Untitled Document
 
www.yaklasansaat.com





 

Gezegenler/ Satürn/ Satürn'ün Uyduları

SATÜRN'ÜN UYDULARI

TİTAN

Jüpiter'in aksine Satürn, Ay boyutları ile karşılaştırılabilir, yalnızca bir tane büyük uyduya sahiptir. Bu uydu, 5150 km çapa sahip Titan'dır. Güneş sistemindeki tüm uydular arasında, sadece Jüpiter'in uydusu Ganymede, Titan'dan daha büyüktür. Titan da, Ganymede gibi düşük bir ortalama yoğunluğa sahiptir. Temelde buz ve kayalık maddelerin bileşiminden oluşmaktadır. 1665 yılında, Christiaan Huygens tarafından keşfedilmiştir.

TİTAN: ATMOSFERE SAHİP TEK UYDU

Şekil 17

20. yüzyıl başlarında bilim adamları Titan'ın boyutlarına bakarak, bir atmosfer bulundurabileceğini düşünmeye başlamışlardı. Bu beklentinin gerçek olduğu, 1944 yılında Gerard Kuiper'in, Titan yüzeyinden yansıyan Güneş ışığı tayfında, metan çizgilerini keşfetmesiyle doğrulanmıştır. Titan, Güneş Sistemi içerisinde kayda değer bir atmosfere sahip tek uydudur. Bu yüzden Titan, Voyager uzay araçlarının ana hedefi olmuştur.

Hubble Uzay Teleskobu'nun 1995 yılında aldığı görüntülerde (Şekil 17), Satürn halkaları, kenardan görünmekteydi ve Titan uydusunun gezegen üzerindeki gölgesi izlenmekteydi. Voyager'ın detaylı görüntülerinde ise Titan'ın pürüzsüz şekli izlenmekteydi. Yüzeyinin bu derece pürüzsüz görünmesinin nedeni, yüzeyden 200 km yüksekliğe kadar ulaşan kalın bir atmosfer katmanı ile kaplı olmasındandır. Bu görüntülerde, kenara yakın görülen sis tabakası, atmosferin varlığına, doğrudan bir kanıt sayılmaktadır. Bu sis tabakası, son derece donuktur ve yüzey şekillerini gizlemektedir.

Titan'ın kütlesi, Yer kütlesinden daha küçüktür ve Yer'den daha zayıf bir yüzey çekim ivmesine sahiptir. Ancak atmosferinde izlenen yüksek basınç değeri, kütlece daha fazla atmosfer gazı barındırdığını göstermektedir. Yapılan hesaplamalar, Titan atmosferinde yer alan gazların, Yer'in atmosferinde bulunan gazlardan, kütlece 10 kat daha fazla olduğunu göstermiştir.

TİTAN ATMOSFERİNDEKİ GAZLAR

Şekil 18

Voyager verileri, Titan atmosferinin %95 oranında azot moleküllerinden (N2)oluştuğunu göstermiştir. Yüksek orandaki azotun kökeni, Güneş sisteminin bu dış bölgesinin amonyakça (NH3) çok zengin olmasına bağlanmaktadır. Amonyak, Güneş'in mor öte ışınımı ile kolayca parçalanarak, azot ve hidrojen atomlarına ayrışabilmektedir. Dolayısıyla, başlangıçta amonyakça zengin olan Titan atmosferi, parçalanan NH3 moleküllerindeki daha ağır azot atomları ile zenginleşmiştir. Daha hafif olan hidrojen ise, uzaya kaçarak, Satürn manyetosferindeki hidrojen bulutlarına hapsolmuştur. Titan atmosferinde, azottan sonra en bol bulunan gaz, metandır(CH4). Metan; Yer'de, yakıt olarak kullanılan doğalgazın temel bileşimini oluşturmaktadır.

Güneş'in mor öte ışınımı ile etkileşen metan molekülleri, hidrokarbonlar adı verilen diğer karbon-hidrojen bileşiklerini oluştururlar. Voyager araçlarında yer alan, mor öte tayf çekerleri ,Titan atmosferinde düşük miktarda etan (C2H6 ), asetilen (C2H2), etilen (C2H4) ve Propan ((C3H8) gazlarının varlığını göstermiştir. Bu gazlar, damlacıklar halinde yoğunlaşarak, Titan yüzeyine yağış yolu ile inmektedirler. Bu yan ürünlerden etan, diğerlerine oranla daha baskın sayılabilecek bir bolluğa sahiptir. Güneş sisteminin tarihi boyunca, yeterli miktarda etan, yoğunlaşarak, yüzeye yağmış ise, Titan yüzeyinde, hidrokarbon nehirleri ve hatta denizleri olması gerekmektedir.

Bu olasılığı test etmek ve katı yüzeyinin haritasını çıkarmak amacıyla, kızıl öte dalgaboylarındaki ışınımda, Titan'ın sayısız gözlemi yapılmıştır. Kızıl öte dalgaboylarındaki ışınım, Titan atmosferi ile etkileşmeksizin yayılabilmektedir.

TİTAN'IN "KIZIL ÖTESİ YANSIMA HARİTASI"

Bu gözlemlerde elde edilen kızıl ötesi yüzey yansıma haritasında, değişik bölgelerin belirgin olarak farklı yansıma yapıları gösterdiği görülmüştür(Şekil 18). Koyu mavi renkte görülen bölgeler, kızıl öte yansıtma gücü düşük yüzey şekillerini temsil etmektedir. Büyük olasılıkla, sıvı hidrokarbon denizleri veya katı organik maddeler olduğu düşünülmektedir. Açık sarı renkte görülen alanlar ise, kızıl öte yansıtma gücü yüksek bölgelerdir ve buzlarla kaplı kayalık kıtalar olarak yorumlanmaktadır. Yüzey haritalarından (Şekil 18), Titan'ın, Satürn ile eş dönmeye sahip olduğu da kanıtlanmıştır.

Titan'ın atmosferindeki serbest azot, yoğunlaşma ile oluşan hidrokarbonlarla, hidrojen-siyanit (HCN) gibi başka karbonlu bileşikler de meydana getirmektedir. HCN ise, diğer moleküllerle bir araya gelerek, polimer adı verilen moleküler zincire sahip bileşikleri oluşturmaktadır. Damlacıklar halinde oluşan bazı hafif polimerler, Titan atmosferinde askıda kalabilmekte ve aerosol adı verilen, atmosferik yapıları oluşturmaktadır. Titan atmosferinin kırmızı-kahverengi görüntüsünün, polimer içerikli aerosoldan kaynaklandığı düşünülmektedir. Daha ağır polimer parçacıkları ise, Titan'ın katı yüzeyine düşerek, büyük olasılıkla zift kıvamında yapışkan ve kalın bir yüzey tabakası oluşturmaktadır.

YAŞAMIN KÖKENİ ARAŞTIRMALARI İÇİN: TİTAN LABORATUVAR


Titan atmosferinde ve yüzeyinde bulunan bazı hidrojen-azot-karbon bileşikleri, canlı yaşamın yapı taşlarını oluşturan organik moleküllerdir. İlk bakışta -178°C gibi düşük ortalama yüzey sıcaklığı altında, Titan'da yaşam araştırması yapmak, pek de mantıklı gelmemektedir. Ancak Titan'da, şu anda izlenen özellikler, bir zamanlar oluşum sürecindeki Yer'in ilkel koşullarına, büyük olasılıkla çok benzemektedir. Yer'de, yaşamın kökeni ile ilgili araştırmalar için önemli bir laboratuvar olanağı sunmaktadır.

TİTAN'A: CASSİNİ'NİN YAKIN UÇUŞLARI 

2004'den 2008'e kadar Cassini uzay aracı, Titan'a 44 yakın uçuşta bulundu. Bu uçuşlarda, Cassini, kızıl ötesi teleskop kullanarak, uydu yüzeyinin detaylı resimlerini elde etti. Titan yüzeyinin çoğu açık renkli, fakat ekvatorunun etrafında uzun şerit şeklinde, koyu renkli bölgeler bulunmaktadır. Koyu renkli bölgeler, bir birine parallel, 1-2 km uzunluktaki kumullardan oluşmaktadır. Titan'daki kumlar, Titan atmosferinden düşen polimerler ile su buzunun birleşmesiyle oluşan, küçük silikat kaya partiküllerinden meydana gelmiştir ve Dünya'dakine benzememektedir. Koyu bölgelerin rengini ise, polimerler vermektedir.

TİTAN'DA VOLKANLAR

Cassini'nin kızıl ötesi teleskopu, geniş bir alanda arama yaparak, Titan yüzeyinde, volkanlar belirledi. Titan'da volkanların bulunması, aynı zamanda uydunun atmosferinde, neden çok metan bulunduğunu da açıklamaktadır. Metan molekülleri, Güneş'ten gelen ultraviyole fotonlarıyla parçalanarak, ortaya çıkan hidrojen atomları uzaya kaçmaktadır. Yeni volkanik aktivitelerle, atmosfere, metan sağlanmasaydı; bu işlem, Titan'ın tüm metanını, 10 milyon yıl içinde tüketecekti.

Volkanik aktivite, aynı zamanda Titan yüzeyindeki çok parlak parçaların varlığını da açıklamaktaydı. Volkanik patlama dışarıya sadece metan değil, ayrıca su buharı ve karbondioksit pükürtmektedir. Bu gazlar, yüzeyde hızla donarak, yüzeyde yüksek yansımaya sahip parçaları meydana getirmektedir. 2005'deki Huygens görüntüleri, yerdeki suya benzer olarak, Titan'da sıvının aktığını göstermekteydi. Görüntülerin alındığı inişlerin hiçbirinde veya daha sonra, henüz sürekli bir sıvı kanıtı bulunamadı.

Buna rağmen, Huygens'in indiği bölgede, son metan yağmurlarına ait kanıtlar bulunmaktaydı. Huygens'in ölçümleri, Titan'da metan yağmurlarının yıllık ortalamasının, yaklaşık 5 cm olduğunu göstermiştir. Huygens, Titan'da, nehirler ve kanallar gözlemledi. Titan'da bariz olarak, çarpma kraterleri  yoktu. Cassini tarafından sadece az sayıda krater gözlendi. Kraterlerin çoğunluğu, rüzgarlar ve yağmurlarla aşınmış olmalıydı.

SATÜRN'ÜN "ALTI UYDUSU" BUZLU YÜZEYLERİYLE: GEÇMİŞLERİNE IŞIK TUTUYOR

Şekil 19

Satürn'ün bilinen 60 uydusu vardır. Bunlardan iyi bilinen 18 tanesi, karşılaştırmalı boyutları ile görülmektedir(Şekil 19). Satürn uyduları, boyutları ve yörüngelerine göre, üç farklı grupta inclenmektedir.

SATÜRN'E EŞLİK EDEN UYDULAR

a) Gezegen-boyutlu uydular: Bu grupta, Merkür-Mars arasında büyüklüğe sahip Titan yer almaktadır. 5150 km çapa sahip bu cisim, karasal yapılı uydular arasında, kayda değer atmosfere sahip tek örnektir.

b) Orta-boyutlu uydular: Tamamı 1800 yılından önce Yer'den yapılan gözlemlerle keşfedilmiş, 6 uydudan oluşan bir gruptur. Kendi içlerinde, ikili alt gruplarla incelenmektedirler. Mimas ve Enceladus, 400-500 km arasındaki çapları ile en küçük boyutlara sahip olanlarıdır. Bunları 1000 km civarındaki çapları ile Tethys ve Dione izlemektedir. Rhea ve Iapetus ise, 1500 km civarındaki çapları ile en büyük boyutlu alt grubu teşkil etmektedir.

c) Küçük-boyutlu uydular: Geriye kalan 53 küçük boyutlu ve küresel şekilden sapmış uyduların oluşturduğu gruptur. Büyüklükleri 3 ile 266 km arasında değişmektedir. Bu uyduların bazıları, Phoebe örneğinde olduğu gibi asteroid kuşağından yakalanmıştır. Diğerleri ise çarpışmalardan geriye kalan buz ve kaya artıklarıdır. Çoban uyduları Prometheus ve Pandora, çarpışma sonrası artıklara örnek olarak gösterilebilir.

Şekil 20

ALTI İLGİNÇ UYDU

Bu gruplar arasında en fazla ilgi çeken, Voyager görüntüleri ve karşılaştırmalı boyutları verilen orta-boyutlu uydular grubudur (Şekil 20). Bu altı uydu 1400 kg/m3ün altında, oldukça düşük ortalama yoğunluklara sahiptirler. Çok az kayalık maddeye karşılık, bol miktarda donmuş su ve amonyaktan oluşmuşlardır. Satürn'ün ekvator düzleminde yer alan yörüngelerinde, prograt yönde dolanmaktadırlar. Hepsi de, eş-dönmeye sahiptir. Yalnızca yüzey şekilleri açısından, belirgin farklılıklar göstermektedirler.

1) Mimas:
Bunlardan Satürn'e en yakın olan Mimas, yüksek kraterleşme oranı gösteren yüzeyindeki, devasa boyutlu bir çarpma krateri ile belirgin bir ayrıcalığa sahiptir. Yapılan hesaplamalar bu çarpışmanın, Mimas'ı tamamen parçalayacak limitin biraz altında bir şiddetle gerçekleştiğini göstermektedir.

2) Enceladus: Mimas'ın yakın komşusu Enceladus'un yüzeyi, çarpma kraterlerinden yoksun, geniş düzlük alanlara sahiptir. Bu alanların, 100 milyon yıl önce, bir çeşit jeolojik etkinlikle şekillendiği düşünülmektedir. 0,95 civarındaki yüksek albedosu(yansıması), geçmişinde jeolojik etkinliklerin var olduğunun en önemli delilidir.Güneş sisteminin en yüksek yansıtma gücüne sahip cisimlerinden biridir. Bu etkinlikler sonucu, yüzeyde yer alan kaya ve tozların dağıldığı ve altından, bugün izlenen buz yüzeyinin açığa çıktığı tahmin edilmektedir.

E halkasını oluşturan buz parçacıklarının, Enceladus'daki volkanik süreçler sonucu oluşan, su gayzerlerinden geldiği düşünülmektedir. Ancak Voyager araçları ile bu türden fışkırmalara ilişkin, doğrudan bir kanıt elde edilememiştir. Enceladus'un vokanik etkinliğini tetikleyen sürecin, tedirginlik ısıtması olduğu düşünülmektedir. Enceladus'un yörünge dönemi (32,9 saat) ile Dione'nin yörünge dönemi (65,7 saat) arasında, 1/2 gibi basit bir oran vardır. Yapılan hesaplamalar, Dione ve Satürn'ün uyguladıkları ritmik tedirginlik etkilerinin, Enceladus yüzeyindeki buzları, belirli bir oranda eritebilecek düzeyde olduğunu göstermiştir. Mimas ve Tethys'in yörünge dönüşleri arasında da 1/2 oranı vardır. Ancak çekimsel tedirginlik etkilerinin şiddeti, Mimas'da tedirginlik ısınması yaratabilecek ölçüde değildir.

3) Tethys: Tethys'in yüzeyi, büyük ölçüde Mimas'a benzemektedir. Ayrıca Ay denizlerine benzer, dairesel yapılı ve düşük kraterleşme oranı gösteren alanlara sahiptir. Bu bölgeler üzerinde yapılan incelemeler sonucunda, belirli zamanlarda donuk halden, kıvamlı bir akışkan haline gelen su ve amonyağın, yüzeyde akarak, eski çarpma kraterlerini sildiği ortaya çıkmıştır.

4) Dione: Tethys'den biraz daha büyük olan Dione, kendine özgü yüzey şekillerine sahiptir. Yörünge hareketi doğrultusundaki yarım küresi, buna zıt tarafdaki yarım küresine göre, oldukça farklı bir görünüm sergilemektedir. Yörünge hareketi doğrultusuna bakan yüzey, yüksek oranda çarpma krateri ile kaplı iken, bunun aksi tarafında ağ şeklinde organize olmuş, ince ve açık renkli çizikler görülmektedir. Bu çizikler, buzlu yüzeyde oluşmuş çatlak ve vadiler olabileceği gibi, volkanik gaz çıkışları sonucu, iç bölgelerden yüzeye yeni gelen suyun, donarak oluşturduğu buzullar da olabilir. Tethys ve Dione'de kalıntıları izlenen buz volkanizmasının tetiklenmesi için, daha düşük ısı artışları yeterli olabilmektedir. Göreli olarak, Mimas ve Enceladus'dan daha büyük olan Tethys ve Dione'de, buz volkanizmasını harekete geçiren güç kaynağının iç yapılarında mevcut, radyoaktif elementlerin bozunma süreci olduğu düşünülmektedir.

5) Rhea: Rhea, yüzey şekilleri açısından Dione ile tamamen bir benzerlik içerisindedir. Dione'nin yörünge hareketi doğrultusunun, zıt tarafındaki yarım küresinde izlenen açık renkli çizikler, aynen Rhea'nın ilgili yarım küresinde de bulunmaktadır ve oluşum süreçlerinin de, benzer olması beklenmektedir.

6) Iapetus: 1671 yılından beri bilinen Iapetus, tuhaf ve birbirinden farklı yüzey şekillerine sahiptir. Ekseni etrafında bir dönüşü boyunca, ortalama parlaklığında izlenen büyük değişim, bu duruma en güzel kanıt olmuştur. Voyager görüntüleri, yörünge hareketi yönündeki ve buna zıt yöndeki yarım kürelerinin, belirgin parlaklık farkı gösterdiğini doğrulamıştır. Yörünge hareketi yönündeki yarım küre, asfalt kadar karanlık iken (albedosu 0.05), buna zıt yarım küredeki yansıtma gücü (yaklaşık 0.5), diğer orta boyutlu uydularla eşit değerlere sahiptir. Bilim adamları, Iapetus'un yörünge hareketi boyunca, önde giden yarım küresini kaplayan karanlık maddenin, Phoebe uydusundan gelmiş olabileceği üzerinde durmaktadırlar.

Satürn'ün en uzak uydusu olan Phoebe, asteroid kuşağından yakalanmış, retrograt yönde yörünge hareketi yapan ve yörünge düzlemi Satürn'ün ekvator düzlemi ile çakışmayan bir uydudur. Kimyasal bileşim ölçümleri, Phoebe'nin karbonca zengin asteroidler ailesinden geldiğini göstermektedir. Yüzeyindeki kömür benzeri serbest parçacıkların, zamanla Satürn'e doğru çekilmiş olabileceği ve bu hareket sırasında, Iapetus'un önde giden yarım küresine yapışmış olabileceği düşünülmektedir.

Aralık 2010 Dr. Bahri Güldoğan
yaklasansaat.com

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) N. F. Comins, W. J. Kaufmann, "Discovering The Universe"(5th edition), W. H. Freeman and Company, New York, 2005.
7) Juluis L. Benton, "Saturn and How to Observe It", Springer, 2005.
8) dione.astro.science.ankara.edu.

Untitled Document
ys@yaklasansaat.com

ana sayfa| evren| gezegenler| dünyamiz| dinler| eski kavimler| cin-şeytanlar| haberler| yorum-analiz| seslendirmeler| videolar| site haritası| iletişim| forum| ys kitapları

Bu sitedeki yazı, resim ve dökümanlar, kaynak gösterilmeden yayınlanamaz.