SATÜRN
Satürn güneş sisteminde Jüpiter'den sonra en büyük gezegendir. Kütlesi Yer'inkinin 95 katı, hacmi ise yaklaşık 750 katıdır. En büyüğü Titan olmak üzere tümü buz yapılı 22 uydusu vardır ve Güneş sisteminde en fazla uyduya sahip olan gezegendir. Güneş sisteminde yoğunluğu sudan az olan tek gezegendir. Eğer Satürn'ü okyanus üzerine bırakabilseydik suya batmaz, yüzerdi.
Gezegenin ekvator düzlemi, yörünge düzlemine göre 27o yatıktır. Bu nedenle gezegenin üzerinde mevsimsel değişiklikler olduğu düşünülmektedir. Gezegenin çevresinde ince, yassı ve birbirinden ayrı 7 halkadan oluşan bir dış halka sistemi vardır. Halkalar ancak birkaç yüz metre kalınlığındadır ve ekvator düzleminde sabit bir konumdadır. Halkalar değişik boyutlarda, birbirinden ayrı sayısız cisimden oluşur. Bu cisimlerin büyüklüğü ince toz zerresinden onlarca km çapındaki kütlelere kadar değişir.
Halkaları oluşturan cisimler ayrı ayrı gözlemlenememiştir, bunların varlığı güneş ışığını ve radar dalgalarını yansıtma tarzlarına bağlı olarak belirlenmiştir. Bunların yüzeyinde su buzuna rastlanılmıştır, aslında halka malzemesinin asıl hacmini su buzu oluşturur.
Satürn'ün uydusu Titan, şu anda dünyanın ilk oluşum evrelerine çok benzemektedir. Bu nedenle Titan'ın gelecekte insanoğlunun yeni adresi olabileceği düşünülüyor.
Satürn'ün Kimlik Kartı
Güneş'e Ort. Uzk.: 9,57 AB = 1,43x109km
Güneş'e E.B. Uzk.: 10,1 AB = 1508x109km
Güneş'e E.K. Uzk: 9,06 AB = 1356x109km
Ekv. Yörüngeye Eğikliği: 26,7°
Ekv. Çapı: 120,536 km = 9,449 Ryer
Kütle: 5685x1026kg = 95,16 Myer
Ort. Yoğ.: 687 kg/m3
Kurtulma Hızı: 35,5 km/sn
Yörünge Dışmerkezliği: 0,053
Yörüngenin Ekliptiğe Eğimi: 2,48°
Yansıtma Gücü: 0,46
Kavuşum(Sinodik) Dönemi: 378 gün
Ort. Yörünge Hızı: 9,64 km/sn
Satürn,
Güneş'e uzaklık olarak
altıncı gezegendir.
Güneş Sistemi'nde,
Jüpiter'den sonra ikinci büyük
dev gezegen olup, kütlesi, geriye kalan altı küçük gezegenin toplamından daha fazladır.
Jüpiter,
Uranüs ve
Neptün'le birlikte,
gaz devleri olarak sınıflandırılmaktadır.
Güneş etrafındaki yörüngesinin boyutları,
Jüpiter'in yörüngesinin iki katı olup, büyüklüğü ve yüksek albedosu ile
Yer'den çıplak gözle bakıldığında, oldukça
parlak görülmektedir.
Satürn'ü diğer gezegenlerden farklı kılan en önemli özelliği, çevresini saran muhteşem
halka sistemidir.
Satürn sistemi; halkaları, uyduları ve gezegeni birleştiren benzersiz bir
ortamdır.
Satürn,
hidrojen ve küçük oranlarda
helyum, az miktarda diğer elementlerden meydana gelmektedir.
Satürn,
kaya ve
buzdan oluşan küçük bir
çekirdek,
ince bir
metalik hidrojen tabaka ve
gazdan bir
dış tabaka ile kuşatılmıştır.
Dünya'nın aldığı
Güneş ışığının, sadece 1/90'ını almakta olan
Satürn,
Güneş'ten aldığı enerjinin, %80'inden daha fazlasını yaymaktadır.
SATÜRN'ÜN ATMOSFERİ
Belirgin bir halka yapısı dışında, Satürn; Jüpiter'e çok benzer bir gezegendir. Ekvator çapı, Jüpiter'den çok az küçük, ancak kütlesi, Jüpiter kütlesinin sadece %30'u kadardır. Her iki gezegen de, eksenleri etrafında diferansiyel dönme gösteren dış katmanlara sahiptir ve ekvatordaki dönme süreleri, kutuplardakinden daha kısadır.
Yer'den yapılan tayfsal gözlemler ve uzay araçlarından alınan veriler, her iki gezegenin de, hidrojen ve helyumca zengin, derin atmosferlere sahip olduklarını göstermiştir. Ayrıca az miktarda metan(CH4), amonyak(NH3) ve su buharı(H2O) içermektedirler. Bu benzerliklerden hareketle, Satürn atmosferinde de, aynı Jüpiter atmosferindeki gibi 3 farklı bulut katmanının var olduğu düşünülmektedir. Buna göre en üstte, donuk amonyak (NH3) kristalleri içeren üst bulut katmanı, onun altında amonyum-hidrosülfit (NH4 SH) kristallerinden oluşma bir orta bulut katmanı ve en altta ise, su buzul kristalleri tarafından şekillendirilen bir bulut katmanı yer almaktadır. Her ne kadar iki gezegenin atmosfer yapıları benzer olsa da, dış görünüm olarak fazlaca bir benzerlikten bahsetmek mümkün değildir.
Satürn bulutları, Jüpiter'de izlenen belirgin renk farklılıklarından yoksundur.
Yer'den ve uzay araçlarından elde edilen
Satürn görüntüleri,
Jüpiter'deki kadar belirgin ve farklı renkli kuşak yapıları göstermemektedir (Şekil 11).
Ayrıca
Jüpiter'de izlenen
Büyük Kırmızı Leke gibi uzun ömürlü fırtına yapıları,
Satürn atmosferinde izlenmemektedir. Çok ender olarak, birkaç gün veya hafta süren (Şekil 12) fırtına yapılarına rastlanmaktadır. Hubble Uzay Teleskobu tarafından 1994 yılında kaydedilen, ekvator bölgesi civarındaki bu fırtına benzeri yapılar, son 200 yıl boyunca, ancak 20 defa görülebilmiştir.
Satürn ve
Jüpiter'in dış görünümleri arasındaki farklılıklar, her iki gezegenin kütleleri arasındaki fark ile açıklanabilmektedir.
Jüpiter'in yüksek
yüzey çekimi, 3 ayrı bulut katmanını, 75 km kalınlıklı bir
üst atmosfer tabakasına sıkıştırmış durumdadır.
EKVATORDA RÜZGAR: 1800 KM/SA'TE ULAŞIR Satürn'ün daha düşük kütleye ve yüzey çekimine sahip olması nedeniyle, bulut katmanları daha az sıkışmıştır ve 300 km kalınlıklı bir
üst atmosfer tabakasına dağılmıştır(Şekil 13).
Satürn'ün bulutları, atmosferinin daha derinlerinde yer aldığından ve üstleri daha kalın
sis katmanları ile kaplı olduğundan, görünümünde belirgin
renk farklılıkları gözlenmemektedir.
Satürn bulutlarındaki bazı belirgin yapıların izlenmesiyle, üst atmosfer katmanlarındaki
rüzgar hızları belirlenmiştir.
Jüpiter'de olduğu gibi doğu-batı doğrultusunda
zıt yönlerde esen hakim rüzgar bantları gözlenmiştir. Ancak rüzgar hızları,
Jüpiter'deki değerlerden belirgin bir ölçüde daha büyüktür ve ekvatorda,
1800 km/sa gibi yüksek değerlere ulaşabilmektedir.
SATÜRN'ÜN İÇ YAPISI Satürn'ün ortalama yoğunluğu, sadece 687 kg/m3dür. Bu değer
, Jüpiter'in ortalama yoğunluğunun ancak yarısı kadardır ve
Güneş Sistemi'nde bilinen en düşük ortalama yoğunluk değeridir.
Satürn'ün bu düşük yoğunluğu, büyük ölçüde
hidrojen ve
helyumdan oluştuğunun açık bir delilidir.
Satürn'ün düşük kütlesi,
hidrojen ve
helyumun kütle çekim etkisi altında,
Jüpiter'e oranla daha az sıkıştırılmış olmalıdır.
Satürn, Güneş sisteminde, dönmeden dolayı,
basıklIk değeri, en yüksek olan gezegendir.
Gezegenin basıklığı, % 9,8'dir ve ekvator çapı, kutup çapından %9,8 daha büyüktür.
Basıklık, bir gezegenin ne derece hızlı döndüğünün, içerdiği madde miktarının ve bu maddenin hacmi boyunca nasıl dağıldığının bir göstergesidir.
Satürn, kabaca
Jüpiter ile aynı
dönme süresine, ancak daha düşük bir kütleye sahiptir. Dolayısıyla, daha düşük kütle çekimine sahip olduğundan, yüksek dönme hızı altında,
ekvatoryal şişkinliği daha büyük olmaktadır.
Detaylı model hesapları sonucunda,
Satürn'ün kütlesinin %10'unun, merkezindeki
kayalık çekirdeğinde toplandığı düşünülmektedir. Bunun üzerinde
sıvılaşmış buz(su, amonyak, metan ve bunların bileşikleri) içeren bir
dış çekirdek katmanı bulunmaktadır.
Dış çekirdek,
Jüpiter'de olduğu gibi, ancak kalınlığı daha düşük bir
sıvı helyum ve
sıvı metalik hidrojen manto ile sarılıdır.
Manto ise, en dışta normal
helyum ve
hidrojen içeren bir katman tarafından sarılmış durumdadır (Şekil 14).
Jüpiter ile karşılaştırıldığında,
daha düşük kütleye, çekime ve iç basınca sahip olan
Satürn'ün,
sıvı metalik hidrojen içeren
manto katmanı, doğal olarak
daha incedir.
SATÜRN: JÜPİTER'DEN DAHA FAZLA "KIZIL ÖTESİ ENERJİ" YAYMAKTADIR
Satürn, Jüpiter'de olduğu gibi
Güneş'ten aldığı enerjiden daha fazlasını yaymaktadır. Bu ise, her iki gezegenin de birer
iç ısı kaynağı olduğu anlamına gelmektedir.
Jüpiter'in yüksek kütlesi nedeniyle, oluşumundan bu yana içinde hapsettiği
ısısal enerjiyi, çok yavaş bir şekilde geri yayınlamaktadır. Yani diğer gezegenlere oranla çok daha yavaş soğumaktadır. Bu enerji, uzaya
kızıl öte ışınım olarak yayınlanmaktadır.
Satürn, Jüpiter'e oranla daha düşük kütleye sahip olduğundan, oluşumundan bu yana hapsettiğini; daha
hızlı yaymış olmalıdır. Dolayısıyla
Satürn'ün, şu anda daha düşük bir
kızıl öte ışınım yaymasını beklemekteyiz. Ancak
Satürn, Jüpiter'e oranla, birim kütle başına %25 daha fazla
kızıl öte enerji yaymaktadır.
Satürn'ün bu fazladan enerji kaynağının incelenmesi, ilginç sonuçlar da ortaya çıkarmıştır.
1980'de
Voyager yakın geçişleri öncesinde, astronomlar,
Jüpiter ve
Satürn'ün,
Güneş bulutsusundaki kimyasal bileşimi, büyük oranda korumuş olduklarına inanıyorlardı. Bu kimyasal bileşimin, şu anda da
Güneş'te izlenen oranlarla aynı olduğu kabul edilmektedir.
Galileo uzay aracının,
Jüpiter'den aldığı ölçümler de, bu beklentiyi doğrular nitelikteydi.
Jüpiter,
%86,2 hidrojen, %13,6 helyum ve
%0,2 oranında diğer
elementlerden oluşmaktadır. Buna karşılık
Voyager ölçümleri sonucunda,
Satürn'ün,
helyumca oldukça
fakir olduğu ortaya çıkmıştır.
Satürn atmosferinin,
%96,3 hidrojen, %3,3 helyum ve
%0,4 oranında diğer
elementlerden oluştuğu görülmüştür.
SATÜRN'DEKİ DÜŞÜK HELYUM ORANIN SEBEBİ: HELYUM YAĞMURLARI Satürn ve
Jüpiter, aynı
Güneş bulutsusundan oluştuklarına göre,
Satürn'de izlenen
düşük helyum oranının nedeni ne olabilir?
Satürn'de izlenen artık
kızıl ötesi ışınımına ve atmosferindeki düşük
helyum oranına yapılabilecek en mantıklı açıklama;
Satürn'ün,
Jüpiter'e oranla daha düşük bir kütleye sahip olmasıdır. Buna göre
Satürn, kütlesine oranla, aslında daha
hızlı soğumuştur. Ancak, hidrojence zengin
üst katmanlarında, aniden düşen sıcaklık etkisiyle sıvı damlacıkları halinde hızla yoğunlaşan
helyum, gezegenin daha derin katmanlarına yağış yoluyla inmiş ve atmosferinde gözlenen düşük
helyum oranına neden olmuştur. Daha sıcak
iç katmanlara yağışla ulaşan bu
helyum, artan sıcaklığın etkisi ile tekrar
hidrojen içinde çözünmüştür.
Helyum damlaları, iç katmanlara ulaştıkça, çekimsel potansiyel enerjilerini, ısı enerjisi olarak yaymışlar ve iç ısının artmasına katkıda bulunmuşlardır. Yapılan hesaplamalar,
helyum yağmurlarının, bundan 2 milyar yıl önce
Satürn atmosferinde gerçekleşmiş olduğunu göstermektedir. Bu süreçle yayılması gereken ek
ısı enerjisi miktarı, bugün gözlenmekte olan artık
kızıl öte ışınım miktarı ile uyum göstermektedir.
Satürn Güneş sisteminin güneşten uzaklık sırasına göre 6. gezegenidir. Büyüklük açısından Jüpiter’den sonra ikinci sırada gelir. Adını Roma tarım tanrısı Saturnus’tan alır. Arapça kökenli Zühal adı Türkçe’de giderek daha az kullanılmaktadır. Sekendiz olarak da bilinir. 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.
Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır. 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. Beyazlık 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 ise Jüpiter ile birlikte, adını yine Jüpiter’den alan Jovian gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş’i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayf ölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir. Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn’ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn’de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır. Satürn’ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir ‘buz’ ve ‘kaya’ tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur. Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir. Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır. Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10.000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn’ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir. Satürn’ün merkezinde sıcaklığın 12.000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir.
Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır. Hidrojen 3 ila 4 Mbar’dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Jüpiter’de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20.000 km.lik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır. En dışta, gezegenin hacminin %90′ını oluşturan en az 30.000 km. kalınlığında moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir.
Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir. Satürn atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter’e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süper akışkan 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
