Nixie
12 August 2009, 09:17
Satürn Güneş Sisteminin ([Only Registered Users Can See Links]) güneşten yakınlık sırasına göre 6. gezegenidir ([Only Registered Users Can See Links]). Türkçesi Sekendizdir. Büyüklük açısından Jüpiter ([Only Registered Users Can See Links](gezegen))'den sonra ikinci sırada gelir. Adını Roma'nın tarım tanrısı Saturnus ([Only Registered Users Can See Links])'tan alır. Arapça kökenli Zühal adı Türkçe'de giderek daha az kullanılmaktadır. Sekendiz olarak da bilinir. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri, Merkür ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), Venüs ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), Mars ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), ve Jüpiter ([Only Registered Users Can See Links](gezegen))) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Büyük ölçüde hidrojen ([Only Registered Users Can See Links]) ve helyumdan ([Only Registered Users Can See Links]) oluşmakta ve gaz devleri ([Only Registered Users Can See Links]) sınıfına girmektedir.
Fiziksel özellikler
Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır. Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0.69 olan bu değer, Yerküre ([Only Registered Users Can See Links])'nin yoğunluğunun % 12'si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn'e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid ([Only Registered Users Can See Links]) görüntüsünü vermektedir. Beyazlık ([Only Registered Users Can See Links](g%C3%B6kbilim)&action=edit&redlink=1) derecesi (albedo ([Only Registered Users Can See Links])) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir kara cisim ([Only Registered Users Can See Links]) gibi ışır. Satürn'ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması ([Only Registered Users Can See Links]) 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
Gaz devleri ([Only Registered Users Can See Links]), içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) ve Neptün ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler ([Only Registered Users Can See Links]) grubundadır. Satürn ise Jüpiter ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) ile birlikte, adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler ([Only Registered Users Can See Links]) grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş ([Only Registered Users Can See Links])'i ve benzer yıldızları ([Only Registered Users Can See Links]) 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 tayfölçümsel 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 ([Only Registered Users Can See Links]) ve helyumun ([Only Registered Users Can See Links]) oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75-25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir 'buz' ve 'kaya' tabakasından oluşan bir çekirdek ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) oluşmuş manto ([Only Registered Users Can See Links]) tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links])(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 ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) (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
GazOranHidrojen
H2<0.94Helyum
He<0.06Metan
CH40.002Su
H2O0.001Amonyak
NH30.0001Etan
C2H65x10-6Hidrojen sülfid
H2S1x10-6Hidrojen fosfür
PH31x10-6Asetilen
C2H21x10-7
Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer ([Only Registered Users Can See Links]) tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel bileşeni, bir gaz devi ([Only Registered Users Can See Links]) gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu ([Only Registered Users Can See Links])’nun içeriğine benzer olarak, hidrojen ([Only Registered Users Can See Links]) gazıdır. Ancak, Jüpiter'in atmosferinden ([Only Registered Users Can See Links]) farklı olarak, helyum ([Only Registered Users Can See Links]) oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir.Bu olgunun, helyumun kütleçekimi ([Only Registered Users Can See Links]) etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan ([Only Registered Users Can See Links]) (CH4), %0,1 oranla su buharı ([Only Registered Users Can See Links]) (H2O), ve %0,01 oranla amonyak ([Only Registered Users Can See Links]) (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 sözkonusudur. 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 ([Only Registered Users Can See Links]) düzeyinin yaklaşık 100 km. altında amonyak ([Only Registered Users Can See Links]), 200 km. altında amonyum hidrosülfid ([Only Registered Users Can See Links]) ve 300 km. altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.
Bulutlar ve atmosfer akımları [
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 ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır.
Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşü
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 ([Only Registered Users Can See Links]) ve radyo ([Only Registered Users Can See Links]) 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 periyod 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 ([Only Registered Users Can See Links]) ve Voyager 2 ([Only Registered Users Can See Links]) uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi ([Only Registered Users Can See Links]) gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) 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
[Only Registered Users Can See Links] ([Only Registered Users Can See Links](2004-10-06).jpg) [Only Registered Users Can See Links] ([Only Registered Users Can See Links](2004-10-06).jpg)
Cassini uzay aracı tarafından çekilen bir Satürn fotoğrafı
Satürn'ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları ([Only Registered Users Can See Links]), gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn'ü diğer gezegenlerden ayırdeden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970'lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir.
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 ([Only Registered Users Can See Links]) çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen büyük sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının ([Only Registered Users Can See Links]) çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ]
Satürn güçlü bir manyetik alana ahiptir. Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu ([Only Registered Users Can See Links]), 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 çift kutuplunun yanı sıra, Satürn'ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.
Satürn, manyetik alanının Güneş rüzgarı ([Only Registered Users Can See Links]) ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer ([Only Registered Users Can See Links]) oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) uzay sondası tarafından Satürn'den Güneş doğrultusunda 3 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz ([Only Registered Users Can See Links]) yer alır. Manyetopoz, Satürn'ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize ([Only Registered Users Can See Links]) atomlar ([Only Registered Users Can See Links]), serbest elektronlar ([Only Registered Users Can See Links]), yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma ([Only Registered Users Can See Links]) bulunur, ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter'dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn'ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo ([Only Registered Users Can See Links]) benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları ([Only Registered Users Can See Links]) tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır.
Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları ([Only Registered Users Can See Links]) benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn'ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ([Only Registered Users Can See Links]) ortaya çıkmasına neden olurlar.
Uydular
Satürn'ün resmi olarak ad verilmiş 34 uydusu vardır. 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005'te Uluslararası Gökbilim Birliği ([Only Registered Users Can See Links])'nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005' te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 56'ye ulaşmaktadır. Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır. Satürn'ün uydularının listesi, Satürn'ün doğal uyduları ([Only Registered Users Can See Links]) makalesinde yer almaktadır
Ayrıca 2004 yılında satürne gönderilen uzay aracı cassini satürn etrafındaki uyduları tespit etmiş ve 2 önemli uydusuna S/2004 S1 DİĞERNE İSE S/2004 S2 adını vemiştir.
Satürn araştırmalarının tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay ([Only Registered Users Can See Links](uydu)), Güneş ([Only Registered Users Can See Links]), Merkür ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), Venüs ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), Mars ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), ve Jüpiter ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) kendi yaptığı teleskop ([Only Registered Users Can See Links]) yardımı ile gözlediği Satürn'ün küresel bir yapısı olduğunu farketti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile 'kulak' olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları ([Only Registered Users Can See Links]) oldukları anlaşılacak oluşumları gördü.
1655'te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens ([Only Registered Users Can See Links]) Satürn'ün en büyük uydusu Titan ([Only Registered Users Can See Links](uydu))'ı keşfetti. Huygens 1659'da Galilei'nin görmüş olduğu oluşumun Satürn'ün halkası olduğunu açıkladı.
1670'ler ve 1680'lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini ([Only Registered Users Can See Links]), halkalar içindeki Cassini bölümünü ([Only Registered Users Can See Links]) ve dört yeni uyduyu daha (Japetus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1), Rhea ([Only Registered Users Can See Links](uydu)), Tethys ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1), Dione ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1))keşfetti.
1789'da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel ([Only Registered Users Can See Links]) Satürn'ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas ([Only Registered Users Can See Links](uydu)), Enceladus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)))keşfetti.
1837'de Alman gökbilimci Johann Encke ([Only Registered Users Can See Links]) halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti.
19.cu yüzyılın ikinci yarısında Edouard Roche ([Only Registered Users Can See Links]), James Clerk Maxwell ([Only Registered Users Can See Links]), Daniel Kirkwood ([Only Registered Users Can See Links]) halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler.
1848'de William Lassell ([Only Registered Users Can See Links]) Hyperion ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1)'u, 1898'de William Henry Pickering ([Only Registered Users Can See Links]) Phoebe ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1)'yi keşfetti.
1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi.
1966'da Janus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1) ve Epimetheus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1) keşfedildi.
Pioneer 11 uzay aracı
1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 ([Only Registered Users Can See Links]) uzay sondası, Aralık 1974'te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979'ta 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
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ([Only Registered Users Can See Links]) ve Voyager 2 ([Only Registered Users Can See Links]) uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn'ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
Satürn atmosferindeki Helyum ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) gözlendi. Bu arada, orta enlemlerde mor ötesi ([Only Registered Users Can See Links]) 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 farkedilmesi, Voyager 2 ([Only Registered Users Can See Links]) uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti.
Cassini-Huygens programı
[Only Registered Users Can See Links] ([Only Registered Users Can See Links]) [Only Registered Users Can See Links] ([Only Registered Users Can See Links])
Cassini'den gözüken Güneş tutulması
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens ([Only Registered Users Can See Links]) uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) (2 kez), Yer ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) ve Jüpiter ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Satürn'ün en büyük uydusu Titan ([Only Registered Users Can See Links](uydu)) üzerine iniş yaptı. Cassini ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) 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 ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1), Titan ([Only Registered Users Can See Links](uydu)), Japetus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1), ve Enceladus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)) 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.
Programın 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır.
Gözlem koşulları
Bir dış gezegen ([Only Registered Users Can See Links]) olan Satürn, Güneş ([Only Registered Users Can See Links]) çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 12.5 ay olan kavuşum ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links](g%C3%B6kbilim)) 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
Bazı özellikleri, Satürn'ü eşsiz kılmaktadır:
Basıklık oranı en yüksek gezegendir. Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür.
En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir. Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır.
Üzerinde en hızlı rüzgarların estiği gezegendir. Ekvator çevresinde gözlenen sürekli batı rüzgarlarının hızı 1800 km./saati bulur.
Yağmur ancak bin yılda bir metan sağanağı şeklinde yağar
Fiziksel özellikler
Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır. Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0.69 olan bu değer, Yerküre ([Only Registered Users Can See Links])'nin yoğunluğunun % 12'si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn'e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid ([Only Registered Users Can See Links]) görüntüsünü vermektedir. Beyazlık ([Only Registered Users Can See Links](g%C3%B6kbilim)&action=edit&redlink=1) derecesi (albedo ([Only Registered Users Can See Links])) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir kara cisim ([Only Registered Users Can See Links]) gibi ışır. Satürn'ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaşca kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması ([Only Registered Users Can See Links]) 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
Gaz devleri ([Only Registered Users Can See Links]), içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) ve Neptün ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler ([Only Registered Users Can See Links]) grubundadır. Satürn ise Jüpiter ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) ile birlikte, adını yine Jüpiter'den alan Jovian gezegenler ([Only Registered Users Can See Links]) grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş ([Only Registered Users Can See Links])'i ve benzer yıldızları ([Only Registered Users Can See Links]) 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 tayfölçümsel 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 ([Only Registered Users Can See Links]) ve helyumun ([Only Registered Users Can See Links]) oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75-25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir 'buz' ve 'kaya' tabakasından oluşan bir çekirdek ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) oluşmuş manto ([Only Registered Users Can See Links]) tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links])(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 ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) (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
GazOranHidrojen
H2<0.94Helyum
He<0.06Metan
CH40.002Su
H2O0.001Amonyak
NH30.0001Etan
C2H65x10-6Hidrojen sülfid
H2S1x10-6Hidrojen fosfür
PH31x10-6Asetilen
C2H21x10-7
Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer ([Only Registered Users Can See Links]) tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel bileşeni, bir gaz devi ([Only Registered Users Can See Links]) gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu ([Only Registered Users Can See Links])’nun içeriğine benzer olarak, hidrojen ([Only Registered Users Can See Links]) gazıdır. Ancak, Jüpiter'in atmosferinden ([Only Registered Users Can See Links]) farklı olarak, helyum ([Only Registered Users Can See Links]) oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir.Bu olgunun, helyumun kütleçekimi ([Only Registered Users Can See Links]) etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan ([Only Registered Users Can See Links]) (CH4), %0,1 oranla su buharı ([Only Registered Users Can See Links]) (H2O), ve %0,01 oranla amonyak ([Only Registered Users Can See Links]) (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 sözkonusudur. 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 ([Only Registered Users Can See Links]) düzeyinin yaklaşık 100 km. altında amonyak ([Only Registered Users Can See Links]), 200 km. altında amonyum hidrosülfid ([Only Registered Users Can See Links]) ve 300 km. altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.
Bulutlar ve atmosfer akımları [
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 ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır.
Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşü
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 ([Only Registered Users Can See Links]) ve radyo ([Only Registered Users Can See Links]) 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 periyod 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 ([Only Registered Users Can See Links]) ve Voyager 2 ([Only Registered Users Can See Links]) uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi ([Only Registered Users Can See Links]) gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) 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
[Only Registered Users Can See Links] ([Only Registered Users Can See Links](2004-10-06).jpg) [Only Registered Users Can See Links] ([Only Registered Users Can See Links](2004-10-06).jpg)
Cassini uzay aracı tarafından çekilen bir Satürn fotoğrafı
Satürn'ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları ([Only Registered Users Can See Links]), gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn'ü diğer gezegenlerden ayırdeden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970'lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir.
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 ([Only Registered Users Can See Links]) çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen büyük sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının ([Only Registered Users Can See Links]) çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ]
Satürn güçlü bir manyetik alana ahiptir. Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu ([Only Registered Users Can See Links]), 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 çift kutuplunun yanı sıra, Satürn'ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.
Satürn, manyetik alanının Güneş rüzgarı ([Only Registered Users Can See Links]) ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer ([Only Registered Users Can See Links]) oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) uzay sondası tarafından Satürn'den Güneş doğrultusunda 3 milyon km. uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz ([Only Registered Users Can See Links]) yer alır. Manyetopoz, Satürn'ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize ([Only Registered Users Can See Links]) atomlar ([Only Registered Users Can See Links]), serbest elektronlar ([Only Registered Users Can See Links]), yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma ([Only Registered Users Can See Links]) bulunur, ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter'dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn'ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo ([Only Registered Users Can See Links]) benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları ([Only Registered Users Can See Links]) tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır.
Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları ([Only Registered Users Can See Links]) benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn'ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ([Only Registered Users Can See Links]) ortaya çıkmasına neden olurlar.
Uydular
Satürn'ün resmi olarak ad verilmiş 34 uydusu vardır. 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005'te Uluslararası Gökbilim Birliği ([Only Registered Users Can See Links])'nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005' te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 56'ye ulaşmaktadır. Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır. Satürn'ün uydularının listesi, Satürn'ün doğal uyduları ([Only Registered Users Can See Links]) makalesinde yer almaktadır
Ayrıca 2004 yılında satürne gönderilen uzay aracı cassini satürn etrafındaki uyduları tespit etmiş ve 2 önemli uydusuna S/2004 S1 DİĞERNE İSE S/2004 S2 adını vemiştir.
Satürn araştırmalarının tarihçesi
Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay ([Only Registered Users Can See Links](uydu)), Güneş ([Only Registered Users Can See Links]), Merkür ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), Venüs ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), Mars ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)), ve Jüpiter ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) kendi yaptığı teleskop ([Only Registered Users Can See Links]) yardımı ile gözlediği Satürn'ün küresel bir yapısı olduğunu farketti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile 'kulak' olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları ([Only Registered Users Can See Links]) oldukları anlaşılacak oluşumları gördü.
1655'te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens ([Only Registered Users Can See Links]) Satürn'ün en büyük uydusu Titan ([Only Registered Users Can See Links](uydu))'ı keşfetti. Huygens 1659'da Galilei'nin görmüş olduğu oluşumun Satürn'ün halkası olduğunu açıkladı.
1670'ler ve 1680'lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini ([Only Registered Users Can See Links]), halkalar içindeki Cassini bölümünü ([Only Registered Users Can See Links]) ve dört yeni uyduyu daha (Japetus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1), Rhea ([Only Registered Users Can See Links](uydu)), Tethys ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1), Dione ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1))keşfetti.
1789'da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel ([Only Registered Users Can See Links]) Satürn'ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas ([Only Registered Users Can See Links](uydu)), Enceladus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)))keşfetti.
1837'de Alman gökbilimci Johann Encke ([Only Registered Users Can See Links]) halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti.
19.cu yüzyılın ikinci yarısında Edouard Roche ([Only Registered Users Can See Links]), James Clerk Maxwell ([Only Registered Users Can See Links]), Daniel Kirkwood ([Only Registered Users Can See Links]) halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler.
1848'de William Lassell ([Only Registered Users Can See Links]) Hyperion ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1)'u, 1898'de William Henry Pickering ([Only Registered Users Can See Links]) Phoebe ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1)'yi keşfetti.
1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi.
1966'da Janus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1) ve Epimetheus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1) keşfedildi.
Pioneer 11 uzay aracı
1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 ([Only Registered Users Can See Links]) uzay sondası, Aralık 1974'te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979'ta 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
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ([Only Registered Users Can See Links]) ve Voyager 2 ([Only Registered Users Can See Links]) uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn'ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
Satürn atmosferindeki Helyum ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links]) gözlendi. Bu arada, orta enlemlerde mor ötesi ([Only Registered Users Can See Links]) 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 farkedilmesi, Voyager 2 ([Only Registered Users Can See Links]) uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti.
Cassini-Huygens programı
[Only Registered Users Can See Links] ([Only Registered Users Can See Links]) [Only Registered Users Can See Links] ([Only Registered Users Can See Links])
Cassini'den gözüken Güneş tutulması
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens ([Only Registered Users Can See Links]) uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) (2 kez), Yer ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) ve Jüpiter ([Only Registered Users Can See Links](gezegen)) yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Satürn'ün en büyük uydusu Titan ([Only Registered Users Can See Links](uydu)) üzerine iniş yaptı. Cassini ([Only Registered Users Can See Links](uzay_sondas%C4%B1)&action=edit&redlink=1) 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 ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1), Titan ([Only Registered Users Can See Links](uydu)), Japetus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)&action=edit&redlink=1), ve Enceladus ([Only Registered Users Can See Links](uydu)) 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.
Programın 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır.
Gözlem koşulları
Bir dış gezegen ([Only Registered Users Can See Links]) olan Satürn, Güneş ([Only Registered Users Can See Links]) çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 12.5 ay olan kavuşum ([Only Registered Users Can See Links]) 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 ([Only Registered Users Can See Links](g%C3%B6kbilim)) 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
Bazı özellikleri, Satürn'ü eşsiz kılmaktadır:
Basıklık oranı en yüksek gezegendir. Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür.
En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir. Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır.
Üzerinde en hızlı rüzgarların estiği gezegendir. Ekvator çevresinde gözlenen sürekli batı rüzgarlarının hızı 1800 km./saati bulur.
Yağmur ancak bin yılda bir metan sağanağı şeklinde yağar