Satürn Gezegeni

Satürn, Güneş Sistemi'nde Güneş'ten uzaklık sırasına göre altıncı gezegendir. Büyüklük açısından Jüpiter'den sonra ikinci sırada gelir ve adını Roma tarım tanrısı Saturnus'tan alır. Arapça kökenli "Zühal" adı Türkçede giderek daha az kullanılmaktadır. Çıplak gözle izlenebilen beş gezegenden biri olan Satürn, eski çağlardan beri insanlığın dikkatini çekmiştir. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşan Satürn, gaz devi sınıfında yer alır ve tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olan gezegendir. Su yoğunluğuna göre 0.69 olan bu değer, Dünya'nın yoğunluğunun %12'si kadardır. Düşük yoğunluk ve gezegenin akışkan yapısı, kendi çevresindeki dönüş hızı ile birleşerek Satürn'e ekvatorda geniş, kutuplarda basık bir elipsoid görünümü verir.

Satürn'ün beyazlık derecesi (albedo) 0.47'dir, bu da gezegenin yüzeyine düşen Güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta yansıttığı anlamına gelir. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Satürn'ün Güneş'ten aldığı enerjinin üç kat fazlasını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 71K'den (-202°C) çok daha yüksek bir etkin sıcaklığa sahiptir ve 95K (-178°C) sıcaklığında bir kara cisim gibi ışıma yapar. Satürn'ün kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisiyle yavaşça kendisi üzerine çökerken dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanabilir. Kelvin-Helmholtz mekanizması olarak adlandırılan bu olgu, ek bir mekanizma olarak gezegenin yüzeye yakın katmanlarında hidrojen ile karışım halinde bulunan helyumun ağırlığı nedeniyle merkeze doğru süzülerek göç etmesi sırasında potansiyel enerjisinin bir kısmını açığa çıkarmasıyla açıklanabilir.

Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün "buz" ve "kaya" oranı daha yüksek olan Uranian gezegenler grubundadır. Satürn ise Jüpiter ile birlikte Jovian gezegenler grubunda yer alır. Jovian gezegenler, Güneş'i ve benzer yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerirler. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola çıkarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayf ölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.

Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş Sistemi'nin ilksel bileşenlerine paralel biçimde Satürn'ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılmaktadır. Hidrojen/helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin Güneş Bulutsusu içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Satürn'de %3-5 arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır. Satürn'ün merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunları çevreleyen daha hafif elementlerin oluşturduğu bir "buz" ve "kaya" tabakasından oluşan bir çekirdek bulunur. Gezegenin ileri derecedeki basıklığının nedeni olarak büyük ve yoğun bir çekirdek varlığı gösterilmektedir. Bazı hesaplamalar, gözlenen basıklık oranını sağlayabilmek için çekirdeğin gezegen kütlesinin dörtte biri kadar büyük bir kısmını oluşturması gerektiği sonucuna ulaşmaktadır. Bu, 25 Yer kütlesine sahip ve yarıçapı 10.000 kilometreyi aşan bir kaya, buz ve metal kütlesi anlamına gelir ve Satürn'ün ağır elementler açısından tahmin edilenden daha da zengin olabileceğini gösterir. Satürn'ün merkezinde sıcaklığın 12.000K, basıncın 10 megabar (10 milyon atmosfer) üzerinde olduğu tahmin edilir.

Çekirdeği çevreleyen alanda metalik hidrojenden oluşmuş manto tabakası yer alır. Hidrojen, 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren van der Waals kuvvetlerinin etkisiyle moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır ve ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Jüpiter'de olduğu kadar büyük olmayan bu katmanın, yaklaşık 20.000 kilometrelik bir kalınlıkla çekirdekten gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılmaktadır. En dışta, gezegenin hacminin %90'ını oluşturan en az 30.000 kilometre kalınlığında moleküler hidrojen (H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaştıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer olarak adlandırılabilecek ortama geçilir.

Bu şemada helyumun konumu çok iyi aydınlatılabilmiş değildir. Satürn'ün atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az olduğu gözlemlenmiştir. Buna, Jüpiter'e oranla daha soğuk olan gezegende, helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süper akışkan şeklinde gezegenin içine doğru yağdığı ve gezegen yüzeyindeki oranının gittikçe düştüğü şeklinde bir açıklama getirilmiştir. Bu olasılığın geçerli olması durumunda, helyumun sıvı hidrojen tabakaları içinden geçerek manto ve çekirdek arasında ayrı bir katman oluşturması beklenir. Bugün, metalik hidrojen katmanının da sıvı nitelikte olduğu görüşü yaygın olarak kabul edilmektedir. Katı fazdaki bir manto tabakasının Satürn'ün ürettiği büyük ısıyı dışarı iletemeyeceği ve bu aktarım için madde akımına (konveksiyon) olanak sağlayan sıvı bir ortamın gerekli olduğu düşünülmektedir. Konveksiyon akımlarının katmanlar arasında ne ölçüde madde alışverişine izin verdiği bilinmemektedir. Güçlü yerçekiminin ve akışkan yapının sonuçta ağır elementleri sürekli olarak merkeze doğru çökmeye zorlayacağı tahmin edilmekle birlikte, buz ve kaya oluşturan bileşiklerin tümünün çekirdeğe hapsolmuş durumda olmayabileceği, bir kısmının metalik ve moleküler hidrojen katmanlarında eriyik halinde ya da askıda bulunabileceği varsayılabilir.