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 genişkutuplarda 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 yoğunlukkendi 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 çok 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 olgununhelyumun 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 hidrojenkarbon 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 şekildeatmosferin 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 halkalarıgökyüzünün 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 67000 km ile 480000 km arasında kalan alanı kaplamaktadır Satürn'ün yarıçapı RS=60250 km olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6700 km uzaklıkta bulunduğu görülür Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 25 RS yani 150000 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

Manyetosfer

Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu çift kutuplu Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter'de olduğu gibi manyetik kutupları Yer'in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır Bu çift kutuplunun yanı sıra Satürn'ün manyetik alanının yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır

Satürn manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur Bu bölge güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği Satürn'ün Güneş'e dönük yüzünde 300-1000 km/saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ?manyetik kuyruk? şeklinde devam edendamla biçiminde bir hacmi kapsar Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır Cassini uzay sondası tarafından Satürn'den Güneş doğrultusunda 3 milyon km uzaklıkta saptanmıştır Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır Manyetopoz Satürn'ün manyetosferini sınırlar Manyetosfer içinde iyonize atomlar serbest elektronlar yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter'dekine oranla çok azdır Bunun nedenleri Satürn'ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn?ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır

Serbest kalan yüklü parçacıklar manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar Satürn'ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar

Uydular

Satürn'ün resmi olarak ad verilmiş 34 uydusu vardır 2004 yılı içinde gözlenen ve 4 Mayıs 2005'te Uluslararası Gökbilim Birliği'nin 8523 sayılı sirküleri ile duyurulan 12 yeni uydu ve 2005 yılı içinde gözlenen ve 5 Mayıs 2005' te 8524 sayılı sirküler ile duyurulan bir yeni uydu ile bu sayı 47'ye ulaşmaktadır Henüz doğrulanmamış uydular bu sayının dışındadır Satürn'ün uydularının listesi Satürn'ün doğal uyduları makalesinde yer almaktadır

Ayrıca 2004 yılında satürne gönderilen uzay aracı cassini satürn etrafındaki uyduları tespit etmiş ve 2 önemli uydusuna S/2004 S1 DİĞERNE İSE S/2004 S2 adını vemiştir

Satürn araştırmalarının tarihçesi

Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn Ay Güneş Merkür Venüs Mars ve Jüpiter ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir Bu yönüyle antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur

1610 yılında Galileo Galilei kendi yaptığı teleskop yardımı ile gözlediği Satürn'ün küresel bir yapısı olduğunu farketti gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile 'kulak' olarak nitelediği ve sonradan Satürn?ün halkaları oldukları anlaşılacak oluşumları gördü

1655'te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ı keşfetti Huygens 1659'da Galilei'nin görmüş olduğu oluşumun Satürn'ün halkası olduğunu açıkladı

1670'ler ve 1680'lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini halkalar içindeki Cassini bölümünü ve dört yeni uyduyu daha (JapetusRhea Tethys Dione)keşfetti

1789'da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel Satürn'ün basıklık derecesini hesapladı iki yeni uyduyu daha (Mimas Enceladus)keşfetti

1837'de Alman gökbilimci Johann Encke halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti

19cu yüzyılın ikinci yarısında Edouard Roche James Clerk Maxwell Daniel Kirkwood halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler

1848'de William Lassell Hyperion'u 1898'de William Henry Pickering Phoebe'yi keşfetti

1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi

1966'da Janus ve Epimetheus keşfedildi Pioneer 11 uzay aracı 1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 uzay sondası Aralık 1974'te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979'ta Satürn'ün 21000 km yakınından geçti Sınırlı teknik donanıma sahip olmasına karşın bu araç daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı

Satürn'ün boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı

Satürn'ün ve uydularının birçok fotoğrafı elde edildi Gezegen ve halkaları ilk kez karanlık yüzlerinden gözlendi

Voyager 1 ve 2 uzay araçları 1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn'ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular

Satürn atmosferindeki Helyum oranının Jüpiter'dekine göre az olduğu anlaşıldı

Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi

Satürn atmosferindeki bantlar geçici oval yapılar gözlemlendi 1800 km/saat hızına ulaşan büyük ölçekli atmosfer akımları saptandı

Gezegenin karanlık yüzünden radyo dalgaları ile yapılan gözlemlerle atmosferin değişik düzeylerindeki sıcaklıklar ölçüldü

Kutup ışıkları gözlendi Bu arada orta enlemlerde mor ötesi bantta kutup ışıklarına benzer nedeni açıklanamayan ışınımlar saptandı

Halkaların ayrıntılı yapısı gözlendi sayılamayacak kadar çok miktarda küçük halkacıklardan oluştukları anlaşıldı Yeryüzünden yapılan gözlemlerde sınırlı şekilde görülebilen D ve E halkalarının varlığı kanıtlandı G halkası keşfedildi

B halkasında 'araba tekerleklerinin çubuklarını' andıran ışınsal yoğunluk değişimleri gözlendi

Satürn'ün 4 yeni uydusu keşfedildi Bunlardan Pan'ın farkedilmesi Voyager 2 uzay aracının gezegeni ziyaretinden 9 yıl sonra eldeki fotoğrafların yeniden incelenmesi sırasında gerçekleşti

Cassini-Huygens programı Cassini'den gözüken Güneş tutulmasıSatürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs (2 kez) Yer ve Jüpiter yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Satürn'ün en büyük uydusu Titan üzerine iniş yaptı Cassini yörünge aracı ise Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve çeşitli uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı

Satürn'ün kendi etrafında dönüş hızı ile ilgili olarak 1997 yılında Fransız gözlemcilerin saptadığı ve daha önceki bilgilerle çelişen veriler doğrulandı ve gezegenin radyo kaynağının dönüş periyodu 10 saat 45 dakika 45 saniye olarak belirlendi

Araç yörünge giriş manevrasından önce Satürn halka düzlemini kuzeyden güneye doğru geçti F ve G halkaları arasındaki boşluktan yapılan bu geçişboşluk olarak kabul edilen bölgedeki parçacıkların miktarı konusunda bilgi verdi

Phoebe Titan Japetus ve Enceladus yakın geçişleri gerçekleştirilerek uyduların yüksek çözünürlüklü görüntüleri elde edildi ve bilimsel gözlemler gerçekleştirildi

Huygens sondası Titan yüzeyine iniş sırasında uydunun atmosferi ve yüzeyi hakkında veriler topladı ve görüntüler elde etti Satürn'ün 4 yeni uydusu keşfedildi Programın 2008 yılına dek sürdürülmesi planlanmaktadır

Gözlem koşulları

Bir dış gezegen olan Satürn Güneş çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 125 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle sabit yıldızlar arasında çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Satürn daha sönük görülür Sarımsı rengi ve 1 kadirden parlaklığı ile yılın büyük bir bölümünde kolaylıkla gözlenebilir Halkaların konumuna bağlı olarak parlaklığı 30 yıllık dönemlerle -03 kadire ulaşabilir Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir Gezegenin 294 yıllık yörünge çevrimi içindeDünya iki kez Satürn'ün halkalarının düzleminden geçer bu durumda halkalar görülemez Kendi etrafındaki dönme hızının yüksekliği nedeniyle basık bir görünüme sahiptir Satürn'ün uydularından sadece Titan küçük teleskoplar ile görülebilir

Güneş Sistemi'nde Satürn'ün özel yeri

Bazı özellikleri Satürn'ü eşsiz kılmaktadır:

- Güneş Sistemi'nin yoğunluğu en düşük gezegenidir 069 g/cm3 yoğunluğu ile suyun üzerinde batmadan durabilir

- Basıklık oranı en yüksek gezegendir Kutuplar arasındaki çapı ekvator çapından %10 düşüktür

- En gelişmiş halka sistemine sahip gezegendir Halkaların çapı gezegenin çapının 8 katı kadardır

- Üzerinde en hızlı rüzgarların estiği gezegendir Ekvator çevresinde gözlenen sürekli batı rüzgarlarının hızı 1800 km/saati bulur

- Yağmur ancak bin yılda bir metan sağanağı şeklinde yağar