Satürn
Eski zamanlarda bilinen en dış gezegene
Jüpiter`in babasının , Satürn`ün adı verilmişti.Jüpiter kadar parlak olmayan Bu
gezegenin renginin sarımtraklığı ona sanki kurşundanmış havası vermektedir.Ayrıca
yıldızlara göre çok yavaş hareket etmektedir;bu yüzden ona 'hain' sıfatını
yakıştıranlar çıkmıştır.Ancak bir teleskop ile bakıldığında tartışmasız en
güzel gezegen odur.Onu benzersiz yapan halkalarıdır.Bugün bütün devlerin bir halka
sistemi olduğunu biliyoruz ancak hiçbiri Satürn`le yarışamaz. Bu halkalar ilginin
gezegenden sapmasına neden olur.Zaten yüzey şekillerinin etkileyici bir tarafı da
olmadığı ortada.Satürn temelde Jüpiter`e benzer , onun da kuşak ve lekeleri vardır
,ancak gözlemlenecek etkinlik çok azdır. Satürn yapısal olarak Jüpiter`den pek de farklı değildir. Ancak çekirdeğindeki sıcaklık biraz daha düşüktür;bu değerin 15.000 derece kadar olduğu 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 moleküler hidrojenden oluşan bir katman vardır.Sonrada sıra üst bulutlarını bizim de gördüğümüz atmosfer gelir.Bulutlardaki helyum oranı %6 kadardır.Atmosferin geri kalanı da hidrojendir.Satürn Güneş`e Jüpiter`den daha uzak olduğundan üst katmanlardaki bulutların daha soğuk olması beklenir.Bu sıcaklık yaklaşık olarak -180 derecedir. Satürn de Jüpiter gibi etrafa Güneş'ten almış olabileceğinden daha fazla enerji verir. Ancak Jüpiter`e göre daha küçük olan Satürn`ün oluşmasından 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 tatminkar değil ancak bugüne kadar daha iyisini yapan çıkmadı. Satürn`ü bu kadar görkemli ve gizemli yapan şey şüphesiz halkalarıdır.Küçük bir teleskopla bile görülebilen bu halkalar, 17. yüzyıldan beri bilinmektedir.Ne olduklarını tam olarak anlayabilecek kadar net bir şekilde olmasa da onları ilk gören Galileo`dur.Galileo hiç öğrenememiş olsa da ,biz bugün onların ne olduklarını biliyoruz. İkisi parlak biri loş olmak üzere üç ana halka vardır.En dıştaki parlak halka 14.300 km. genişliğindedir. Bu halkaya ( A ) halkası denir.İçeri doğru girildiğinde Cassini adındaki bilimadamı tarafından keşfedilmiş ve bu nedenle kendi adını taşıyan 'Cassini Bölümü' gelir. Genişliği 4000 km. kadar olan bu aralık A halkasını, genişliği yaklaşık 25.700 km. olan par lak B halkasından ayırır.A ve B halkaları birbirlerine benzemezler. B daha parlaktır ve geçirgenliği daha azdır. Aralarındaki fark küçük kaliteli bir teleskopla bile görülebilir. Ayrıca A halkası içinde J.F. encke adında bir bilimadamı tarafından keşfedilen dar bir aralık vardır,ancak gözlemlemek için oldukça zordur. B halkası ile gezegen arasında üçüncü bir halka vardır.C halkası,Crepe Halkası ve Karanlık Halka olarak da bilinir. İlk olarak 1850 yılında birbirinden bağımsız iki bilimadamı görülmüştür.Rahat bir şekilde görülemeyen bu halka yarı geçirgendir. Genişliği ise 19.300 km. kadardır. Uzay çağında Voyager 1 ile Satürn`e yaklaşıldığında halkaların kimsenin ummadığı kadar karmaşık oldukları anlaşıldı.Binlerce ufak halkadan ve boşluktan oluşuyorlardı.Bir bütün olarak ise daha önce görülmüş hiçbir şeye benzemiyorlardı.Rahat görünen ayrımların (Cassini-Encke )ortaya çıkış nedeninin uyduların,özellikle Voyager`lardan önce en içteki olarak bilinen Mimas`ın çekim gücü olduğu zannediliyordu. Bu belirgin boşluk için geçerli olabilir ama sistemin karmaşıklğı, tek nedenin uyduların etkisi olamayacağını gösteriyordu.Satürn`ün halkalarının hareketleri bugün bile tam olarak açıklanabilmiş değildir. Uzay çağından önce Satürn`ün 9 uydusu olduğu zannediliyordu: Rhea , Iapetus , Dioni , Tethys , Mimas , Encaladus , Hyperion ve Phoebe .Phoebe`nin bunların arasında özel bir konumu vardır;çünkü bu uydu ters yönde hareket etmektedir,bu durum onun asteroit olduğu konusunda şüpheye yer bırakmaz. Phoebe`den sonra 9 yeni uydu daha bulunmuştur.Bunlar Pan , Atlas , Prometheus , Pandora , Epimetheus , Janus , Telesto ve Calypso.Bunlardan başka birkaç küçük uydu daha bulunduğu ve uydu ailesinin yirmiyi aşacağı düşünülmektedir. Belki bir gün insanlar , Satürn`ün uyduları üzerinde dikilip manzarayı seyredecekler.En muhteşem görüntüler Phoebe ile Iapetus`tan alınacak olsa gerek çünkü sadece bu iki uydunun yörüngeleri halka düzlemine göre eğiktir.
Yapısal Bilgiler Kütle (Dünya=1) : 95.18 Ekvator Çapı (km) : 120,536 Hacim (Dünya=1) : 744 Ortalama Yoğunluk (g/cm3; su=1g/cm3) : 0.69 Yüzeydeki Yerçekimi (Dünya=1) : 1.1 Kurtulma Hızı (km/sn) : 35.6 Eksen Eğikliği (Derece) : 26.7 Dönme Periyodu (Bir Gün) (d=Dünya Günü, h=Dünya Saati, t=Ters Yönde) : 10.67h Ortalama Yüzey Sıcaklığı (°C) : -180 Bilinen Halkalarının Sayısı : 7 Uydu Sayısı : 18 Görünür Parlaklık : -0.3 En Öte Noktası : 1,507 En Beri Noktası : 1,347 Güneş'ten Ortalama Uzaklık (milyon km) : 1,427 Ortalama Yörünge Hızı (km/sn) : 9.64 Yörünge Eğikliği (Derece) : 2.49 Yörüngesel Periyot (Bir Yıl) (y=Dünya Yılı, d=Dünya Günü) : 29.46y |
Uyduları
Uydu Adı | Çap (km) | Gez. Uzak. (km) | Yör. Per. (D.Günü) | Eğiklik (Derece) |
Pan | 20 | 133,600 | 0.57 | çok küçük |
Atlas | 31 | 137,700 | 0.6 | 0.3 |
Prometheus | 102 | 139,400 | 0.6 | 0 |
Pandora | 85 | 141,700 | 0.6 | 0.1 |
Epimetheus | 117 | 151,400 | 0.7 | 0.3 |
Janus | 188 | 151,500 | 0.7 | 0.1 |
Mimas | 397 | 186,000 | 0.9 | 1.52 |
Enceladus | 498 | 238,000 | 1.4 | 0.02 |
Tethys | 1,050 | 295,000 | 1.9 | 1.86 |
Telesto | 22 | 295,000 | 1.9 | bilinmiyor |
Calypso | 24 | 295,000 | 1.9 | bilinmiyor |
Dione | 1,118 | 377,000 | 2.7 | 0.02 |
Helene | 32 | 377,000 | 2.7 | 0.2 |
Rhea | 1,528 | 527,000 | 4.6 | 0.35 |
Titan | 5,150 | 1,222,000 | 15.9 | 0.33 |
Hyperion | 286 | 1,481,100 | 21.3 | 0.43 |
Iapetus | 1,436 | 3,561,300 | 79.3 | 14.7 |
Phoebe | 220 | 12,954,000 | 550.4 | 175 |
Titan
Altı
ya da yedi milyar yıl sonra Güneş ölmeye başlayacak.Ama tek başına ölmeyecek.Can
çekişirken şişecek
ve dev bir kırmızı
yıldıza dönüşecek.Öylesine büyük bir yıldız olacak ki Merkür, Venüs ve
Dünya'yı yutacak.Bu
durumda Dünya'daki yaşam
sona erecek.Ama bir kurama göre Dünya'da yaşam sona ererken Güneş Sistemi
nin uzak bir köşesinde de
yaşam ortaya çıkabilir.Bu uzak köşe Satürn'ün uydusu Titan.Merkür ve Plüton geze
genlerinden daha büyük olan
Titan'da öteki uydularada bulunmayan bir şey var:Yoğun bir atmosfer.Bu atmosfe
rin büyük bir bölümü de
(tıpkı Dünya'da olduğu gibi) azottan oluşuyor.Ayrıca % 2-10 oranında da metan
içeri
yor.Güneş'ten gelen
kızılötesi ışınlar metenı parçalıyor ve organik bileşiklerden oluşan kalın bir
sis tabakası yapı
yor.Bu tabaka da Titan'ın
yüzeyini gözlerden ırak tutuyor.Bazı bilim adamları Titan'ın görülemeyen
yüzeyinde
metan denizleri ve
ırmakları bulunduğunu düşünüyor.Titan aşırı soğuk.Güneş'ten 1.5 milyar km
uzak olmasının
yanısıra kalın sis
tabakası da gelen Güneş ışınlarının ancak %
10'unun yüzeye düşmesine olanak verir.Sonuç
olarak yüzey sıcaklığı
da -200°C kadardır.Yani bildiğimiz biçimiyle yaşamın ortaya çıkabilmesi için çok
çok so
ğuk.Arizona Üniversitesi
'nden Ralph Lorenz ve Donathan Lunine'ye göre 6 milyar yıl sonra Titan'ın iklimi
büyük
değişikliğe
uğrayacak.Altı milyar yıl sonra, Güneş'in merkezindeki hidrojen tükenecek.Böylece
daha üst taba
kalardaki hidrojen, helyum ve
daha ağır elementler yakıt olarak kullanılmaya başlayacak.Bu sırada Güneş öyle
sine büyüyecek ki, çevresi
Dünya'nın yörüngesi kadar olan bir yıldıza dönüşecek.Güneş büyümekle kalmaya
cak yaydığı ışığın
özelliğide de değişecek ve morötesi ışınlar azalırken daha çok kırmızı
ışık yayacak.Titan'ın sis
tabakası da incelecek
çünkü morötesi ışınlar azalacak.Titan yüzeyine daha fazla Güneş ışığı
ulaşacak ve ısı, Ti
tan'ın metan yönünden
zengin alt atmosferi tarafından da tutulacak (metan gazı sera etkisi yapan bir gazdır).
Yüzey sıcaklığı -200°C
-100°C dolayına yükseldiğinde yüzey" buz"ları erimeye
başlayacak.Bunların en önemlisi
amonyak buzu.Çünkü amonyak
sıvı haldeyken su buzu için antifriz rolü oynar yani su buzunun erime sıcaklığını
düşürür.Su buzları 0°C
'de erimek yerine, ortamdaki amonyak miktarına bağlı olarak, -100°C ile -75°C arasın
da eriyecek.Suyun
oluşmasıyla da yaşamın filizlenmesi olasılığı doğacak.Ayrıca Titan'ın kalın
sis tabakasının
organik moleküller içermesi
bu olasılığı daha da artırıyor.Sis tabakası dağılmaya başlayınca, organik
molekül
ler yüzeye yağacak.Belki de
bunlar su ile tepkimeye girerek proteinlerin yapıtaşları olan aminoasitleri oluştura
cak.Güneş 11.6 milyar
yaşındayken hızlı bir biçimde kütle kaybetmeye başlacak.Güneş rüzgarlarında
büyük ar
tış olacak ve bunlar
Titan'ın koruyucu atmosferini süpürecek.Bunların olmasından önce 500 milyon yıl
boyunca
Titan'ın yüzey
sıcaklığı suyun donma derecesinin üzerinde olacak.
Kim Ne Zaman Buldu ?
Christiaan Huygens 1655
Yapısal Bilgiler
Kütle (kg) : 1.35e+23
Kütle (Dünya=1) : 2.2590e-02
Ekvator Yarıçapı (km) : 2.575
Ekvator Yarıçapı (Dünya=1) : 4.0373e-01
Ortalama Yoğunluk (gm/cm3) : 1.88
Ortalama Satürn Uzaklığı (km) : 1.221.850
Dönme Periyodu (Gün) : 15.94542
Yörünge Ortalama Hızı (km/sec) : 5.58
Eksen Eğikliği (Derece) : 0.33
Kurtulma Hızı (km/sec) : 2.65
Ortalama Yüzey Sıcaklığı : -178°C
Atmosferik Basınç (Bars) : 1.5
Kaynaklar : Bilim ve Teknik Dergisi
http://newton.physics.metu.edu.tr/~aat/
(ODTÜ AMATÖR ASTRONOMİ TOPLULUĞU)