SATURN GEZEGENİ

 

Satürn’ün Kimlik Kartı
Güneş’e Ort. Uzk.:
9.57 AB = 1.43×109km   
Güneş’e E.B. Uzk.: 10.1 AB = 1.508×109km
Güneş’e E.K. Uzk: 9.06 AB = 1.356×109km
Ekv. Yörüngeye Eğikliği: 26.7°
Ekv. Çapı:
120,536 km = 9.449 Ryer
Kütle: 5.685×1026kg = 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.

Satürnhidrojen 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.

Şekil 11

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.

Şekil 12

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.

Şekil 13

EKVATORDA RÜZGAR: 1800 KM/SA’TA 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/m3 ‘dür. 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.

Şekil 14

Satürn, Güneş Sistemi‘nde, 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.

Dr. Bahri Güldoğan

Kaynaklar
1) R.A. Freedman, W.J. Kaufmann, “Universe” (8th edition),  W. H. Freeman and Company, New York 2008.
2) David M. Harland, “Cassini at Saturn Huygens Results”, Springer, 2007.
3) G.Faureteresa, T. M. Mensing, “Introduction to Planetary Science the Geological Perspective“, Springer, 2007.
4) Barrie W. Jones, “Discovering the Solar System“, John Wiley, 2007.
5) L. A. Mc Fadden, P. R. Weissman, T.V. Johnson, “Encyclopedia of the Solar System”, Academic Press, 2007.
6) P. Blondel, J. W. Mason, “Solar System Update”, Springer, 2006.
7) Juluis L. Benton, “Saturn and How to Observe It”, Springer, 2005.
8) N. F. Comins, W. J. Kaufmann, “Discovering The Universe”(5th edition), W. H. Freeman and Company, New York, 2005.
9) M. A. Garlick, “The Story of Solar System”, Cambridge, 2003.
10) K. R. Lang, “The Cambridge Guide to the Solar System”, Cambridge University, Press, 2003,
11) Patrick Moore, “Gezegenler Klavuzu”, Tübitak Popüler Bilim Kitapları, 1998.
12) dione.astro.science.ankara.edu.

 
ys@yaklasansaat.com
About these ads

Bir Cevap Yazın

Aşağıya bilgilerinizi girin veya oturum açmak için bir simgeye tıklayın:

WordPress.com Logo

WordPress.com hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Log Out / Değiştir )

Twitter picture

Twitter hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Log Out / Değiştir )

Facebook photo

Facebook hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Log Out / Değiştir )

Google+ photo

Google+ hesabınızı kullanarak yorum yapıyorsunuz. Log Out / Değiştir )

Connecting to %s