden değil kuyruklu yıldızlar ile ilişkili Oort bulutu'ndaki malzemelerden geldiğine dair güçlü kanıtlara sahip olduğunu iddia etti.[31]

Kimyasal yapı bakımından kuyruklu yıldızlara benzeyen Satürn'ün uydusu Enceladus,[32] genellikle mikrobiyal yaşam için bir potansiyel yaşam alanı olarak kabul edilmiştir.[33][34][35][36] Bu olasılığın kanıtı, Enceladus'tan dışarı atılan buzun çoğunun sıvı tuzlu suyun buharlaşmasından geldiğini gösteren "okyanus benzeri" bir bileşime sahip, tuz açısından zengin parçacıklar içermesidir.[37][38][39] 2015 yılında Cassini'nin Enceladus'taki bir bulut üzerinden geçişi metanojenez ile yaşayan yaşam formlarını sürdürmek için gereken bileşenlerin çoğunu buldu.[40]

Nisan 2014'te NASA bilim adamları, 15 Nisan 2013'te Cassini tarafından görüntülenen A Halkasında yeni bir uydunun olası başlangıcını bildirdiler.[41]

İlginçtir ki, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Uranüs ve Neptün en az bir adet Truva asteroidine sahipken, Güneş Sistemi'nin en büyük ikinci gezegeni olan Satürn, bilinen herhangi bir truva asteroidine sahip değildir. Truva asteroitleri, Güneş'in yörüngesi boyunca kütleçekimine kapıldıkları gezegene 60°'lik açılarla tutunan, gezegenin L4 ve L5 olarak adlandırılan kararlı Lagrange noktalarında dolanan küçük gezegenlerdir. Kayıp Satürn truvalarının nedeninin tutarsız rezonanslar da dahil olmak üzere yörüngesel rezonans mekanizmaları veya Jüpiter'den kaynaklanan yörüngesel bozulma kaynaklı olduğuna inanılmaktadır.[42]

Satürn araştırmalarının tarihçesi[değiştir | kaynağı değiştir]

Satürn, NASA
  • Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars ve Jüpiter ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
  • 1610 yılında Galileo Galilei kendi yaptığı teleskop yardımı ile gözlediği Satürn'ün küresel bir yapısı olduğunu fark etti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile 'kulak' olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları oldukları anlaşılacak oluşumları gördü.
  • 1655'te Hollandalı bilim insanı Christiaan Huygens Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ı keşfetti. Huygens 1659'da Galilei'nin görmüş olduğu oluşumun Satürn'ün halkası olduğunu açıkladı.
  • 1670'ler ve 1680'lerde Fransız-İtalyan gök bilimci Giovanni Domenico Cassini, halkalar içindeki Cassini bölümünü ve dört yeni uyduyu daha (iapetus, Rhea, Tethys, Dione)keşfetti.
  • 1789'da İngiliz gök bilimci Sir William Herschel Satürn'ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas, Enceladus) keşfetti.
  • 1837'de Alman gök bilimci Johann Franz Encke halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti.
  • 19.yüzyılın ikinci yarısında Édouard Roche, James Clerk Maxwell, Daniel Kirkwood halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler.
  • 1848'de William Lassell Hyperion'u, 1898'de William Henry Pickering Phoebe'yi keşfetti.
  • 1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi.
  • 1966'da Janus ve Epimetheus keşfedildi.

Pioneer 11 uzay aracı[değiştir | kaynağı değiştir]

1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 uzay sondası, Aralık 1974'te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979'da Satürn'ün 21.000 km yakınından geçti. Sınırlı teknik donanıma sahip olmasına karşın bu araç daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı.

  • Satürn'ün boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
  • Satürn'ün ve uydularının birçok fotoğrafı elde edildi. Gezegen ve halkaları ilk kez karanlık yüzlerinden gözlendi.
  • F halkası keşfedildi.

Voyager 1 ve 2 uzay araçları[değiştir | kaynağı değiştir]

1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn'ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.

  • Satürn atmosferindeki Helyum oranının Jüpiter'dekine göre az olduğu anlaşıldı.
  • Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi.
  • Satürn atmosferindeki bantlar, geçici oval yapılar gözlemlendi. 1800 km/saat hızına ulaşan büyük ölçekli atmosfer akımları saptandı.
  • Gezegenin karanlık yüzünden radyo dalgaları ile yapılan gözlemlerle atmosferin değişik düzeylerindeki sıcaklıklar ölçüldü.
  • Kutup ışıkları gözlendi. Bu arada, orta enlemlerde mor ötesi bantta kutup ışıklarına benzer, nedeni açıklanamayan ışınımlar saptandı.
  • Halkaların ayrıntılı yapısı gözlendi, sayılamayacak kadar çok miktarda küçük halkacıklardan oluştukları anlaşıldı. Yeryüzünden yapılan gözlemlerde sınırlı şekilde görülebilen D ve E halkalarının varlığı kanıtlandı, G halkası keşfedildi.
  • B halkasında 'araba tekerleklerinin çubuklarını' andıran ışınsal yoğunluk değişimleri gözlendi.
  • Satürn'ün 4 yeni uydusu keşfedildi. Bunlardan Pan'ın fark edilmesi, Voyager 2 uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti.

Cassini-Huygens programı[değiştir | kaynağı değiştir]

Cassini'den gözüken Güneş tutulması

Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs (2 kez), Yer ve Jüpiter yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Satürn'ün en büyük uydusu Titan üzerine iniş yaptı. Cassini yörünge aracı ise Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve çeşitli uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı.

  • Satürn'ün kendi etrafında dönüş hızı ile ilgili olarak 1997 yılında Fransız gözlemcilerin saptadığı ve daha önceki bilgilerle çelişen veriler doğrulandı ve gezegenin radyo kaynağının dönüş periyodu 10 saat 45 dakika 45 saniye olarak belirlendi.
  • Araç, yörünge giriş manevrasından önce Satürn halka düzlemini kuzeyden güneye doğru geçti. F ve G halkaları arasındaki boşluktan yapılan bu geçiş, boşluk olarak kabul edilen bölgedeki parçacıkların miktarı konusunda bilgi verdi.
  • Phoebe, Titan, İapetus ve Enceladus yakın geçişleri gerçekleştirilerek uyduların yüksek çözünürlüklü görüntüleri elde edildi ve bilimsel gözlemler gerçekleştirildi.
  • Huygens sondası, Titan yüzeyine iniş sırasında uydunun atmosferi ve yüzeyi hakkında veriler topladı ve görüntüler elde etti.
  • Satürn'ün 4 yeni uydusu keşfedildi.

Gözlem koşulları[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir dış gezegen olan Satürn, Güneş çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 12,5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle, sabit yıldızlar arasında çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Satürn daha sönük görülür. Sarımsı rengi ve 1. kadirden parlaklığı ile yılın büyük bir bölümünde kolaylıkla gözlenebilir. Halkaların konumuna bağlı olarak parlaklığı 30 yıllık dönemlerle -0,3 kadire ulaşabilir. Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Gezegenin 29,4 yıllık yörünge çevrimi içinde, Dünya iki kez Satürn'ün halkalarının düzleminden geçer, bu durumda halkalar görülemez. Kendi etrafındaki dönme hızının yüksekliği nedeniyle basık bir görünüme sahiptir. Satürn'ün uydularından sadece Titan küçük teleskoplar ile görülebilir....

Güneş Sistemi'nde Satürn'ün özel yeri[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı özellikleri, Satürn'ü eşsiz kılmaktadır:

  1. Basıklık oranı en yüksek gezegendir. Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür.
  2. En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir. Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır.
  3. Neptün'ün ardından güneş sistemindeki ikinci en hızlı rüzgarlara sahiptir. Ekvator çevresinde gözlenen batı rüzgarlarının hızı saatte 1800 km'yi bulur.[43]
  4. Yağmur ancak bin yılda bir metan sağanağı şeklinde yağar.
Satürn gezegeni, uyduları ve halkalarından oluşan "Satürn sistemi"

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b c d e f g h 1 bar atmosferik basınç seviyesini ifade eder
  2. ^ 1 bar atmosferik basınç seviyesindeki hacme göre

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "Enabling Exploration with Small Radioisotope Power Systems" (PDF). NASA. Eylül 2004. 22 Aralık 2016 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ocak 2016. 
  2. ^ Müller vd. (2010) "Azimuthal plasma flow in the Kronian magnetosphere," Journal of Geophysical Research 115, A08203
  3. ^ a b c Williams, David R. (23 Aralık 2016). "Saturn Fact Sheet". NASA. 17 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Ekim 2017. 
  4. ^ Seligman, Courtney. "Rotation Period and Day Length". 28 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2009. 
  5. ^ a b c d Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (Şubat 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets". Astronomy and Astrophysics. 282 (2). ss. 663-683. Bibcode:1994A&A...282..663S. 
  6. ^ "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 3 Nisan 2009. 20 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2009. 
  7. ^ a b "Solar System Dynamics – Planetary Satellite Discovery Circumstances". NASA. 9 Mart 2015. 14 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2016. 
  8. ^ a b "Saturn now leads moon race with 62 newly discovered moons". UBC Science. University of British Columbia. 11 Mayıs 2023. 18 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2023. 
  9. ^ a b Mallama, A.; Hilton, J.L. (2018). "Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing. Cilt 25. ss. 10-24. arXiv:1808.01973 $2. Bibcode:2018A&C....25...10M. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002. 
  10. ^ "NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures". Solarsystem.nasa.gov. 22 Mart 2011. 2 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ağustos 2011. 
  11. ^ Fortney, J.J.; Helled, R.; Nettlemann, N.; Stevenson, D.J.; Marley, M.S.; Hubbard, W.B.; Iess, L. (6 Aralık 2018). "The Interior of Saturn". Baines, K.H.; Flasar, F.M.; Krupp, N.; Stallard, T. (Ed.). Saturn in the 21st Century. Cambridge University Press. ss. 44-68. ISBN 978-1-108-68393-7. 
  12. ^ McCartney, Gretchen; Wendel, JoAnna (18 Ocak 2019). "Scientists Finally Know What Time It Is on Saturn". NASA. 29 Ağustos 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Ocak 2019. 
  13. ^ Mankovich, Christopher (17 Ocak 2019). "Cassini Ring Seismology as a Probe of Saturn's Interior. I. Rigid Rotation". The Astrophysical Journal. 871 (1). s. 1. arXiv:1805.10286 $2. doi:10.3847/1538-4357/aaf798. 
  14. ^ Hanel, R.A. (1983). "Albedo, internal heat flux, and energy balance of Saturn". Icarus. 53 (2). ss. 262-285. Bibcode:1983Icar...53..262H. doi:10.1016/0019-1035(83)90147-1. 
  15. ^ Mallama, Anthony; Krobusek, Bruce; Pavlov, Hristo (2017). "Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine". Icarus. Cilt 282. ss. 19-33. arXiv:1609.05048 $2. Bibcode:2017Icar..282...19M. doi:10.1016/j.icarus.2016.09.023. 
  16. ^ Knecht, Robin (24 Ekim 2005). "On The Atmospheres Of Different Planets" (PDF). 14 Ekim 2017 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ekim 2017. 
  17. ^ "Osman Kabadayı, Eski Türkçe Gök Bilimi (Astronomi) Terimleri". 1 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mayıs 2022. 
  18. ^ TDK Büyük Türkçe Sözlük http://tdkterim.gov.tr/bts/ 28 Mart 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
  19. ^ Tiscareno, Matthew (17 Temmuz 2013). "The population of propellers in Saturn's A Ring". The Astronomical Journal. 135 (3): 1083-1091. arXiv:0710.4547 $2. Bibcode:2008AJ....135.1083T. doi:10.1088/0004-6256/135/3/1083. 
  20. ^ Brunier, Serge (2005). Solar System Voyage. Cambridge University Press. s. 164. ISBN 978-0-521-80724-1. 
  21. ^ Jones, G. H.; Roussos, E.; Krupp, N.; Beckmann, U.; Coates, A. J.; Crary, F.; Dandouras, I.; Dikarev, V.; Dougherty, M. K. (7 Mart 2008). "The Dust Halo of Saturn's Largest Icy Moon, Rhea" (PDF). Science. 319 (5868). ss. 1380-1384. Bibcode:2008Sci...319.1380J. doi:10.1126/science.1151524. PMID 18323452. 8 Mart 2018 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  22. ^ Atkinson, Nancy (26 Kasım 2010). "Tenuous Oxygen Atmosphere Found Around Saturn's Moon Rhea". Universe Today. 25 Eylül 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Temmuz 2011. 
  23. ^ NASA (30 Kasım 2010). "Thin air: Oxygen atmosphere found on Saturn's moon Rhea". ScienceDaily. 8 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2011. 
  24. ^ Ryan, Clare (26 Kasım 2010). "Cassini reveals oxygen atmosphere of Saturn′s moon Rhea". UCL Mullard Space Science Laboratory. 16 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2011. 
  25. ^ "Saturn's Known Satellites". Department of Terrestrial Magnetism. 26 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Haziran 2010. 
  26. ^ "Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill Titan Lakes". ScienceDaily. 30 Ocak 2009. 9 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
  27. ^ "Voyager – Titan". NASA Jet Propulsion Laboratory. 18 Ekim 2010. 26 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
  28. ^ "Evidence of hydrocarbon lakes on Titan". NBC News. Associated Press. 25 Temmuz 2006. 24 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
  29. ^ "Hydrocarbon lake finally confirmed on Titan". Cosmos Magazine. 31 Temmuz 2008. 1 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
  30. ^ López-Puertas, Manuel (6 Haziran 2013). "PAH's in Titan's Upper Atmosphere". CSIC. 22 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Haziran 2013. 
  31. ^ Dyches, Preston; Clavin, Clavin (23 Haziran 2014). "Titan's Building Blocks Might Pre-date Saturn". NASA. 9 Eylül 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Haziran 2014. 
  32. ^ Battersby, Stephen (26 Mart 2008). "Saturn's moon Enceladus surprisingly comet-like". New Scientist. 30 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Nisan 2015. 
  33. ^ NASA (21 Nisan 2008). "Could There Be Life On Saturn's Moon Enceladus?". ScienceDaily. 9 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
  34. ^ Madrigal, Alexis (24 Haziran 2009). "Hunt for Life on Saturnian Moon Heats Up". Wired Science. 4 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
  35. ^ Spotts, Peter N. (28 Eylül 2005). "Life beyond Earth? Potential solar system sites pop up". USA Today. 26 Temmuz 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2011. 
  36. ^ Pili, Unofre (9 Eylül 2009). "Enceladus: Saturn′s Moon, Has Liquid Ocean of Water". Scienceray. 7 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2011. 
  37. ^ "Strongest evidence yet indicates Enceladus hiding saltwater ocean". Physorg. 22 Haziran 2011. 19 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
  38. ^ Kaufman, Marc (22 Haziran 2011). "Saturn′s moon Enceladus shows evidence of an ocean beneath its surface". The Washington Post. 12 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
  39. ^ Greicius, Tony; Dunbar, Brian (22 Haziran 2011). "Cassini Captures Ocean-Like Spray at Saturn Moon". NASA. 14 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Eylül 2011. 
  40. ^ Chou, Felicia; Dyches, Preston; Weaver, Donna; Villard, Ray (13 Nisan 2017). "NASA Missions Provide New Insights into 'Ocean Worlds' in Our Solar System". NASA. 20 Nisan 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Nisan 2017. 
  41. ^ Platt, Jane; Brown, Dwayne (14 Nisan 2014). "NASA Cassini Images May Reveal Birth of a Saturn Moon". NASA. 10 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Nisan 2014. 
  42. ^ Hou, X. Y.; Scheeres, D. J.; Liu, L. (8 Kasım 2013). "Saturn Trojans: a dynamical point of view". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (2): 1420-1433. doi:10.1093/mnras/stt1974. ISSN 1365-2966. 2 Şubat 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2023. 
  43. ^ "The Planets ('Giants')". Discovery Science. 8 Haziran 2004. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]