Satürn

Bu maddenin veya maddenin bir bölümünün gelişebilmesi için konuda uzman kişilere gereksinim duyulmaktadır.
Ayrıntılar için maddenin tartışma sayfasına lütfen bakınız.
Konu hakkında uzman birini bulmaya yardımcı olarak ya da maddeye gerekli bilgileri ekleyerek Vikipedi'ye katkıda bulunabilirsiniz.
Satürn
Yörünge Özellikleri
Yarı büyük eksen 1.426.725.400 km.
9,537 A.Ü.
Günberi 1.349.467.000 km.
9,021 A.Ü.
Günöte 1.503.983.000 km.
10,054 A.Ü.
Yörünge dışmerkezliği 0,054
Yörünge eğikliği 2,48o
Dolanma süresi 10.755,7 gün
29,4 yıl
Kavuşum süresi 378,09 gün
Yörünge hızı
ortalama
Uydularının sayısı 62
 9,69 km/saniye
Gözlem Özellikleri
Yer'e en yakın konumda
Yer'e Uzaklık 1.195.500.000 km.
8 A.Ü.
Görünür çap 20,1 ark saniye
Görünür parlaklık -0,3
Yer'e en uzak konumda
Yer'e Uzaklık 1.658.500.000 km.
11,08 A.Ü.
Görünür çap 14,5 ark saniye
Görünür parlaklık 1,2
Fiziksel Özellikler
Ekvator çapı
(1 bar düzeyinde)		 120.536 km.
(9,44 x Yer)
Kutupsal çap
(1 bar düzeyinde) 		108.728 km.
Basıklık 0,097
Hacim 689 x Yer
Kütle 98 x Yer
Yoğunluk 0,69 g/cm3
Eksen eğikliği 26,73o
Dönme süresi 10 sa. 39 dk. 22 s.
Ekvatorda yerçekimi
(1 bar düzeyinde)		 8,96 m/s2
(0,91 x Yer)
Ekvatorda kurtulma hızı
(1 bar düzeyinde)		 35,5 km/saniye
(3,17 x Yer)
Beyazlık
(albedo)		 0,47
Etkin sıcaklık 95 K

Satürn (eski adı ile Zühal[1]) Güneş Sisteminin 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

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 elipsoid 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

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:

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

Gaz Oran
Hidrojen
H2		 <0.94
Helyum
He		 <0.06
Metan
CH4		 0.002
Su
H2O		 0.001
Amonyak
NH3		 0.0001
Etan
C2H6		 5x10−6
Hidrojen sülfid
H2S		 1x10−6
Hidrojen fosfür
PH3		 1x10−6
Asetilen
C2H2		 1x10−7

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

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

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 gökbilimcileri 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

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 ayırdeden 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 büyük 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

Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu, 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 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.

Uydular

Satürn'ün resmi olarak ad verilmiş 53 uydusu vardır.[2] 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005'te Uluslararası Gökbilim Birliği'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'ya ulaşmaktadır. Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır. Satürn'ün uydularının listesi, Satürn'ün doğal uyduları makalesinde yer almaktadır.

Satürn araştırmalarının tarihçesi

Satürn, NASA

Pioneer 11 uzay aracı

1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 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.

Voyager 1 ve 2 uzay araçları

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.

Cassini-Huygens programı

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.

Gözlem koşulları

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

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. Üzerinde en hızlı rüzgarların estiği gezegendir. Ekvator çevresinde gözlenen sürekli batı rüzgarlarının hızı 1800 km./saati bulur.
  4. Yağmur ancak bin yılda bir metan sağanağı şeklinde yağar.
Satürn gezegeni, uyduları ve halkalarından oluşan "Satürn sistemi"

Kaynakça

  1. ↑ TDK Büyük Türkçe Sözlük http://tdkterim.gov.tr/bts/
  2. ↑ Saturn: Moons

Dış bağlantılar

This article is issued from Vikipedi - version of the 12/8/2016. The text is available under the Creative Commons Attribution/Share Alike but additional terms may apply for the media files.