ForumSinsi - 2006 Yılından Beri

Satürn Güneş sisteminin güneşten uzaklık sırasına göre 6. gezegenidir. Türkçesi Sekendizdir. 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.

http://frmsinsi.net/images/forumsins...sinsi.net_.jpg
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 yavaşca 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.

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 tayfölçümsel 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.

http://frmsinsi.net/images/forumsins...sinsi.net_.jpg

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 çokÂ daha az olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter'e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süperakışkan 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.

Gaz Oran
Hidrojen
H2 <0.94
Helyum
He <0.06
Metan
CH4 0.002
Su
H2O 0.001
Amonyak
NH3 0.0001
Etan
C2H6 5x10-6
Hidrojen sülfid
H2S 1x10-6
Hidrojen fosfür
PH3 1x10-6
Asetilen
C2H2 1x10-7
Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel bileşeni, bir gaz devi gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu’nun içeriğine benzer olarak, hidrojen gazıdır. Ancak, Jüpiter'in atmosferinden farklı olarak, helyum oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir.Bu olgunun, helyumun kütleçekimi etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan (CH4), %0,1 oranla su buharı (H2O), ve %0,01 oranla amonyak (NH3) izler. Azot, hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanır.

Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.

Satürn’ün daha zayıf çekim gücü nedeniyle, atmosferi gezegenin merkezinden uzaklık bakımından daha geniş bir alana yayılmıştır; derinlikle ısı ve basınç artışı Jüpiter’e oranla daha sınırlıdır. Bu nedenle, atmosferin alt sınırı olarak kabul edilebilecek fizik koşullara çok daha derinlerde ulaşılır. Aynı şekilde, atmosferin çeşitli yükseltilerinde görülen değişik bileşiklerin yoğunlaşmasından oluşmuş bulutlar Jüpiter’e oranla birbirinden daha aralıklı yer alırlar. En yüksek bulutlar, tropopoz düzeyinin yaklaşık 100 km. altında amonyak, 200 km. altında amonyum hidrosülfid ve 300 km. altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.

Satürn'ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları, gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn'ü diğer gezegenlerden ayırdeden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970'lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir.

Halkalar, ekvator düzleminde gezegenin merkezinden uzaklıkta 67.000 km. ile 480.000 km. arasında kalan alanı kaplamaktadır. Satürn'ün yarıçapı RS=60.250 km. olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6.700 km. uzaklıkta bulunduğu görülür. Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 RS yani 150.000 km. olan Roche limitinin çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen büyük sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır. Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır.