Gezegenler Hakkında Tüm Bilgiler! SATÜRN

Admin Mesaj Sayısı : 193 Yaş : 35 Kayıt tarihi : 13/12/07

Eski zamanlarda bilinen en dış gezegene, Jüpiter’in babası Satürn’ün
ismi verilmişti. Jüpiter kadar parlak olmayan bu gezegenin renginin
sarımtıraklığı ona sanki kurşundanmış gibi bir hava verir. Ayrıca
yıldızlara göre çok yavaş hareket etmektedir; bu yüzden ona hain
sıfatını yakıştıranlar çıkmıştır. Ancak bir teleskopla bakıldığında,
hiç tartışmasız gökyüzündeki en güzel cisim odur.

Onu benzersiz yapan halkalarıdır. Bugün bütün devrelerin halka
sistemleri olduğunu biliyoruz; ancak hiçbiri Satürn’le yarışamaz. Bu
halkalar, ilginin gezegenin kendisinden sapmasına neden olur. Zaten,
yüzey şekillerinin etkileyici bir tarafı olmadığı da bir gerçek. Satürn
temelde Jüpiter’e benzer; onun da bulut kuşakları ve lekeleri vardır,
ancak gözlemlenebilecek etkinlik çok daha azdır.

Geçtiğimiz yüzyılda bile, Jüpiter ile Satürn’ün birer minyatür yıldız
olduğu fikri hakimdi. R.A Proctor’un 1882 yılında yazdığı, Satürn ve
Sistemi adlı kitabından alınan şu bölüme bir bakalım:

“Gezegenin yüz binlerce kilometre kare genişliğindeki yüzeyi içsel
güçler tarafından yarılmış olmalıdır. Aşağıdan çıkan kuvvetli su buharı
çok yükseklere kadar fışkırarak ya gezegenin yüzeyini örten bulut
katmanıyla birleşiyor ya da kendi bir bulut kümesi oluşturuyordur. Bu
küme, aşırı büyüklüğü veya kendini oluşturan maddelerin etrafını
çeviren diğer bulutlarınkinden farklı oluşuyla ayırt edilebilir. Böyle
bir oluşum Jüpiter üzerinde, Fransa kadar büyük bir kaplayabilirken; iş
Satürn’e gelince alan, Rusya kadar olabilir ki bu da bizim en güçlü
teleskopumuzla fark edebileceğimiz bir büyüklüktür. Bu durumda, iki
gezegen de görünürde sakin bir tavır sergilerken, aşağıda yani
yüzeylerinde kargaşanın en büyüğü yaşanıyor olabilir. Hepsi Yorkshire
büyüklüğünde binden fazla farklı bölge olsa, tüm yüzey o sakin halini
bırakıp kaynayan metale benzer bir görüntü alabilir; ancak bu tür
bölgelerin üzerinde oluşacak büyük bulut kütleleri, alttaki yüzeyin
hareketliliğini kapatıyor olabilir. Bu durumda en güçlü
teleskoplarımızla bile en ufak bir değişim belirtisi göremeyiz. Ve
Satürn bu arada biz görmeden daha da çalkantılı bir hal alıyor
olabilir.”

Hiçbir şey gerçeğe bundan daha uzak olamaz; ancak Proctor’un, içinde
bulunduğu koşullarda böyle bir tablo çizmesi de son derece normal.
Satürn, Jüpiter’den oldukça küçüktür; çapı ekvatorda 120.500,
kutuplarda ise 108.750 km kadardır. Güneş ile arasındaki mesafe de
bayağı uzaktır. Güneş’ten ortalama uzaklığı 1.425.500.000 kilometredir;
bu da Dünya’ya hiçbir zaman 1.200.000.000 kilometreden fazla
yaklaşamayacağı anlamına gelmektedir. Dolanım hızı saniyede 9,6
kilometre; dolanım süresi ise 291/2 yıldır. Bu Satürn’ün neden
gökyüzünde yavaş hareket ediyor gibi göründüğünü açıklıyor. Kendi
ekseni etrafında dönüş hızı yüksektir (101/4 saat); dolayısıyla bir
Satürn yılında, 25.000 Satürn günü vardır. Ayrıca dönüş hızı, gezegenin
her yerinde eşit değildir; Jüpiter’de olduğu gibi, ekvatorda hızlı;
kutup bölgelerinde ise daha yavaştır.

Satürn, Jüpiter dışındaki diğer gezegenlerin hepsinden çok daha
büyüktür. Satürn’ün hacmi Dünyanınkinin 700 katıdır; oysa yoğunluğu çok
düşük olduğundan kütlesi sadece 95 kat daha fazladır. Aslında gezegenin
tümünün yoğunluğu, sudan azdır. Demek istediğim, uygun bir okyanus
bulup Satürn’ü içine bırakacak olsanız, yüzecektir. Kurtulma hızı
yüksekken (35,4 km), yüzeyde kütle çekim kuvveti düşüktür. Kütle
çekimi, sadece cismin kütlesine bağlı değildir; cismin büyüklüğü de
önemli bir faktördür. Eşit kütleli iki cisim düşünelim; küçük ve
dolayısıyla daha yoğun olanın yüzey çekimi daha güçlü olacaktır. Bunun
nedeni, onun üzerinde duracak bir gözlemcinin, kürenin merkezine daha
yakın olacak olmasıdır. Gazlı yüzeyinde birinin dikelebileceği
düşünülemez ama böyle birşey mümkün olsaydı Dünya üzerinde 90 kilo
gelen bir kişinin ağırlığı Satürn’de 100 kilo kadar olacaktır. Güneş
sisteminde bir Dünyalının kendini, rahatsız edecek kadar ağır
hissedeceği tek gezegen Jüpiter’dir.

Satürn yapısal olarak Jüpiter’den pek de farklı değildir. Ancak
çekirdeğindeki sıcaklık biraz daha düşüktür; bu değerin 15.000*C
(27.000.000*F) kadar 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 moleküller hidrojenden oluşan bir katman
vardır. Sonra da sıra üst bulutlarını bizim de gördüğümüz atmosfere
gelir. Bulutlardaki helyum oranı sadece yüzde 6 kadardır; gerisi sizin
de tahmin edebileceğiniz gibi esas olarak hidrojendir. Satürn, Güneş’e
Jüpiter’den çok daha uzak olduğundan, üst bulutlarının
Jüpiter’inkilerden daha soğuk olması beklenir; nitekim öyledir de.
Buradaki sıcaklığın -180*C yani -240*F kadar olduğu sanılmaktadır. Üst
atmosferdeki amonyağın büyük bir kısmı donmuş haldedir. Ayrıca yapılan
spektroskobik gözlemlerde donmuş metana da rastlanmıştır ki, metan
kolay donan bir gaz değildir.

Gezegenin üzerinde bir şeyler görmek istiyorsak, iyi sayılabilecek bir
teleskop kullanmamız gerekir. Satürn’ün, Jüpiter’in sakin zamanlarını
hatırlatan bir görüntüsü vardır; ancak sonuç itibarıyla Satürn daha iyi
huyludur. Kuşaklar yuvarlak hatlıdır; ekvator bölgesi genellikle parlak
krem renklidir; Jüpiter’in Kızıl Benek’iyle karşılaştırılabilecek
herhangi bir oluşum da yoktur. Kutuplar genellikle loştur ve hiçbir
yerinde canlı renklere rastlanmaz.

Satürn de Jüpiter gibi etrafa Güneş’ten almış olabileceğinden çok daha
enerji yayar. Ancak Jüpiter’e göre küçük olan Satürn’ün oluşumundan
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 tatminkâr değil; ancak
bugüne kadar daha iyisini yapan da çıkmadı.

Büyük patlamalar nadiren görülür; ancak ekvator bölgesi civarında ara
sıra beyaz beneklere rastlandığı olur. Bunlardan ilk kayda geçeni 1876
yılındakilerdir; 1903’te bir tane daha görülmüştür. Bir sonraki olan
1933’teki öncekilerden çok daha etkileyiciydi. Bu beneği, o yılın
Ağustos ayında keşfeden kişi amatör bir gözlemci olan W.T. Hay’di; bu
İngiliz, bugün sahne ve sinema komedyeni olarak hatırlanan ünlü Will
Hay’den başkası değildir. Bu olay şöyle gelişti: Beyaz benek yavaş
yavaş uzadı; üzerinde bulunduğu alanın rengi ise koyulaştı. Baş tarafı
belirsizleşirken, arka tarafı keskin hatlı bir şekil aldı. Kraliyet Gök
BilimcisiSir Harold Spencer Jones, bu durumu “gördüğümüz yüzeyin
altında meydan gelen bir volkanik patlama sonucu püsküren bir miktar
madde, kendinden daha hızlı hareket eden bir hava akımıyla karşılaştı;
onlar akım ile ileri taşınırlarken, sonradan püskürmeye devam eden
maddeler de arka ucu oluşturdular.” diye açıklamıştı. Leke zamanla
soluklaştı; birkaç ay sonra da gezegenin çevresinde uzanan parlak bir
alandan başka bir şey değildi; sonra da tamamen kayboldu.

1960’ta görülen beyaz benek önceki kadar çarpıcı değildi; ancak
gezegeni gözlemleyenler 1990 yılında çok zevkli anlar geçirdiler. Eylül
ayının 25’inde, Amerikalı bir amatör olan Stuart Wilber, eskileriyle
hemen hemen aynı boylamda yeni bir beneğin parladığını gördü. Daha
sonra varlığı doğrulandı; zaten görülmemesi gibi bir şey söz konusu
değildi. Daha sonra yaşananlar, alışıldık sırayı izledi. Benek, güçlü
ekvator rüzgârlarının etkisiyle birkaç gün içinde yayıldı ve 14.500 km
uzunluğunda bir bulut görünümünü aldı. Ekim’in ortalarına gelindiğinde,
tüm ekvator boyunca uzanan parlak bir bölge olarak görünüyordu.
Parlaklığı gün be gün soldu; birkaç ay içinde yine her şey normale
dönmüştü.

Burada ilginç bir durumla karşılaşıyoruz. Elimizde beyaz beneklerin
1876, 1903, 1933, 1960, 1990 yıllarında görüldüklerine dair kayıtlar
var. Görünüşlerin arasında geçen süre, sırayla 27 yıl, 30 yıl, 27 yıl
ve yine 30 yıl. Bu Satürn’ün dolanım süresi olan 291/2 yıla çok yakın.
Rastlantı peşinde koşmaktan hep sakınmış biri olduğum halde, bana sanki
ikisi arasında Bir bağıntı varmış gibi geliyor. Bu durumda gözlemciler,
2020 yılı civarında bir beklenti içine girecekler. Benekler, Satürn’ün
gördüğümüz yüzeyinin altında hüküm süren koşullar hakkında bilgi verici
oldukları için önemliler. Ayrıca dönüş süresinin ölçülmesine de
yardımcı oluyorlar.

Dolayısıyla yapılacak en akıllıca iş, göz alıcı halkalara fazla
takılmamak ve kürenin kendisini sürekli gözetim altında tutmaktır. İyi
aletlere sahip bir amatör de bu işi oldukça rahat bir şekilde
kıvırabilir.

Ancak, Satürn’ü bu kadar görkemli yapan da halkalarıdır tabii ki. Küçük
teleskop ile bile görülebilen halkalar, on yedinci yüzyıldan beri
bilinmektedir. Ne olduklarını tam olarak anlayabilecek kadar net bir
şekilde olmasa da, onları ilk gören Galileo’dur. Satürn’ü üçlü gezegen
zanneden Galileo, birkaç yıl sonra gezegenin normal görünmesine ve
yalnız oluşuna bir anlam verememiştir. Galileo hiç öğrenmemiş olsa da,
biz bugün bu sorunun cevabını bulmuş durumdayız.

Galileo gözlemeye başladıktan kısa bir süre sonra halka sistemi
Dünya’ya göre yan durmaya başladı. Bu konumda Galileo’nun ilkel
teleskobuyla onu görmek imkânsızdı.

1659 yılında, büyük bir ihtimalle zamanının en iyi gözlemcisi olan
Christiaan Huygens, ünlü anagramını (o zamanın astronomlarının
kullandığı Latince şifreli bir yazı) yayınladı. Bu anagramda, Staürn’ün
çevresinde tutulum dairesi boyunca uzanan ve hiçbir yeri gezegenin
kendisine değmeyen yassı bir halka bulunduğu söyleniyordu. O ana kadar
söyledikleri doğruydu; ancak kuramına, inanılmayacak kadar çok kişi
karşı çıktı. Söz gelimi cizvit olan Fransız matematikçi Honoré Fabri,
Satürn’ün garip görüntüsünün nedeninin, dört uydu olduğunu iddia
ediyordu. Bu uydulardan ikisi, karanlık ve gezegene yakınken, diğer
ikisi parlak ve gezegene uzaktı.

Huygens’in halkalarının bütün gökbilimcilere kabulü yıllar aldı. Bu
dönemde yapılan çizimlerden bazıları oldukça gariptir; ancak kullanılan
teleskopların kalitesi düşünülürse, bu pek de anormal değil.

İkisi parlak bir loş olmak üzere üç ana halka vardır. En dıştaki parlak
halka 14.500 km genişliğindedir. İçeri doğru gidildiğinde, G.D. Cassani
tarafından 1675 yılında keşfedilen ve bu nedenle Cassini Bölümü olarak
anılan bir aralık gelir. Genişliği 4000 km kadar olan bu aralık, A
halkasının genişliği yaklaşık 25.700 km olan parlak B halkasından
ayırır. Huygens’in tarif ettiği halka, A ve B halkalarının bir
birleşimidir.

A ve B halkaları birbirlerine benzemezler. B daha parlaktır ve
geçirgenliği daha azdır. Aradaki farklı kaliteli küçük bir teleskopla
bile görebilirsiniz. Halka sistemi biraz olsun eğik olduğunda 8
santimlik mercekli teleskopla bile Cassini Bölümü’nü görmekte
zorlanılmaz. A halkasının içinde de dar bir aralık vardır; J.F. Encke
tarafından keşfedildiği için onun adı verilen bu aralığı görmek çok
daha zordur. Özellikle halkaları yandan gördüğümüz zamanlarda onu fark
etmek zorlaşır.

B halkası ile gezegen arasında üçüncü bir halka vardır. C halkası
Crêpee Halkası ve Karanlık Halka adlarıyla da bilinir. Onu ilk olarak
1850 yılında birbirinden bağımsız iki gözlemci, Amerika’da W. Bond ve
İngiltere’de W.R. Dawes, görmüştür. Rahat bir şekilde görülemeyen bu
halka yarı geçirgendir. Genişliği ise 19.300 km kadardır.

Uzay Çağı’ndan çok önce, öncekiler kadar net görülemeyen başka halkalar
görenler de çıkmıştı. Bunlardan CrépeHlkası’ndan daha içeride olduğu
iddia edilen halkaya D Halkası adı verilmiştir. Fransız gök bilimci G.
Fournier’in 1907 yılında gördüğü ve ana sistemin dışında olan bir
başkasına da, kafa karıştıracak biçimde yine D Halkası denmiştir. Bu
konu çok sonra, Pioneer ve Voyager uzay araçlarının uçuşlarından sonra
açıklığa kavuştu.

Satürn’de büyüleyici gölge etkileri görülür. Küreden yansıyan ışık,
halkaları aydınlatarak onları kırıkmış gibi gösterir. Ayrıca halkaların
Satürn’ün üzerine düşen gölgeleri çok rahat bir şekilde görülür,
dikkatsiz gözlemciler yanılarak genellikle bu gölgeleri kuşak
zannederler.

Admin Mesaj Sayısı : 193 Yaş : 35 Kayıt tarihi : 13/12/07

Halka sistemi daireseldir; ancak biz ona tepeden bakamadığımızdan
elipsmiş gibi görürüz. Sistemin toplam çapı 272.000 km kadardır ama
halkaların kalınlığı çok incedir. Bu durum, 1966, 1980 ve 1995
yıllarında olduğu gibi yan durduklarında görmek neredeyse imkânsızdır.
Daha açık bir şekilde söyleyecek olursak, Dünya halka sistemiyle aynı
düzleme girdiğinde, Güneş de aynı şeyi yaparsa halkaları görmek mümkün
olmaz; çünkü bu durumda sadece halkalardan en dışta kalanının kenarı
güneş ışığı alabilmektedir. Halkaların tamamen kaybolduğunu iddia
edenler de çıkmıştır; ancak gerçek böyle değildir. Halkalar, sırayla 13
yıl 9 ayda ve 15 yıl 9 ayda bir yan konuma geliyorlar. Bu eşitsizliğe
Satürn’ün yörüngesinin dışmerkezliliği neden oluyor. Kısa olan aralık
boyunca Satürn’ün güney kutbu Güneş’e doğru eğik oluyor; bu durumda
kuzey yarım küre halkaların ardında kalıyor. Satürn, günberi noktası
civarındayken göreceli olarak en hızlı hareket ettiği zamanları
yaşıyor. Daha uzun olan aralık boyunca ise kuzey kutbu Güneş’e dönük
oluyor; bu sefer de güney yarım küre görülemiyor. Bu devre içinde
Satürn, günöte noktasından en yavaş hızıyla geçiyor. Halkalar,
Satürn’ün ekvator düzleminde bulunuyorlar; ancak ekvator düzlemi,
yörünge düzlemine göre 261/2*kadar eğik.

Ana halkalardan A ve B’nin yekpare ve katı bir görüntüsü vardır;
dolayısıyla teleskop ile bakan ilk gözlemcilerin onları sert levhalar
zannetmeleri son derece doğaldır. Tabii herkes aynı fikirde değildi;
söz gelimi J. Cassini1705’te, halkaların, Satürn çevresinde dönmekte
olan küçük parçacıklar olduğunu iddia etmişti. Ancak bu oturaklı
tahmin, on dokuzuncu yüzyıla kadar doğrulanmadı.

Fransız Edouard Roche 1848 yılında, kütle çekimi yok denebilecek kadar
az olan bir cismin, bir gezegene (veya başka bir cisme) çok yaklaşması
durumunda parçalanacağını kanıtladı. Bu tehlikeli alanın kenarı Roche
sınırı olarak bilinir. Sınırı, ilgili gezegenin büyüklüğü ve kütlesi
beliler. Halkalar, Satürn’ün Roche sınırı içindedirler; bu da katı veya
sıvı olmaları halinde parçalanacakları anlamına gelir. Bu iddia, 1875
yılında James Clerk Maxwell tarafından matematiksel olarak
kanıtlanmıştır. Ondan yirmi yıl sonra J.E Keeler, spektroskop
kullanarak yaptığı gözlemlerden, halkaların iç kısımlarının Satürn’ün
çevresinde dıştakilere göre daha hızlı dönüyor olduğu sonucu çıkardı.
Tabii bu da Kepler Yasası’na uygun bir durumdu. Yani her bir parçacık
kendi başına birer aycıkmış gibi davranıyordu.

1979’dan önce, halkaların az çok yassı ve düzgün olduğu varsayılıyordu.
Uzay araştırmaları sonucunda gerçekte öyle olmadığı anlaşıldı. İlk
baskını Pioneer 11 yaptı. Daha önce de bahsettiğimiz gibi, bu sonda
1973’te Jüpiter’i incelemek üzere fırlatılmıştı. Satürn, önceden
planlanmış bir hedef değildi; ancak bu karşılaşma çok yararlı oldu;
çünkü o zamanlar hiç kimse sondaların, Satürn’ün çevresindeki enkaz ile
çarpışmanın yol açabileceği tehlikenin büyüklüğü konusunda bir fikre
sahip değildi. Pioneer’ın bulutların 21.000 km kadar üzerinden geçmesi
planlanmıştı; öyle de oldu. Böylece hayatta kalma şansı yüzde 99’dan
yüzde 1’e düşmüş oldu. Neyse ki hiç yara almadan kurtuldu.

1980 ve 1981 yıllarında, 1979’daki Jüpiter ziyaretlerini bitiren ilk
Voyager, Satürn’e geldi. Bu iki Voyager bibirinin eşiydi ancak
Jüpiter’den ayrıldıktan sonra farklı roller üstleniyorlardı. Voyager 1
sadece Satürn’ü değil, gezegenin en büyük uydusu Titan’ı incelemek
üzere programlanmıştı. Titan’ın bir atmosfere sahip olduğu biliniordu;
bu bakımdan özel ilgiyi hakeden bir uyduydu. Sonda, Titan’ı incelemek
için tutulum dairesi düzleminden ayrılacaktı; bu durumda da ileride
başka bir gezegenle karşılaşma olasılığı kalmıyacaktı. Plan işlerse
Voyager 2, Titan’la ilgilenmeyecek ve önce Neptün’le sonra da Uranüs’le
buluşmak üzere yoluna devam edecekti. Ancak Voyager 1’in başarısız
olması durumunda, Voyager 2’nin Titan’ı incelemesi gerekecekti. Bu
durumda da iki uzak devi göremeyecekti. Voyager 1, üzerine düşeni
kusursuz bir şekilde yerine getirdiğinde Görev Kontrol Merkezi’ndeki
rahatlamayı tahmin edebilirsiniz.

Satürn’ün kendisinin çok güzel fotoğrafları elde edildi. Gezegenin
üzerinde kırmızımsı ve kahverengimsi benekler bile vardı. Ekvatora
simetrik olarak esen rüzgârın hızı saatte 1500 km’yi bulur ki, bu
Jüpiter rüzgârlarından bile daha hızlı olduğunu gösterir. Manyetik
alanı Jüpiterinkinden yirmi kat daha zayıftır; ancak bu haliyle bile
Dünya’nınkinden bin kat güçlüdür. Manyetik ekseninin, dönme ekseniyle
çakıştığı belirlenmiştir. Yani bu durumda, gezegende pusulaya bakılacak
olursa, ibre tam kuzeyi gösterecektir. Kutup ışıklarına da
rastlanmaktadır; ama tahmin edebileceğimiz gibi Jüpiter’dekilere çok
daha zayıf olacaktır.

Voyager 1 Satürn’e doğru yaklaştığında halkaların kimsenin ummadığı
kadar karmaşık oldukları anlaşıldı. Binlerce ufak halkadan ve küçük
boşluklardan oluşuyorlardı. Bir bütün olarak ise daha önce görülmüş
hiçbirşeye benzemiyorlardı. Rahat görünen ayrımların ortaya çıkış
nedeninin, uyduların, özellikle de Voyager’lardan önce en içteki olarak
bilinen Mimas’ın, çekim gücü olduğu zannediliyordu. Bu belirgin birkaç
boşluk için geçerli olabilirdi; ancak sistemin karmaşıklığı, tek
nedenin, uyduların tedirgisi olmayacağını gösteriyordu. Satürn’ün
halkalarının hareketleribugün bile tam olarak açıklanabilmiş değildir.

Cassini Bölümü boş değildir. Orada da halkacıklar veuzaydagörülen
türden parçacıklar vardır. B Halkası’nda, merkezden çevreye doğru
yayılan, yaklaşık 15.000 km uzunluğunda garip çubuklar görünür. Bu
çubuklar, halka, gezegenin gölgesinden çıktıktan birkaç saat sonra
kaybolurlar. Aslında böyle bir büçüm oluşturamamaları gerekir.
Hatılarsanız Kepler Yasası şöyle der: İç kısımdaki parçacık, kendine
göre dışarıda olan parçacıktan daha hızlı hareket eder. Dolayısıyla
merkezden dışarıya doğru çubuk şeklinde bir oluşumun bulunmaması
gerekir. Ancak oradalar ve net bir şekilde görülebiliyorlar. Benim
bugünkü fikrimi soracak olursanız, bu çubukları, manyetik güçler
tarafından halka sisteminin düzleminden çıkartılan parçacıklar
oluşturuyor ve yükselen bu parçacıklar daha sonra manyetik alan hatları
tarafından süpürülüyor. Şu anda en mantıklı açıklama bu gibi görünüyor.
Dünya’dan gözlem yapan kişilerin yaptığı, eski çizimlere baktığımızda,
bazılarıda bu çubukların çizili olduğunu görüyoruz.

Yeni halkalar da bulundu. Daha önce D Halkası adı verilen ve bulutların
hemen üstüne kadar uzandığı söylenen halka, gerçek bir halka
sayılamazdı; dağınık parçacıkların bir alandı. Ancak A Halkası’nın
hemen dışında yeni bir halka bulunduğu görüldü. Büyük olasılıkla
Fournier’in gördüğü halka olan bu halkaya resmen F Halkası adı verildi.
F Halkası’nın örülmüş ipliklere benzeyen garip ve karmaşık bir yapısı
vardı. Seyrek yapılı G Halkası ise büyük uyduların en içte olanı
Mimas’la aynı yolu kullanan iki küçük ayın yani Janus ve Epimethus’un
yörüngesine kadar olan bölgenin needeyse tamamını kaplıyordu. Son
olarak bir de E Halkası vardı. G Halkası’ndan bile daha seyrek olan bu
halkanın en parlak olduğu yer, ikinci büyük uydu olan Enceladus’un
yörüngesinin hemen içinde kalan bölümdü.

Halka parçacıklarını Voyager bile net olarak gösteremedi. Ancak
büyüklükleri, çakıl taşıyla birkaç metre çaplı buzblokları arasında
değişiyor gibi görünüyordu. Ayrıca halkaların bulunduğu düzlemin 65.000
km aşağısına ve yukarısına kadar uzanan, seyrek yapılı bir hidrojen
bulutuna da rastlanmıştı. Halka parçacıklarının bileşimine gelince,
görünüşe göre parçacıklar basit su buzundan oluşuyorlardı.

Uzay Çağı’ndan önce Satürn’ün dokuz uydusu olduğu zannediliyordu.
Satürn ailesi, Jüpiter’inkinden hayli farklıydı. Satürn’de dört büyük
ve bir düzine küçük yerine, bir büyük (Titan) ve birçok ortaboy uydu
vardı. Uydularından Rhea ve İapetus’un çapı 1500 km; Dioni ve
Tethys’inki ise 1100 km kadardır. Mimas, Enceladus ve Hyperion’un
çapları ise 270 km ile 480 km arasında değişir. Önceden bilinen son
uydu olan Phobe’nin çapı ise topu topu 225 kilometredir. Satürn’den
ortalama 13.000.000 km uzakta olan bu uydu, ters yönde hareket
etmektedir; bu durum onun eski bir asteroit olduğu konusunda şüpheye
yer bırakmaz. Ondan sonra 9 yeni uydu daha bulunmuştur. Bunlardan Pan,
Atlas, Prometheus, Pandora, Epinetheus ve Janus, Satürn’e Mimas’tan
daha yakındır. Telesto ve Calypso, Tethys ile aynı yörünge üzerinde
hareket etmektedirler. Dione’nin ise Helene adlı bir Troya’lısı vardır.
Bunlardan başka birkaç küçük uydu daha olduğu ve toplam uydu sayısının
yirminin üzerine çıkacağı düşünülmektedir. Yeni keşfedilen uydulaın
hepsi çok küçüktür; aralarında çapı 150 kilometreden büyük olan tek
uydu Epimetheus’tur.

__________________

Admin Mesaj Sayısı : 193 Yaş : 35 Kayıt tarihi : 13/12/07

Saptanan son uydu olan Pan, A Halkası’nın ortasındaki Encke Bölümü’nün
içinde hareket etmektedir. Prometheus ile Pandora’ya çoban uyduları
denmektedir, çünkü F Halkası’nın iki kenarında durarak onu sabit bir
şekilde tutarlar. Prometheus’un yörüngesi halkanın biraz dışından
geçer; dolayısıyla halkayı oluşturan parçacıklardan daha yavaş hareket
etmektedir. Bir parçacık diğerlerinden ayrılacak olursa, Prometheus onu
yavaşlatarak daha içte bir yörüngeye oturmasını sağlar. Aynı şekilde
içeri,Satürn’e doğru yol alan parçacıklar da Pandora tarafından
hızlandırılır ve ana halkaya geri gönderilir. Janus ile Epimetheus’un
eskiden aynı büyük cisim parçaları olduğu kolayca anlaşılmaktadır.
Birçok bakımdan benzerlik gösterirler. Ayrıca dört yılda bir
birbirlerine yaklaşırlar; bu sırada yaşanan ikili etkileşimler sonucu
yörüngelerini değiştirirler. Uzayda sandalye kapma oyunu oynayan iki ay
gibidirler!Küçük uyduların çoğunun şekli biçimsizdir.

Satürn’ün uydularının en büyüğü olan Titan, Ganymede’den sonra Güneş
Sistemi’ndeki ikinci büyük uydudur. Küçük bir teleskopla görülebilecek
kadar parlaktır. Dürbünle bile gördüğünü söyleyenler olmuştur. 1944’te,
bir atmosferi olduğu belirlendei; Voyager’dan önce atmosferin esas
olarak metandan oluştuğu düşünülüyordu.

8 santimlik bir mercekli teleskopla Rhea rahatça, Dione ile Tethys ise
biraz daha zor görülür. İapetus’un durumu biraz gariptir; uydu
Satürn’ün batısındayken, doğusundayken olduğundan çok daha parlaktır.
En çok, Rhea kadar parlak görünür; ancak soluk olduğu zamanlarda 8
santimlik teleskobun menzili dışında kalır. Bu garip durum, uydunun
G.D. Cassini tarafından 1671 yılında keşfedilişinden beri
bilinmektedir. Bu farkın mantıklı tek açıklaması vardır. Gezegenlerin
en büyük uydularının çoğu gibi, İapetheus da eşzamanlı dönmektedir.
Yani, çevresinde dönmekte olduğu gezegene hep aynı yüzünü
göstermektedir. Bunun nedeni gezegenin çevresindeki dolanım süresinin,
kendi ekseni etrafında dönüş süresine eşit olmasıdır. Bu süre İapetheus
için 79 gündür. Yani batı uzanımında her zaman, yansıtma oranı daha
yüksek olan yüzü bize dönüktür.

Voyager 1’in ana hedefi olan Titan, şok yarattı denebilir. Yüzeyinin
görülmesini tamamen engelleyen kalın atmosferinin, bol miktarda
nitrojenden ve hatırı sayılır miktarda metandan oluştuğu belirlendi.
Yüzey basıncı, Dünya’da deniz seviyesindeki basıncın birbuçuk katından
daha fazlaydı. Voyager 1, uydunun 6500 kilometre kadar yakınından
geçtiği halde tek görebildiğimiz, portakal renkli sis olarak
adlandırılabilecek oluşumun üsy katmanıydı. Yüzey sıcaklığı -180*C
(-290*F) olarak ölçülmüştü. Bu oldukça önemliydi çünkü metan gazının,
Titan üzerinde katı, sıvı veya gaz halinde bulunabileceği anlamına
geliyordu. Bu durum, tıpkı H2O’nun Dünya’dan, buz, sıvı su veya su
buharı şeklinde bulunabilmesine benziyordu. Bizim denizlerimize pek
benzemese de, Titan’da bir çeşit kimyasal maddeden oluşan denizler
olabilirdi. Büyük bir olasılıkla da etan ve metanın oluşturudğu bir
karışım.

Titan, haytın ortaya çıkmasına olanak vermeyecek kadar soğuk gibi
görünüyor olsa da üzerinde, söz gelimi portakal renkli siste, birçok
organik maddeye rastlanmıştır. Uyduda hayat için gerekli tüm koşullar
varmış gibi durmaktadır. Bu konunun 2004 yılında aydınlığa kavuşması
bekleniyor; çünkü uydu üzerine yumuşak iniş yapması planlanan yeni
sonda, uyduya o yıl ulaşacak.

Bir konuyu daha belirtmekte yarar görüyorum. Titan’ın kurtulma hızı,
bizim Ay’ımıznkiyle aynı gibidir. Ancak Titan, Ay2dan çok daha soğuk
olduğundan bir atmosfer tutmayı başarabilmektedir. Çünkü sıcaklık
düştüğünde, atomlar ve moleküller daha yavaş hareket ederler bu da
kaçma şanslarının azalacağı anlamına gelir. Milyarlarca yıl sonra Güneş
daha parlak hale geldiğinde Titan’ın, üzerinde hayatın ortaya çıkmasına
olanak verecek kadar ısınacağı düşünülmektedir. Ancak o zaman da, artan
sıcaklık spnucu atmosferin kısa süre içinde kaybedecektir.

Bu arada Voyager’ların, o sırada son derece ters bir konumda olan Phobe
dışında, bütün büyük uyduların çok güzel fotoğraflarını çktiğini de
belirteyim. M,mas’ın buzlu ve kraterli yapısı vardır. Herschel adı
verilmiş büyük kraterin genişliği, uydunun çapının üçte biri kadardır.
Encaladus, buzlu ve küçük kraterli düz sayılabilecek bi yüzeye
sahiptir. Tethys ise neredeyse saf buzdan oluşmaktadır. Üzerinde yer
alan bir hendek, uydunun yarısından çoğu boyunca uzanmaktadır. Dione,
Teehys’ten azıcıkdaha büyük ama çok daha ağırdır. Yarı kürelerinin
parlaklıkları birbirinden farklıdır. Yüzeyinde, birkaç parlak şekil ile
iki üç büyük krater vardır. Rhea’nın yüzeyine bakıldığında, uydunun son
derece yaşlı olduğu görülür. Neredeyse Jüpiter sistemindeki
Callistokadar kraterli bir yapıya sahiptir. Hyperion’un durumu
istisnaîdir. Şekli biçimsizdir; büyüklüğü 360 x 280 x225 kilometre
kadardır; bir hamburgere benzediği söylenebilir. Satürn çevresinde bir
tam dönüş yapması 21,3 gün sürer; ancak bu, kendi ekseni etrafında
dönme süresine eşit değildir, yani dönüşü tutulmuş değildir.
Yörüngesinde taklalar atarak ilerliyor gibi görünen Hyperion’un,
dönüşünün de düzensiz olduğu söylenebilir. Bu uydunun eskiden daha
büyük bir gökcisminin parçası olduğu düşünülmektedir; ancak henüz diğer
yarının izine rastlanmıştır.

İapetus’un yarı kürelerinden birisi parlak ve kar kadar yansıtıcı, daha
çok görünen diğeri ise karatahta kadar koyu renklidir. Kuramcılar
burada, benim Zebra problemi olarak adlandırdığım bir sorun ile karşı
karşıyadırlar: Zebra siyah çizgili beyaz bir hayvan mı, yoksa beyaz
çizgili siyah bir hayvan mıdır? Söz konusu olan İapetus ise bu soruyu
cevaplandırabiliriz. Hareketleri ve diğer uyduları üzerindekietkileri
incelendiğinde, yoğunluğunun suyunkinden çok da fazla sonucuna
varılmıştır. Yani uydunun büyük bölümü buzdan oluşmaktadır. Karanlık
bölge ise hâlâ bir bilmecedir. Nedeninin, en dıştaki uydu olan ve
elimizdeki tek ve pek de tatmin edici olmayan fotoğrafında koyu renkli
ve diğer buzlu uydulara pek benzemiyor gibi görünen Phoebe’den
İapetus’a gelen toz olduğu yönünde iddialar vardır. Ancak Phobe ile
İapetus birbirlerine 9,5 milyon kilometreden fazla yaklaşmamaktadır.;
ayrıca İapetus’un üzerindeki lekenin rengi Phoebe’nin tozlarınınkinden
farklıdır. Bu durumda ya geçmişte uyduya bir kuyruklu yıldız çarpmıştır
ya da bu koyu renkli madde buzlu kabuğun altından yukarı çıkmıştır.

Jüpiter’in Galilei uydularını gözlemlemeye göre çok daha zor olsa da bu
uyduların da tutulmaları, geçişleri ve parçalı tutulmaları
gözlemlenebilmektedir. Ancak bu olaylar küçük bir teleskop ile uydular
içinde bir tek Titan izlenebilir. Bu pek de hoş bir durum değildir;
çünkü küçük uyduların yörüngeleri tam olarak bilinmemektedir. Bu
durumda, tutulmaların ve geçişlerin zamanları konuya biraz olsun
açıklık getirebilirdi. İkili olaylara da rastlanmaktadır. Söz gelimi
A.E. Levin ve L.J. Comrie, 8 Nisan 1921’de Titan’ın gölgesinin Rhea’nın
üzerine düşmesi sonucu yaşanan tutulmayı gözlemlemişlerdir.

Pickering, Phoebe’yi, Harvard College Gözlemevi’nin güney istasyonu
olan Peru’daki Arequipa Gözlemevi’nin 60 santimlik teleskobuyla
keşfetmiştir. Altı yıl sonra yörüngesi Rhea ile Titan’ın yörüngeleri
arasında yer alan yeni bir uydu bulunduğunu açıklayan Pickering, bu
uyduya Themis adını vermiştir. Ancak bulunduğu açıklandığı andan
itibaren varlığından kuşku duyulmayan bu uyduyu bir daha gören
çıkmamıştır. Bu durumda hiç var olmadığı da söylenebilir