|
Gökyüzüne Merhaba - Bölüm IV.IV
Satürn'ün uydularını, aşağıda, içten dışa şu sırayla göreceksiniz; Pan, Atlas, Prometheus, Pandora, Epimetheus, Janus, Mimas, Enceladus, Tethys, Telesto, Calipso, Dione, Helene, Rhea, Titan, Hyperion, Iapetus, Phoebe ve Yeni keşfedilmiş uyduları
1990'da Voyager fotograflarından, Mark R.Showalter tarafından bulunmuştur. Satürn'ün A Halkasının Encke Bölgesinde bulunur. Halka içindeki uydular halkalarda dalga paterninin oluşmasına neden olurlar. Buna dayanarak fotografların çekildiği tarihten 10 yıl sonra detaylı bir arşiv araştırmasıyla keşfedilmiştir. Muhtemelen halka içinde keşfedilmeyi bekleyen daha pek çok uydu vardır.
1980'de Voyager fotograflarından, R.Terrile tarafından bulunmuştur. A halkasının çoban uydusu olduğu sanılmaktadır.
1980'de Voyager fotograflarından, S.Collins tarafından keşfedilmiştir. F halkasının iç çoban uydusudur. Üzerinde çapları 20 km'ye varan kraterler, vadi ve kabartılar vardır. Komşu uydular Pandora, Janus ve Epimetheus'dan daha az kratere sahiptir. Düşük dansite ve yüksek albedolarından (görünür beyazlık), Prometheus, Pandora, Janus ve Epimetheus'un poröz yapıda buzlu cisimler oldukları sanılmaktadır. Voyager'dan 14 yıl sonra'ki uzay aracı görüntülerinde Prometeusun yerinde 20 dereceye varan bir fark saptanmıştır. Bunun bir çarpışma sonucu olduğu ya da yörüngesini paylaştığı bir uydu daha olduğu düşünülmektedir.
1980'de Voyager fotograflarından, Collins tarafından bulunmuştur.
Epimetheus ilk kez 1966'da Walker tarafından gözlenmiş, ancak eş yörüngeleri nedeniyle, Janus'la karıştırılmıştır. 1977'de Fountain ve Larson iki uydunun söz konusu olduğunu anlamışlar ve 1980'de Voyager fotograflarından, gerçek anlaşılmıştır. Janus ve Epimetheus aynı yörüngeyi paylaşırlar. Epimetheus, çapı 30 km'den büyük kraterler yanında vadi ve dağlar da içerir. Aşırı sayıda krater Epimetheus'un hayli yaşlı olduğunun kanıtıdır. Yukardaki resminde yukarıdan aşağı boylu boyunca uzanan koyu çizgi F halkasının Prometheus üzerindeki gölgesidir.
1966'da Fransız gökbilimci Audouin Dollfus tarafından keşfedilmiştir. Janus, Epimetheus'la aynı yörüngeyi paylaşır. (Yörüngeleri arasındaki fark her ikisinin çapından daha küçük, 50 km kadardır.) Yörüngesel hızları birbirine çok yakındır, birbirlerine yeterince yaklaştıklarında momentumlarında hafif bir değişme olur ve alta olan Epimetheus yükselerek ve Janus da alçalarak birbirlerine çarpmadan yer değiştirirler. Bu yer değiştirme yaklaşık her 4 yılda bir tekrarlanır. Bu bilgi Voyager buluşması sırasında edinilmiştir. Janus yüzeyinde çapları 30 km'yi geçen kraterler bulunur, çizgiler şeklindeki engebeler daha azdır. Yüzeyi Prometheus'dan yaşlı, Pandora'dan daha genç gibi gözükmektedir.
1789'da Herschel tarafından keşfedilmiştir. 1.17 gm/cm3 olan yoğunluğu, büyük oranda su buzu ve az miktarda kaya içerdiğini gösterir.
Mimas yüzeyi, çok sayıda kraterle doludur, ancak bunların çapları Herschel kraterinin çapından çok daha ufaktır.
1789'da Herschel tarafından keşfedilmiştir. Enceladus Güneş sisteminde en yüksek albedo'ya (Görünür geometrik beyazlık) sahip cisimdir. Bunun nedeni tüm yüzeyinin taze temiz buzla kaplı olmasındandır.
Dione ile 1:2 rezonans halindedir. Bunun sonucu bir miktar ısınma olduğu aşikardır. Ancak bu ısınma buzu eritecek düzeyde değildir. Belki de Esceladus saf su değildir ve bu yüzden de erime noktası daha düşük derecelerdedir. Esceladus Satürn'ün narin E halkasındaki maddenin kaynağı olabilir. Bu özellikteki madde birkaç bin yıldan fazla dayanamayacağından, halkanın, Esceladus'un çok yakın geçmişindeki aktivitesi sonucu olması gerekir. Bir diğer olasılık, halkanın çok yüksek hızlardaki tozlatın uydularla çarpışması sonucu oluştuğudur.
1684'de Cassini tarafından keşfedildi.Dione ve Rea gibi düşük yoğunluğu tamamen sudan oluştuğunu göstermektedir.
Tethys'in üzerindeki çarpıcı görüntülerden bir diğeri de Ithaca Chasma adı verilen, 100 km eninde 3-5 km derinliğinde, 2000 km uzunluğundaki dev vadidir. Tethys'in tarihi boyunca donmuş katı halde olmadığı açıktır. Geçmişinde bir dönem sıvı halde olduğu, donarak genleştiği sırada oluşan çatlağın Ithaca Chasma'yı oluşturduğu sanılmaktadır. Telesto ve Calypso, Tethys yörüngesinde Lagrange noktalarındadır. (Aynı yörüngede, Tethys'in 60 derece önünde ve arkasında)
1980'de Smith, Reitsema, Larson ve Fountain tarafından yer gözlemleriyle keşfedilmiştir. Tethys'in önündeki Lagrange noktasında bulunur. (Aynı yörüngede 60 derece ileride)
1980'de Pascu, Seidelmann, Baum ve Currie tarafından yer gözlemleriyle (Hubble için üretilmiş prototip kameralarla) keşfedilmiştir. Tethys'in arkasındaki Lagrange noktasında bulunur. (Aynı yörüngede 60 derece geride)
1684'de Cassini tarafından keşfedilmiştir. Titan'dan sonra Jupiter uyduları içinde yoğunluğu en yüksek olanıdır. Temel olarak su buzundan oluşmakla birlikte, önemli bir oranda silikat kayalar gibi, yoğunluğu daha fazla olan maddeler de içerir. Biraz daha ufak olmakla birlikte, Rhea'ya çok benzer, aynı yapısal özelliklere, aynı albedo düzeyine, ve çok benzer yer şekillerine sahiptirler. Her ikisinin de rotasyonu senkrondur, her ikisinin de gidiş yünündeki hemisferleriyle, arka hemisferleri arasında belirgin görünüm farkları vardır.
1980'de Laques ve Lecacheux tarafından yer gözlemleriyle keşfedilmiştir. Helene, Dione yörüngesinin ön Lagrange noktasında bulunur. Bazen Dione B olarak anılır.
1672'de Cassini tarafından keşfedilmiştir. Biraz daha büyük olmakla birlikte, Dione'ye çok benzer, aynı yapısal özelliklere, aynı albedo düzeyine, ve çok benzer yer şekillerine sahiptirler. Her ikisinin de rotasyonu senkrondur, her ikisinin de gidiş yünündeki hemisferleriyle, arka hemisferleri arasında belirgin görünüm farkları vardır. Esas olara buz halindeki sudan oluşmuştur. Kütlesini 1/3 ü kayalardan oluşmuştur.
1655'de Huygens tarafından keşfedilmiştir. Uzun zaman, güneş sisteminin en büyük uydusu olduğu sanılmıştır. Son araştırmalar atmosferinin birhayli kalın olduğunu ve yüzeyinin, Ganimede'den daha küçük olduğu anlaşılmıştır. Yine de Titan, Merkür'den büyük, Plutodan hem büyük hem de daha kütlelidir. Voyager 1 uzay aracının görevlerinden biri de titanı araştırmaktı. Uzay aracının Titan'la buluştuğu birkaç dakika içinde, son 300 yılda edindiğimizden daha çok bilgi edindik. Titan, kalın opak bir atmosferle çevrilidir. Yüzey görünür ışıkla yapılan gözlemlerle görülemez. Cassini uzay aracı yakın bir gelecekte Titan yüzeyini (Magellan aracının Venüs'de yaptığı gibi) doppler radarıyla araştıracaktır. Hubble Uzay teleskopuyla yapılan infrared gözlemler yüzeyin kaba detaylarını gösterebilmektedir. Titanı %50 su buzu %50 silis kayalardan oluştuğu sanılmaktadır. Kalın atmosferi nedeniyle (dünyanın 2 katı kalınlıkta) yüzeyde 1.5 bar basınç olmalıdır. Esas olarak moleküler Azot, %6 kadar argon, biraz metan ve ilginç olarak bazı organik bileşikler (etan, hidrojensiyanid, karbondioksit gibi) ve su içermektedir. Üst atmosferi güneş ışınlarıyla tahribedilmekte, ve kalın bir duman tabakası görülmektedir. Pekçok yönden bu durum dünya tarihinde, yaşamın ilk başladığı zamanlara benzemektedir. Titanın manyetik alanı yoktur, ve bazen Satürn'ün magnetosferinin dışarısında bulunur, ve direkt olarak güneş rüzgarlarına maruz kalır. Titan yüzeyinde ısı 94 Kelvin kadardır, bu sıcaklıklarda atmosfer az da olsa su buharı içerebilir. Titan atmosferinde değişken bulutların ve bazı kimyasal olayların neden olduğu değişik dumanların varlığı bilinmektedir. Turuncu rengin kaynağının da, az miktardaki komplex kimyasalların neden olduğu reksiyonlar sonucu olduğuna inanılmaktadır. Etan bulutlarının yağmurlarıyla yüzeyde etan/metan denizlerinin olduğu düşünülmekteydi, ancak son radar araştırmaları bunu doğrulamamaktadır.
1848'de Bond ve Lassell tarafından keşfedilmiştir. Güneş sistemindeki şekilsiz (küresel olmayan) cisimlerin en büyüğüdür. Proteus biraz daha büyüktür, ama şekli küreye çok yakındır. Büyük bir çarpışma sonucu başka bir cisimden kopmuş bir parça olduğu sanılmaktadır. Satürn'ün çoğu uyduları gibi, düşük yoğunluğu, su buzu ve az miktarda silis kayadan olduğu düşünülmektedir. En önemli özelliği, son derece kaotik bir rotasyonu olmasıdır. O kadar çok yalpalar ki herangi bir an oriantasyonunu tahmin etmek mümkün olmaz. Bunda, biçimsiz şekli, birhayli oblik olan yörüngesi, Titan gibi büyük bir uydunun yakınında olması ve aralarındaki 3:4 resonasın meydana getirdiği kuvvetli gelgit etkileşiminin etkisi olduğu düşünülmektedir.
1671'de Cassini tarafından keşfedilmiştir. 1.1 yoğunluğu tamamının sudan (buz) oluştuğunu göstermektedir. Ön hemisferi koyu renkte (albedo 0.03 - 0.05), arka hemisferi ise neredeyse Europa kadar parlaktır (albedo 0.5). Bu fark o kadar belirgindir ki, Cassini, Iapetus'u, Satürn'ün bir tarafında gördüğünü, ancak öbür tarafa geçtiğinde göremediğini kaydetmiştir. Gidiş yönündeki hemisferinin Phobe'den kopan tozlarla kaplı olduğu bu yüzden iki hemisfer arasında belirgin fark olduğu ileri sürülse de, Iapepus'un ön yüzüyle, Phobe'nin rengi uyuşmamaktadır. Bazıları Iapetus içindeki aktif bir sürecin buna neden olduğunu ileri sürmektedirler, ancak bu da iki hemisfer arasındaki keskin sınırı açıklayamaz. Satürn'ün, Iapetus ve Phoebe dışındaki bütün uyduları, aşağı yukarı gezegenin ekvator düzlemindedirler. Iapetus'un yörüngesi bu düzlemle 15 derecelik açı yapar.
1898'de Pickering tarafından keşfedilmiştir. Satürn uydularının çoğu parlak iken, Phoebe'nin albedo'su (görünür geometrik parlaklık) çok düşüktür (0.05). Phobe, retrograd, eksantrik ve Satürn ekvator düzlemiyle 175 decelik açı yapan bir yörüngeye sahiptir. Bu durum onun Satürn çekimine kapılmış bir asteroid ya da Kuiper kuşağı cismi olduğunu düşündürür. Phobenin diğer Satürn uydularından bir farkı da, Hyperion'la birlikte senkron rotasyonu olmayan iki uydudan biri olmasıdır. (Satürn'ün tüm diğer uyduları senkron rotasyona sahiptirler.) Hyperion ve Iapetusun karanlık ön hemisferinden Phoebe yüzeyinden kopan tozlar sorumlu olabilir (mikroskopik meteor çarpışmaları ).
2001 yılı sonuna kadar 12 minik Satürn uydusu daha keşfedilmiş ancak daha resmen isimlendirilmemişlerdir. Şimdilik S/2000 S1, S/2000 S2, ... , S/2000 S12 kodlarıyla anılmaktadırlar. Bunlardan bazıları diğer uydularla aynı yörüngeyi Lagrange noktasında paylaşmaktadır.
|
