Daha önce 9 gezegenimiz vardı ama bilim adamları Plüton`u geze

1.Dönem Bilgisayar Performans Ödevi
Gezegenler 8 tanedirler bunlar
•Merkür
•Venüs
•Dünya
•Mars
•Jüpiter
•Satürn
•Uranüs
•Neptün’dür
NOT: Daha önce 9 gezegenimiz vardı ama bilim
adamları Plüton’u geze genlikten çıkardı bunun
nedeni Plüton’u cüce gezegen kabul etmesidir.
Satürn
Fizikler özellikleri
Satürn, tüm gezegenler arasında yoğunluğu en düşük olanıdır. Su
yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0.69 olan bu değer, Yerkürenin
yoğunluğunun % 12'si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan
yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek,
Satürn'e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoid görüntüsünü
vermektedir. Beyazlık derecesi (albedo) 0.47 olan gezegen, böylece
yüzeyine düşen güneş ışığının yarıya yakınını görünür tayfta
yansıtmaktadır. Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde,
Satürn'ün Güneş'ten aldığı enerjinin 3 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 ışır. Satürn'ün
kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yerçekiminin etkisi
ile yavaşça kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen
potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Kelvin-Helmholtz mekanizması
olarak adlandırılan ve daha sınırlı ölçüde Jüpiter'de de gözlenen bu
olgu Satürn'ün yarattığı ısıl enerji fazlasını tek başına açıklamaya
yeterli değildir. 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 çıkarması önerilmektedir.
İçyapı
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar.
Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler
grubundadır. Satürn ise Jüpiter ile birlikte, adını yine Jüpiter'den alan Jovian
gezegenler grubu içindedir. Jovian gezegenlerin kabaca Güneş'i ve benzer
yıldızları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği
düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk,
kendi etrafında dönme hızları, uydularının davranışları gibi verilerden yola
çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel
çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması
ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkar modeller geliştirilmiştir.
Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş sisteminin ilksel bileşenlerine paralel biçimde
Satürn'ün kütlesinin büyük kısmını hidrojen ve helyumun oluşturduğu varsayılır.
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 etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler
kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Jüpiter'de olduğu kadar büyük
olmayan bu katmanın, yaklaşık 20.000 km’lik bir kalınlıkla çekirdekten
gezegen yarıçapının yarısı kadar bir uzaklığa yayıldığı sanılır.
En dışta, gezegenin hacminin %90'ını oluşturan en az 30.000 km. kalınlığında
moleküler hidrojen(H2) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça
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
atmosfer ve dış tabakalarında helyum oranının beklenenden çok daha az
olduğu gözlenmiştir. Buna, Jüpiter'e oranla daha soğuk olan gezegende,
helyumun en dıştan başlayarak yoğunlaşıp bir süperakışkan 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.
Satürn kalın ve karmaşık bir atmosfer tabakası ile çevrilidir. Atmosferin temel
bileşeni, bir gaz devi gezegenden bekleneceği gibi, Güneş Bulutsusu’nun
içeriğine benzer olarak, hidrojen gazıdır. Ancak, Jüpiter'in atmosferinden farklı
olarak, helyum oranının beklenenden düşük olduğu gözlenir.Bu olgunun,
helyumun kütleçekimi etkisi ile gezegenin daha derinlerine doğru çökmesi ile
ilişkili olabileceği düşünülür. Satürn atmosferi %94 hidrojen ve %6
helyumdan oluşmaktadır. Bunları %0,2 oranla metan (CH4), %0,1
oranla su buharı (H2O), ve %0,01 oranla amonyak (NH3) izler. Azot,
hidrojen, karbon, oksijen, kükürt, fosfor ve diğer elementleri içeren
çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda
rastlanır.
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez,
gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına
doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş sözkonusudur. Bu tür
gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer)
sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz, basıncın 1 barı aştığı
noktadan itibaren tüm hacim gezegenin sınırları içinde kabul edilir.
Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı
yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar
basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.
Satürn’ün daha zayıf çekim gücü nedeniyle, atmosferi gezegenin
merkezinden uzaklık bakımından daha geniş bir alana yayılmıştır;
derinlikle ısı ve basınç artışı Jüpiter’e oranla daha sınırlıdır. Bu
nedenle, atmosferin alt sınırı olarak kabul edilebilecek fizik koşullara
çok daha derinlerde ulaşılır. Aynı şekilde, atmosferin çeşitli
yükseltilerinde görülen değişik bileşiklerin yoğunlaşmasından
oluşmuşbulutlar Jüpiter’e oranla birbirinden daha aralıklı yer
alırlar.En yüksek bulutlar, tropopoz düzeyinin yaklaşık 100 km.
altında amonyak, 200 km. altında amonyum hidrosülfid ve 300 km.
altında su buzundan oluşmuş bulutlardır.
Bulutlar ve atmosfer akımları
Jüpiter’dekine benzer ekvatora paralel bulut kuşakları Satürn atmosferinde de
gözlenir, ancak kuşaklar arasındaki renk ve kontrast farkı aynı derecede çarpıcı
değildir. Bu silik görünümün nedeni bulut katmanlarının daha geniş bir yükselti
aralığına dağılmış ve kalın bir atmosfer kütlesi ile örtülmüş olmalarıdır.
Birbirine komşu kuşaklarda bulutların zıt yönde ve büyük bir hızla ilerledikleri
görülür. Kuşakların dağılım ve hareketleri kuzey ve güney yarımkürelerde
Jüpiter’e oranla daha simetriktir. Batıdan doğuya doğru 1800 km./saat hızında
kesintisiz bir akımın gözlendiği ekvator kuşağı, kuzey ve güney yönünde 35. enlem
derecelerine kadar uzanarak gezegenin en büyük meteorolojik yapısını oluşturur.
Yeryüzünden yapılan gözlemlerde bazıları devasa boyutlara ulaşan 'beyaz
lekeler gözlenmiştir. Bu oluşumların, günler, bazen haftalar süren fırtına
alanları olduğu düşünülür. Asini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına
alanı saptamıştır.
Satürn'ün kendi ekseni etrafında dönüşü
Katı bir yüzeye sahip olmayan Satürn'ün dönüş özelliklerinin, atmosfer
yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ekvator
bölgesi ile kutupların farklı devirlerle dönmesi, 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak
üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmasına yol açmıştır. Ekvator
bölgelerinin dönüşü 10 saat 14 dakika 00 saniyede tamamlanır ve
Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 10 saat 39 dakika
24 saniyedir ve Sistem II adını alır. Satürn'den yayılan mikrodalga ve radyo
dalgaboyundaki ışınımların ise 10 saat 39 dakika 22,4 saniyelik bir
dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen
metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır.
'Sistem III' adı verilen bu periyod Satürn'ün gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir
ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu,
ekvatorda ölçülen farklı hızın bu bölgelerdeki bulutların 1800
km./saat hıza ulaşan rüzgarlar nedeniyle doğuya doğru hareket
etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.
Kaynakça: internet-Google Satürn ile
ilgili bilgiler. İnternet-Google görseller
Satürn