Satürn Gezegeni Satürn Genel Bilgi

**Prof. Dr. Sinsi** · 10-19-2012

Satürn Gezegeni - Satürn Genel Bilgi

Satürn (Gezegen)

Satürn (Genel Bilgi)

Güneşten 1

4 milyar dünyadan (en yakın konumda) 1

1 milyar km

uzak güneş çevresinde 29

5 yılda dolanır kendi çevresinde 10 saat 14 dakikada döner yarıçapı 60

525 km

(güneş sisteminin ikinci büyük gezegeni) yoğunluğu 0

69 gr/cm3 kütle çekimi dünyadakinin 95

3 katı hızlı dönmesinden dolayı kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından 12

700 km

daha kısa atmosferinde büyük miktarda hidrojen önemli miktarda metan ve bir miktar amonyak (atmosferinde kristal halde) bulunur atmosfer sıcaklığı -145 0C dir

Jüpiter’deki gibi çoğunluğu gazlardan oluşmuş değişken nitelikli lekeler vardır

Buz ve taşlardan meydana gelmiş arkasındaki yıldızların ışığını geçiren iç içe konumlanmış 4 tane halkası vardır

En büyüğü 1800 km

çapında olan Titan dahil 10 tane uyduya sahiptir

Satürn (Ayrıntılı)

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

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

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 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

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

Atmosfer

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 %02 oranla metan (CH4) %01 oranla su buharı (H2O) ve %001 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

Bulutlar ve atmosfer akımları

Jüpiter’dekine benzer ekvatora paralel bulut kuşakları Satürn atmosferinde de gözlenir ancak kuşaklar arasındaki renk ve kontrast farkı aynı derecede çarpıcı değildir

Bu silik görünümün nedeni bulut katmanlarının daha geniş bir yükselti aralığına dağılmış ve kalın bir atmosfer kütlesi ile örtülmüş olmalarıdır

Birbirine komşu kuşaklarda bulutların zıt yönde ve büyük bir hızla ilerledikleri görülür

Kuşakların dağılım ve hareketleri kuzey ve güney yarımkürelerde Jüpiter’e oranla daha simetriktir

Batıdan doğuya doğru 1800 km

/saat hızında kesintisiz bir akımın gözlendiği ekvator kuşağı kuzey ve güney yönünde 35

enlem derecelerine kadar uzanarak gezegenin en büyük meteorolojik yapısını oluşturur

Yeryüzünden yapılan gözlemlerde bazıları devasa boyutlara ulaşan 'beyaz leke'ler gözlenmiştir

Bu oluşumların günler bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür

Cassini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır

Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşü

Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn'ün dönüş özelliklerinin atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır

Ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır

Ekvator bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır

Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika 24 saniyedir ve Sistem II adını alır

Satürn'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 224 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak gezegenin manyetik alanını belirleyen metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır

'Sistem III' adı verilen bu periyod Satürn'ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800 km

/saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker

Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer 1997 yılında Paris Gözlemevi gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü

Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn'e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi

Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır

Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir

Halkalar

Cassini uzay aracı tarafından çekilen bir Satürn fotoğrafıSatürn'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

10-19-2012	#1
Prof. Dr. Sinsi	Satürn Gezegeni Satürn Genel Bilgi Satürn Gezegeni - Satürn Genel Bilgi Satürn (Gezegen) Satürn (Genel Bilgi) Güneşten 14 milyar dünyadan (en yakın konumda) 11 milyar km uzak güneş çevresinde 295 yılda dolanır kendi çevresinde 10 saat 14 dakikada döner yarıçapı 60525 km (güneş sisteminin ikinci büyük gezegeni) yoğunluğu 069 gr/cm3 kütle çekimi dünyadakinin 953 katı hızlı dönmesinden dolayı kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından 12700 km daha kısa atmosferinde büyük miktarda hidrojen önemli miktarda metan ve bir miktar amonyak (atmosferinde kristal halde) bulunur atmosfer sıcaklığı -145 0C dir Jüpiter’deki gibi çoğunluğu gazlardan oluşmuş değişken nitelikli lekeler vardır Buz ve taşlardan meydana gelmiş arkasındaki yıldızların ışığını geçiren iç içe konumlanmış 4 tane halkası vardır En büyüğü 1800 km çapında olan Titan dahil 10 tane uyduya sahiptir Satürn (Ayrıntılı) 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 Satürn tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 069 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) 047 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 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 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 10000 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 12000K 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 20000 kmlik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır En dışta gezegenin hacminin %90'ını oluşturan en az 30000 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 Atmosfer 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 gözlenirBu olgunun helyumun kütleçekimi etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile ilişkili olabileceği düşünülür Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6 helyumdan oluşmaktadır Bunları %02 oranla metan (CH4) %01 oranla su buharı (H2O) ve %001 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 10000 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 Bulutlar ve atmosfer akımları Jüpiter’dekine benzer ekvatora paralel bulut kuşakları Satürn atmosferinde de gözlenir ancak kuşaklar arasındaki renk ve kontrast farkı aynı derecede çarpıcı değildir Bu silik görünümün nedeni bulut katmanlarının daha geniş bir yükselti aralığına dağılmış ve kalın bir atmosfer kütlesi ile örtülmüş olmalarıdır Birbirine komşu kuşaklarda bulutların zıt yönde ve büyük bir hızla ilerledikleri görülür Kuşakların dağılım ve hareketleri kuzey ve güney yarımkürelerde Jüpiter’e oranla daha simetriktir Batıdan doğuya doğru 1800 km/saat hızında kesintisiz bir akımın gözlendiği ekvator kuşağı kuzey ve güney yönünde 35 enlem derecelerine kadar uzanarak gezegenin en büyük meteorolojik yapısını oluşturur Yeryüzünden yapılan gözlemlerde bazıları devasa boyutlara ulaşan 'beyaz leke'ler gözlenmiştir Bu oluşumların günler bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür Cassini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşü Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn'ün dönüş özelliklerinin atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır Ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır Ekvator bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika 24 saniyedir ve Sistem II adını alır Satürn'den yayılan mikrodalga ve radyo dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 224 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak gezegenin manyetik alanını belirleyen metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır 'Sistem III' adı verilen bu periyod Satürn'ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800 km/saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer 1997 yılında Paris Gözlemevi gökbilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn'e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir Halkalar Cassini uzay aracı tarafından çekilen bir Satürn fotoğrafıSatürn'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