Cevap Yaz Yazdır
Güncelleme: 15 Mayıs 2017  Gösterim: 17.129  Cevap: 36

Gezegenler - Satürn

nünü
27 Mart 2008 10:05       Mesaj #1
nünü - avatarı
Ziyaretçi
Satürn
Güneş Sisteminin ikinci büyük gezegeni olan Satürn’ün yarı çapı 60400 km dir ve 1.433.000.000 km lik mesafe ile güneşe yakınlıkta 6. sıradadır. Gezegen teleskopla incelendiğinde yeşilimsi bir renkte görünür ve çıplak gözle görülebilen en uzak gezegendir. Neredeyse tümü gazlardan oluşan bu gezegenin yoğunluğu çok küçüktür. Ortalama 700 kg/m3 yoğunluğu ile Güneş Sistemi’nde en küçük yoğunluğa sahip olan gezegendir. Güneşe olan uzaklığı nedeni ile yüzey sıcaklığı yaklaşık olarak -150 Cº dir. Vogayer aracından alınan kızılötesi bilgilere dayanılarak gezegendeki hidrojen/helyum oranı 9/1 olarak saplanmıştır. Satürn’ün çevresine yaydığı ısı enerjisi güneşten aldığı ısı enerjisinden daha fazladır.

Sponsorlu Bağlantılar
Gezegenin çevresindeki halkalar yıllarca bir sır olarak kalmış ve gezegene insanların büyük ilgi göstermesine neden olmuştur. Bu halkalar ilk olarak Galileo uzay aracı tarafından gözlenmiştir fakat ne olduğu ancak Huygens tarafından 1655′te açıklanmıştır. Gezegen çevresinde araştırma yapan sondalar. Halkaların yapısı ve içeriği hakkında bize bazı bilgiler verdi. Bu bilgilere dayanılarak en dıştaki halkadan en iç teki halkaya doğru sırası ile A, B, C, E, F ve G isimleri verilmiştir. Bu araştırmalarda halkaların sanıldığından daha karmaşık bir yapıya sahip olduğu ve çok sayıda çemberden oluştuğu anlaşıldı. Halkaların arkasındaki yıldızların parlaklığı görülebildiği için halkaların genişliğinin yalnızca 20 km kadar olabileceği tahmin edilmektedir. Ayrıca halkaların oluşumu hakkında, evrende daha önceleri başıboş dolaşan ufak meteor ve buz parçaları gibi değişik cisimlerin Satürn’ün çekim alanına yakalanmaları sonucu oluştuğu tahmini kabul edilmektedir.
Ad:  sat1.jpg
Gösterim: 1124
Boyut:  32.6 KB

Gezegenin bilinen 17 tane uydusu vardır. Keşfedilen ilk uydusu 1655 yılında bulunan Titan dır.Titan aynı zamanda Satürn’ün en büyük uydusudur. Titan, yoğun ve portakal renkli bir atmosfere sahiptir.Yüzey basıncının 1,5 atmosferden daha fazla olduğu tahmin edilmektedir. Atmosferin yapısında azot, metan ve %12 oranında argonla az miktarda moleküler hidrojen içerir. Gezegenin tüm uydularının yüzeyleri çarpışma izleri ile doludur. Titanın ile birlikte 8 uydunun keşfinden sonra Voyager sondası ile 8 yeni uydu daha keşfedildi.Yeni keşfedilen küçük uyduların şekillerinin ve yörünge hareketlerinin daha düzensiz olduğu anlaşılmıştır.

Güneşe Olan Uzaklığı 1.433.000.000 km
Yarı Çapı 60400 km
Kütlesi 568.46 x 10 24 kg
Yoğunluğu 687 kg/m3
Atmosferik Basınç —-
Sıcaklığı -150 Cº
Görünür Parlaklığı -2.0 m
Güneş Etrafında Dönme Süresi 29.44 yıl
Kendi Ekseninde Dönme Süresi 10.656 saat
Dönme Hızı 9.69 km/sn


Son düzenleyen Safi; 26 Mart 2016 23:11


Misafir
22 Ağustos 2009 10:26       Mesaj #2
Misafir - avatarı
Ziyaretçi
Gözlem koşulları:

Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Saturn daha sönük görülür. Yaklaşık 12.5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle yılın büyük bir bölümünde gökyüzündedir. Yörüngesinde çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Her 15 17 yılda bir Dünya Satürn'ün halkalarını düzleminden geçer bu durumda halkalar görülemez. Satürn'ün uydularından sadece Titan ve Rhea orta boy teleskoplar ile görülebilir.

Eski zamanlarda bilinen en dış gezegene, Jüpiter’in babası Satürn’ün ismi verilmişti. Jüpiter kadar parlak olmayan bu gezegenin renginin sarımtıraklığı ona sanki kurşundanmış gibi bir hava verir. Ayrıca yıldızlara göre çok yavaş hareket etmektedir; bu yüzden ona hain sıfatını yakıştıranlar çıkmıştır. Ancak bir teleskopla bakıldığında, hiç tartışmasız gökyüzündeki en güzel cisim odur.

Onu benzersiz yapan halkalarıdır. Bugün bütün devrelerin halka sistemleri olduğunu biliyoruz; ancak hiçbiri Satürn’le yarışamaz. Bu halkalar, ilginin gezegenin kendisinden sapmasına neden olur. Zaten, yüzey şekillerinin etkileyici bir tarafı olmadığı da bir gerçek. Satürn temelde Jüpiter’e benzer; onun da bulut kuşakları ve lekeleri vardır, ancak gözlemlenebilecek etkinlik çok daha azdır.
Ad:  sat2.jpg
Gösterim: 916
Boyut:  11.4 KB

Geçtiğimiz yüzyılda bile, Jüpiter ile Satürn’ün birer minyatür yıldız olduğu fikri hakimdi. R.A Proctor’un 1882 yılında yazdığı, Satürn ve Sistemi adlı kitabından alınan şu bölüme bir bakalım:

“Gezegenin yüz binlerce kilometre kare genişliğindeki yüzeyi içsel güçler tarafından yarılmış olmalıdır. Aşağıdan çıkan kuvvetli su buharı çok yükseklere kadar fışkırarak ya gezegenin yüzeyini örten bulut katmanıyla birleşiyor ya da kendi bir bulut kümesi oluşturuyordur. Bu küme, aşırı büyüklüğü veya kendini oluşturan maddelerin etrafını çeviren diğer bulutlarınkinden farklı oluşuyla ayırt edilebilir. Böyle bir oluşum Jüpiter üzerinde, Fransa kadar büyük bir kaplayabilirken; iş Satürn’e gelince alan, Rusya kadar olabilir ki bu da bizim en güçlü teleskopumuzla fark edebileceğimiz bir büyüklüktür. Bu durumda, iki gezegen de görünürde sakin bir tavır sergilerken, aşağıda yani yüzeylerinde kargaşanın en büyüğü yaşanıyor olabilir. Hepsi Yorkshire büyüklüğünde binden fazla farklı bölge olsa, tüm yüzey o sakin halini bırakıp kaynayan metale benzer bir görüntü alabilir; ancak bu tür bölgelerin üzerinde oluşacak büyük bulut kütleleri, alttaki yüzeyin hareketliliğini kapatıyor olabilir. Bu durumda en güçlü teleskoplarımızla bile en ufak bir değişim belirtisi göremeyiz. Ve Satürn bu arada biz görmeden daha da çalkantılı bir hal alıyor olabilir.”

Hiçbir şey gerçeğe bundan daha uzak olamaz; ancak Proctor’un, içinde bulunduğu koşullarda böyle bir tablo çizmesi de son derece normal. Satürn, Jüpiter’den oldukça küçüktür; çapı ekvatorda 120.500, kutuplarda ise 108.750 km kadardır. Güneş ile arasındaki mesafe de bayağı uzaktır. Güneş’ten ortalama uzaklığı 1.425.500.000 kilometredir; bu da Dünya’ya hiçbir zaman 1.200.000.000 kilometreden fazla yaklaşamayacağı anlamına gelmektedir. Dolanım hızı saniyede 9,6 kilometre; dolanım süresi ise 291/2 yıldır. Bu Satürn’ün neden gökyüzünde yavaş hareket ediyor gibi göründüğünü açıklıyor. Kendi ekseni etrafında dönüş hızı yüksektir (101/4 saat); dolayısıyla bir Satürn yılında, 25.000 Satürn günü vardır. Ayrıca dönüş hızı, gezegenin her yerinde eşit değildir; Jüpiter’de olduğu gibi, ekvatorda hızlı; kutup bölgelerinde ise daha yavaştır.

Satürn, Jüpiter dışındaki diğer gezegenlerin hepsinden çok daha büyüktür. Satürn’ün hacmi Dünyanınkinin 700 katıdır; oysa yoğunluğu çok düşük olduğundan kütlesi sadece 95 kat daha fazladır. Aslında gezegenin tümünün yoğunluğu, sudan azdır. Demek istediğim, uygun bir okyanus bulup Satürn’ü içine bırakacak olsanız, yüzecektir. Kurtulma hızı yüksekken (35,4 km), yüzeyde kütle çekim kuvveti düşüktür. Kütle çekimi, sadece cismin kütlesine bağlı değildir; cismin büyüklüğü de önemli bir faktördür. Eşit kütleli iki cisim düşünelim; küçük ve dolayısıyla daha yoğun olanın yüzey çekimi daha güçlü olacaktır. Bunun nedeni, onun üzerinde duracak bir gözlemcinin, kürenin merkezine daha yakın olacak olmasıdır. Gazlı yüzeyinde birinin dikelebileceği düşünülemez ama böyle birşey mümkün olsaydı Dünya üzerinde 90 kilo gelen bir kişinin ağırlığı Satürn’de 100 kilo kadar olacaktır. Güneş sisteminde bir Dünyalının kendini, rahatsız edecek kadar ağır hissedeceği tek gezegen Jüpiter’dir.

Satürn yapısal olarak Jüpiter’den pek de farklı değildir. Ancak çekirdeğindeki sıcaklık biraz daha düşüktür; bu değerin 15.000 C (27.000.000 F) kadar tahmin edilmektedir. Yapılan son teorik çalışmalar, çekirdeğin katı kısmının Dünya’dan daha büyük olduğunu göstermektedir. Çekirdeğin üzerinde sıvı metalik hidrojenden oluşan bir katman; onun üzerindeyse sıvı moleküller hidrojenden oluşan bir katman vardır. Sonra da sıra üst bulutlarını bizim de gördüğümüz atmosfere gelir. Bulutlardaki helyum oranı sadece yüzde 6 kadardır; gerisi sizin de tahmin edebileceğiniz gibi esas olarak hidrojendir. Satürn, Güneş’e Jüpiter’den çok daha uzak olduğundan, üst bulutlarının Jüpiter’inkilerden daha soğuk olması beklenir; nitekim öyledir de. Buradaki sıcaklığın -180
C yani -240
F kadar olduğu sanılmaktadır. Üst atmosferdeki amonyağın büyük bir kısmı donmuş haldedir. Ayrıca yapılan spektroskobik gözlemlerde donmuş metana da rastlanmıştır ki, metan kolay donan bir gaz değildir.
Ad:  sat3.jpg
Gösterim: 863
Boyut:  8.1 KB


Gezegenin üzerinde bir şeyler görmek istiyorsak, iyi sayılabilecek bir teleskop kullanmamız gerekir. Satürn’ün, Jüpiter’in sakin zamanlarını hatırlatan bir görüntüsü vardır; ancak sonuç itibarıyla Satürn daha iyi huyludur. Kuşaklar yuvarlak hatlıdır; ekvator bölgesi genellikle parlak krem renklidir; Jüpiter’in Kızıl Benek’iyle karşılaştırılabilecek herhangi bir oluşum da yoktur. Kutuplar genellikle loştur ve hiçbir yerinde canlı renklere rastlanmaz.

Satürn de Jüpiter gibi etrafa Güneş’ten almış olabileceğinden çok daha enerji yayar. Ancak Jüpiter’e göre küçük olan Satürn’ün oluşumundan bugüne soğumak için yeterli zamanı olmuştur; dolayısıyla bu, Jüpiter’inkinden farklı bir nedene dayanıyor olabilir. En çok kabul gören görüş, sıcaklığın sıvı helyum damlacıklarının daha az yoğun hidrojenin içinden geçerek aşağıya, çekirdeğe doğru hareket etmeleri sonucu, çekimsel olarak oluştuğudur. Bu açıklama tatminkâr değil; ancak bugüne kadar daha iyisini yapan da çıkmadı.

Büyük patlamalar nadiren görülür; ancak ekvator bölgesi civarında ara sıra beyaz beneklere rastlandığı olur. Bunlardan ilk kayda geçeni 1876 yılındakilerdir; 1903’te bir tane daha görülmüştür. Bir sonraki olan 1933’teki öncekilerden çok daha etkileyiciydi. Bu beneği, o yılın Ağustos ayında keşfeden kişi amatör bir gözlemci olan W.T. Hay’di; bu İngiliz, bugün sahne ve sinema komedyeni olarak hatırlanan ünlü Will Hay’den başkası değildir. Bu olay şöyle gelişti: Beyaz benek yavaş yavaş uzadı; üzerinde bulunduğu alanın rengi ise koyulaştı. Baş tarafı belirsizleşirken, arka tarafı keskin hatlı bir şekil aldı. Kraliyet Gök BilimcisiSir Harold Spencer Jones, bu durumu “gördüğümüz yüzeyin altında meydan gelen bir volkanik patlama sonucu püsküren bir miktar madde, kendinden daha hızlı hareket eden bir hava akımıyla karşılaştı; onlar akım ile ileri taşınırlarken, sonradan püskürmeye devam eden maddeler de arka ucu oluşturdular.” diye açıklamıştı. Leke zamanla soluklaştı; birkaç ay sonra da gezegenin çevresinde uzanan parlak bir alandan başka bir şey değildi; sonra da tamamen kayboldu.

1960’ta görülen beyaz benek önceki kadar çarpıcı değildi; ancak gezegeni gözlemleyenler 1990 yılında çok zevkli anlar geçirdiler. Eylül ayının 25’inde, Amerikalı bir amatör olan Stuart Wilber, eskileriyle hemen hemen aynı boylamda yeni bir beneğin parladığını gördü. Daha sonra varlığı doğrulandı; zaten görülmemesi gibi bir şey söz konusu değildi. Daha sonra yaşananlar, alışıldık sırayı izledi. Benek, güçlü ekvator rüzgârlarının etkisiyle birkaç gün içinde yayıldı ve 14.500 km uzunluğunda bir bulut görünümünü aldı. Ekim’in ortalarına gelindiğinde, tüm ekvator boyunca uzanan parlak bir bölge olarak görünüyordu. Parlaklığı gün be gün soldu; birkaç ay içinde yine her şey normale dönmüştü.

Burada ilginç bir durumla karşılaşıyoruz. Elimizde beyaz beneklerin 1876, 1903, 1933, 1960, 1990 yıllarında görüldüklerine dair kayıtlar var. Görünüşlerin arasında geçen süre, sırayla 27 yıl, 30 yıl, 27 yıl ve yine 30 yıl. Bu Satürn’ün dolanım süresi olan 291/2 yıla çok yakın. Rastlantı peşinde koşmaktan hep sakınmış biri olduğum halde, bana sanki ikisi arasında Bir bağıntı varmış gibi geliyor. Bu durumda gözlemciler, 2020 yılı civarında bir beklenti içine girecekler. Benekler, Satürn’ün gördüğümüz yüzeyinin altında hüküm süren koşullar hakkında bilgi verici oldukları için önemliler. Ayrıca dönüş süresinin ölçülmesine de yardımcı oluyorlar.

Dolayısıyla yapılacak en akıllıca iş, göz alıcı halkalara fazla takılmamak ve kürenin kendisini sürekli gözetim altında tutmaktır. İyi aletlere sahip bir amatör de bu işi oldukça rahat bir şekilde kıvırabilir.

Ancak, Satürn’ü bu kadar görkemli yapan da halkalarıdır tabii ki. Küçük teleskop ile bile görülebilen halkalar, on yedinci yüzyıldan beri bilinmektedir. Ne olduklarını tam olarak anlayabilecek kadar net bir şekilde olmasa da, onları ilk gören Galileo’dur. Satürn’ü üçlü gezegen zanneden Galileo, birkaç yıl sonra gezegenin normal görünmesine ve yalnız oluşuna bir anlam verememiştir. Galileo hiç öğrenmemiş olsa da, biz bugün bu sorunun cevabını bulmuş durumdayız.

Galileo gözlemeye başladıktan kısa bir süre sonra halka sistemi Dünya’ya göre yan durmaya başladı. Bu konumda Galileo’nun ilkel teleskobuyla onu görmek imkânsızdı.

1659 yılında, büyük bir ihtimalle zamanının en iyi gözlemcisi olan Christiaan Huygens, ünlü anagramını (o zamanın astronomlarının kullandığı Latince şifreli bir yazı) yayınladı. Bu anagramda, Staürn’ün çevresinde tutulum dairesi boyunca uzanan ve hiçbir yeri gezegenin kendisine değmeyen yassı bir halka bulunduğu söyleniyordu. O ana kadar söyledikleri doğruydu; ancak kuramına, inanılmayacak kadar çok kişi karşı çıktı. Söz gelimi cizvit olan Fransız matematikçi Honoré Fabri, Satürn’ün garip görüntüsünün nedeninin, dört uydu olduğunu iddia ediyordu. Bu uydulardan ikisi, karanlık ve gezegene yakınken, diğer ikisi parlak ve gezegene uzaktı.

Huygens’in halkalarının bütün gökbilimcilere kabulü yıllar aldı. Bu dönemde yapılan çizimlerden bazıları oldukça gariptir; ancak kullanılan teleskopların kalitesi düşünülürse, bu pek de anormal değil.

İkisi parlak bir loş olmak üzere üç ana halka vardır. En dıştaki parlak halka 14.500 km genişliğindedir. İçeri doğru gidildiğinde, G.D. Cassani tarafından 1675 yılında keşfedilen ve bu nedenle Cassini Bölümü olarak anılan bir aralık gelir. Genişliği 4000 km kadar olan bu aralık, A halkasının genişliği yaklaşık 25.700 km olan parlak B halkasından ayırır. Huygens’in tarif ettiği halka, A ve B halkalarının bir birleşimidir.

A ve B halkaları birbirlerine benzemezler. B daha parlaktır ve geçirgenliği daha azdır. Aradaki farklı kaliteli küçük bir teleskopla bile görebilirsiniz. Halka sistemi biraz olsun eğik olduğunda 8 santimlik mercekli teleskopla bile Cassini Bölümü’nü görmekte zorlanılmaz. A halkasının içinde de dar bir aralık vardır; J.F. Encke tarafından keşfedildiği için onun adı verilen bu aralığı görmek çok daha zordur. Özellikle halkaları yandan gördüğümüz zamanlarda onu fark etmek zorlaşır.

B halkası ile gezegen arasında üçüncü bir halka vardır. C halkası Crêpee Halkası ve Karanlık Halka adlarıyla da bilinir. Onu ilk olarak 1850 yılında birbirinden bağımsız iki gözlemci, Amerika’da W. Bond ve İngiltere’de W.R. Dawes, görmüştür. Rahat bir şekilde görülemeyen bu halka yarı geçirgendir. Genişliği ise 19.300 km kadardır.

Uzay Çağı’ndan çok önce, öncekiler kadar net görülemeyen başka halkalar görenler de çıkmıştı. Bunlardan CrépeHlkası’ndan daha içeride olduğu iddia edilen halkaya D Halkası adı verilmiştir. Fransız gök bilimci G. Fournier’in 1907 yılında gördüğü ve ana sistemin dışında olan bir başkasına da, kafa karıştıracak biçimde yine D Halkası denmiştir. Bu konu çok sonra, Pioneer ve Voyager uzay araçlarının uçuşlarından sonra açıklığa kavuştu.

Satürn’de büyüleyici gölge etkileri görülür. Küreden yansıyan ışık, halkaları aydınlatarak onları kırıkmış gibi gösterir. Ayrıca halkaların Satürn’ün üzerine düşen gölgeleri çok rahat bir şekilde görülür, dikkatsiz gözlemciler yanılarak genellikle bu gölgeleri kuşak zannederler.

Halka sistemi daireseldir; ancak biz ona tepeden bakamadığımızdan elipsmiş gibi görürüz. Sistemin toplam çapı 272.000 km kadardır ama halkaların kalınlığı çok incedir. Bu durum, 1966, 1980 ve 1995 yıllarında olduğu gibi yan durduklarında görmek neredeyse imkânsızdır. Daha açık bir şekilde söyleyecek olursak, Dünya halka sistemiyle aynı düzleme girdiğinde, Güneş de aynı şeyi yaparsa halkaları görmek mümkün olmaz; çünkü bu durumda sadece halkalardan en dışta kalanının kenarı güneş ışığı alabilmektedir. Halkaların tamamen kaybolduğunu iddia edenler de çıkmıştır; ancak gerçek böyle değildir. Halkalar, sırayla 13 yıl 9 ayda ve 15 yıl 9 ayda bir yan konuma geliyorlar. Bu eşitsizliğe Satürn’ün yörüngesinin dışmerkezliliği neden oluyor. Kısa olan aralık boyunca Satürn’ün güney kutbu Güneş’e doğru eğik oluyor; bu durumda kuzey yarım küre halkaların ardında kalıyor. Satürn, günberi noktası civarındayken göreceli olarak en hızlı hareket ettiği zamanları yaşıyor. Daha uzun olan aralık boyunca ise kuzey kutbu Güneş’e dönük oluyor; bu sefer de güney yarım küre görülemiyor. Bu devre içinde Satürn, günöte noktasından en yavaş hızıyla geçiyor. Halkalar, Satürn’ün ekvator düzleminde bulunuyorlar; ancak ekvator düzlemi, yörünge düzlemine göre 261/2 kadar eğik.

Ana halkalardan A ve B’nin yekpare ve katı bir görüntüsü vardır; dolayısıyla teleskop ile bakan ilk gözlemcilerin onları sert levhalar zannetmeleri son derece doğaldır. Tabii herkes aynı fikirde değildi; söz gelimi J. Cassini1705’te, halkaların, Satürn çevresinde dönmekte olan küçük parçacıklar olduğunu iddia etmişti. Ancak bu oturaklı tahmin, on dokuzuncu yüzyıla kadar doğrulanmadı.

Fransız Edouard Roche 1848 yılında, kütle çekimi yok denebilecek kadar az olan bir cismin, bir gezegene (veya başka bir cisme) çok yaklaşması durumunda parçalanacağını kanıtladı. Bu tehlikeli alanın kenarı Roche sınırı olarak bilinir. Sınırı, ilgili gezegenin büyüklüğü ve kütlesi beliler. Halkalar, Satürn’ün Roche sınırı içindedirler; bu da katı veya sıvı olmaları halinde parçalanacakları anlamına gelir. Bu iddia, 1875 yılında James Clerk Maxwell tarafından matematiksel olarak kanıtlanmıştır. Ondan yirmi yıl sonra J.E Keeler, spektroskop kullanarak yaptığı gözlemlerden, halkaların iç kısımlarının Satürn’ün çevresinde dıştakilere göre daha hızlı dönüyor olduğu sonucu çıkardı. Tabii bu da Kepler Yasası’na uygun bir durumdu. Yani her bir parçacık kendi başına birer aycıkmış gibi davranıyordu.

1979’dan önce, halkaların az çok yassı ve düzgün olduğu varsayılıyordu. Uzay araştırmaları sonucunda gerçekte öyle olmadığı anlaşıldı. İlk baskını Pioneer 11 yaptı. Daha önce de bahsettiğimiz gibi, bu sonda 1973’te Jüpiter’i incelemek üzere fırlatılmıştı. Satürn, önceden planlanmış bir hedef değildi; ancak bu karşılaşma çok yararlı oldu; çünkü o zamanlar hiç kimse sondaların, Satürn’ün çevresindeki enkaz ile çarpışmanın yol açabileceği tehlikenin büyüklüğü konusunda bir fikre sahip değildi. Pioneer’ın bulutların 21.000 km kadar üzerinden geçmesi planlanmıştı; öyle de oldu. Böylece hayatta kalma şansı yüzde 99’dan yüzde 1’e düşmüş oldu. Neyse ki hiç yara almadan kurtuldu.

1980 ve 1981 yıllarında, 1979’daki Jüpiter ziyaretlerini bitiren ilk Voyager, Satürn’e geldi. Bu iki Voyager bibirinin eşiydi ancak Jüpiter’den ayrıldıktan sonra farklı roller üstleniyorlardı. Voyager 1 sadece Satürn’ü değil, gezegenin en büyük uydusu Titan’ı incelemek üzere programlanmıştı. Titan’ın bir atmosfere sahip olduğu biliniordu; bu bakımdan özel ilgiyi hakeden bir uyduydu. Sonda, Titan’ı incelemek için tutulum dairesi düzleminden ayrılacaktı; bu durumda da ileride başka bir gezegenle karşılaşma olasılığı kalmıyacaktı. Plan işlerse Voyager 2, Titan’la ilgilenmeyecek ve önce Neptün’le sonra da Uranüs’le buluşmak üzere yoluna devam edecekti. Ancak Voyager 1’in başarısız olması durumunda, Voyager 2’nin Titan’ı incelemesi gerekecekti. Bu durumda da iki uzak devi göremeyecekti. Voyager 1, üzerine düşeni kusursuz bir şekilde yerine getirdiğinde Görev Kontrol Merkezi’ndeki rahatlamayı tahmin edebilirsiniz.

Satürn’ün kendisinin çok güzel fotoğrafları elde edildi. Gezegenin üzerinde kırmızımsı ve kahverengimsi benekler bile vardı. Ekvatora simetrik olarak esen rüzgârın hızı saatte 1500 km’yi bulur ki, bu Jüpiter rüzgârlarından bile daha hızlı olduğunu gösterir. Manyetik alanı Jüpiterinkinden yirmi kat daha zayıftır; ancak bu haliyle bile Dünya’nınkinden bin kat güçlüdür. Manyetik ekseninin, dönme ekseniyle çakıştığı belirlenmiştir. Yani bu durumda, gezegende pusulaya bakılacak olursa, ibre tam kuzeyi gösterecektir. Kutup ışıklarına da rastlanmaktadır; ama tahmin edebileceğimiz gibi Jüpiter’dekilere çok daha zayıf olacaktır.

Voyager 1 Satürn’e doğru yaklaştığında halkaların kimsenin ummadığı kadar karmaşık oldukları anlaşıldı. Binlerce ufak halkadan ve küçük boşluklardan oluşuyorlardı. Bir bütün olarak ise daha önce görülmüş hiçbirşeye benzemiyorlardı. Rahat görünen ayrımların ortaya çıkış nedeninin, uyduların, özellikle de Voyager’lardan önce en içteki olarak bilinen Mimas’ın, çekim gücü olduğu zannediliyordu. Bu belirgin birkaç boşluk için geçerli olabilirdi; ancak sistemin karmaşıklığı, tek nedenin, uyduların tedirgisi olmayacağını gösteriyordu. Satürn’ün halkalarının hareketleribugün bile tam olarak açıklanabilmiş değildir.

Cassini Bölümü boş değildir. Orada da halkacıklar veuzaydagörülen türden parçacıklar vardır. B Halkası’nda, merkezden çevreye doğru yayılan, yaklaşık 15.000 km uzunluğunda garip çubuklar görünür. Bu çubuklar, halka, gezegenin gölgesinden çıktıktan birkaç saat sonra kaybolurlar. Aslında böyle bir büçüm oluşturamamaları gerekir. Hatılarsanız Kepler Yasası şöyle der: İç kısımdaki parçacık, kendine göre dışarıda olan parçacıktan daha hızlı hareket eder. Dolayısıyla merkezden dışarıya doğru çubuk şeklinde bir oluşumun bulunmaması gerekir. Ancak oradalar ve net bir şekilde görülebiliyorlar. Benim bugünkü fikrimi soracak olursanız, bu çubukları, manyetik güçler tarafından halka sisteminin düzleminden çıkartılan parçacıklar oluşturuyor ve yükselen bu parçacıklar daha sonra manyetik alan hatları tarafından süpürülüyor. Şu anda en mantıklı açıklama bu gibi görünüyor. Dünya’dan gözlem yapan kişilerin yaptığı, eski çizimlere baktığımızda, bazılarıda bu çubukların çizili olduğunu görüyoruz.

Yeni halkalar da bulundu. Daha önce D Halkası adı verilen ve bulutların hemen üstüne kadar uzandığı söylenen halka, gerçek bir halka sayılamazdı; dağınık parçacıkların bir alandı. Ancak A Halkası’nın hemen dışında yeni bir halka bulunduğu görüldü. Büyük olasılıkla Fournier’in gördüğü halka olan bu halkaya resmen F Halkası adı verildi. F Halkası’nın örülmüş ipliklere benzeyen garip ve karmaşık bir yapısı vardı. Seyrek yapılı G Halkası ise büyük uyduların en içte olanı Mimas’la aynı yolu kullanan iki küçük ayın yani Janus ve Epimethus’un yörüngesine kadar olan bölgenin needeyse tamamını kaplıyordu. Son olarak bir de E Halkası vardı. G Halkası’ndan bile daha seyrek olan bu halkanın en parlak olduğu yer, ikinci büyük uydu olan Enceladus’un yörüngesinin hemen içinde kalan bölümdü.

Halka parçacıklarını Voyager bile net olarak gösteremedi. Ancak büyüklükleri, çakıl taşıyla birkaç metre çaplı buzblokları arasında değişiyor gibi görünüyordu. Ayrıca halkaların bulunduğu düzlemin 65.000 km aşağısına ve yukarısına kadar uzanan, seyrek yapılı bir hidrojen bulutuna da rastlanmıştı. Halka parçacıklarının bileşimine gelince, görünüşe göre parçacıklar basit su buzundan oluşuyorlardı.

Uzay Çağı’ndan önce Satürn’ün dokuz uydusu olduğu zannediliyordu. Satürn ailesi, Jüpiter’inkinden hayli farklıydı. Satürn’de dört büyük ve bir düzine küçük yerine, bir büyük (Titan) ve birçok ortaboy uydu vardı. Uydularından Rhea ve İapetus’un çapı 1500 km; Dioni ve Tethys’inki ise 1100 km kadardır. Mimas, Enceladus ve Hyperion’un çapları ise 270 km ile 480 km arasında değişir. Önceden bilinen son uydu olan Phobe’nin çapı 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 olduğu konusunda şüpheye yer bırakmaz. Ondan sonra 9 yeni uydu daha bulunmuştur. Bunlardan Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Epinetheus ve Janus, Satürn’e Mimas’tan daha yakındır. Telesto ve Calypso, Tethys ile aynı yörünge üzerinde hareket etmektedirler. Dione’nin ise Helene adlı bir Troya’lısı vardır. Bunlardan başka birkaç küçük uydu daha olduğu ve toplam uydu sayısının yirminin üzerine çıkacağı düşünülmektedir. Yeni keşfedilen uydulaın hepsi çok küçüktür; aralarında çapı 150 kilometreden büyük olan tek uydu Epimetheus’tur.

Saptanan son uydu olan Pan, A Halkası’nın ortasındaki Encke Bölümü’nün içinde hareket etmektedir. Prometheus ile Pandora’ya çoban uyduları denmektedir, çünkü F Halkası’nın iki kenarında durarak onu sabit bir şekilde tutarlar. Prometheus’un yörüngesi halkanın biraz dışından geçer; dolayısıyla halkayı oluşturan parçacıklardan daha yavaş hareket etmektedir. Bir parçacık diğerlerinden ayrılacak olursa, Prometheus onu yavaşlatarak daha içte bir yörüngeye oturmasını sağlar. Aynı şekilde içeri,Satürn’e doğru yol alan parçacıklar da Pandora tarafından hızlandırılır ve ana halkaya geri gönderilir. Janus ile Epimetheus’un eskiden aynı büyük cisim parçaları olduğu kolayca anlaşılmaktadır. Birçok bakımdan benzerlik gösterirler. Ayrıca dört yılda bir birbirlerine yaklaşırlar; bu sırada yaşanan ikili etkileşimler sonucu yörüngelerini değiştirirler. Uzayda sandalye kapma oyunu oynayan iki ay gibidirler!Küçük uyduların çoğunun şekli biçimsizdir.

Satürn’ün uydularının en büyüğü olan Titan, Ganymede’den sonra Güneş Sistemi’ndeki ikinci büyük uydudur. Küçük bir teleskopla görülebilecek kadar parlaktır. Dürbünle bile gördüğünü söyleyenler olmuştur. 1944’te, bir atmosferi olduğu belirlendei; Voyager’dan önce atmosferin esas olarak metandan oluştuğu düşünülüyordu.

8 santimlik bir mercekli teleskopla Rhea rahatça, Dione ile Tethys ise biraz daha zor görülür. İapetus’un durumu biraz gariptir; uydu Satürn’ün batısındayken, doğusundayken olduğundan çok daha parlaktır. En çok, Rhea kadar parlak görünür; ancak soluk olduğu zamanlarda 8 santimlik teleskobun menzili dışında kalır. Bu garip durum, uydunun G.D. Cassini tarafından 1671 yılında keşfedilişinden beri bilinmektedir. Bu farkın mantıklı tek açıklaması vardır. Gezegenlerin en büyük uydularının çoğu gibi, İapetheus da eşzamanlı dönmektedir. Yani, çevresinde dönmekte olduğu gezegene hep aynı yüzünü göstermektedir. Bunun nedeni gezegenin çevresindeki dolanım süresinin, kendi ekseni etrafında dönüş süresine eşit olmasıdır. Bu süre İapetheus için 79 gündür. Yani batı uzanımında her zaman, yansıtma oranı daha yüksek olan yüzü bize dönüktür.

Voyager 1’in ana hedefi olan Titan, şok yarattı denebilir. Yüzeyinin görülmesini tamamen engelleyen kalın atmosferinin, bol miktarda nitrojenden ve hatırı sayılır miktarda metandan oluştuğu belirlendi. Yüzey basıncı, Dünya’da deniz seviyesindeki basıncın birbuçuk katından daha fazlaydı. Voyager 1, uydunun 6500 kilometre kadar yakınından geçtiği halde tek görebildiğimiz, portakal renkli sis olarak adlandırılabilecek oluşumun üsy katmanıydı. Yüzey sıcaklığı -180 C (-290
F) olarak ölçülmüştü. Bu oldukça önemliydi çünkü metan gazının, Titan üzerinde katı, sıvı veya gaz halinde bulunabileceği anlamına geliyordu. Bu durum, tıpkı H2O’nun Dünya’dan, buz, sıvı su veya su buharı şeklinde bulunabilmesine benziyordu. Bizim denizlerimize pek benzemese de, Titan’da bir çeşit kimyasal maddeden oluşan denizler olabilirdi. Büyük bir olasılıkla da etan ve metanın oluşturudğu bir karışım.

Titan, haytın ortaya çıkmasına olanak vermeyecek kadar soğuk gibi görünüyor olsa da üzerinde, söz gelimi portakal renkli siste, birçok organik maddeye rastlanmıştır. Uyduda hayat için gerekli tüm koşullar varmış gibi durmaktadır. Bu konunun 2004 yılında aydınlığa kavuşması bekleniyor; çünkü uydu üzerine yumuşak iniş yapması planlanan yeni sonda, uyduya o yıl ulaşacak.

Bir konuyu daha belirtmekte yarar görüyorum. Titan’ın kurtulma hızı, bizim Ay’ımıznkiyle aynı gibidir. Ancak Titan, Ay2dan çok daha soğuk olduğundan bir atmosfer tutmayı başarabilmektedir. Çünkü sıcaklık düştüğünde, atomlar ve moleküller daha yavaş hareket ederler bu da kaçma şanslarının azalacağı anlamına gelir. Milyarlarca yıl sonra Güneş daha parlak hale geldiğinde Titan’ın, üzerinde hayatın ortaya çıkmasına olanak verecek kadar ısınacağı düşünülmektedir. Ancak o zaman da, artan sıcaklık spnucu atmosferin kısa süre içinde kaybedecektir.

Bu arada Voyager’ların, o sırada son derece ters bir konumda olan Phobe dışında, bütün büyük uyduların çok güzel fotoğraflarını çktiğini de belirteyim. M,mas’ın buzlu ve kraterli yapısı vardır. Herschel adı verilmiş büyük kraterin genişliği, uydunun çapının üçte biri kadardır. Encaladus, buzlu ve küçük kraterli düz sayılabilecek bi yüzeye sahiptir. Tethys ise neredeyse saf buzdan oluşmaktadır. Üzerinde yer alan bir hendek, uydunun yarısından çoğu boyunca uzanmaktadır. Dione, Teehys’ten azıcıkdaha büyük ama çok daha ağırdır. Yarı kürelerinin parlaklıkları birbirinden farklıdır. Yüzeyinde, birkaç parlak şekil ile iki üç büyük krater vardır. Rhea’nın yüzeyine bakıldığında, uydunun son derece yaşlı olduğu görülür. Neredeyse Jüpiter sistemindeki Callistokadar kraterli bir yapıya sahiptir. Hyperion’un durumu istisnaîdir. Şekli biçimsizdir; büyüklüğü 360 x 280 x225 kilometre kadardır; bir hamburgere benzediği söylenebilir. Satürn çevresinde bir tam dönüş yapması 21,3 gün sürer; ancak bu, kendi ekseni etrafında dönme süresine eşit değildir, yani dönüşü tutulmuş değildir. Yörüngesinde taklalar atarak ilerliyor gibi görünen Hyperion’un, dönüşünün de düzensiz olduğu söylenebilir. Bu uydunun eskiden daha büyük bir gökcisminin parçası olduğu düşünülmektedir; ancak henüz diğer yarının izine rastlanmıştır.

İapetus’un yarı kürelerinden birisi parlak ve kar kadar yansıtıcı, daha çok görünen diğeri ise karatahta kadar koyu renklidir. Kuramcılar burada, benim Zebra problemi olarak adlandırdığım bir sorun ile karşı karşıyadırlar: Zebra siyah çizgili beyaz bir hayvan mı, yoksa beyaz çizgili siyah bir hayvan mıdır? Söz konusu olan İapetus ise bu soruyu cevaplandırabiliriz. Hareketleri ve diğer uyduları üzerindekietkileri incelendiğinde, yoğunluğunun suyunkinden çok da fazla sonucuna varılmıştır. Yani uydunun büyük bölümü buzdan oluşmaktadır. Karanlık bölge ise hâlâ bir bilmecedir. Nedeninin, en dıştaki uydu olan ve elimizdeki tek ve pek de tatmin edici olmayan fotoğrafında koyu renkli ve diğer buzlu uydulara pek benzemiyor gibi görünen Phoebe’den İapetus’a gelen toz olduğu yönünde iddialar vardır. Ancak Phobe ile İapetus birbirlerine 9,5 milyon kilometreden fazla yaklaşmamaktadır.; ayrıca İapetus’un üzerindeki lekenin rengi Phoebe’nin tozlarınınkinden farklıdır. Bu durumda ya geçmişte uyduya bir kuyruklu yıldız çarpmıştır ya da bu koyu renkli madde buzlu kabuğun altından yukarı çıkmıştır.

Jüpiter’in Galilei uydularını gözlemlemeye göre çok daha zor olsa da bu uyduların da tutulmaları, geçişleri ve parçalı tutulmaları gözlemlenebilmektedir. Ancak bu olaylar küçük bir teleskop ile uydular içinde bir tek Titan izlenebilir. Bu pek de hoş bir durum değildir; çünkü küçük uyduların yörüngeleri tam olarak bilinmemektedir. Bu durumda, tutulmaların ve geçişlerin zamanları konuya biraz olsun açıklık getirebilirdi. İkili olaylara da rastlanmaktadır. Söz gelimi A.E. Levin ve L.J. Comrie, 8 Nisan 1921’de Titan’ın gölgesinin Rhea’nın üzerine düşmesi sonucu yaşanan tutulmayı gözlemlemişlerdir.

Pickering, Phoebe’yi, Harvard College Gözlemevi’nin güney istasyonu olan Peru’daki Arequipa Gözlemevi’nin 60 santimlik teleskobuyla keşfetmiştir. Altı yıl sonra yörüngesi Rhea ile Titan’ın yörüngeleri arasında yer alan yeni bir uydu bulunduğunu açıklayan Pickering, bu uyduya Themis adını vermiştir. Ancak bulunduğu açıklandığı andan itibaren varlığından kuşku duyulmayan bu uyduyu bir daha gören çıkmamıştır. Bu durumda hiç var olmadığı da söylenebilir.

Ansiklopedi
Son düzenleyen Safi; 26 Mart 2016 23:13
5 Aralık 2010 12:47       Mesaj #3
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI
Cassini, Rhea'nın Uçuk Atmosferini Keşfetti

NASA’nın Cassini uzay aracı Satürn’ün buzlu uydusu Rhea’nın etrafında, oksijen ve karbondioksitten oluşan, egzosfer olarak bilinen oldukça zayıf atmosfer keşfetti. İlk defa bir uzay aracı doğrudan Yer’den sonra başka bir gök cisminin her ne kadar çok ince de olsa atmosferinde oksijen molekülü keşfetti.


Rhea’nın üzerinde Satürn’ün manyetik alanı dolanırken oksijen görülmektedir.Bunun nedeni gezegenin manyetik alanında tuzaklanan enerjik parçacıkların uydunun su-buz yüzeyine akması ve burada kimyasal tepkimeler gerçekleştirerek oksijenin açığa çıkmasını sağlamasıdır.

Karbondioksitin kaynağı ise tam kesin değildir. Karbondioksitin kaynağı tamamen bir bilmecedir. Bu bilmecenin uydunun uzaktan yapılacak gözlemleriyle çözülmesi beklenmektedir. Karbondioksitin varlığı kuyrukluyıldızlarda da olduğu gibi ilkel Güneş bulutsusundan tuzaklanmış kuru buz olabilir. Ya da uyduda var olan su buzu içinde tuzaklanmış organik moleküllerin ayrışmasıyla ortaya çıkmış olabilir. Karbondioksit ayrıca uydunun yüzeyine çarpan karbonca zengin küçük göktaşlarından da kaynaklanıyor olabilir.

Uydunun yüzeyindeki oksijen yoğunluğu Yer’dekinden yaklaşık beş trilyon kat daha az olarak hesaplanmıştır.Ama yüzeydeki ayrışmadan dolayı ortaya çıkan oksijen, Merkür ve Ay’ın egzosferinden kabaca 100 kat daha fazla yüzey yoğunluğuna sahip olmasını sağlamaktadır. Bu karbondioksit ve oksijen oluşumu yüzeyinde karmaşık bileşiklere sahip evrendeki birçok buzlu gökcisminde de aynı şekilde oluyor olabilir.Her ne kadar Rhea çok soğuk ve yaşam için gerekli olan sıvı sudan yoksun olsa da yaşam için aranan özelliklerden birine sahiptir. Varolan oksijen, uydunun yer altında var olabilecek bir okyanus yaşamının olduğunu gösterebilir.

Fakat Rhea’da henüz bir okyanus saptanmamıştır.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 kalın nitrojen metan atmosfere sahiptir.Fakat bunun yanında atmosferi çok az da olsa karbondioksit ve oksijen içermektedir.

Bilim insanları, Hubble Uzay Teleskobu ve Jüpiter’in buzlu uydularını araştırmak için fırlatılan NASA’nın Galileo uzay aracının uzaktan gözlemleri ile Rhea’da çok ince oksijen ve karbondioksit atmosfer olduğundan şüpheleniyorlardı.Diğer Cassini gözlemlerinde ise moröte bombardımandan sonra Satürn’ün buzlu halkasındaki parçacıklardan kaçan oksijen saptanmıştı. Uzay aracı tarafından doğrudan gözlem ise uydunun 101 kilometre yakınından geçmesiyle gerçekleşmiştir.

26 Kasım 2005, 30 Ağustos 2007 ve 2 Mart 2010 tarihlerinde uzay aracında bulunan iyon ve nötr kütle tayfölçeri ve Cassini plazma tayfölçeri tarafından alınan verilerin birleştirilmesiyle bu yeni çalışma ortaya çıkmıştır. İyon ve nötr tayfölçer oksijenin yoğunluğunu bir metre küpte yaklaşık 50 milyar molekül, karbondioksiti ise bir metre küpte yaklaşık 20 milyar olarak saptamıştır. Plazma tayfölçeri ise pozitif ve negatif iyonların akımı ile oksijen ve karbondioksitin kütlelerini karşılaştırmıştır.

Kaynak:Cassini(01 Aralık 2010)
Son düzenleyen nötrino; 13 Mayıs 2016 00:28
15 Haziran 2011 12:17       Mesaj #4
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI
Satürn Gezegeninde Dev Fırtına

Ad:  eso9014a.jpg
Gösterim: 760
Boyut:  44.9 KB
ESO’nun Çok Büyük Teleskobu (VLT) ile NASA’nın Cassini uzay aracı birlikte çalışarak Satürn gezegeninin atmosferinde nadir görülen bir fırtınayı şimdiye dek mümkün olmayan oldukça ayrıntılı bir şekilde görüntüledi. Uluslararası bir ekip tarafından yürütülen yeni çalışma Science dergisinin bu haftaki sayısında yayınlanacak.

Normalde Satürn gezegeninin atmosferi sakin ve durgun görünür. Fakat yaklaşık olarak her Satürn yılında bir (yaklaşık 30 Dünya yılı), dev gezegenin kuzeyine bahar mevsimi geldiğinde bulutların altında bir şeyler gezegen-boyunca karışıklığı başlatan çarpıcı bir çalkantıya sebep olmaktadır=>Eso9014

Buna benzer en son fırtına ilk defa Aralık 2010’da gezegenin yörüngesindeki NASA’nın Cassini uzay aracının [1] üzerinde bulunan radyo ve plazma dalgaları bilimi aygıtı tarafından tesbit edildi ve aynı zamanda amatör gökbilimciler tarafından da takip edildi. Fırtına şu anda ESO’nun Çok Büyük Teleskobu (VLT) üzerindeki VISIR [2] kırmızı ötesi kamerası ve Cassini üzerindeki CISR aygıtı [3] ile birlikte ayrıntılı olarak inceleniyor.

Bu 1876’dan beri saptanan dev fırtınalardan sadece altıncısı. İlk kez bir Satürn fırtınasının (içindeki sıcaklık değişimlerini görebilmek için) kırmızı ötesinde gözlemi yapılıyor ve bu gözlem ilk kez gezegenin yörüngesinde bulunan bir uzay aracı tarafından gerçekleştiriliyor.

“Satürn’ün kuzey yarımküresindeki çalkantı nedeniyle karmaşık bulut maddesi şiddetli bir patlamayla gezegenin tümüne yayıldı,” diye açıklıyor yeni çalışmanın başyazarı Leigh Fletcher (Oxford Üniversitesi, İngiltere). “VLT ve Cassini’nin aynı anda bu fırtınayı araştırmaları sayesinde Cassini gözlemlerini değerlendirme şansını elde ettik. Bu fırtınalara ait daha önceki çalışmalar sadece gezegenden yansıyan güneş ışığı kullanılarak yapılırken, şimdi ilk kez termal kırmızı ötesi ışığın gözlenmesiyle gerçekleştiriliyor, bu sayede atmosferin gizli bölgelerini açığa çıkarabilir ve bu olayla ilgili sıcaklıkta ve bulutlarda meydana gelen gerçekten önemli değişiklikleri ölçebiliriz.”

Fırtına gök gürültüsünün dev bulutların hareketini tetiklemesine benzer şekilde su bulutlarının içinde meydana gelmiş olabilir: tıpkı sıcak havanın ısınan odada yükselmesi gibi bu gaz kütlesi yukarıya doğru yönelerek Satürn’ün genelde durgun olan üst atmosferine çarptı. Bu devasa çalkantılar doğuya ve batıya doğru hareket eden bulutlarla etkileşerek atmosferin üst kısımlarında çarpıcı sıcaklık değişimlerine sebep olmaktadır.

“Yeni gözlemlerimize göre fırtına atmosferde önemli etkilere sebep oluyor. Fırtına nedeniyle madde ve enerji uzun mesafeler boyunca taşınıyor, (kıvrımlı jet akımları ve dev girdaplar oluşarak) atmosferik bulutlar üzerinde değişimlere neden oluyor ve Satürn’ün yavaş ilerleyen mevsimsel dönüşümü de bozuluyor,” diye ekliyor ekibin diğer üyelerinden Glenn Orton (Jet İtki Lab., Pasadena, ABD).

VISIR ile elde edilen yeni verilerdeki beklenmedik özellikler sergileyen görüntülere stratosferik (kat yuvarı) fenerler adı verildi. Bunlar Satürn’ün stratosferinin (atmosfer tabakası) üst kısmında, atmosferin alt kısmının en üst bölgesinde yer alan bulutlardan 250–300 km yukarıda meydana gelen ve fırtınanın atmosferin içinde ne kadar mesafede etkili olduğunu gösteren çok güçlü sıcaklık değişimleridir. Bu mevsimde Satürn stratosferindeki ortalama sıcaklık normalde -130 santigrat derecedir fakat bu fenerlerin 15–20 santigrat derece daha sıcak oldukları ölçülmüştür.

Fenerler yansıyan güneş ışığında neredeyse tamamen görünmezler, fakat VISIR ile termal kırmızı ötesi ışıkta saptandıklarında gezegenin geri kalanından gelen ışıktan çok daha parlak görünürler. Bu fenerler daha önce hiç tespit edilmedi, bu nedenle gökbilimciler bunların fırtınalara özgü yaygın bir özellik olup olmadığı konusunda emin değiller.

“2011 yılı başlarındaki gözlem tarihini ileri bir tarihe alma olanağı sağlayan ESO sayesinde fırtınayı olabildiğince çabuk görme imkanı yakaladığımız için şanslıydık. Başka bir talih kuşu ise Cassini üzerindeki CIRS aygıtının fırtınayı aynı zamanda gözleyebilmesiydi, böylece VLT ile görüntülemenin yanında karşılaştırmak için Cassini ile de tayf ölçümü yapabildik,” diye aktarıyor Leigh Fletcher. “Kırk yılda bir görülecek olan bu olayı gözlemeye devam ediyoruz.”

Notlar

[1] Cassini-Huygens görevi NASA, Avrupa Uzay Ajansı ve İtalyan Uzay Ajansı’nın birlikte yürüttüğü bir projedir. Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü’ne bağlı Kaliforniya, Pasadena’daki Jet İtki Laboratuarı, görevi NASA’nın Bilim Görevi Müdürlüğü (Washington) adına yürütmektedir.

[2] VISIR kırmızı ötesinde çalışan bir VLT tayfölçeri ve görüntüleyicisidir. CEA/DAPNIA/SAP ve NFRA/ASTRON tarafından geliştirilmiştir.

[3] CIRS, Birleşik Kırmızıötesi Tayfölçeri (Composite Infrared Spectrometer) anlamına gelmektedir. CIRS ısıl ışımayı analiz etmektedir ve maddenin bileşenlerini ayırt edebilmektedir.


Kaynak:ESO Bilim Bülteni-Uzaybilimleri(10 Haziran 2011)
Son düzenleyen nötrino; 13 Mayıs 2016 00:32
10 Temmuz 2011 13:11       Mesaj #5
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI
Cassini Rhea’yı Taradı


Buzlarla kaplı Rhea. (NASA/JPL/SSI)

NASA’nın Cassini uzay aracı Satürn uydularından Rhea’ya yaptığı yakın uçuşu tamamladı. Araç, uyduya ait görüntüleri 10-11 Ocak 2011 tarihlerinde aldı. Görüntüde gün ışığı altında bir kısmı parlayan bir kısmı gölgede kalan kraterler açık bir şekilde görülüyor. Alınan görüntülerde Rhea dışında diğer uydular ve Satürn halkası da göze çarpıyor.

Görüntülerdeki kraterler Ay’ın eski kraterlerine benziyor. Ancak Satürn’ün Enceladus gibi uydularında da görülen erken zamanda oluşmuş düz hatlarda göze çarpıyor.

Rhea’ya yapılan yakın uçuşlar, uydunun ne sıklıkla ve ne kadar büyüklükte meteorlar ile çarpıştığını da ortaya çıkarıyor. Bilim insanları bunun anlaşılabilmesi için araçtaki kozmik toz inceleme aleti ile radyo ve plazma dalga bilimsel aletinden gelen verileri değerlendiriyor. Böylece Satürn Sistemi’nin dışından gelen nesnelerin halkaları ne ölçüde etkilediği ve halkaların kaç yaşında olduğu ortaya çıkarılabilecek.

Rhea’nın oksijen ve karbondioksitten oluşmuş çok ince bir atmosferi olduğunu ve uydunun Satürn magnetosferi ile parçacıkları arasında etkileşim halinde olduğunu biliyoruz. İşte Cassini bunun ayrıntılarını ortaya çıkarıyor.

Cassini Rhea’ya yakın uçuşu sırasında uydunun 69 km kadar yakınından geçmeyi başardı.


Rhea, üç Satürn uydusu ve bir halka aynı karede. Sol üstte büyük görünen Teths, Rhea'nın hemen üstündeki Dione ve soldaki küçük uydu Epimetheus görülüyor. Bunlara ek olarak Dione'nin solunda halka içinde kaldığı için oldukça zor seçilebilen Prometheus uydusu görülüyor.(NASA/JPL/SSI)


Rhea'daki kraterlerin dışında uzun düz parlak hatlarda dikkat çekiyor. (NASA/JPL/SSI)



Kaynak:NASA-JPL(Çeviri:Astronomi Diyarı)
Son düzenleyen Safi; 26 Mart 2016 22:53
1 Ocak 2012 12:35       Mesaj #6
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI
Cassini Uzay Aracından Güzel Bir Titan Görüntüsü



Titan Hilali

Titan bir çok özelliği ile Güneş sisteminde çok önemli bir doğal uydudur. Satürn gezegeninin en büyük uydusu olmasının yanında sistemimizdeki tüm uydulardan, hatta Merkür gezegeninden de daha büyüktür. Çapı 5152 km. Uydunun diğer bir önemli özelliği güneş sisteminde atmosferi olan tek uydudur. Hem de öyle bir atmosfer ki dünya atmosferinden daha yoğun, daha kalın ve kütlesi daha fazla. Bu atmosferde temel element azot, ama çok az miktarda bulunan diğer elementler gaz veya yoğunlaşmış şekilde bol miktarda metan (CH4) ve etan (C2H6) oluştururlar.

Yüzeyinde nehirler, göller ve okyanuslar var ama bunların içi su değil, sıvı metan ve etan ile dolu. Uydunun soğuk ve kasvetli görünmesine neden de yine karanlık metan ve etan bulutlarıdır. Titan ilkbaharında, bu bulutlar çoğalır ve yağmurlar başlar. Mevsim özellikleri gösterir ama dünyamızdaki gibi bir mevsim 3 ay sürmez, yıllarca yaşanır. (-180) derece sıcaklığa sahip bu uydu bir çok bakımdan dünyamızın benzeri olarak düşünebilinir hatta bilim insanları Titan'ı dünyanın erken evrelerine benzetirler. Büyük olasılıkla gelecekte o göllerde mikro organizmalar bulunacaktır.

Fotoğrafımıza gelince, Güneş'i Titanın arkasına alan Cassini uzay aracı onun atmosferinden geçerek gelen ışınlarla güzel bir poz yakalamış. Fotoğraftan Titan atmosferinin yoğunluğu görülüyor. 13 Aralık 2011 tarihinde alınan bu fotoğrafta güneş ışınları atmosfer içinde saçılarak farklı renklerde atmosferin çeşitli katmanlarını belirginleştirmiş. Açık mavi renkte görülen ise hidrokarbon sisidir. 2004 yılında Satürn çevresinde yörüngeye oturan Cassini uzay aracı Satürn'ün birbirinden özellikli uydularını inceliyor ama bunlar yetersiz ve NASA önümüzdeki yıllarda Titan okyanusuna bir uzay aracı indirmeyi planlıyor.


Kaynak:Bilimania/Prof.Dr.Ethem Derman(29 Aralık 2011)
Son düzenleyen Safi; 26 Mart 2016 22:53
5 Ocak 2012 10:47       Mesaj #7
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI
Satürn'e Uyduyu Uçak Yerleştirecek

ABD'nin Afganistan ve Pakistan'da kullandığı insansız hava araçlarına (İHA) benzer bir pilotsuz uçak, Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ı keşfetmekte bilim adamlarına yardımcı olacak. ABD'nin Idaho Üniversitesi'nde tasarımı yapılan ve "Aviatr" adı verilen proje 715 milyon dolara mal olacak.Sadece 120 kilo ağırlığındaki insansız araç, kalın ve bulutlu atmosferinden dolayı bilim adamlarını heyecanlandıran Titan'ın yüzeyinin üç boyutlu fotoğraflarını çekmek üzere tasarlandı.

Daily Mail gazetesinin verdiği bilgiye göre, plütonyum ile çalışan uçak, görevinin sonunda yüzey ısısı sıfırın altında 178 derece civarında olan Titan'ın kumullarına iniş yapmaya çalışacak.

Titan çekim gücünün göreceli olarak düşük ve atmosferinin kalın olmasından, ağır bir uçaktan daha uzun süre havada kalması beklenen Aviatr'ın, istenen irtifaya erişebilmesinden ötürü bunun Satürn'ün uydusunun keşfinde bir balondan daha uygun olduğu düşünülüyor.Titan keşif uçağı, Dünya'ya görüntü geçerken süzülerek enerji tasarrufunda bulunacak.


Kaynak:AA/Daily Mail(04 Ocak 2012,17:52)
Son düzenleyen nötrino; 13 Mayıs 2016 00:41
5 Mart 2012 21:08       Mesaj #8
bloom22 - avatarı
Üye
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
Ad:  s1.jpg
Gösterim: 753
Boyut:  6.9 KB

Güneş'e E.B. Uzk.: 10,1 AB = 1508x109km
Güneş'e E.K. Uzk: 9,06 AB = 1356x109kmEkv. 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.
Ad:  s2.jpg
Gösterim: 771
Boyut:  7.5 KB
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
Ad:  s3.jpg
Gösterim: 763
Boyut:  19.4 KB
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.
Ad:  s4.jpg
Gösterim: 842
Boyut:  22.4 KB


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.
Ad:  s5.jpg
Gösterim: 791
Boyut:  24.3 KB


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

Son düzenleyen Safi; 26 Mart 2016 23:05
22 Mart 2012 09:30       Mesaj #9
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI
Satürn'ün Uydusunda Buz Volkanı

Diyon'da buz volkanları ve jeolojik hareketlilik olduğu düşünülüyor.NASA'nın Cassini uydusu ile yapılan incelemelerde Satürn'ün ayı Diyon'da jeolojik hareketlilik olduğu tespit edildi. Uzay gemisi, uyduda sıcak çatlaklara benzer şekiller ve olası bir buz volkan bulunduğunu da ortaya çıkardı.

Yeni elde edilen bilgilere Satürn'ün uydusu Diyon'un geçmişte sanıldığından daha aktif olduğunu ortaya koydu. Çatlaklar, daha önceden Satürn'ün şiddetli su püskürten Enceladus uydusunda bulanan "kaplan çizgilerine" benzetiliyor. Diyon'daki bu hareketler, uydunun geçmişte aktif olduğuna dair ipuçları veriyor.

ABD'nin Kaliforniya eyaletindeki Pasadena kentinde Nasa Jet Propulsion Laboratuvarından Dr. Bonnie J Buratti, yaptıkları araştırma sonuçlarını Teksas'da düzenlenen 43. Ay ve Gezegen Bilimi Konferansı'nda açıkladı. Açıklamalara göre Diyon'da görülen hareketlerin birkaç kanıtı bulunuyor.

Önceki gözlemlerde, Satürn'ün manyetik alanının Diyon'un yüzeyinden parçalar topladığı biliniyordu. Ancak bilim adamları bu ay başında yaptıkları açıklamada uydunun etrafında ince bir oksijen tabakası tespit ettiklerini de açıkladı.

Jet Propulsion Laboratuvarından araştırmacıların açıklamasına göre, bunun en somut kanıtı Satürn'ün uydusu Diyon'un yüzeyinde bulundu. Örneğin Diyon'un yarım küresinin geniş bir kısmında krater izlerine rastlanmadığı belirtiliyor.

Kaplan Çizgileri

Kraterlerin izlerinin başka maddelerle dolmuş olabileceğini ya da volkanik patlamaların kalınlarıyla kapatılmış olabileceği de düşünülüyor. Bu tahminler ise Diyon'da cryovolkanların keşfedilmesiyle destekleniyor. Cryovolkanlar daha önce Satürn'un uydusu Enceladus'ta, Neptün'ün uydusu Triton'da ve kesin olmamakla beraber Satürn'ün uydusu Titan'da görülmüştü. Cryovolkanlar erimiş kaya yerine amonyaklı su ya da metan püskürtüyor.

Dr. Buratti 'Satürn'ün başka bir uydusu Tethis'te ve Diyon'da gördüğümüz izlere kaplan çizgileri diyoruz çünkü fosilleşmiş kaplan izlerine benziyor' diyor. Cassini uzay gemisinden gelen görüntülerde Diyon'da siper kraterlerinin bulunduğu da anlaşılıyor. Siper kraterleri uzayda bir kaya yumuşak bir nesneye çarptığında oluşan izlere deniliyor. Uzmanlardan bu bilgiye dayanarak yeryüzünün altındaki buzların sanıldığından daha ılık olabileceğini söylüyorlar.

Sıcak Nokta Arayışı

Dr. Buratti'nin panelde yaptığı konuşma sonrasında South West Araştırma Enstitüsünden John Spencer yaptığı açıklamada uzay gemisi Cassini'nin Diyon'da ısı yayılmasına dair izler aradığını ancak şimdiye dek hiçbir şey bulamadıklarını söyledi.

Dr. Buratti gözlem sonucu sıcak noktalarının bulunmasının Diyon'un jeolojik aktivitelerinde somut bir kanıt olacağını ekledi. Cassini projesi çalışanı Linda Spilker ise Diyon'da jeolojik bir aktivite varsa bile bunun Enceladus'dan daha düşük bir düzeyde olduğunu, Diyon'da Enceladus'da görüldüğü gibi jet püskürtmelere rastlanmadığını ifade etti.

ABD'denin St. Louis eyaletindeki Washington Üniversitesi'nden Prof. William McKinnon ise şu anda Diyon'da jeolojik hareketlerin olduğuna dair şüphelerinin olduğunu belirtti. Prof. McKinnon ancak Diyon'un yüzeyinin değiştiğini ve geçmişte bir hareketlenme olduğunu bildiklerini de belirtti.

Enceladus'ta sıcak su fıskiyelerinin yeraltı okyanusundan sıvı su aldığı bilgisi uzay gemisi Cassini sayesinde ortaya çıkmıştı. Bu bulgu Cassini'nin bilim dünyasındaki başarılarının en parlak noktası olarak biliniyor.Enceladus uydusu Saturn'un etrafında dairesel değil orantısız ve oval olarak dönüyor. Bu hareketler Enceladus'un Satürn'ün yer çekimiyle birlikte sıkıştırılmasına ve jeolojik hareketlendirmeyi tetiklemesine sebep oluyor.


Kaynak: BBC Türkçe / Ay ve Gezegen Bilimi Konferansı (21 Mart 2012,14:50)
Son düzenleyen nötrino; 13 Mayıs 2016 00:41
26 Mart 2012 13:37       Mesaj #10
nötrino - avatarı
VIP SiNiRLi-RUTİNE AYKIRI
Cassini Uzay Aracının Son Görevi Satürn'ün Gizemli Halkaları

fileashx?FileID584148&ampWidth292&ampHeight0&ampBlackWhiteFalse&ampQuality80

Amerikan Havacılık ve Uzay Dairesi'ne (NASA) 2004'ten beri Satürn hakkında eşsiz bilgiler ulaştıran Cassini uzay aracı, 2016'da görevinin son etabında Satürn'ün atmosferi ile halkaları arasındaki dar aralığa yerleştirilecek.

Astronomi sayfalarında yer alan habere göre, Satürn'ün halka sisteminin dışında uzak bir yörüngede gözlemlerini sürdüren Cassini'nin, görevinin son aşamasında yakıtı bitmeden ve görevine son verilmeden önce dev gezegene daha fazla yaklaşarak, özellikle görkemli halkalarının yaşı konusunda ipucu elde etmesi bekleniyor.

Cassini projesinden Linda Spilker, Texas Woodlands'deki 43. Ay ve Gezegen Bilimleri Konferansı'nda yaptığı açıklamada, 2016'da Cassini'nin görevini tamamlayacağını belirterek, "Uzay aracını halkaların dışındaki yörüngeden, Satürn'ün dış atmosferi ile en içteki halka arasında yer alan çok dar boşluğa yerleştireceğiz" dedi.

Cassini'nin burada halkaların ne zaman oluştuğunu gün ışığına çıkarabileceğini belirten Dr Spilker, 2017'de Cassini'nin tüm yakıtı bitmeden önce yerden yapılacak kontrolle uzay aracının Satürn'ün atmosferine sokularak imha edileceğini söyledi.

Satürn'ün atmosferine girerken büyük bir ısıya ulaşacak uzay aracı atmosferde oksijen olmamasından yanmayacak, giderek eriyecek ve büyük basınç dolayısıyla imha olacak.Galileo uzay aracı da 1990'lı yıllarda Jüpiter'in atmosferinde benzer biçimde imha edilmişti.

Satürn ve uyduları hakkında şimdiye dek çok önemli bilgiler elde eden Cassini'nin son gönderdiği veriler, Satürn'ün 66 uydusundan Enceladus'un buz kaplı yüzeyinin altında epeyce büyük bir okyanus bulunduğu teorisini güçlendirecek bulgular sağladı.

Enceladus'un geniş bir bölümünde buzlu yüzeydeki çatlakları inceleyen ve yüzeydeki buzulun altında sıvı halde suyun kalmasını sağlayacak aktif volkanlar bulunabileceğini tesbit eden Cassini'nin son bulguları, bilimadamlarının burada Dünyadakine benzer suyun varlığı konusunda neredeyse emin olmalarını sağladı.

Görevinin sonuna 2017'de gelecek Cassini, Enceladus'ta daha önce bu okyanusun varlığından kaynaklanan dev su bulutlarının varlığını keşfetmiş, bir diğer uydusu Titan'ın havasını gözlemlemiş ve halkaları düzende tutan "çoban uyduları"nı incelemişti.

Cassini'nin gönderdiği yüksek çözünürlüklü fotoğraflarda, Satürn'ün ikinci büyük uydusu Rhea'nın "çiçekbozuğu" gibi engebeli yüzeyi tüm ayrıntılarıyla gözler önüne serilmişti.

Dev gezegende daha önce amatör astronomlar tarafından bildirilen korkunç bir kasırgayı da görüntüleyen Cassini'nin verilerini inceleyen bilimadamları, Avrupa kıtası büyüklüğünde bir alanı kaplayan şiddetli kasırganın 5 yıl sürdüğünü açıklamışlardı.

Bilimadamları, yine Cassini'nin geçtiği bilgiler ışığında, Satürn'ün ikinci büyük uydusu Rhea'nın çok ince atmosferinde oksijen ve karbondioksit bulunduğunu belirlemişlerdi.


Kaynak: CNN / Ay ve Gezegen Bilimleri Konferansı (26 Mart 2012,12:39)



Daha fazla sonuç:
Gezegenler - Satürn

Cevap Yaz
Hızlı Cevap
Mesaj:


Kaynak:


Bu sayfalarımıza baktınız mı
paneli aç