Satürn

Satürn veya Eski Türkçedeki adıyla Sekentir ya da Sekendiz, Güneş'e en yakın altıncı gezegen ve Jüpiter'den sonra Güneş Sistemi'ndeki en büyük ikinci gezegendir. Ortalama yarıçapı Dünya'nın yaklaşık dokuz buçuk katı olan bir gaz devidir. Dünya'nın ortalama yoğunluğunun yalnızca sekizde birine sahiptir, ancak Dünya'dan 95 kat daha büyüktür. Satürn, neredeyse Jüpiter büyüklüğünde olmasına rağmen, Jüpiter'in kütlesinin üçte birinden daha azına sahiptir. Satürn, Güneş'in etrafında 9,59 AU (1.434 milyon km) mesafede 29,45 yıllık bir yörünge periyoduyla dolanır.

Satürn

6 Ekim 2004'te Cassini uzay aracı tarafından 6,3 milyon km mesafeden fotoğraflanan doğal renkleriyle Satürn
Adlandırmalar
Adın kaynağı	Satürn
Sıfatlar	Saturnian, Cronian / Kronian
Sembol
Yörünge özellikleri
Dönem J2000.0
Günöte	1.514,50 milyon km (10,1238 AB)
Günberi	1.352,55 milyon km (9,0412 AB)
Yarı büyük eksen	1.433,53 milyon km (9,5826 AB)
Dış merkezlik	0,0565
Yörünge periyodu	29,4571 y 10.759,22 gün 24.491,07 Satürnsel güneş zamanı
Kavuşum dönemi	378,09 gün
Ortalama yörünge hızı	9,68 km/sn
Ortalama ayrıklık	317,020°
Eğiklik	2,485° tutuluma göre 5,51° Güneş ekvatoruna göre 0,93° değişmeyen düzleme göre
Çıkış düğümü boylamı	113,665°
Perihelyon açısı	339,392°
Bilinen doğal uydusu	Resmi adlandırmalarla 146 ve ayrıca sayısız küçük uydu.
Fiziksel özellikler
Görünür büyüklük	−0,55 +1,17
Açısal çap	14,5″ - 20,1″ (halkalar hariç)
Ortalama yarıçap	58.232 km
Ekvatoral yarıçap	60.268 km 9,449 Dünya
Kutupsal yarıçap	54.364 km 8,552 Dünya
Basıklık	0,097 96
Yüzey alanı	4,27×10^10 km^2 83,703 Dünya
Hacim	8,2713×10^14 km^3 763,59 Dünya
Kütle	5,6834×10^26 kg 95,159 Dünya
Ortalama yoğunluk	0,687 g/cm^3(sudan daha az)
Yüzey kütle çekimi	10,44 m/sn^2 1,065 g
Atalet momenti faktörü	0,22
Kurtulma hızı	35,5 km/sn
Yıldız dönme süresi	10^sa 33^d 38^s + 1^d 52^s- 1^d 19^s
Ekvatoral dönme hızı	9,87 km/sn (35.500 km/sa)
Eksen eğikliği	26,73° (yörüngeye göre)
Kuzey kutbu sağ açıklık	40,589°; 2^sa 42^d 21^s
Kuzey kutbu dik açıklık	83,537°
Albedo	0,342 (Bond) 0,499 (geometrik)
Yüzey sıcaklığı min. ort. maks. 1 bar 134 K (-139 °C; -218,2 °F) 0,1 bar 84 K (-189 °C; -308,2 °F)
Atmosfer
Yüzey basıncı	140 kPa
	59,5 km
Bileşimleri	hacme göre: %96,3±%2,4 hidrojen (H2) %3,25±%2,4 helyum (He) %0,45±%0,2 metan (CH4) %0,0125±%0,0075 amonyak (NH3) %0,0110±%0,0058 hidrojen döyterür (HD) %0,0007±%0,00015 etan (C2H6) Buzlar: amonyak (NH3) su (H2O) amonyum hidrosülfit (NH4SH)
Wikimedia Commons'ta ilgili ortam

Satürn'ün iç kısmının, derin bir metalik hidrojen tabakası, sıvı hidrojen ve sıvı helyumdan oluşan bir ara tabaka ve son olarak gazlı bir dış tabaka ile çevrili kayalık bir çekirdekten oluştuğu düşünülmektedir. Satürn, üst atmosferindeki amonyak kristalleri nedeniyle soluk sarı bir renk tonuna sahiptir. Metalik hidrojen katmanı içindeki bir elektrik akımının, Satürn'ün Dünya'nınkinden daha zayıf olan, ancak Satürn'ün daha büyük olması nedeniyle Dünya'nınkinden 580 kat daha büyük bir manyetik momente sahip olan gezegensel manyetik alanına yol açtığı düşünülmektedir. Satürn'ün manyetik alan gücü, Jüpiter'in manyetik alan gücünün yaklaşık yirmide biri kadardır. Uzun ömürlü özellikler ortaya çıkabilse de, dış atmosfer genellikle yumuşak ve kontrasttan yoksundur. Satürn'deki rüzgar hızları saatte 1.800 kilometre/saat (1.100 mil/saat) ulaşabilir.

Gezegen, daha az miktarda kayalık döküntü ve toz ile esas olarak buz parçacıklarından oluşan parlak ve geniş bir halka sistemine sahiptir. Gezegenin yörüngesinde 63'ü resmi olarak adlandırılmış en az 146 uydu olduğu bilinmektedir; bu sayıya halkalarındaki yüzlerce uyducuk dahil değildir. Satürn'ün en büyük uydusu ve Güneş Sistemi'ndeki ikinci en büyük uydu olan Titan, Merkür gezegeninden daha büyüktür ve Güneş Sistemi'nde önemli bir atmosfere sahip olan tek uydudur.

İsmi ve sembolü

Satürn, adını Roma'nın zenginlik ve tarım tanrısı ve Jüpiter'in babasından almaktadır. Astronomik sembolünün () geçmişi, Yunan Oxyrhynchus Papirüslerine kadar uzanmaktadır. Gezegenin Yunanca adı olan Κρονος'un (Kronos) kısaltması olarak, yatay vuruşlu bir Yunanca kappa-rho ligatürü olduğu görülmektedir (). Daha sonra, bu pagan sembolünü Hristiyanlaştırmak için 16. yüzyılda tepesine eklenen haç ile küçük harfli bir Yunan ita'sı gibi görünmeye başladı.

Romalılar, haftanın yedinci günü olan Cumartesi'ye Satürn gezegenine ithafen "Sāturni diēs" (Satürn Günü) adını vermişlerdir.

Fiziksel özellikleri

Satürn, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan bir gaz devidir. Belirli bir yüzeyi yoktur, ancak katı bir çekirdeğe sahip olması muhtemeldir. Satürn'ün dönüşü onun basık bir sferoit şekline sahip olmasına neden olur; yani kutuplarda düzleşir ve ekvatorunda şişkinleşir. Ekvator yarıçapı, kutup yarıçapından %10 daha büyüktür. Satürn'ünki kadar olmasa da, Güneş Sistemi'ndeki diğer dev gezegenler olan Jüpiter, Uranüs ve Neptün de basıktır. Çıkıntı ve dönüş hızının birleşimi, ekvator boyunca etkili yüzey yerçekiminin, 8,96 m/s2, kutuplardakinin %74'ü olduğu ve Dünya'nın yüzey yerçekiminden daha düşük olduğu anlamına gelmektedir. Bununla birlikte, yaklaşık 36 km/s'lik ekvatoral kaçış hızı, Dünya'nınkinden çok daha yüksektir.

Satürn, Güneş Sistemi'nde sudan daha az yoğun olan tek gezegendir - yaklaşık %30 daha az. Satürn'ün çekirdeği sudan oldukça yoğun olmasına rağmen, atmosfer nedeniyle gezegenin ortalama özgül yoğunluğu 0,69 g/cm³'tür. Jüpiter, Dünya'nın 318 katı kütleye sahiptir ve Satürn, Dünya'nın kütlesinin 95 katıdır. Jüpiter ve Satürn birlikte Güneş Sistemi'ndeki toplam gezegen kütlesinin %92'sine sahiptir.

İç yapısı

Satürn diyagramı, ölçekli olarak

Çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşmasına rağmen, Satürn'ün kütlesinin çoğu gaz fazında değildir, çünkü yoğunluk 0,01 g/cm³'ün üzerine çıktığında hidrojen ideal olmayan bir sıvı haline gelir, bu da Satürn'ün kütlesinin %99,9'unu içeren bir yarıçapta ulaşılır. Satürn'ün içindeki sıcaklık, basınç ve yoğunluk, çekirdeğe doğru giderek artar, bu da hidrojenin daha derin katmanlarda bir metal olmasına neden olur.

Standart gezegen modelleri, Satürn'ün iç kısmının Jüpiter'inkine benzer olduğunu, hidrojen ve helyumla çevrili küçük bir kayalık çekirdeğe ve eser miktarda çeşitli uçucu maddelere sahip olduğunu öne sürmektedir. Bozulmanın analizi, Satürn'ün Jüpiter'den çok daha fazla merkezi olarak yoğunlaştığını ve bu nedenle merkezinin yakınında hidrojenden daha yoğun önemli miktarda malzeme içerdiğini göstermektedir. Satürn'ün merkezi bölgeleri kütlece yaklaşık %50 hidrojen içerirken, Jüpiter'inki yaklaşık %67 hidrojen içerir.

Bu çekirdek, bileşim olarak Dünya'ya benzer, ancak daha yoğundur. Satürn'ün yerçekimi momentinin incelenmesi, iç kısmın fiziksel modelleriyle birlikte, Satürn'ün çekirdeğinin kütlesine kısıtlamalar getirilmesine olanak sağlamaktadır. 2004 yılında bilim insanları, çekirdeğin Dünya'nın kütlesinin 9-22 katı olması gerektiğini ve bunun da yaklaşık 25.000 km (16.000 mi) bir çapa karşılık geldiğini tahmin ettiler. Ancak Satürn'ün halkaları üzerinde yapılan ölçümler, kütlesinin yaklaşık 17 Dünya'ya eşit olduğuna ve Satürn'ün tüm yarıçapının yaklaşık %60'ına eşit bir yarıçapa sahip çok daha dağınık bir çekirdeğe işaret etmektedir. Bu çekirdek, daha kalın bir sıvı metalik hidrojen tabakası ile çevrilidir ve bunu artan yükseklikle birlikte yavaş yavaş gaza dönüşen helyuma doymuş moleküler hidrojenden oluşan sıvı bir tabaka takip eder. En dıştaki katman, yaklaşık 1.000 km (620 mi) uzunluğundadır ve gazdan oluşur.

Satürn, çekirdeğinde 11.700 °C (21.100 °F) ulaşan sıcak bir iç kısma sahiptir ve uzaya Güneş'ten aldığından 2,5 kat daha fazla enerji yaymaktadır. Jüpiter'in termal enerjisi, Kelvin-Helmholtz yavaş yerçekimsel sıkıştırma mekanizması tarafından üretilir, ancak daha az kütleli olduğu için böyle bir süreç Satürn'ün ısı üretimini açıklamak için tek başına yeterli olmayabilir. Alternatif ya da ek bir mekanizma, Satürn'ün iç kısmının derinliklerindeki helyum damlacıklarının "yağması" yoluyla ısı üretimi olabilir. Damlacıklar, daha düşük yoğunluklu hidrojenden aşağı doğru inerken, süreç sürtünme yoluyla ısıyı serbest bırakır ve Satürn'ün dış katmanlarını helyumdan arındırır. Bu alçalan damlacıklar, çekirdeği çevreleyen bir helyum kabuğunda birikmiş olabilir. Satürn'ün yanı sıra Jüpiter ve buz devleri Uranüs ve Neptün'de de elmas yağmurlarının meydana geldiği öne sürülmektedir.

Atmosferi

Satürn'ün dış atmosferi, hacim olarak %96,3 moleküler hidrojen ve %3,25 helyum içerir. Helyum oranı, bu elementin Güneş'teki bolluğuna kıyasla önemli ölçüde eksiktir. Helyumdan daha ağır elementlerin miktarı (metallik) kesin olarak bilinmemektedir, ancak oranların Güneş Sistemi'nin oluşumundaki ilkel bolluklarla eşleştiği varsayılmaktadır. Bu daha ağır elementlerin toplam kütlesinin Dünya kütlesinin 19-31 katı olduğu ve önemli bir kısmının Satürn'ün çekirdek bölgesinde bulunduğu tahmin edilmektedir.

Satürn'ün atmosferinde eser miktarda amonyak, asetilen, etan, propan, fosfin ve metan tespit edildi. Üst bulutlar amonyak kristallerinden oluşurken, alt seviye bulutların amonyum hidrosülfür (NH
4SH) veya sudan oluştuğu görülmektedir. Güneş'ten gelen ultraviyole radyasyon, üst atmosferde metan fotolizine neden olarak bir dizi hidrokarbon kimyasal reaksiyonuna yol açmakta ve ortaya çıkan ürünler girdaplar ve difüzyon yoluyla aşağıya doğru taşınmaktadır. Bu fotokimyasal döngü, Satürn'ün yıllık mevsimsel döngüsü tarafından modüle edilir. Cassini, kuzey enlemlerinde bulunan ve "İnciler Dizisi" olarak adlandırılan bir dizi bulut özelliği gözlemlemiştir. Bu özellikler, daha derin bulut katmanlarında bulunan bulut açıklıklarıdır.

Bulut katmanları

Küresel bir fırtına 2011 yılında gezegeni çevreliyor. Fırtına gezegenin etrafından geçiyor, öyle ki fırtınanın başı (parlak alan) kuyruğunu geçiyor.

Satürn'ün atmosferi, Jüpiter'inkine benzer bantlı bir desen sergilemektedir, ancak Satürn'ün bantları çok daha soluktur ve ekvatora yakın yerlerde çok daha geniştir. Bu bantları tanımlamak için kullanılan isimlendirme Jüpiter'dekiyle aynıdır. Satürn'ün daha ince bulut desenleri Voyager uzay aracının 1980'lerdeki uçuşlarına kadar gözlemlenemedi. O zamandan bu yana, Dünya tabanlı teleskoplar düzenli gözlemlerin yapılabileceği noktaya kadar geliştirildi.

Bulutların bileşimi, derinliğe ve artan basınca göre değişiklik göstermektedir. Üst bulut katmanlarında, 100-160 K aralığında sıcaklıklar ve 0,5-2 bar arasında uzanan basınçlarla, bulutlar amonyak buzundan oluşmaktadır. Su buzu bulutları, basıncın yaklaşık 2,5 bar olduğu bir seviyede başlamakta ve sıcaklıkların 185 ila 270 K arasında değiştiği 9,5 bar'a kadar uzanmaktadır. Bu katmanda, 190-235 K sıcaklıklarla 3-6 bar basınç aralığında uzanan bir amonyum hidrosülfür buz bandı bulunmaktadır. Son olarak, basınçların 10 ila 20 bar arasında ve sıcaklıkların 270-330 K olduğu alt katmanlar, sulu çözelti içinde amonyaklı su damlacıklarından oluşan bir bölge içermektedir.

Satürn'ün genellikle sönük olan atmosferinde zaman zaman uzun ömürlü ovaller ve Jüpiter'de görülen diğer özellikler görülmektedir. 1990 yılında Hubble Uzay Teleskobu, Satürn'ün ekvatoru yakınlarında Voyager karşılaşmaları sırasında bulunmayan muazzam bir beyaz bulut görüntüledi ve 1994 yılında daha küçük bir fırtına daha gözlemlendi. 1990 yılındaki fırtına, kuzey yarımkürenin yaz gündönümü zamanında her Satürn yılında bir kez, kabaca her 30 Dünya yılında bir meydana gelen kısa ömürlü bir fenomen olan Büyük Beyaz Leke'nin bir örneğiydi. Daha önceki Büyük Beyaz Lekeler 1876, 1903, 1933 ve 1960 yıllarında gözlemlendi; 1933'teki fırtına en iyi gözlemleneniydi. En son dev fırtına 2010 yılında gözlemlendi. 2015 yılında araştırmacılar, Satürn atmosferini incelemek için Very Large Array teleskobunu kullandılar ve "tüm orta enlem dev fırtınalarının uzun süreli imzalarını, yüzlerce yıllık ekvator fırtınalarının bir karışımını ve potansiyel olarak 70°N'de bildirilmemiş daha eski bir fırtına" bulduklarını bildirdiler.

Satürn'deki rüzgârlar, Güneş Sistemi gezegenleri arasında Neptün'den sonra ikinci en hızlı rüzgârlardır. Voyager verileri, doğudan esen rüzgârların 500 m/s (1.800 km/sa) olduğunu göstermektedir.Cassini uzay aracından 2007 yılında alınan görüntülerde, Satürn'ün kuzey yarımküresi Uranüs'e benzer şekilde parlak mavi bir renk sergiledi. Bu renk büyük olasılıkla Rayleigh saçılmasından kaynaklanıyordu.Termografi, Satürn'ün güney kutbunun sıcak bir kutup girdabına sahip olduğunu gösterdi ki bu, Güneş Sistemi'nde böyle bir olgunun bilinen tek örneğidir. Satürn'deki sıcaklıklar normalde -185 °C iken, girdaptaki sıcaklıklar genellikle -122 °C'ye kadar ulaşmaktadır ve Satürn'deki en sıcak nokta olduğundan şüphelenilmektedir.

Altıgen bulut desenleri

"Satürn'deki altıgenin" uydu görüntüsü - Satürn'ün kuzey kutbu etrafında Dünya'nın iki katı genişliğinde bir altıgendir. İlk kez 1980'lerde Voyager 1 sondası tarafından gözlemlenen altıgen, Cassini sondası tarafından da görüntülendi.

Yaklaşık 78°N'de atmosferdeki kuzey kutup girdabının etrafında devam eden altıgen dalga deseni ilk olarak Voyager görüntülerinde fark edildi. Altıgenin kenarlarının her biri yaklaşık 14.500 km (9.000 mi) uzunluğundadır ki bu da Dünya'nın çapından daha uzundur. Tüm yapı, Satürn'ün iç kısmının dönüş periyoduna eşit olduğu varsayılan 10 saat 39 dakika 24 saniyelik bir periyotla (gezegenin radyo emisyonlarıyla aynı periyot) dönmektedir. Altıgen özellik, görünür atmosferdeki diğer bulutlar gibi boylamda kaymamaktadır. Desenin kökeni pek çok spekülasyona konu olmaktadır. Çoğu bilim insanı bunun atmosferdeki durağan bir dalga deseni olduğunu düşünmektedir. Çokgen şekiller, sıvıların diferansiyel rotasyonu yoluyla laboratuvarda çoğaltıldı.

Güney kutup bölgesinin Hubble Uzay Teleskobu görüntüsü, bir jet akımının varlığına işaret etmektedir, ancak güçlü bir kutup girdabı ya da altıgen duran dalga yoktur. Kasım 2006'da NASA, Cassini'nin güney kutbuna kilitli, açıkça tanımlanmış bir göz çeperine sahip "kasırga benzeri" bir fırtına gözlemlediğini bildirdi. Göz çeperi bulutları daha önce Dünya dışında hiçbir gezegende görülmemişti. Örneğin, Galileo uzay aracından gelen görüntüler, Jüpiter'in Büyük Kırmızı Leke'sinde bir göz çeperi göstermedi.

Güney kutbundaki fırtına milyarlarca yıldır mevcut olabilir. Bu girdap, Dünya'nın büyüklüğüyle kıyaslanabilir ve saatte 550 km'lik rüzgarlara sahiptir.

Manyetosferi

Satürn'ün kuzey kutbundaki auroral ışıklar

Satürn'ün manyetik bir dipol olan kendine özgü, basit, simetrik bir şekle sahip olan içsel bir manyetik alanı vardır. Ekvatordaki gücü -0,2 gauss (20 μT)- Jüpiter'in etrafındaki alanın yaklaşık yirmide biri kadardır ve Dünya'nın manyetik alanından biraz daha zayıftır. Sonuç olarak Satürn'ün manyetosferi, Jüpiter'inkinden çok daha küçüktür.

Voyager 2 manyetosfere girdiğinde, güneş rüzgârı basıncı yüksekti ve manyetosfer sadece 19 Satürn yarıçapı ya da 1,1 milyon km (684.000 mil) genişledi, ancak birkaç saat içinde genişledi ve yaklaşık üç gün boyunca öyle kaldı. Büyük olasılıkla manyetik alan Jüpiter'dekine benzer şekilde, metalik hidrojen dinamosu adı verilen sıvı metalik hidrojen katmanındaki akımlar tarafından üretilmektedir. Bu manyetosfer, Güneş'ten gelen güneş rüzgârı parçacıklarını saptırmada etkilidir. Titan uydusu, Satürn'ün manyetosferinin dış kısmında yörüngede dolanır ve Titan'ın dış atmosferindeki iyonize parçacıklardan plazma üretir. Satürn'ün manyetosferi, Dünya'nınki gibi kutup ışıkları üretir.

Yörüngesi ve dönüşü

Satürn ve Güneş Sistemi'nin dış gezegenlerinin, Güneş etrafındaki yörüngelerinin animasyonu

2001-2029 Satürn yörüngesi sırasında Satürn'ün Dünya'dan (karşıt konumda) simüle edilmiş görünümü

Satürn ile Güneş arasındaki ortalama uzaklık 1,4 milyar kilometrenin (9 AU) üzerindedir. Ortalama yörünge hızı 9,68 km/s olan Satürn'ün Güneş etrafındaki bir turunu tamamlaması 10.759 Dünya günü (ya da yaklaşık 29+1⁄2 yıl) sürer. Sonuç olarak, Jüpiter ile yaklaşık 5:2 ortalama hareket rezonansı oluşturmaktadır. Satürn'ün eliptik yörüngesi, Dünya'nın yörünge düzlemine göre 2,48° eğimlidir. Günberi ve günöte uzaklıkları sırasıyla ortalama 9.195 ve 9.957 AU'dur. Satürn'deki görünür özellikler enleme bağlı olarak farklı oranlarda dönmektedir.

Gök bilimciler, Satürn'ün dönüş hızını belirlemek için üç farklı sistem kullanmaktadır. Sistem I, 10^sa 14^d 00^s (844,3°/d) bir periyoda sahiptir ve Ekvator Bölgesi, Güney Ekvator Kuşağı ve Kuzey Ekvator Kuşağı'nı kapsamaktadır. Kuzey ve güney kutup bölgeleri hariç diğer tüm Satürn enlemleri ise Sistem II olarak gösterilir ve 10^sa 38^d 25.4^s (810,76°/d) dönme periyoduna sahiptir. Sistem III, Satürn'ün iç dönüş hızını ifade eder. Voyager 1 ve Voyager 2 tarafından tespit edilen gezegenden gelen radyo emisyonlarına dayanarak, Sistem III'ün dönüş periyodu 10^sa 39^d 22.4^s (810,8°/d). Sistem III, büyük ölçüde Sistem II'nin yerini aldı.

İç kısmın dönme periyodu için kesin bir değer bulmak hala güçtür. Cassini, 2004 yılında Satürn'e yaklaşırken Satürn'ün radyo dönüş periyodunun kayda değer bir şekilde artarak yaklaşık 10^sa 45^d 45^s ± 36^s yükseldiğini tespit etti.Cassini, Voyager ve Pioneer sondalarından alınan çeşitli ölçümlerin bir derlemesine dayanan Satürn'ün dönüşünün tahmini (bir bütün olarak Satürn için belirtilen dönüş hızı olarak) 10^sa 32^d 35^s'dir. Gezegenin C Halkası üzerinde yapılan çalışmalar 10^sa 33^d 38^s + 1^d 52^s- 1^d 19^s'lik bir dönüş periyodu vermektedir.

Mart 2007'de, gezegenden gelen radyo emisyonlarındaki değişimin Satürn'ün dönüş hızına uymadığı tespit edildi. Bu farklılık Satürn'ün uydusu Enceladus'taki gayzer faaliyetinden kaynaklanıyor olabilir. Bu faaliyet nedeniyle Satürn'ün yörüngesine yayılan su buharı yüklü hale gelir ve Satürn'ün manyetik alanı üzerinde bir sürüklenme yaratarak gezegenin dönüşüne göre dönüşünü biraz yavaşlatır.

Satürn için belirgin bir tuhaflık, bilinen herhangi bir truva asteroidine sahip olmamasıdır. Bunlar Güneş'in yörüngesi boyunca gezegene 60°'lik açılarla yerleştirilmiş _L4 ve _L5 olarak adlandırılan kararlı Lagrange noktalarında dolanan küçük gezegenlerdir. Mars, Jüpiter, Uranüs ve Neptün için Truva asteroidleri keşfedildi. Seküler rezonans da dahil olmak üzere yörüngesel rezonans mekanizmalarının kayıp Satürn trojanlarının nedeni olduğuna inanılmaktadır.

Doğal uyduları

Mimas'tan Rhea'ya Satürn'ün, halkalarının ve büyük buzlu uydularının sanatçı tasavvuru

Satürn'ün bilinen 146 uydusu vardır ve bunlardan 63'ünün resmî adı vardır. Çapı 3 km (1,9 mi) büyük 100±30 dış düzensiz uydu daha olduğu tahmin edilmektedir. Buna ek olarak, Satürn'ün halkalarında gerçek uydu olarak kabul edilmeyen 40-500 metre çapında düzinelerce ila yüzlerce uyducuğun varlığına dair kanıtlar bulunmaktadır. En büyük uydu olan Titan, halkalar da dahil olmak üzere Satürn'ün yörüngesindeki kütlenin %90'ından fazlasını oluşturmaktadır. Satürn'ün ikinci en büyük uydusu olan Rhea'nın da kendine ait zayıf bir halka sistemi ve zayıf bir atmosferi olabilir.

Diğer uyduların çoğu küçüktür: 131'inin çapı 50 km'den azdır. Geleneksel olarak Satürn'ün uydularının çoğu, adlarını Yunan mitolojisindeki Titanlar'dan almaktadır. Titan, Güneş Sistemi'nde karmaşık bir organik kimyanın oluştuğu büyük bir atmosfere sahip tek uydudur. Hidrokarbon göllerine sahip tek uydudur.

6 Haziran 2013'te IAA-CSIC'deki bilim insanları, Titan'ın üst atmosferinde yaşam için olası bir öncül olan polisiklik aromatik hidrokarbonların tespit edildiğini bildirdi. 23 Haziran 2014'te NASA, Titan atmosferindeki azotun, Satürn'ü daha önceki zamanlarda oluşturan malzemelerden değil, kuyruklu yıldızlarla ilişkili Oort bulutundaki malzemelerden geldiğine dair güçlü kanıtlara sahip olduğunu iddia etti.

Kimyasal yapısı kuyruklu yıldızlara benzeyen Satürn'ün uydusu Enceladus,mikrobik yaşam için potansiyel bir habitat olarak görülmektedir. Bu olasılığın kanıtı, uydunun tuz bakımından zengin parçacıklarının, Enceladus'un dışarı atılan buzunun çoğunun sıvı tuzlu suyun buharlaşmasından geldiğini gösteren "okyanus benzeri" bir bileşime sahip olmasıdır.Cassini'nin 2015 yılında Enceladus'taki bir tüycük üzerinden yaptığı bir uçuşta, metanojenez yoluyla yaşayan yaşam formlarını sürdürmek için gerekli bileşenlerin çoğu bulundu.

Gezegen halkaları

Satürn'ün halkaları (burada 2007 yılında Cassini tarafından görüntülenmiştir), Güneş Sistemi'ndeki en büyük ve göze çarpan halkalardır.

Satürn, muhtemelen en çok onu görsel olarak eşsiz kılan gezegen halkaları sistemiyle bilinir. Halkalar, Satürn'ün ekvatorundan dışarı doğru 6.630 ila 120.700 kilometre (4.120 ila 75.000 mi) arasında uzanır ve ortalama kalınlıkları yaklaşık 20 metre (66 ft). Ağırlıklı olarak su buzundan, eser miktarda tholin safsızlıklarından ve yaklaşık %7 amorf karbondan oluşan biberli bir kaplamadan oluşurlar. Halkaları oluşturan parçacıkların boyutları toz zerreciklerinden 10 m'ye kadar değişir. Diğer gaz devlerinin de halka sistemleri olsa da Satürn'ünki en büyük ve en görünür olanıdır.

Halkaların yaşı konusunda bir tartışma vardır. Bir taraf çok eski olduklarını ve Satürn ile eş zamanlı olarak orijinal nebüler materyalden (yaklaşık 4,6 milyar yıl önce) ya da LHB'den kısa bir süre sonra (yaklaşık 4,1 ila 3,8 milyar yıl önce) oluştuklarını savunmaktadır. Diğer taraf ise çok daha genç olduklarını, yaklaşık 100 milyon yıl önce oluştuklarını desteklemektedir. İkinci teoriyi destekleyen bir MIT araştırma ekibi, halkaların Satürn'ün ″Chrysalis″ adlı yok olmuş bir uydusunun kalıntısı olduğunu öne sürdü.

Ana halkaların ötesinde, gezegenden 12 milyon km (7,5 milyon mil) uzaklıkta seyrek Phoebe halkası bulunur. Diğer halkalara göre 27°'lik bir açıyla eğiktir ve Phoebe gibi yörüngesinde geriye doğru dönmektedir.

Pandora ve Prometheus da dahil olmak üzere Satürn'ün bazı uyduları, halkaları sınırlamak ve yayılmalarını önlemek için çoban uydular olarak hareket ederler. Pan ve Atlas, Satürn'ün halkalarında kütlelerinin daha güvenilir hesaplanmasını sağlayan zayıf, doğrusal yoğunluk dalgalarına neden olur.

Satürn'ün D, C, B, A ve F halkalarının (soldan sağa) aydınlatılmamış taraflarının 9 Mayıs 2007'de çekilen "Cassini" dar açılı kamera görüntülerinin doğal renkli mozaiği (mesafeler gezegenin merkezine göredir).

Gözlem ve keşif tarihi

Satürn'ün gözlemlenmesi ve keşfedilmesi üç aşamaya ayrılabilir: (1) çıplak gözle modern öncesi gözlemler, (2) 17. yüzyılda başlayan Dünya'dan teleskopik gözlemler ve (3) yörüngedeki veya uçuş halindeki uzay sondaları tarafından ziyaret. 21. yüzyılda, teleskopik gözlemler Dünya'dan (Hubble Uzay Teleskobu gibi Dünya yörüngesindeki gözlemevleri dahil) ve 2017'de emekli olana kadar Satürn çevresindeki Cassini yörüngesinden devam etmektedir.

Teleskop öncesi gözlem

Satürn, tarih öncesi çağlardan beri bilinmektedir ve kayıtlı tarihin erken dönemlerinde çeşitli mitolojilerde önemli bir karakter olarak yer almaktadır. Babilli astronomlar Satürn'ün hareketlerini sistematik olarak gözlemledi ve kaydetti. Antik Yunan'da gezegen "Φαίνων" (Phainon) olarak bilinirdi ve Roma döneminde "Satürn'ün yıldızı" olarak bilinirdi.Antik Roma mitolojisinde Phainon gezegeni, gezegenin modern adını aldığı bu tarım tanrısı için kutsaldı. Romalılar, tanrı Saturnus'u Yunan tanrısı Kronos'un eşdeğeri olarak kabul etmişlerdir; modern Yunancada gezegen Cronus-Κρόνος adını korumaktadır.

Yunan bilim adamı Batlamyus, Satürn'ün yörüngesine ilişkin hesaplamalarını Satürn karşıt konumdayken yaptığı gözlemlere dayandırdı. Hindu astrolojisinde Navagrahalar olarak bilinen dokuz astrolojik nesne vardır. Satürn "Shani" olarak bilinir ve herkesi hayatında yaptığı iyi ve kötü işlere göre yargılar. Eski Çin ve Japon kültürü Satürn gezegenini "dünya yıldızı" (Çince: 土星) olarak tanımlamıştır. Bu, geleneksel olarak doğal elementleri sınıflandırmak için kullanılan Beş Element'e dayanıyordu.

Teleskopik uzay uçuşu öncesi gözlemler

Galileo Galilei, 1610 yılında Satürn'ün halkalarını gözlemledi, ancak ne olduklarını belirleyemedi.

Robert Hooke, 1666 yılında yaptığı bu Satürn çiziminde hem yerkürenin hem de halkaların birbirleri üzerine düşürdükleri gölgelere (a ve b) dikkat çekti.

Satürn'ün halkalarını çözmek için en az 15 mm çapında bir teleskop gerekir ve bu nedenle Christiaan Huygens, 1655'te onları görüp 1659'da yayınlayana kadar var oldukları bilinmiyordu. Galileo, 1610'da ilkel teleskopuyla Satürn'ün tam yuvarlak olmayan görünümünü yanlışlıkla Satürn'ün yanlarında iki uydu olarak düşündü. Huygens daha büyük bir teleskopik büyütme kullanana kadar bu düşünce çürütülmedi ve halkalar ilk kez gerçekten görüldü. Huygens ayrıca Satürn'ün uydusu Titan'ı da keşfetti; Giovanni Domenico Cassini daha sonra dört uydu daha keşfetti: Iapetus, Rhea, Tethys ve Dione. 1675 yılında Cassini, günümüzde Cassini Bölümü olarak bilinen boşluğu keşfetti.

William Herschel'in Mimas ve Enceladus adlı iki uyduyu daha keşfettiği 1789 yılına kadar başka önemli bir keşif yapılmadı. Titan ile rezonansa sahip olan düzensiz şekilli uydu Hyperion, 1848 yılında bir İngiliz ekip tarafından keşfedildi.

1899 yılında William Henry Pickering, büyük uydular gibi Satürn ile eşzamanlı olarak dönmeyen oldukça düzensiz bir uydu olan Phoebe'yi keşfetti. Phoebe bu türden bulunan ilk uydudur ve Satürn'ün yörüngesinde geriye doğru bir yörüngede dönmesi bir yıldan fazla sürmüştür. 20. yüzyılın başlarında Titan üzerinde yapılan araştırmalar, 1944 yılında Titan'ın Güneş Sistemi uyduları arasında benzersiz bir özellik olan kalın bir atmosfere sahip olduğunun doğrulanmasına yol açtı.

Uzay uçuşu görevleri

Pioneer 11 uçuşu

Satürn'ün Pioneer 11 görüntüsü

Pioneer 11, Satürn'e ilk uçuşunu Eylül 1979'da, gezegenin bulut tepelerinin 20.000 km (12.000 mil) yakınından geçerek gerçekleştirdi. Gezegenin ve uydularından birkaçının görüntüleri alındı, ancak çözünürlükleri yüzey detaylarını ayırt etmek için çok düşüktü. Uzay aracı Satürn'ün halkalarını da inceleyerek ince F halkasını ve halkalardaki karanlık boşlukların yüksek bir faz açısıyla (Güneş'e doğru) bakıldığında parlak olduğunu, yani ince ışık saçan malzeme içerdiklerini ortaya çıkardı. Ayrıca Pioneer 11, Titan'ın sıcaklığını da ölçtü.

Voyager uçuşları

Kasım 1980'de Voyager 1 sondası, Satürn sistemini ziyaret etti. Gezegenin, halkalarının ve uydularının ilk yüksek çözünürlüklü görüntülerini geri gönderdi. Çeşitli uyduların yüzey özellikleri ilk kez görüldü. Voyager 1 Titan'a yakın bir uçuş gerçekleştirerek uydunun atmosferi hakkındaki bilgileri artırdı. Titan'ın atmosferinin görünür dalga boylarında nüfuz edilemez olduğu kanıtlandı; bu nedenle hiçbir yüzey detayı görülemedi. Uçuş, uzay aracının yörüngesini Güneş Sistemi düzleminin dışına doğru değiştirdi.

Neredeyse bir yıl sonra, Ağustos 1981'de Voyager 2, Satürn sistemini incelemeye devam etti. Satürn'ün uydularının daha yakın plan görüntülerinin yanı sıra atmosfer ve halkalardaki değişikliklere ilişkin kanıtlar elde edildi. Uçuş sırasında sondanın dönebilen kamera platformu birkaç gün takılı kaldı ve planlanan bazı görüntüler kayboldu. Satürn'ün yerçekimi, uzay aracının yörüngesini Uranüs'e doğru yönlendirmek için kullanıldı.

Sondalar, gezegenin halkalarının yakınında veya içinde yörüngede bulunan birkaç yeni uydunun yanı sıra küçük Maxwell Boşluğu (C Halkasında bir boşluk) ve Keeler Boşluğu (A Halkasında 42 km genişliğinde bir boşluk) keşfetti ve doğruladı.^[]

Cassini-Huygens uzay aracı

Enceladus'un güney kutbunda gayzerler kaplan çizgileri boyunca birçok yerden su püskürtür.

Cassini-Huygens uzay sondası, 1 Temmuz 2004'te Satürn'ün yörüngesine girdi. Haziran 2004'te Phoebe'ye yakın bir uçuş gerçekleştirerek yüksek çözünürlüklü görüntüler ve veriler gönderdi. Cassini'nin Satürn'ün en büyük uydusu Titan'a yaptığı uçuşta, çok sayıda ada ve dağ ile büyük göllerin ve kıyı şeritlerinin radar görüntüleri çekildi. Yörünge aracı, 25 Aralık 2004'te Huygens sondasını bırakmadan önce iki Titan uçuşunu tamamladı. Huygens, 14 Ocak 2005'te Titan'ın yüzeyine indi.

2005 yılının başlarından itibaren bilim insanları Satürn'deki şimşekleri izlemek için Cassini'yi kullandılar. Şimşeklerin gücü, Dünya'daki şimşeklerin yaklaşık 1.000 katıdır.

2006 yılında NASA, Cassini'nin Satürn'ün uydusu Enceladus'ta gayzerler halinde püsküren ve yüzeyin en fazla onlarca metre altında bulunan sıvı su rezervuarlarına dair kanıtlar bulduğunu bildirdi. Bu buzlu parçacık jetleri Satürn'ün güney kutup bölgesindeki bacalardan yörüngeye yayılmaktadır. Enceladus'ta 100'den fazla gayzer tespit edildi. Mayıs 2011'de NASA bilim insanları Enceladus'un "bildiğimiz yaşam için Güneş Sistemi'nde Dünya'nın ötesinde en yaşanabilir nokta olarak ortaya çıktığını" bildirdi.

Satürn, Cassini'den görüldüğü gibi Güneş'i tutuyor. F Halkası da dahil olmak üzere halkalar görülebilir.

Cassini fotoğrafları, Satürn'ün parlak ana halkalarının dışında ve G ve E halkalarının içinde, daha önce keşfedilmemiş bir gezegen halkasını ortaya çıkardı. Bu halkanın kaynağının Janus ve Epimetheus'a çarpan bir meteoroid olduğu varsayılmaktadır. Temmuz 2006'da Titan'ın kuzey kutbuna yakın hidrokarbon göllerinin görüntüleri elde edildi ve bunların varlığı Ocak 2007'de doğrulandı. Mart 2007'de Kuzey kutbu yakınlarında, en büyüğü neredeyse Hazar Denizi büyüklüğünde olan hidrokarbon denizleri bulundu. Ekim 2006'da sonda Satürn'ün güney kutbunda 8.000 km (5.000 mi) çapında siklon benzeri bir fırtına tespit etti.

Sonda, 2004'ten 2 Kasım 2009'a kadar sekiz yeni uydu keşfetti ve doğruladı. Nisan 2013'te Cassini, gezegenin kuzey kutbunda Dünya'dakinden 20 kat daha büyük ve 530 km/sa (330 mph) daha hızlı rüzgârlara sahip bir kasırganın görüntülerini gönderdi. 15 Eylül 2017'de Cassini-Huygens uzay aracı görevinin "Büyük Finalini" gerçekleştirdi: Satürn ve Satürn'ün iç halkaları arasındaki boşluklardan bir dizi geçiş. Cassini'nin atmosfere girişi görevi sona erdirdi.

Gözlemler

Satürn'ün amatör teleskopik görüntüsü

Satürn, Dünya'dan çıplak gözle kolayca görülebilen beş gezegenden en uzak olanıdır; diğer dördü Merkür, Venüs, Mars ve Jüpiter'dir. Satürn gece gökyüzünde çıplak gözle parlak, sarımsı bir ışık noktası olarak görünür. Satürn'ün ortalama görünen büyüklüğü 0.46, standart sapması ise 0.34'tür. Büyüklük değişiminin çoğu halka sisteminin Güneş ve Dünya'ya göre eğiminden kaynaklanır. En parlak büyüklük olan -0,55, halkaların düzleminin en fazla eğimli olduğu zamanın yakınında meydana gelir ve en sönük büyüklük olan 1,17, en az eğimli oldukları zaman meydana gelir. Gezegenin, Zodyak'ın arka plan takımyıldızlarına karşı ekliptiğin tüm bir turunu tamamlaması yaklaşık 29,4 yıl sürer. Çoğu insan Satürn'ün halkalarının net bir çözünürlüğe sahip görüntüsünü elde etmek için en az 30 kat büyüten optik bir yardımcıya (çok büyük bir dürbün veya küçük bir teleskop) ihtiyaç duyacaktır. Dünya, her Satürn yılında iki kez (kabaca her 15 Dünya yılında bir) halka düzleminden geçtiğinde, halkalar çok ince oldukları için kısa süreliğine gözden kaybolurlar. Böyle bir "kaybolma" bir sonraki 2025 yılında gerçekleşecek, ancak Satürn gözlemler için Güneş'e çok yakın olacak.

Satürn ve halkaları en iyi, gezegen 180°'lik bir uzanımda olduğunda ve böylece gökyüzünde Güneş'in karşısında göründüğünde gezegenin konfigürasyonu olan karşıt konumda ya da buna yakın olduğunda görülür. Satürn karşıtlığı her yıl -yaklaşık 378 günde bir- meydana gelir ve gezegenin en parlak halinde görünmesine neden olur. Hem Dünya hem de Satürn Güneş'in etrafında eksantrik yörüngelerde dolanır, bu da Güneş'e olan uzaklıklarının zamanla değiştiği anlamına gelir, dolayısıyla birbirlerine olan uzaklıkları da değişir, dolayısıyla Satürn'ün parlaklığı bir karşıtlıktan diğerine değişir. Satürn ayrıca halkalar daha görünür olacak şekilde açılı olduğunda daha parlak görünür. Örneğin, 17 Aralık 2002'deki karşıtlık sırasında, Satürn 2003'ün sonlarında Dünya'ya ve Güneş'e daha yakın olmasına rağmen, halkalarının Dünya'ya göre uygun yönelimi nedeniyle Satürn en parlak halinde göründü.

Satürn zaman zaman Ay tarafından okültasyona uğrar (yani Ay gökyüzünde Satürn'ü örter). Güneş Sistemi'ndeki tüm gezegenlerde olduğu gibi, Satürn'ün okültasyonları da "mevsimler" halinde gerçekleşir. Satürn okültasyonları yaklaşık 12 aylık bir dönem boyunca aylık olarak gerçekleşir ve bunu böyle bir aktivitenin kaydedilmediği yaklaşık beş yıllık bir dönem izler. Ay'ın yörüngesi Satürn'ün yörüngesine göre birkaç derece eğiktir, bu nedenle okültasyonlar yalnızca Satürn gökyüzünde iki düzlemin kesiştiği noktalardan birine yakın olduğunda meydana gelecektir.

Popüler kültürdeki yeri

Voltaire, bir bilim kurgu eserinde Satürn'den ilk bahsedenlerden biridir.

Voltaire'in 1752 tarihli kısa öyküsü Micromega'da, Sirius'tan gelen ve aynı adı taşıyan kahraman, ilk olarak Satürn'e varır ve 72 duyusu olan ve 15.000 yıl yaşayan sakinleriyle arkadaş olur, daha sonra onlardan biriyle Dünya'ya doğru yolculuğuna devam eder. Jules Verne, Güneş Sistemi'nde Seyahat'te (1877) Satürn'e giden bir kuyruklu yıldızın güvertesinde güneş sistemi boyunca yapılan bir yolculuğu anlatır. Romanın çizimleri Satürn'ü kayalık ve ıssız bir yüzeye sahip, 8 uydusu ve 3 halkası olan bir gezegen olarak göstermektedir. IV. John Jacob Astor'un Başka Dünyalara Seyahat (1894) adlı eserinde, Dünya'dan gelen kaşifler Jüpiter'den Satürn'e ulaşırlar, Satürn eski Dünya'ya çok benzeyen tropik bir orman dünyasıdır ve gezegenin karanlık, kuru ve ölmekte olduğunu görürler. Satürn'ün tek sakinleri, telepatik olarak iletişim kuran ve geleceği tahmin edebilen dev hayalet benzeri yaratıklardır.

20. yüzyılda modern bilimin gelişmesiyle birlikte, Satürn'ün katı bir yüzeyi olmayan ve yaşama elverişli olmayan bir atmosfere sahip bir gezegen olduğunu doğrulandı ve bilim kurgu yazarlarının dikkati daha çok Satürn'ün uydularına kaydı. Örneğin Isaac Asimov, Lucky Star and the Rings of Saturn adlı eserinde halkalardan geniş bir şekilde bahsetti, ancak eserin devamını Mimas ve Titan uyduları üzerine kurdu. Arthur C. Clarke tarafından yazılan ve aynı adlı filmin senaryosunun ilk versiyonunun temelini oluşturan 2001: A Space Odyssey (1968) adlı roman, Satürn sisteminde, özellikle de Japetus uydusunda sona ermektedir.

Ayrıca bakınız

• Satürn'ün doğal uyduları
• Satürn'ün halkaları
• Satürn'ün manyetosferi
• Satürn'ün yörüngesinden geçen küçük gezegenler
• Güneş Sistemindeki gezegenlerin istatistikleri

Notlar

1. ^ ^{a b c d e f g h} 1 bar atmosferik basınç seviyesini ifade eder
2. ^ 1 bar atmosferik basınç seviyesindeki hacme göre

Kaynakça

1. ^ (PDF). NASA. Eylül 2004. 22 Aralık 2016 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Ocak 2016. 
2. ^ Müller vd. (2010) "Azimuthal plasma flow in the Kronian magnetosphere," Journal of Geophysical Research 115, A08203
3. ^ ^{a b c} Williams, David R. (23 Aralık 2016). "Saturn Fact Sheet". NASA. 17 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 12 Ekim 2017. 
4. ^ Seligman, Courtney. . 28 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2009. 
5. ^ ^{a b c d} Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (Şubat 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets". Astronomy and Astrophysics. 282 (2). ss. 663-683. Bibcode:1994A&A...282..663S. 
6. ^ . 3 Nisan 2009. 20 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Nisan 2009. 
7. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; JPLmoons isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: )
8. ^ "Saturn now leads moon race with 62 newly discovered moons". UBC Science. University of British Columbia. 11 Mayıs 2023. 18 Mayıs 2023 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 11 Mayıs 2023. 
9. ^ ^{a b} Mallama, A.; Hilton, J.L. (2018). "Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac". Astronomy and Computing. Cilt 25. ss. 10-24. arXiv:1808.01973 $2. Bibcode:2018A&C....25...10M. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002. 
10. ^ . Solarsystem.nasa.gov. 22 Mart 2011. 2 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ağustos 2011. 
11. ^ Fortney, J.J.; Helled, R.; Nettlemann, N.; Stevenson, D.J.; Marley, M.S.; Hubbard, W.B.; Iess, L. (6 Aralık 2018). "The Interior of Saturn". Baines, K.H.; Flasar, F.M.; Krupp, N.; Stallard, T. (Ed.). Saturn in the 21st Century. Cambridge University Press. ss. 44-68. ISBN . 
12. ^ McCartney, Gretchen; Wendel, JoAnna (18 Ocak 2019). "Scientists Finally Know What Time It Is on Saturn". NASA. 29 Ağustos 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 18 Ocak 2019. 
13. ^ Mankovich, Christopher (17 Ocak 2019). "Cassini Ring Seismology as a Probe of Saturn's Interior. I. Rigid Rotation". The Astrophysical Journal. 871 (1). s. 1. arXiv:1805.10286 $2. doi:10.3847/1538-4357/aaf798. 
14. ^ Hanel, R.A. (1983). "Albedo, internal heat flux, and energy balance of Saturn". Icarus. 53 (2). ss. 262-285. Bibcode:1983Icar...53..262H. doi:10.1016/0019-1035(83)90147-1. 
15. ^ Mallama, Anthony; Krobusek, Bruce; Pavlov, Hristo (2017). "Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine". Icarus. Cilt 282. ss. 19-33. arXiv:1609.05048 $2. Bibcode:2017Icar..282...19M. doi:10.1016/j.icarus.2016.09.023. 
16. ^ Knecht, Robin (24 Ekim 2005). (PDF). 14 Ekim 2017 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ekim 2017. 
17. ^ "Osman Kabadayı, Eski Türkçe Gök Bilimi (Astronomi) Terimleri". 1 Mayıs 2022 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 1 Mayıs 2022. 
18. ^ Brainerd, Jerome James (24 Kasım 2004). . The Astrophysics Spectator. 1 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2010. 
19. ^ . Scienceray. 28 Temmuz 2011. 7 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Ağustos 2011. 
20. ^ Brainerd, Jerome James (6 Ekim 2004). . The Astrophysics Spectator. 1 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2010. 
21. ^ Dunbar, Brian (29 Kasım 2007). . NASA. 29 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2011. 
22. ^ Russell, C. T.; ve diğerleri. (1997). . Science. 207 (4429): 407-10. doi:10.1126/science.207.4429.407. (PMID) 17833549. 27 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Nisan 2007. 
23. ^ "MPEC 2023-J49 : S/2006 S 12". Minor Planet Electronic Circulars. Minor Planet Center. 7 Mayıs 2023. Erişim tarihi: 7 Mayıs 2023. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler ()
24. ^ Munsell, Kirk (6 Nisan 2005). . NASA Jet Propulsion Laboratory; California Institute of Technology. 16 Ağustos 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Temmuz 2007. 
25. ^ Falk, Michael (Haziran 1999), , Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 93, ss. 122-133, 25 Şubat 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi, erişim tarihi: 18 Kasım 2020 
26. ^ . The Rosen Publishing Group. 2010. s. 119. ISBN . 10 Haziran 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Şubat 2018. 
27. ^ ^{a b} "Saturn - The interior | Britannica". www.britannica.com (İngilizce). Erişim tarihi: 14 Nisan 2022. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler ()
28. ^ ^{a b} . BBC. 2000. 1 Ocak 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
29. ^ ^{a b} Mankovich, Christopher R.; Fuller, Jim (2021). . Nature Astronomy. 5 (11): 1103-1109. arXiv:2104.13385 $2. doi:10.1038/s41550-021-01448-3. 20 Ağustos 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Ağustos 2021. 
30. ^ ^{a b c d} . National Maritime Museum. 20 Ağustos 2015. 23 Haziran 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Temmuz 2007. 
31. ^ ^{a b} . Windows to the Universe. 17 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
32. ^ Kramer, Miriam (9 Ekim 2013). . Space.com. 27 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ağustos 2017. 
33. ^ Kaplan, Sarah (25 Ağustos 2017). . The Washington Post. 27 Ağustos 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Ağustos 2017. 
34. ^ ^{a b} . Universe Guide. 23 Şubat 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Mart 2009. 
35. ^ ^{a b} (Basın açıklaması). Carolina Martinez, NASA. 10 Kasım 2006. 1 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Mart 2013. 
36. ^ Hamilton, Calvin J. (1997). . Solarviews. 26 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2007. 
37. ^ ^{a b} . Merrillville Community Planetarium. 2007. 21 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Temmuz 2007. 
38. ^ Overbye, Dennis (6 Ağustos 2014). . New York Times. 12 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Ağustos 2014. 
39. ^ . NBC News. 12 Aralık 2009. 21 Ekim 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Eylül 2011. 
40. ^ Aguiar, Ana C. Barbosa; ve diğerleri. (Nisan 2010). "A laboratory model of Saturn's North Polar Hexagon". Icarus. 206 (2): 755-763. doi:10.1016/j.icarus.2009.10.022. 
41. ^ Tiscareno, Matthew (17 Temmuz 2013). "The population of propellers in Saturn's A Ring". The Astronomical Journal. 135 (3): 1083-1091. arXiv:0710.4547 $2. Bibcode:2008AJ....135.1083T. doi:10.1088/0004-6256/135/3/1083. 
42. ^ NASA (30 Kasım 2010). "Thin air: Oxygen atmosphere found on Saturn's moon Rhea". ScienceDaily. 8 Kasım 2011 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 23 Temmuz 2011. 
43. ^ "Cassini Finds Hydrocarbon Rains May Fill Titan Lakes". ScienceDaily. 30 Ocak 2009. 9 Kasım 2011 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
44. ^ . NASA Jet Propulsion Laboratory. 18 Ekim 2010. 26 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
45. ^ ^{a b} McDermott, Matthew (2000). . Thinkquest Internet Challenge. 20 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Temmuz 2007. 
46. ^ "Evidence of hydrocarbon lakes on Titan". NBC News. Associated Press. 25 Temmuz 2006. 24 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
47. ^ . . 31 Temmuz 2008. 1 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
48. ^ NASA (21 Nisan 2008). "Could There Be Life On Saturn's Moon Enceladus?". ScienceDaily. 9 Kasım 2011 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
49. ^ "Strongest evidence yet indicates Enceladus hiding saltwater ocean". Physorg. 22 Haziran 2011. 19 Ekim 2011 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
50. ^ Kaufman, Marc (22 Haziran 2011). "Saturn′s moon Enceladus shows evidence of an ocean beneath its surface". The Washington Post. 12 Kasım 2012 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
51. ^ (Basın açıklaması). NASA Jet Propulsion Laboratory. 22 Mart 2007. 7 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Mart 2007. 
52. ^ Hou, X. Y.; ve diğerleri. (Ocak 2014). "Saturn Trojans: a dynamical point of view". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (2): 1420-1433. doi:10.1093/mnras/stt1974. 
53. ^ "Saturn now leads moon race with 62 newly discovered moons". UBC Science. University of British Columbia. 11 Mayıs 2023. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2023. 
54. ^ "Solar System Dynamics – Planetary Satellite Discovery Circumstances". NASA. 15 Kasım 2021. Erişim tarihi: 4 Haziran 2022. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler ()
55. ^ Ashton, Edward; Gladman, Brett; Beaudoin, Matthew (Ağustos 2021). "Evidence for a Recent Collision in Saturn's Irregular Moon Population". The Planetary Science Journal. 2 (4): 12. doi:10.3847/PSJ/ac0979. 
56. ^ Tiscareno, Matthew (17 Temmuz 2013). "The population of propellers in Saturn's A Ring". The Astronomical Journal. 135 (3): 1083-1091. arXiv:0710.4547 $2. doi:10.1088/0004-6256/135/3/1083. 
57. ^ NASA (30 Kasım 2010). . ScienceDaily. 8 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Temmuz 2011. 
58. ^ . Department of Terrestrial Magnetism. 26 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Haziran 2010. 
59. ^ ^{a b} . ScienceDaily. 30 Ocak 2009. 9 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
60. ^ . NBC News. Associated Press. 25 Temmuz 2006. 24 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
61. ^ . Cosmos. 31 Temmuz 2008. 1 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
62. ^ López-Puertas, Manuel (6 Haziran 2013). . CSIC. 22 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Haziran 2013. 
63. ^ Dyches, Preston; ve diğerleri. (23 Haziran 2014). . NASA. 9 Eylül 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Haziran 2014. 
64. ^ Battersby, Stephen (26 Mart 2008). . New Scientist. 30 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Nisan 2015. 
65. ^ NASA (21 Nisan 2008). . ScienceDaily. 9 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
66. ^ Pili, Unofre (9 Eylül 2009). . Scienceray. 7 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2011. 
67. ^ . Physorg. 22 Haziran 2011. 19 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
68. ^ Kaufman, Marc (22 Haziran 2011). . The Washington Post. 12 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
69. ^ Greicius, Tony; ve diğerleri. (22 Haziran 2011). . NASA. 14 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Eylül 2011. 
70. ^ Chou, Felicia; Dyches, Preston; Weaver, Donna; Villard, Ray (13 Nisan 2017). . NASA. 20 Nisan 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Nisan 2017. 
71. ^ Poulet F.; ve diğerleri. (2002). . Icarus. 160 (2): 350. doi:10.1006/icar.2002.6967. 29 Temmuz 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Haziran 2019. 
72. ^ Porco, Carolyn. . CICLOPS web site. 3 Ekim 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Haziran 2017. 
73. ^ Canup, Robin M. (Aralık 2010). "Origin of Saturn's rings and inner moons by mass removal from a lost Titan-sized satellite". Nature (İngilizce). 468 (7326): 943-946. doi:10.1038/nature09661. ISSN 1476-4687. Erişim tarihi: 22 Mayıs 2024. 
74. ^ Crida, A.; Charnoz, S. (30 Kasım 2012). "Formation of Regular Satellites from Ancient Massive Rings in the Solar System". Science. 338 (6111): 1196-1199. arXiv:1301.3808 $2. doi:10.1126/science.1226477. Erişim tarihi: 22 Mayıs 2024. 
75. ^ Charnoz, Sébastien; Morbidelli, Alessandro; Dones, Luke; Salmon, Julien (Şubat 2009). "Did Saturn's rings form during the Late Heavy Bombardment?". Icarus. 199 (2): 413-428. arXiv:0809.5073 $2. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.019. Erişim tarihi: 22 Mayıs 2024. 
76. ^ Kempf, Sascha; Altobelli, Nicolas; Schmidt, Jürgen; Cuzzi, Jeffrey N.; Estrada, Paul R.; Srama, Ralf (12 Mayıs 2023). "Micrometeoroid infall onto Saturn's rings constrains their age to no more than a few hundred million years". Science Advances. 9 (19). doi:10.1126/sciadv.adf8537. Erişim tarihi: 22 Mayıs 2024. 
77. ^ Wisdom, Jack; Dbouk, Rola; Militzer, Burkhard; Hubbard, William B.; Nimmo, Francis; Downey, Brynna G.; French, Richard G. (16 Eylül 2022). "Loss of a satellite could explain Saturn's obliquity and young rings". Science. 377 (6612): 1285-1289. doi:10.1126/science.abn1234. (PMID) 36107998. 
78. ^ Cowen, Rob (7 Kasım 1999). . Science News. 22 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Nisan 2010. 
79. ^ NASA Jet Propulsion Laboratory (3 Mart 2005). . ScienceDaily. 8 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Temmuz 2011. 
80. ^ Cicero, De Natura Deorum.
81. ^ ^{a b} . Imaginova Corp. 2006. 1 Ekim 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2007. 
82. ^ . 25 Nisan 2010. 9 Mayıs 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Temmuz 2012. The Greek name of the planet Saturn is Kronos. The Titan Cronus was the father of Zeus, while Saturn was the Roman God of agriculture. 
83. ^ De Groot, Jan Jakob Maria (1912). . American lectures on the history of religions. 10. G. P. Putnam's Sons. s. 300. 22 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ocak 2010. 
84. ^ Hulbert, Homer Bezaleel (1909). The passing of Korea. Doubleday, Page & company. s. 426. Erişim tarihi: 8 Ocak 2010. 
85. ^ . Mission Descriptions. 30 Ocak 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Temmuz 2007. 
86. ^ ^{a b} . The Planetary Society. 2007. 28 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Temmuz 2007. 
87. ^ ^{a b} Dyches, Preston; ve diğerleri. (28 Temmuz 2014). . NASA. 14 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Temmuz 2014. 
88. ^ . ScienceDaily LLC. 2007. 28 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Temmuz 2007. 
89. ^ Pence, Michael (9 Mart 2006). . NASA Jet Propulsion Laboratory. 11 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Haziran 2011. 
90. ^ Lovett, Richard A. (31 Mayıs 2011). . Nature: news.2011.337. doi:10.1038/news.2011.337. 5 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Haziran 2011. 
91. ^ Kazan, Casey (2 Haziran 2011). . The Daily Galaxy. 6 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Haziran 2011. 
92. ^ Shiga, David (20 Eylül 2007). . NewScientist.com. 3 Mayıs 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Temmuz 2007. 
93. ^ Rincon, Paul (14 Mart 2007). . BBC. 11 Kasım 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Eylül 2007. 
94. ^ Rincon, Paul (10 Kasım 2006). . BBC. 2 Eylül 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Temmuz 2007. 
95. ^ . Cassini Solstice Mission. NASA / JPL. 2010. 7 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Kasım 2010. 
96. ^ . 3 News NZ. 30 Nisan 2013. 19 Temmuz 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Nisan 2013. 
97. ^ Brown, Dwayne; Cantillo, Laurie; Dyches, Preston (15 Eylül 2017). . NASA. 9 Mayıs 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Eylül 2017. 
98. ^ Chang, Kenneth (14 Eylül 2017). . The New York Times. 8 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Eylül 2017. 
99. ^ . Classical Astronomy. 2013. 5 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2013. 
100. ^ Schmude, Richard W. Jr. (2003). . Georgia Journal of Science. 61 (4). ISSN 0147-9369. 24 Eylül 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Haziran 2015. 
101. ^ Tanya Hill; ve diğerleri. (9 Mayıs 2014). . The Conversation. 10 Mayıs 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Mayıs 2014. 

Dış bağlantılar

Vikisözlük'te Satürn ile ilgili tanım bulabilirsiniz.

Wikimedia Commons'ta Satürn ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır.

• NASA - Saturn18 Ağustos 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde .
• En son Satürn fotoğrafları4 Mart 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde .