Gezegenler - Satürn
 

Güneþe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduðu için Saturn daha sönük görülür. Yaklaþýk 12.5 ay olan kavuþum dönemi nedeniyle yýlýn büyük bir bölümünde gökyüzündedir. Yörüngesinde çok yavaþ ilerlediði için ayný takým yýldýz içinde 2 yýldan daha uzun süre kalýr. Satürn'ün halkalarý orta boy teleskoplar ile ayýrt edilebilir. Her 15 17 yýlda bir Dünya Satürn'ün halkalarýný düzleminden geçer bu durumda halkalar görülemez. Satürn'ün uydularýndan sadece Titan ve Rhea orta boy teleskoplar ile görülebilir.

Eski zamanlarda bilinen en dýþ gezegene, Jüpiter’in babasý Satürn’ün ismi verilmiþti. Jüpiter kadar parlak olmayan bu gezegenin renginin sarýmtýraklýðý ona sanki kurþundanmýþ gibi bir hava verir. Ayrýca yýldýzlara göre çok yavaþ hareket etmektedir; bu yüzden ona hain sýfatýný yakýþtýranlar çýkmýþtýr. Ancak bir teleskopla bakýldýðýnda, hiç tartýþmasýz gökyüzündeki en güzel cisim odur.

Onu benzersiz yapan halkalarýdýr. Bugün bütün devrelerin halka sistemleri olduðunu biliyoruz; ancak hiçbiri Satürn’le yarýþamaz. Bu halkalar, ilginin gezegenin kendisinden sapmasýna neden olur. Zaten, yüzey þekillerinin etkileyici bir tarafý olmadýðý da bir gerçek. Satürn temelde Jüpiter’e benzer; onun da bulut kuþaklarý ve lekeleri vardýr, ancak gözlemlenebilecek etkinlik çok daha azdýr.

Geçtiðimiz yüzyýlda bile, Jüpiter ile Satürn’ün birer minyatür yýldýz olduðu fikri hakimdi. R.A Proctor’un 1882 yýlýnda yazdýðý, Satürn ve Sistemi adlý kitabýndan alýnan þu bölüme bir bakalým:

“Gezegenin yüz binlerce kilometre kare geniþliðindeki yüzeyi içsel güçler tarafýndan yarýlmýþ olmalýdýr. Aþaðýdan çýkan kuvvetli su buharý çok yükseklere kadar fýþkýrarak ya gezegenin yüzeyini örten bulut katmanýyla birleþiyor ya da kendi bir bulut kümesi oluþturuyordur. Bu küme, aþýrý büyüklüðü veya kendini oluþturan maddelerin etrafýný çeviren diðer bulutlarýnkinden farklý oluþuyla ayýrt edilebilir. Böyle bir oluþum Jüpiter üzerinde, Fransa kadar büyük bir kaplayabilirken; iþ Satürn’e gelince alan, Rusya kadar olabilir ki bu da bizim en güçlü teleskopumuzla fark edebileceðimiz bir büyüklüktür. Bu durumda, iki gezegen de görünürde sakin bir tavýr sergilerken, aþaðýda yani yüzeylerinde kargaþanýn en büyüðü yaþanýyor olabilir. Hepsi Yorkshire büyüklüðünde binden fazla farklý bölge olsa, tüm yüzey o sakin halini býrakýp kaynayan metale benzer bir görüntü alabilir; ancak bu tür bölgelerin üzerinde oluþacak büyük bulut kütleleri, alttaki yüzeyin hareketliliðini kapatýyor olabilir. Bu durumda en güçlü teleskoplarýmýzla bile en ufak bir deðiþim belirtisi göremeyiz. Ve Satürn bu arada biz görmeden daha da çalkantýlý bir hal alýyor olabilir.”

Hiçbir þey gerçeðe bundan daha uzak olamaz; ancak Proctor’un, içinde bulunduðu koþullarda böyle bir tablo çizmesi de son derece normal. Satürn, Jüpiter’den oldukça küçüktür; çapý ekvatorda 120.500, kutuplarda ise 108.750 km kadardýr. Güneþ ile arasýndaki mesafe de bayaðý uzaktýr. Güneþ’ten ortalama uzaklýðý 1.425.500.000 kilometredir; bu da Dünya’ya hiçbir zaman 1.200.000.000 kilometreden fazla yaklaþamayacaðý anlamýna gelmektedir. Dolaným hýzý saniyede 9,6 kilometre; dolaným süresi ise 291/2 yýldýr. Bu Satürn’ün neden gökyüzünde yavaþ hareket ediyor gibi göründüðünü açýklýyor. Kendi ekseni etrafýnda dönüþ hýzý yüksektir (101/4 saat); dolayýsýyla bir Satürn yýlýnda, 25.000 Satürn günü vardýr. Ayrýca dönüþ hýzý, gezegenin her yerinde eþit deðildir; Jüpiter’de olduðu gibi, ekvatorda hýzlý; kutup bölgelerinde ise daha yavaþtýr.

Satürn, Jüpiter dýþýndaki diðer gezegenlerin hepsinden çok daha büyüktür. Satürn’ün hacmi Dünyanýnkinin 700 katýdýr; oysa yoðunluðu çok düþük olduðundan kütlesi sadece 95 kat daha fazladýr. Aslýnda gezegenin tümünün yoðunluðu, sudan azdýr. Demek istediðim, uygun bir okyanus bulup Satürn’ü içine býrakacak olsanýz, yüzecektir. Kurtulma hýzý yüksekken (35,4 km), yüzeyde kütle çekim kuvveti düþüktür. Kütle çekimi, sadece cismin kütlesine baðlý deðildir; cismin büyüklüðü de önemli bir faktördür. Eþit kütleli iki cisim düþünelim; küçük ve dolayýsýyla daha yoðun olanýn yüzey çekimi daha güçlü olacaktýr. Bunun nedeni, onun üzerinde duracak bir gözlemcinin, kürenin merkezine daha yakýn olacak olmasýdýr. Gazlý yüzeyinde birinin dikelebileceði düþünülemez ama böyle birþey mümkün olsaydý Dünya üzerinde 90 kilo gelen bir kiþinin aðýrlýðý Satürn’de 100 kilo kadar olacaktýr. Güneþ sisteminde bir Dünyalýnýn kendini, rahatsýz edecek kadar aðýr hissedeceði tek gezegen Jüpiter’dir.

Satürn yapýsal olarak Jüpiter’den pek de farklý deðildir. Ancak çekirdeðindeki sýcaklýk biraz daha düþüktür; bu deðerin 15.000 C (27.000.000 F) kadar tahmin edilmektedir. Yapýlan son teorik çalýþmalar, çekirdeðin katý kýsmýnýn Dünya’dan daha büyük olduðunu göstermektedir. Çekirdeðin üzerinde sývý metalik hidrojenden oluþan bir katman; onun üzerindeyse sývý moleküller hidrojenden oluþan bir katman vardýr. Sonra da sýra üst bulutlarýný bizim de gördüðümüz atmosfere gelir. Bulutlardaki helyum oraný sadece yüzde 6 kadardýr; gerisi sizin de tahmin edebileceðiniz gibi esas olarak hidrojendir. Satürn, Güneþ’e Jüpiter’den çok daha uzak olduðundan, üst bulutlarýnýn Jüpiter’inkilerden daha soðuk olmasý beklenir; nitekim öyledir de. Buradaki sýcaklýðýn -180
C yani -240
F kadar olduðu sanýlmaktadýr. Üst atmosferdeki amonyaðýn büyük bir kýsmý donmuþ haldedir. Ayrýca yapýlan spektroskobik gözlemlerde donmuþ metana da rastlanmýþtýr ki, metan kolay donan bir gaz deðildir.

Gezegenin üzerinde bir þeyler görmek istiyorsak, iyi sayýlabilecek bir teleskop kullanmamýz gerekir. Satürn’ün, Jüpiter’in sakin zamanlarýný hatýrlatan bir görüntüsü vardýr; ancak sonuç itibarýyla Satürn daha iyi huyludur. Kuþaklar yuvarlak hatlýdýr; ekvator bölgesi genellikle parlak krem renklidir; Jüpiter’in Kýzýl Benek’iyle karþýlaþtýrýlabilecek herhangi bir oluþum da yoktur. Kutuplar genellikle loþtur ve hiçbir yerinde canlý renklere rastlanmaz.

Satürn de Jüpiter gibi etrafa Güneþ’ten almýþ olabileceðinden çok daha enerji yayar. Ancak Jüpiter’e göre küçük olan Satürn’ün oluþumundan bugüne soðumak için yeterli zamaný olmuþtur; dolayýsýyla bu, Jüpiter’inkinden farklý bir nedene dayanýyor olabilir. En çok kabul gören görüþ, sýcaklýðýn sývý helyum damlacýklarýnýn daha az yoðun hidrojenin içinden geçerek aþaðýya, çekirdeðe doðru hareket etmeleri sonucu, çekimsel olarak oluþtuðudur. Bu açýklama tatminkâr deðil; ancak bugüne kadar daha iyisini yapan da çýkmadý.

Büyük patlamalar nadiren görülür; ancak ekvator bölgesi civarýnda ara sýra beyaz beneklere rastlandýðý olur. Bunlardan ilk kayda geçeni 1876 yýlýndakilerdir; 1903’te bir tane daha görülmüþtür. Bir sonraki olan 1933’teki öncekilerden çok daha etkileyiciydi. Bu beneði, o yýlýn Aðustos ayýnda keþfeden kiþi amatör bir gözlemci olan W.T. Hay’di; bu Ýngiliz, bugün sahne ve sinema komedyeni olarak hatýrlanan ünlü Will Hay’den baþkasý deðildir. Bu olay þöyle geliþti: Beyaz benek yavaþ yavaþ uzadý; üzerinde bulunduðu alanýn rengi ise koyulaþtý. Baþ tarafý belirsizleþirken, arka tarafý keskin hatlý bir þekil aldý. Kraliyet Gök BilimcisiSir Harold Spencer Jones, bu durumu “gördüðümüz yüzeyin altýnda meydan gelen bir volkanik patlama sonucu püsküren bir miktar madde, kendinden daha hýzlý hareket eden bir hava akýmýyla karþýlaþtý; onlar akým ile ileri taþýnýrlarken, sonradan püskürmeye devam eden maddeler de arka ucu oluþturdular.” diye açýklamýþtý. Leke zamanla soluklaþtý; birkaç ay sonra da gezegenin çevresinde uzanan parlak bir alandan baþka bir þey deðildi; sonra da tamamen kayboldu.

1960’ta görülen beyaz benek önceki kadar çarpýcý deðildi; ancak gezegeni gözlemleyenler 1990 yýlýnda çok zevkli anlar geçirdiler. Eylül ayýnýn 25’inde, Amerikalý bir amatör olan Stuart Wilber, eskileriyle hemen hemen ayný boylamda yeni bir beneðin parladýðýný gördü. Daha sonra varlýðý doðrulandý; zaten görülmemesi gibi bir þey söz konusu deðildi. Daha sonra yaþananlar, alýþýldýk sýrayý izledi. Benek, güçlü ekvator rüzgârlarýnýn etkisiyle birkaç gün içinde yayýldý ve 14.500 km uzunluðunda bir bulut görünümünü aldý. Ekim’in ortalarýna gelindiðinde, tüm ekvator boyunca uzanan parlak bir bölge olarak görünüyordu. Parlaklýðý gün be gün soldu; birkaç ay içinde yine her þey normale dönmüþtü.

Burada ilginç bir durumla karþýlaþýyoruz. Elimizde beyaz beneklerin 1876, 1903, 1933, 1960, 1990 yýllarýnda görüldüklerine dair kayýtlar var. Görünüþlerin arasýnda geçen süre, sýrayla 27 yýl, 30 yýl, 27 yýl ve yine 30 yýl. Bu Satürn’ün dolaným süresi olan 291/2 yýla çok yakýn. Rastlantý peþinde koþmaktan hep sakýnmýþ biri olduðum halde, bana sanki ikisi arasýnda Bir baðýntý varmýþ gibi geliyor. Bu durumda gözlemciler, 2020 yýlý civarýnda bir beklenti içine girecekler. Benekler, Satürn’ün gördüðümüz yüzeyinin altýnda hüküm süren koþullar hakkýnda bilgi verici olduklarý için önemliler. Ayrýca dönüþ süresinin ölçülmesine de yardýmcý oluyorlar.

Dolayýsýyla yapýlacak en akýllýca iþ, göz alýcý halkalara fazla takýlmamak ve kürenin kendisini sürekli gözetim altýnda tutmaktýr. Ýyi aletlere sahip bir amatör de bu iþi oldukça rahat bir þekilde kývýrabilir.

Ancak, Satürn’ü bu kadar görkemli yapan da halkalarýdýr tabii ki. Küçük teleskop ile bile görülebilen halkalar, on yedinci yüzyýldan beri bilinmektedir. Ne olduklarýný tam olarak anlayabilecek kadar net bir þekilde olmasa da, onlarý ilk gören Galileo’dur. Satürn’ü üçlü gezegen zanneden Galileo, birkaç yýl sonra gezegenin normal görünmesine ve yalnýz oluþuna bir anlam verememiþtir. Galileo hiç öðrenmemiþ olsa da, biz bugün bu sorunun cevabýný bulmuþ durumdayýz.

Galileo gözlemeye baþladýktan kýsa bir süre sonra halka sistemi Dünya’ya göre yan durmaya baþladý. Bu konumda Galileo’nun ilkel teleskobuyla onu görmek imkânsýzdý.

1659 yýlýnda, büyük bir ihtimalle zamanýnýn en iyi gözlemcisi olan Christiaan Huygens, ünlü anagramýný (o zamanýn astronomlarýnýn kullandýðý Latince þifreli bir yazý) yayýnladý. Bu anagramda, Staürn’ün çevresinde tutulum dairesi boyunca uzanan ve hiçbir yeri gezegenin kendisine deðmeyen yassý bir halka bulunduðu söyleniyordu. O ana kadar söyledikleri doðruydu; ancak kuramýna, inanýlmayacak kadar çok kiþi karþý çýktý. Söz gelimi cizvit olan Fransýz matematikçi Honoré Fabri, Satürn’ün garip görüntüsünün nedeninin, dört uydu olduðunu iddia ediyordu. Bu uydulardan ikisi, karanlýk ve gezegene yakýnken, diðer ikisi parlak ve gezegene uzaktý.

Huygens’in halkalarýnýn bütün gökbilimcilere kabulü yýllar aldý. Bu dönemde yapýlan çizimlerden bazýlarý oldukça gariptir; ancak kullanýlan teleskoplarýn kalitesi düþünülürse, bu pek de anormal deðil.

Ýkisi parlak bir loþ olmak üzere üç ana halka vardýr. En dýþtaki parlak halka 14.500 km geniþliðindedir. Ýçeri doðru gidildiðinde, G.D. Cassani tarafýndan 1675 yýlýnda keþfedilen ve bu nedenle Cassini Bölümü olarak anýlan bir aralýk gelir. Geniþliði 4000 km kadar olan bu aralýk, A halkasýnýn geniþliði yaklaþýk 25.700 km olan parlak B halkasýndan ayýrýr. Huygens’in tarif ettiði halka, A ve B halkalarýnýn bir birleþimidir.

A ve B halkalarý birbirlerine benzemezler. B daha parlaktýr ve geçirgenliði daha azdýr. Aradaki farklý kaliteli küçük bir teleskopla bile görebilirsiniz. Halka sistemi biraz olsun eðik olduðunda 8 santimlik mercekli teleskopla bile Cassini Bölümü’nü görmekte zorlanýlmaz. A halkasýnýn içinde de dar bir aralýk vardýr; J.F. Encke tarafýndan keþfedildiði için onun adý verilen bu aralýðý görmek çok daha zordur. Özellikle halkalarý yandan gördüðümüz zamanlarda onu fark etmek zorlaþýr.

B halkasý ile gezegen arasýnda üçüncü bir halka vardýr. C halkasý Crêpee Halkasý ve Karanlýk Halka adlarýyla da bilinir. Onu ilk olarak 1850 yýlýnda birbirinden baðýmsýz iki gözlemci, Amerika’da W. Bond ve Ýngiltere’de W.R. Dawes, görmüþtür. Rahat bir þekilde görülemeyen bu halka yarý geçirgendir. Geniþliði ise 19.300 km kadardýr.

Uzay Çaðý’ndan çok önce, öncekiler kadar net görülemeyen baþka halkalar görenler de çýkmýþtý. Bunlardan CrépeHlkasý’ndan daha içeride olduðu iddia edilen halkaya D Halkasý adý verilmiþtir. Fransýz gök bilimci G. Fournier’in 1907 yýlýnda gördüðü ve ana sistemin dýþýnda olan bir baþkasýna da, kafa karýþtýracak biçimde yine D Halkasý denmiþtir. Bu konu çok sonra, Pioneer ve Voyager uzay araçlarýnýn uçuþlarýndan sonra açýklýða kavuþtu.

Satürn’de büyüleyici gölge etkileri görülür. Küreden yansýyan ýþýk, halkalarý aydýnlatarak onlarý kýrýkmýþ gibi gösterir. Ayrýca halkalarýn Satürn’ün üzerine düþen gölgeleri çok rahat bir þekilde görülür, dikkatsiz gözlemciler yanýlarak genellikle bu gölgeleri kuþak zannederler.

Halka sistemi daireseldir; ancak biz ona tepeden bakamadýðýmýzdan elipsmiþ gibi görürüz. Sistemin toplam çapý 272.000 km kadardýr ama halkalarýn kalýnlýðý çok incedir. Bu durum, 1966, 1980 ve 1995 yýllarýnda olduðu gibi yan durduklarýnda görmek neredeyse imkânsýzdýr. Daha açýk bir þekilde söyleyecek olursak, Dünya halka sistemiyle ayný düzleme girdiðinde, Güneþ de ayný þeyi yaparsa halkalarý görmek mümkün olmaz; çünkü bu durumda sadece halkalardan en dýþta kalanýnýn kenarý güneþ ýþýðý alabilmektedir. Halkalarýn tamamen kaybolduðunu iddia edenler de çýkmýþtýr; ancak gerçek böyle deðildir. Halkalar, sýrayla 13 yýl 9 ayda ve 15 yýl 9 ayda bir yan konuma geliyorlar. Bu eþitsizliðe Satürn’ün yörüngesinin dýþmerkezliliði neden oluyor. Kýsa olan aralýk boyunca Satürn’ün güney kutbu Güneþ’e doðru eðik oluyor; bu durumda kuzey yarým küre halkalarýn ardýnda kalýyor. Satürn, günberi noktasý civarýndayken göreceli olarak en hýzlý hareket ettiði zamanlarý yaþýyor. Daha uzun olan aralýk boyunca ise kuzey kutbu Güneþ’e dönük oluyor; bu sefer de güney yarým küre görülemiyor. Bu devre içinde Satürn, günöte noktasýndan en yavaþ hýzýyla geçiyor. Halkalar, Satürn’ün ekvator düzleminde bulunuyorlar; ancak ekvator düzlemi, yörünge düzlemine göre 261/2 kadar eðik.

Ana halkalardan A ve B’nin yekpare ve katý bir görüntüsü vardýr; dolayýsýyla teleskop ile bakan ilk gözlemcilerin onlarý sert levhalar zannetmeleri son derece doðaldýr. Tabii herkes ayný fikirde deðildi; söz gelimi J. Cassini1705’te, halkalarýn, Satürn çevresinde dönmekte olan küçük parçacýklar olduðunu iddia etmiþti. Ancak bu oturaklý tahmin, on dokuzuncu yüzyýla kadar doðrulanmadý.

Fransýz Edouard Roche 1848 yýlýnda, kütle çekimi yok denebilecek kadar az olan bir cismin, bir gezegene (veya baþka bir cisme) çok yaklaþmasý durumunda parçalanacaðýný kanýtladý. Bu tehlikeli alanýn kenarý Roche sýnýrý olarak bilinir. Sýnýrý, ilgili gezegenin büyüklüðü ve kütlesi beliler. Halkalar, Satürn’ün Roche sýnýrý içindedirler; bu da katý veya sývý olmalarý halinde parçalanacaklarý anlamýna gelir. Bu iddia, 1875 yýlýnda James Clerk Maxwell tarafýndan matematiksel olarak kanýtlanmýþtýr. Ondan yirmi yýl sonra J.E Keeler, spektroskop kullanarak yaptýðý gözlemlerden, halkalarýn iç kýsýmlarýnýn Satürn’ün çevresinde dýþtakilere göre daha hýzlý dönüyor olduðu sonucu çýkardý. Tabii bu da Kepler Yasasý’na uygun bir durumdu. Yani her bir parçacýk kendi baþýna birer aycýkmýþ gibi davranýyordu.

1979’dan önce, halkalarýn az çok yassý ve düzgün olduðu varsayýlýyordu. Uzay araþtýrmalarý sonucunda gerçekte öyle olmadýðý anlaþýldý. Ýlk baskýný Pioneer 11 yaptý. Daha önce de bahsettiðimiz gibi, bu sonda 1973’te Jüpiter’i incelemek üzere fýrlatýlmýþtý. Satürn, önceden planlanmýþ bir hedef deðildi; ancak bu karþýlaþma çok yararlý oldu; çünkü o zamanlar hiç kimse sondalarýn, Satürn’ün çevresindeki enkaz ile çarpýþmanýn yol açabileceði tehlikenin büyüklüðü konusunda bir fikre sahip deðildi. Pioneer’ýn bulutlarýn 21.000 km kadar üzerinden geçmesi planlanmýþtý; öyle de oldu. Böylece hayatta kalma þansý yüzde 99’dan yüzde 1’e düþmüþ oldu. Neyse ki hiç yara almadan kurtuldu.

1980 ve 1981 yýllarýnda, 1979’daki Jüpiter ziyaretlerini bitiren ilk Voyager, Satürn’e geldi. Bu iki Voyager bibirinin eþiydi ancak Jüpiter’den ayrýldýktan sonra farklý roller üstleniyorlardý. Voyager 1 sadece Satürn’ü deðil, gezegenin en büyük uydusu Titan’ý incelemek üzere programlanmýþtý. Titan’ýn bir atmosfere sahip olduðu biliniordu; bu bakýmdan özel ilgiyi hakeden bir uyduydu. Sonda, Titan’ý incelemek için tutulum dairesi düzleminden ayrýlacaktý; bu durumda da ileride baþka bir gezegenle karþýlaþma olasýlýðý kalmýyacaktý. Plan iþlerse Voyager 2, Titan’la ilgilenmeyecek ve önce Neptün’le sonra da Uranüs’le buluþmak üzere yoluna devam edecekti. Ancak Voyager 1’in baþarýsýz olmasý durumunda, Voyager 2’nin Titan’ý incelemesi gerekecekti. Bu durumda da iki uzak devi göremeyecekti. Voyager 1, üzerine düþeni kusursuz bir þekilde yerine getirdiðinde Görev Kontrol Merkezi’ndeki rahatlamayý tahmin edebilirsiniz.

Satürn’ün kendisinin çok güzel fotoðraflarý elde edildi. Gezegenin üzerinde kýrmýzýmsý ve kahverengimsi benekler bile vardý. Ekvatora simetrik olarak esen rüzgârýn hýzý saatte 1500 km’yi bulur ki, bu Jüpiter rüzgârlarýndan bile daha hýzlý olduðunu gösterir. Manyetik alaný Jüpiterinkinden yirmi kat daha zayýftýr; ancak bu haliyle bile Dünya’nýnkinden bin kat güçlüdür. Manyetik ekseninin, dönme ekseniyle çakýþtýðý belirlenmiþtir. Yani bu durumda, gezegende pusulaya bakýlacak olursa, ibre tam kuzeyi gösterecektir. Kutup ýþýklarýna da rastlanmaktadýr; ama tahmin edebileceðimiz gibi Jüpiter’dekilere çok daha zayýf olacaktýr.

Voyager 1 Satürn’e doðru yaklaþtýðýnda halkalarýn kimsenin ummadýðý kadar karmaþýk olduklarý anlaþýldý. Binlerce ufak halkadan ve küçük boþluklardan oluþuyorlardý. Bir bütün olarak ise daha önce görülmüþ hiçbirþeye benzemiyorlardý. Rahat görünen ayrýmlarýn ortaya çýkýþ nedeninin, uydularýn, özellikle de Voyager’lardan önce en içteki olarak bilinen Mimas’ýn, çekim gücü olduðu zannediliyordu. Bu belirgin birkaç boþluk için geçerli olabilirdi; ancak sistemin karmaþýklýðý, tek nedenin, uydularýn tedirgisi olmayacaðýný gösteriyordu. Satürn’ün halkalarýnýn hareketleribugün bile tam olarak açýklanabilmiþ deðildir.

Cassini Bölümü boþ deðildir. Orada da halkacýklar veuzaydagörülen türden parçacýklar vardýr. B Halkasý’nda, merkezden çevreye doðru yayýlan, yaklaþýk 15.000 km uzunluðunda garip çubuklar görünür. Bu çubuklar, halka, gezegenin gölgesinden çýktýktan birkaç saat sonra kaybolurlar. Aslýnda böyle bir büçüm oluþturamamalarý gerekir. Hatýlarsanýz Kepler Yasasý þöyle der: Ýç kýsýmdaki parçacýk, kendine göre dýþarýda olan parçacýktan daha hýzlý hareket eder. Dolayýsýyla merkezden dýþarýya doðru çubuk þeklinde bir oluþumun bulunmamasý gerekir. Ancak oradalar ve net bir þekilde görülebiliyorlar. Benim bugünkü fikrimi soracak olursanýz, bu çubuklarý, manyetik güçler tarafýndan halka sisteminin düzleminden çýkartýlan parçacýklar oluþturuyor ve yükselen bu parçacýklar daha sonra manyetik alan hatlarý tarafýndan süpürülüyor. Þu anda en mantýklý açýklama bu gibi görünüyor. Dünya’dan gözlem yapan kiþilerin yaptýðý, eski çizimlere baktýðýmýzda, bazýlarýda bu çubuklarýn çizili olduðunu görüyoruz.

Yeni halkalar da bulundu. Daha önce D Halkasý adý verilen ve bulutlarýn hemen üstüne kadar uzandýðý söylenen halka, gerçek bir halka sayýlamazdý; daðýnýk parçacýklarýn bir alandý. Ancak A Halkasý’nýn hemen dýþýnda yeni bir halka bulunduðu görüldü. Büyük olasýlýkla Fournier’in gördüðü halka olan bu halkaya resmen F Halkasý adý verildi. F Halkasý’nýn örülmüþ ipliklere benzeyen garip ve karmaþýk bir yapýsý vardý. Seyrek yapýlý G Halkasý ise büyük uydularýn en içte olaný Mimas’la ayný yolu kullanan iki küçük ayýn yani Janus ve Epimethus’un yörüngesine kadar olan bölgenin needeyse tamamýný kaplýyordu. Son olarak bir de E Halkasý vardý. G Halkasý’ndan bile daha seyrek olan bu halkanýn en parlak olduðu yer, ikinci büyük uydu olan Enceladus’un yörüngesinin hemen içinde kalan bölümdü.

Halka parçacýklarýný Voyager bile net olarak gösteremedi. Ancak büyüklükleri, çakýl taþýyla birkaç metre çaplý buzbloklarý arasýnda deðiþiyor gibi görünüyordu. Ayrýca halkalarýn bulunduðu düzlemin 65.000 km aþaðýsýna ve yukarýsýna kadar uzanan, seyrek yapýlý bir hidrojen bulutuna da rastlanmýþtý. Halka parçacýklarýnýn bileþimine gelince, görünüþe göre parçacýklar basit su buzundan oluþuyorlardý.

Uzay Çaðý’ndan önce Satürn’ün dokuz uydusu olduðu zannediliyordu. Satürn ailesi, Jüpiter’inkinden hayli farklýydý. Satürn’de dört büyük ve bir düzine küçük yerine, bir büyük (Titan) ve birçok ortaboy uydu vardý. Uydularýndan Rhea ve Ýapetus’un çapý 1500 km; Dioni ve Tethys’inki ise 1100 km kadardýr. Mimas, Enceladus ve Hyperion’un çaplarý ise 270 km ile 480 km arasýnda deðiþir. Önceden bilinen son uydu olan Phobe’nin çapý ise topu topu 225 kilometredir. Satürn’den ortalama 13.000.000 km uzakta olan bu uydu, ters yönde hareket etmektedir; bu durum onun eski bir asteroit olduðu konusunda þüpheye yer býrakmaz. Ondan sonra 9 yeni uydu daha bulunmuþtur. Bunlardan Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Epinetheus ve Janus, Satürn’e Mimas’tan daha yakýndýr. Telesto ve Calypso, Tethys ile ayný yörünge üzerinde hareket etmektedirler. Dione’nin ise Helene adlý bir Troya’lýsý vardýr. Bunlardan baþka birkaç küçük uydu daha olduðu ve toplam uydu sayýsýnýn yirminin üzerine çýkacaðý düþünülmektedir. Yeni keþfedilen uydulaýn hepsi çok küçüktür; aralarýnda çapý 150 kilometreden büyük olan tek uydu Epimetheus’tur.

Saptanan son uydu olan Pan, A Halkasý’nýn ortasýndaki Encke Bölümü’nün içinde hareket etmektedir. Prometheus ile Pandora’ya çoban uydularý denmektedir, çünkü F Halkasý’nýn iki kenarýnda durarak onu sabit bir þekilde tutarlar. Prometheus’un yörüngesi halkanýn biraz dýþýndan geçer; dolayýsýyla halkayý oluþturan parçacýklardan daha yavaþ hareket etmektedir. Bir parçacýk diðerlerinden ayrýlacak olursa, Prometheus onu yavaþlatarak daha içte bir yörüngeye oturmasýný saðlar. Ayný þekilde içeri,Satürn’e doðru yol alan parçacýklar da Pandora tarafýndan hýzlandýrýlýr ve ana halkaya geri gönderilir. Janus ile Epimetheus’un eskiden ayný büyük cisim parçalarý olduðu kolayca anlaþýlmaktadýr. Birçok bakýmdan benzerlik gösterirler. Ayrýca dört yýlda bir birbirlerine yaklaþýrlar; bu sýrada yaþanan ikili etkileþimler sonucu yörüngelerini deðiþtirirler. Uzayda sandalye kapma oyunu oynayan iki ay gibidirler!Küçük uydularýn çoðunun þekli biçimsizdir.

Satürn’ün uydularýnýn en büyüðü olan Titan, Ganymede’den sonra Güneþ Sistemi’ndeki ikinci büyük uydudur. Küçük bir teleskopla görülebilecek kadar parlaktýr. Dürbünle bile gördüðünü söyleyenler olmuþtur. 1944’te, bir atmosferi olduðu belirlendei; Voyager’dan önce atmosferin esas olarak metandan oluþtuðu düþünülüyordu.

8 santimlik bir mercekli teleskopla Rhea rahatça, Dione ile Tethys ise biraz daha zor görülür. Ýapetus’un durumu biraz gariptir; uydu Satürn’ün batýsýndayken, doðusundayken olduðundan çok daha parlaktýr. En çok, Rhea kadar parlak görünür; ancak soluk olduðu zamanlarda 8 santimlik teleskobun menzili dýþýnda kalýr. Bu garip durum, uydunun G.D. Cassini tarafýndan 1671 yýlýnda keþfediliþinden beri bilinmektedir. Bu farkýn mantýklý tek açýklamasý vardýr. Gezegenlerin en büyük uydularýnýn çoðu gibi, Ýapetheus da eþzamanlý dönmektedir. Yani, çevresinde dönmekte olduðu gezegene hep ayný yüzünü göstermektedir. Bunun nedeni gezegenin çevresindeki dolaným süresinin, kendi ekseni etrafýnda dönüþ süresine eþit olmasýdýr. Bu süre Ýapetheus için 79 gündür. Yani batý uzanýmýnda her zaman, yansýtma oraný daha yüksek olan yüzü bize dönüktür.

Voyager 1’in ana hedefi olan Titan, þok yarattý denebilir. Yüzeyinin görülmesini tamamen engelleyen kalýn atmosferinin, bol miktarda nitrojenden ve hatýrý sayýlýr miktarda metandan oluþtuðu belirlendi. Yüzey basýncý, Dünya’da deniz seviyesindeki basýncýn birbuçuk katýndan daha fazlaydý. Voyager 1, uydunun 6500 kilometre kadar yakýnýndan geçtiði halde tek görebildiðimiz, portakal renkli sis olarak adlandýrýlabilecek oluþumun üsy katmanýydý. Yüzey sýcaklýðý -180 C (-290
F) olarak ölçülmüþtü. Bu oldukça önemliydi çünkü metan gazýnýn, Titan üzerinde katý, sývý veya gaz halinde bulunabileceði anlamýna geliyordu. Bu durum, týpký H2O’nun Dünya’dan, buz, sývý su veya su buharý þeklinde bulunabilmesine benziyordu. Bizim denizlerimize pek benzemese de, Titan’da bir çeþit kimyasal maddeden oluþan denizler olabilirdi. Büyük bir olasýlýkla da etan ve metanýn oluþturudðu bir karýþým.

Titan, haytýn ortaya çýkmasýna olanak vermeyecek kadar soðuk gibi görünüyor olsa da üzerinde, söz gelimi portakal renkli siste, birçok organik maddeye rastlanmýþtýr. Uyduda hayat için gerekli tüm koþullar varmýþ gibi durmaktadýr. Bu konunun 2004 yýlýnda aydýnlýða kavuþmasý bekleniyor; çünkü uydu üzerine yumuþak iniþ yapmasý planlanan yeni sonda, uyduya o yýl ulaþacak.

Bir konuyu daha belirtmekte yarar görüyorum. Titan’ýn kurtulma hýzý, bizim Ay’ýmýznkiyle ayný gibidir. Ancak Titan, Ay2dan çok daha soðuk olduðundan bir atmosfer tutmayý baþarabilmektedir. Çünkü sýcaklýk düþtüðünde, atomlar ve moleküller daha yavaþ hareket ederler bu da kaçma þanslarýnýn azalacaðý anlamýna gelir. Milyarlarca yýl sonra Güneþ daha parlak hale geldiðinde Titan’ýn, üzerinde hayatýn ortaya çýkmasýna olanak verecek kadar ýsýnacaðý düþünülmektedir. Ancak o zaman da, artan sýcaklýk spnucu atmosferin kýsa süre içinde kaybedecektir.

Bu arada Voyager’larýn, o sýrada son derece ters bir konumda olan Phobe dýþýnda, bütün büyük uydularýn çok güzel fotoðraflarýný çktiðini de belirteyim. M,mas’ýn buzlu ve kraterli yapýsý vardýr. Herschel adý verilmiþ büyük kraterin geniþliði, uydunun çapýnýn üçte biri kadardýr. Encaladus, buzlu ve küçük kraterli düz sayýlabilecek bi yüzeye sahiptir. Tethys ise neredeyse saf buzdan oluþmaktadýr. Üzerinde yer alan bir hendek, uydunun yarýsýndan çoðu boyunca uzanmaktadýr. Dione, Teehys’ten azýcýkdaha büyük ama çok daha aðýrdýr. Yarý kürelerinin parlaklýklarý birbirinden farklýdýr. Yüzeyinde, birkaç parlak þekil ile iki üç büyük krater vardýr. Rhea’nýn yüzeyine bakýldýðýnda, uydunun son derece yaþlý olduðu görülür. Neredeyse Jüpiter sistemindeki Callistokadar kraterli bir yapýya sahiptir. Hyperion’un durumu istisnaîdir. Þekli biçimsizdir; büyüklüðü 360 x 280 x225 kilometre kadardýr; bir hamburgere benzediði söylenebilir. Satürn çevresinde bir tam dönüþ yapmasý 21,3 gün sürer; ancak bu, kendi ekseni etrafýnda dönme süresine eþit deðildir, yani dönüþü tutulmuþ deðildir. Yörüngesinde taklalar atarak ilerliyor gibi görünen Hyperion’un, dönüþünün de düzensiz olduðu söylenebilir. Bu uydunun eskiden daha büyük bir gökcisminin parçasý olduðu düþünülmektedir; ancak henüz diðer yarýnýn izine rastlanmýþtýr.

Ýapetus’un yarý kürelerinden birisi parlak ve kar kadar yansýtýcý, daha çok görünen diðeri ise karatahta kadar koyu renklidir. Kuramcýlar burada, benim Zebra problemi olarak adlandýrdýðým bir sorun ile karþý karþýyadýrlar: Zebra siyah çizgili beyaz bir hayvan mý, yoksa beyaz çizgili siyah bir hayvan mýdýr? Söz konusu olan Ýapetus ise bu soruyu cevaplandýrabiliriz. Hareketleri ve diðer uydularý üzerindekietkileri incelendiðinde, yoðunluðunun suyunkinden çok da fazla sonucuna varýlmýþtýr. Yani uydunun büyük bölümü buzdan oluþmaktadýr. Karanlýk bölge ise hâlâ bir bilmecedir. Nedeninin, en dýþtaki uydu olan ve elimizdeki tek ve pek de tatmin edici olmayan fotoðrafýnda koyu renkli ve diðer buzlu uydulara pek benzemiyor gibi görünen Phoebe’den Ýapetus’a gelen toz olduðu yönünde iddialar vardýr. Ancak Phobe ile Ýapetus birbirlerine 9,5 milyon kilometreden fazla yaklaþmamaktadýr.; ayrýca Ýapetus’un üzerindeki lekenin rengi Phoebe’nin tozlarýnýnkinden farklýdýr. Bu durumda ya geçmiþte uyduya bir kuyruklu yýldýz çarpmýþtýr ya da bu koyu renkli madde buzlu kabuðun altýndan yukarý çýkmýþtýr.

Jüpiter’in Galilei uydularýný gözlemlemeye göre çok daha zor olsa da bu uydularýn da tutulmalarý, geçiþleri ve parçalý tutulmalarý gözlemlenebilmektedir. Ancak bu olaylar küçük bir teleskop ile uydular içinde bir tek Titan izlenebilir. Bu pek de hoþ bir durum deðildir; çünkü küçük uydularýn yörüngeleri tam olarak bilinmemektedir. Bu durumda, tutulmalarýn ve geçiþlerin zamanlarý konuya biraz olsun açýklýk getirebilirdi. Ýkili olaylara da rastlanmaktadýr. Söz gelimi A.E. Levin ve L.J. Comrie, 8 Nisan 1921’de Titan’ýn gölgesinin Rhea’nýn üzerine düþmesi sonucu yaþanan tutulmayý gözlemlemiþlerdir.

Pickering, Phoebe’yi, Harvard College Gözlemevi’nin güney istasyonu olan Peru’daki Arequipa Gözlemevi’nin 60 santimlik teleskobuyla keþfetmiþtir. Altý yýl sonra yörüngesi Rhea ile Titan’ýn yörüngeleri arasýnda yer alan yeni bir uydu bulunduðunu açýklayan Pickering, bu uyduya Themis adýný vermiþtir. Ancak bulunduðu açýklandýðý andan itibaren varlýðýndan kuþku duyulmayan bu uyduyu bir daha gören çýkmamýþtýr. Bu durumda hiç var olmadýðý da söylenebilir.

Ansiklopedi

Satürn'ün Buzlu Uydusu Rhea'nýn Uçuk Atmosferi
 

Cassini, Rhea'nýn Uçuk Atmosferini Keþfetti

NASA’nýn Cassini uzay aracý Satürn’ün buzlu uydusu Rhea’nýn etrafýnda, oksijen ve karbondioksitten oluþan, egzosfer olarak bilinen oldukça zayýf atmosfer keþfetti. Ýlk defa bir uzay aracý doðrudan Yer’den sonra baþka bir gök cisminin her ne kadar çok ince de olsa atmosferinde oksijen molekülü keþfetti.

Rhea’nýn üzerinde Satürn’ün manyetik alaný dolanýrken oksijen görülmektedir.Bunun nedeni gezegenin manyetik alanýnda tuzaklanan enerjik parçacýklarýn uydunun su-buz yüzeyine akmasý ve burada kimyasal tepkimeler gerçekleþtirerek oksijenin açýða çýkmasýný saðlamasýdýr.

Karbondioksitin kaynaðý ise tam kesin deðildir. Karbondioksitin kaynaðý tamamen bir bilmecedir. Bu bilmecenin uydunun uzaktan yapýlacak gözlemleriyle çözülmesi beklenmektedir. Karbondioksitin varlýðý kuyrukluyýldýzlarda da olduðu gibi ilkel Güneþ bulutsusundan tuzaklanmýþ kuru buz olabilir. Ya da uyduda var olan su buzu içinde tuzaklanmýþ organik moleküllerin ayrýþmasýyla ortaya çýkmýþ olabilir. Karbondioksit ayrýca uydunun yüzeyine çarpan karbonca zengin küçük göktaþlarýndan da kaynaklanýyor olabilir.

Uydunun yüzeyindeki oksijen yoðunluðu Yer’dekinden yaklaþýk beþ trilyon kat daha az olarak hesaplanmýþtýr.Ama yüzeydeki ayrýþmadan dolayý ortaya çýkan oksijen, Merkür ve Ay’ýn egzosferinden kabaca 100 kat daha fazla yüzey yoðunluðuna sahip olmasýný saðlamaktadýr. Bu karbondioksit ve oksijen oluþumu yüzeyinde karmaþýk bileþiklere sahip evrendeki birçok buzlu gökcisminde de ayný þekilde oluyor olabilir.Her ne kadar Rhea çok soðuk ve yaþam için gerekli olan sývý sudan yoksun olsa da yaþam için aranan özelliklerden birine sahiptir. Varolan oksijen, uydunun yer altýnda var olabilecek bir okyanus yaþamýnýn olduðunu gösterebilir.

Fakat Rhea’da henüz bir okyanus saptanmamýþtýr.Saptanan oksijen ve karbondioksite sahip çok ince atmosfer ile Rhea, Satürn sisteminde bulunan bu tür atmosfere sahip ikinci uydu oldu. Bu tür atmosfere sahip ilk uydu Titan olup kalýn nitrojen metan atmosfere sahiptir.Fakat bunun yanýnda atmosferi çok az da olsa karbondioksit ve oksijen içermektedir.

Bilim insanlarý, Hubble Uzay Teleskobu ve Jüpiter’in buzlu uydularýný araþtýrmak için fýrlatýlan NASA’nýn Galileo uzay aracýnýn uzaktan gözlemleri ile Rhea’da çok ince oksijen ve karbondioksit atmosfer olduðundan þüpheleniyorlardý.Diðer Cassini gözlemlerinde ise moröte bombardýmandan sonra Satürn’ün buzlu halkasýndaki parçacýklardan kaçan oksijen saptanmýþtý. Uzay aracý tarafýndan doðrudan gözlem ise uydunun 101 kilometre yakýnýndan geçmesiyle gerçekleþmiþtir.

26 Kasým 2005, 30 Aðustos 2007 ve 2 Mart 2010 tarihlerinde uzay aracýnda bulunan iyon ve nötr kütle tayfölçeri ve Cassini plazma tayfölçeri tarafýndan alýnan verilerin birleþtirilmesiyle bu yeni çalýþma ortaya çýkmýþtýr. Ýyon ve nötr tayfölçer oksijenin yoðunluðunu bir metre küpte yaklaþýk 50 milyar molekül, karbondioksiti ise bir metre küpte yaklaþýk 20 milyar olarak saptamýþtýr. Plazma tayfölçeri ise pozitif ve negatif iyonlarýn akýmý ile oksijen ve karbondioksitin kütlelerini karþýlaþtýrmýþtýr.

Kaynak:Cassini(01 Aralýk 2010)

Satürn Gezegeninin Atmosferi
 

Satürn'ün Uydusu Rhea
 

Satürn'ün Uydusu Titan
 

Satürn'ün Uydusu Titan
 

SATÜRN
Satürn güneþ sisteminde Jüpiter'den sonra en büyük gezegendir. Kütlesi Yer'inkinin 95 katý, hacmi ise yaklaþýk 750 katýdýr. En büyüðü Titan olmak üzere tümü buz yapýlý 22 uydusu vardýr ve Güneþ sisteminde en fazla uyduya sahip olan gezegendir. Güneþ sisteminde yoðunluðu sudan az olan tek gezegendir. Eðer Satürn'ü okyanus üzerine býrakabilseydik suya batmaz, yüzerdi.

Gezegenin ekvator düzlemi, yörünge düzlemine göre 27o yatýktýr. Bu nedenle gezegenin üzerinde mevsimsel deðiþiklikler olduðu düþünülmektedir. Gezegenin çevresinde ince, yassý ve birbirinden ayrý 7 halkadan oluþan bir dýþ halka sistemi vardýr. Halkalar ancak birkaç yüz metre kalýnlýðýndadýr ve ekvator düzleminde sabit bir konumdadýr. Halkalar deðiþik boyutlarda, birbirinden ayrý sayýsýz cisimden oluþur. Bu cisimlerin büyüklüðü ince toz zerresinden onlarca km çapýndaki kütlelere kadar deðiþir.

Halkalarý oluþturan cisimler ayrý ayrý gözlemlenememiþtir, bunlarýn varlýðý güneþ ýþýðýný ve radar dalgalarýný yansýtma tarzlarýna baðlý olarak belirlenmiþtir. Bunlarýn yüzeyinde su buzuna rastlanýlmýþtýr, aslýnda halka malzemesinin asýl hacmini su buzu oluþturur.

Satürn'ün uydusu Titan, þu anda dünyanýn ilk oluþum evrelerine çok benzemektedir. Bu nedenle Titan'ýn gelecekte insanoðlunun yeni adresi olabileceði düþünülüyor.
Satürn'ün Kimlik Kartý
Güneþ'e Ort. Uzk.: 9,57 AB = 1,43x109km
Güneþ'e E.B. Uzk.: 10,1 AB = 1508x109km
Güneþ'e E.K. Uzk: 9,06 AB = 1356x109kmEkv. Yörüngeye Eðikliði: 26,7°
Ekv. Çapý: 120,536 km = 9,449 Ryer
Kütle: 5685x1026kg = 95,16 Myer
Ort. Yoð.: 687 kg/m3
Kurtulma Hýzý: 35,5 km/sn
Yörünge Dýþmerkezliði: 0,053
Yörüngenin Ekliptiðe Eðimi: 2,48°
Yansýtma Gücü: 0,46
Kavuþum(Sinodik) Dönemi: 378 gün
Ort. Yörünge Hýzý: 9,64 km/sn
Satürn, Güneþ'e uzaklýk olarak altýncý gezegendir. Güneþ Sistemi'nde, Jüpiter'den sonra ikinci büyük dev gezegen olup, kütlesi, geriye kalan altý küçük gezegenin toplamýndan daha fazladýr. Jüpiter, Uranüs ve Neptün'le birlikte, gaz devleri olarak sýnýflandýrýlmaktadýr.

Güneþ etrafýndaki yörüngesinin boyutlarý, Jüpiter'in yörüngesinin iki katý olup, büyüklüðü ve yüksek albedosu ile Yer'den çýplak gözle bakýldýðýnda, oldukça parlak görülmektedir. Satürn'ü diðer gezegenlerden farklý kýlan en önemli özelliði, çevresini saran muhteþem halka sistemidir. Satürn sistemi; halkalarý, uydularý ve gezegeni birleþtiren benzersiz bir ortamdýr.

Satürn, hidrojen ve küçük oranlarda helyum, az miktarda diðer elementlerden meydana gelmektedir. Satürn, kaya ve buzdan oluþan küçük bir çekirdek, ince bir metalik hidrojen tabaka ve gazdan bir dýþ tabaka ile kuþatýlmýþtýr. Dünya'nýn aldýðý Güneþ ýþýðýnýn, sadece 1/90'ýný almakta olan Satürn, Güneþ'ten aldýðý enerjinin, %80'inden daha fazlasýný yaymaktadýr.
Satürn, tüm gezegenler arasýnda yoðunluðu en düþük olanýdýr. Su yoðunluðu ile karþýlaþtýrýldýðýnda 0.69 olan bu deðer, Yerküre’nin yoðunluðunun % 12′si kadardýr. Düþük yoðunluk, gezegenin akýþkan yapýsý ve kendi çevresindeki dönüþ hýzýnýn yüksekliði ile birleþerek, Satürn’e ekvatorda geniþ, kutuplarda basýk elipsoid görüntüsünü vermektedir. Beyazlýk derecesi (albedo) 0.47 olan gezegen, böylece yüzeyine düþen güneþ ýþýðýnýn yarýya yakýnýný görünür tayfta yansýtmaktadýr. Ancak kýzýlötesi alandaki ýþýným ölçüldüðünde, Satürn’ün Güneþ’ten aldýðý enerjinin 3 kat fazlasýný dýþarý yaydýðý görülür. Bu nedenle gezegen, Güneþ’e olan uzaklýðýna göre hesaplanan 71K’ den (-202°C) çok daha yüksek bir etkin sýcaklýða sahiptir ve 95K (-178°C) sýcaklýðýnda bir kara cisim gibi ýþýr. Satürn’ün kendi içinde yarattýðý bu enerji fazlasý, gezegenin yerçekiminin etkisi ile yavaþça kendisi üzerine çökerek küçülmesi sýrasýnda dönüþtürülen potansiyel enerji ile açýklanmaktadýr. Kelvin-Helmholtz mekanizmasý olarak adlandýrýlan ve daha sýnýrlý ölçüde Jüpiter’de de gözlenen bu olgu Satürn’ün yarattýðý ýsýl enerji fazlasýný tek baþýna açýklamaya yeterli deðildir. Ek bir mekanizma olarak, gezegenin yüzeye yakýn katmanlarýnda hidrojen ile karýþým halinde bulunan helyumun aðýrlýðý nedeniyle merkeze doðru süzülerek göç etmesi sýrasýnda potansiyel enerjisinin bir kýsmýný açýða çýkarmasý önerilmektedir.
Ýç yapý

Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarýna göre iki alt gruba ayrýlýrlar. Uranüs ve Neptün ‘buz’ ve ‘kaya’ oraný daha yüksek Uranian gezegenler grubundadýr. Satürn ise Jüpiter ile birlikte, adýný yine Jüpiter’den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneþ’i ve benzer yýldýzlarý oluþturan maddeleri bu yýldýzlardakine yakýn oranlarda içerdiði düþünülür. 20. yüzyýl baþlarýndan itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoðunluk, kendi etrafýnda dönme hýzlarý, uydularýnýn davranýþlarý gibi verilerden yola çýkýlarak iç yapýlarý hakkýnda ortaya atýlan görüþler, daha sonra tayf ölçümsel çalýþmalarla ve son otuz yýl içinde gerçekleþtirilen birçok uzay aracý araþtýrmasý ile zenginleþtirilmiþ ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliþtirilmiþtir. Bu bilgiler çerçevesinde, Güneþ sisteminin ilksel bileþenlerine paralel biçimde Satürn’ün kütlesinin büyük kýsmýný hidrojen ve helyumun oluþturduðu varsayýlýr. Hidrojen/Helyum kütle oraný 75/25 civarýndadýr. Daha aðýr elementlerin Güneþ Bulutsusu içindeki toplam payý %1 iken, hafif bir zenginleþme ile Satürn’de %3-5 arasýnda olabileceði hesaplanmaktadýr. Bu yapý taþlarý özgül aðýrlýklarýna göre tabakalanmýþ durumdadýr. Satürn’ün merkezinde demir ve aðýr metallerle birlikte bunlarý çevreleyen daha hafif elementlerin oluþturduðu bir ‘buz’ ve ‘kaya’ tabakasýndan oluþan bir çekirdek bulunur. Gezegenin ileri derecedeki basýklýðýnýn nedeni olarak büyük ve yoðun bir çekirdek varlýðý gösterilmektedir. Bazý hesaplamalar, gözlenen basýklýk oranýný saðlayabilmek için çekirdeðin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kýsmýný oluþturmasý gerektiði sonucuna ulaþmaktadýr. Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarýçapý 10.000 kilometreyi aþan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamýna gelir ve Satürn’ün aðýr elementler açýsýndan tahmin edilenden daha da zengin olabileceðini gösterir. Satürn’ün merkezinde sýcaklýðýn 12.000K, basýncýn 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduðu tahmin edilir.
Çekirdeði çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluþmuþ manto tabakasý yer alýr. Hidrojen 3 ila 4 Mbar’dan daha yüksek basýnçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapýsýný kaybederek metalik özellikler kazanýr, ýsýl ve elektriksel iletkenliði çok artar. Jüpiter’de olduðu kadar büyük olmayan bu katmanýn, yaklaþýk 20.000 km.lik bir kalýnlýkla çekirdekten gezegen yarýçapýnýn yarýsý kadar bir uzaklýða yayýldýðý sanýlýr. En dýþta, gezegenin hacminin %90′ýný oluþturan en az 30.000 km. kalýnlýðýnda moleküler hidrojen(H2) tabakasý bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaþýldýkça basýnç, ýsý ve yoðunluk düþer, hidrojen sývýdan gaza dönüþür ve giderek atmosfer olarak adlandýrýlabilecek ortama geçilir.
Bu þemada helyumun konumu çok iyi aydýnlatýlabilmiþ deðildir. Satürn atmosfer ve dýþ tabakalarýnda helyum oranýnýn beklenenden çok daha az olduðu gözlenmiþtir. Buna, Jüpiter’e oranla daha soðuk olan gezegende, helyumun en dýþtan baþlayarak yoðunlaþýp bir süper akýþkan þeklinde gezegenin içine doðru yaðdýðý ve gezegen yüzeyindeki oranýnýn gittikçe düþtüðü þeklinde bir açýklama getirilmiþtir. Bu olasýlýðýn geçerli olmasý durumunda helyumun sývý hidrojen tabakalarý içinden geçerek manto ve çekirdek arasýnda ayrý bir katman oluþturmasý beklenir. Bugün, metalik hidrojen katmanýnýn da sývý nitelikte olduðu görüþü yaygýn olarak kabul edilmektedir. Katý fazdaki bir manto tabakasýnýn Satürn’ün ürettiði büyük ýsýyý dýþarý iletemeyeceði ve bu aktarým için madde akýmýna (konveksiyon) olanak saðlayan sývý bir ortamýn gerekli olduðu düþünülmektedir. Konveksiyon akýmlarýnýn katmanlar arasýnda ne ölçüde madde alýþveriþine izin verdiði bilinmemektedir. Güçlü yerçekiminin ve akýþkan yapýnýn sonuçta aðýr elementleri sürekli olarak merkeze doðru çökmeye zorlayacaðý tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluþturan bileþiklerin tümünün çekirdeðe hapsolmuþ durumda olmayabileceði, bir kýsmýnýn metalik ve moleküler hidrojen katmanlarýnda eriyik halinde ya da askýda bulunabileceði varsayýlabilir

Satürn Gezegeninin Uydusu Diyon
 

Cassini Uzay Aracýnýn Son Görevi:Satürn Gezegeni