Günümüz dünyasında Satürn giderek daha alakalı bir ilgi konusu haline geldi. İster teknolojiden, ister bilimden, politikadan, ekonomiden ya da başka herhangi bir alandan bahsediyor olalım, Satürn hayatımızda temel bir rol oynuyor. Toplumun ilerlemesi ve yeni fikirlerin gelişmesiyle birlikte Satürn göz ardı edilemeyecek bir önem kazanmıştır. Bu makalede, Satürn'in farklı yönlerini inceleyerek günlük yaşamın çeşitli yönleri üzerindeki etkisini analiz edeceğiz. Satürn, kökeninden şu andaki evrimine kadar çağdaş dünyada sürekli bir tartışma konusu olmuştur.
Adlandırmalar | |||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Adın kaynağı | Satürn | ||||||||||||
Sıfatlar | Saturnian, Cronian / Kronian | ||||||||||||
Sembol | |||||||||||||
Yörünge özellikleri | |||||||||||||
Günöte | 1.514,50 milyon km (10,1238 AB) | ||||||||||||
Günberi | 1.352,55 milyon km (9,0412 AB) | ||||||||||||
1.433,53 milyon km (9,5826 AB) | |||||||||||||
Dış merkezlik | 0,0565 | ||||||||||||
| |||||||||||||
378,09 gün | |||||||||||||
Ortalama yörünge hızı | 9,68 km/sn | ||||||||||||
317,020° | |||||||||||||
Eğiklik |
| ||||||||||||
113,665° | |||||||||||||
339,392° | |||||||||||||
Bilinen doğal uydusu | Resmi adlandırmalarla 146 ve ayrıca sayısız küçük uydu. | ||||||||||||
Fiziksel özellikler | |||||||||||||
−0,55 +1,17 | |||||||||||||
14,5″ - 20,1″ (halkalar hariç) | |||||||||||||
Ortalama yarıçap | 58.232 km | ||||||||||||
Ekvatoral yarıçap | |||||||||||||
Kutupsal yarıçap | |||||||||||||
Basıklık | 0,097 96 | ||||||||||||
Hacim | |||||||||||||
Kütle |
| ||||||||||||
Ortalama yoğunluk | 0,687 g/cm3 (sudan daha az) | ||||||||||||
| |||||||||||||
Atalet momenti faktörü | 0,22 | ||||||||||||
35,5 km/sn | |||||||||||||
10sa 33d 38s + 1d 52s- 1d 19s | |||||||||||||
Ekvatoral dönme hızı | 9,87 km/sn (35.500 km/sa) | ||||||||||||
26,73° (yörüngeye göre) | |||||||||||||
Kuzey kutbu sağ açıklık | 40,589°; 2sa 42d 21s | ||||||||||||
Kuzey kutbu dik açıklık | 83,537° | ||||||||||||
Albedo | |||||||||||||
| |||||||||||||
Atmosfer | |||||||||||||
Yüzey basıncı | 140 kPa | ||||||||||||
59,5 km | |||||||||||||
Bileşimleri | hacme göre:
| ||||||||||||
Wikimedia Commons'ta ilgili ortam | |||||||||||||
Satürn (eski Türkçede Sekentir(tiz), Arapçada Zühal), Güneş Sistemi'nin Güneş'e yakınlık sırasına göre 6. gezegenidir. Büyüklük açısından Jüpiter'den sonra ikinci sırada gelir. Adını Yunan mitolojisindeki Kronos'tan alır. Çıplak gözle izlenebilen 5 gezegenden biri (diğerleri: Merkür, Venüs, Mars ve Jüpiter) olarak eski çağlardan beri insanoğlunun dikkatini çekmiştir. Büyük ölçüde hidrojen ve helyumdan oluşmakta ve gaz devleri sınıfına girmektedir.
Su yoğunluğu ile karşılaştırıldığında 0,69 olan bu değer, Yerküre'nin yoğunluğunun %12'si kadardır. Düşük yoğunluk, gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği ile birleşerek, Satürn'e ekvatorda geniş, kutuplarda basık elipsoit görüntüsünü vermektedir. Yansıtılabilirlik 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.
Gaz devleri, içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. Uranüs ve Neptün 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek Uranian gezegenler grubundadır. Satürn ile Jüpiter ise 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 tayf ölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkâr 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:
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 söz konusudur. 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 oluşmuş bulutlar 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.
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 leke'ler gözlenmiştir. Bu oluşumların, günler, bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür. Cassini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır.
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 periyot 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. Voyager 1 ve Voyager 2 uzay sondalarının 1980 ve 1981 yıllarındaki geçişleri sırasında yaptıkları duyarlı ölçümlere dayanan bu değer, 1997 yılında Paris Gözlemevi gök bilimcileri tarafından 6 dakika daha uzun olarak ölçüldü. Cassini uzay aracının 2004 yılında Satürn'e yaklaşmakta iken yaptığı ölçümlerde belirlediği 10 saat 45 dakika 45 saniye uzunluğundaki radyo dönüş periyodu de bu son bulguyla uyumlu idi. Gezegenin dönüş hızında kısa sürede bu denli önemli değişikliklerin olanak dışı olduğu bilinmekte, öte yandan Voyager ve Cassini sondalarının güvenilirliği tartışılmamaktadır. Radyo kaynağının dönüş hızındaki bu sapmaların aydınlatılması, gezegenin iç yapısı hakkında değerli bilgiler sağlayabilecektir.
Satürn'ün ilk bakışta dikkati çeken belirleyici özelliği halka sistemidir. Satürn‘ün halkaları, gökyüzünün basit teleskoplarla izlenmeye başlandığı 17. yüzyıldan bu yana Satürn'ü diğer gezegenlerden ayırt eden eşsiz bir yapı olarak bilinegelmiştir. 1970'lerden sonra diğer gaz devlerinin de halkaları bulunduğu keşfedilmiştir.
Halkalar, ekvator düzleminde gezegenin merkezinden uzaklıkta 67.000 km ile 480.000 km arasında kalan alanı kaplamaktadır. Satürn'ün yarıçapı RS=60.250 km olarak alınırsa halkaların iç sınırının gezegenin yüzeyine 6.700 km uzaklıkta bulunduğu görülür. Dış sınırı ise Satürn için yaklaşık 2,5 RS yani 150.000 km olan Roche limitinin çok ötesindedir. Halkaların kalınlığı ise sadece 100 metre kadardır. Satürn halkaları çoğunluğunun çapı 1 cm. ile 10 m. arasında değiştiği düşünülen çok sayıda buz parçacıklarından oluşmuştur. Halkaların yoğunluğunun gezegen merkezinden uzaklığa göre büyük değişimler gösterdiği, bazı alanlarda boşluklar bulunduğu bilinmektedir. Bunların Satürn uydularının çekim etkileri ile ilişkisi gösterilmiş, hatta yörüngesi halkaların içinde bulunan ve çoban uydular olarak adlandırılan küçük uyduların halkaların bilinen yapısının korunmasındaki rolleri aydınlatılmıştır. Ancak son 25 yılda uzay aracı araştırmalarından elde edilen büyük miktardaki yeni bilgi, Satürn halkalarının bugün için de tam olarak açıklanamamış birçok özelliğini ortaya koymaktadır.
Satürn güçlü bir manyetik alana sahiptir. Jüpiter'in manyetik alanının yirmide biri kadar güç sağlayan bu dipol, Yer ile karşılaştırıldığında 800 kata ulaşan büyüklüğü ile devasa ölçektedir. Gezegenin manyetik ekseni dönme ekseni ile hemen hemen çakışır ve Jüpiter'de olduğu gibi manyetik kutupları Yer'in kutuplarına göre ters yerleşmiş durumdadır. Bu dipolün yanı sıra, Satürn'ün manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır.
Satürn, manyetik alanının Güneş rüzgarı ile etkileşimi sonucunda büyük bir manyetosfer oluşur. Bu bölge, güneş kökenli yüksek enerjili parçacıklardan oluşan plazma akımının gezegenin manyetik alanı tarafından saptırılarak engellendiği, Satürn'ün Güneş'e dönük yüzünde 300–1000 km/saniye hızındaki Güneş rüzgarı tarafından gezegene doğru itilen, karanlık yüzünde ise yüzlerce milyon kilometre uzunluğunda bir ‘manyetik kuyruk‘ şeklinde devam eden, damla biçiminde bir hacmi kapsar. Manyetosferin en dışında Güneş rüzgarının çarparak hızla yavaşladığı ve yön değiştirdiği bir şok dalgası bulunur. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, Cassini uzay sondası tarafından Satürn'den Güneş doğrultusunda 3 milyon km uzaklıkta saptanmıştır. Daha içeride ise güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı manyetopoz yer alır. Manyetopoz, Satürn'ün manyetosferini sınırlar. Manyetosfer içinde iyonize atomlar, serbest elektronlar, yüklü toz tanecikleri ve nötr atom ve molekülleri içeren bir plazma bulunur; ancak bu plazmanın yoğunluğu Jüpiter'dekine oranla çok azdır. Bunun nedenleri, Satürn'ün manyetosferi içinde iyonize madde kaynağı olabilecek İo benzeri bir uydusunun olmaması ve parçacıkların Satürn‘ün halkaları tarafından yakalanarak sürekli bir şekilde ortadan kaldırılmalarıdır.
Serbest kalan yüklü parçacıklar, manyetik alan çizgileri boyunca toplanarak, Van Allen kuşakları benzeri ışınım alanları oluştururlar. Satürn'ün manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında kutup ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.
Satürn'ün 63'ü resmi olarak adlandırılmış 146 bilinen uydusu vardır. Kısa bir aradan sonra, yeniden Güneş Sistemi'nin en fazla uyduya sahip gezegeni konumuna geldi. Ayrıca, Satürn'ün halkalarında gerçek uydu olarak kabul edilmeyen ve çapları 40–500 metre aralığında olan düzinelerce ila yüzlerce adet küçük uydu olduğuna dair kanıtlar vardır. Satürn'ün en büyük uydusu olan Titan, halkalar da dahil olmak üzere Satürn'ün yörüngesindeki kütlenin %90'ından fazlasını oluşturur. Satürn'ün ikinci en büyük uydusu Rhea'nın kendine özgü zayıf bir halka sistemi ve belli belirsiz bir atmosfere sahip olduğu düşünülmektedir.
Diğer uyduların çoğu küçüktür: 34'ünün çapı 10 km'den küçüktür ve diğer 14'ünün çapı 10 km arasındadır. Geleneksel olarak, Satürn'ün uydularının çoğuna Yunan mitolojisindeki Titanların adı verilmiştir. Titan, Güneş Sistemi içinde karmaşık bir organik kimyanın oluştuğu büyük bir atmosfere ve ayrıca hidrokarbon göllerine sahip tek uydudur.
6 Haziran 2013'te Endülüs Astrofizik Enstitüsü (IAA-CSIC) bilim adamları Titan'ın üst atmosferinde yaşam için olası öncü, polisiklik aromatik hidrokarbonlar belirlendiğini bildirdi. 23 Haziran 2014'te NASA, Titan atmosferindeki azot'un daha önceki zamanlarda Satürn'ü oluşturan malzemelerden değil kuyruklu yıldızlar ile ilişkili Oort bulutu'ndaki malzemelerden geldiğine dair güçlü kanıtlara sahip olduğunu iddia etti.
Kimyasal yapı bakımından kuyruklu yıldızlara benzeyen Satürn'ün uydusu Enceladus, genellikle mikrobiyal yaşam için bir potansiyel yaşam alanı olarak kabul edilmiştir. Bu olasılığın kanıtı, Enceladus'tan dışarı atılan buzun çoğunun sıvı tuzlu suyun buharlaşmasından geldiğini gösteren "okyanus benzeri" bir bileşime sahip, tuz açısından zengin parçacıklar içermesidir. 2015 yılında Cassini'nin Enceladus'taki bir bulut üzerinden geçişi metanojenez ile yaşayan yaşam formlarını sürdürmek için gereken bileşenlerin çoğunu buldu.
Nisan 2014'te NASA bilim adamları, 15 Nisan 2013'te Cassini tarafından görüntülenen A Halkasında yeni bir uydunun olası başlangıcını bildirdiler.
İlginçtir ki, Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Uranüs ve Neptün en az bir adet Truva asteroidine sahipken, Güneş Sistemi'nin en büyük ikinci gezegeni olan Satürn, bilinen herhangi bir truva asteroidine sahip değildir. Truva asteroitleri, Güneş'in yörüngesi boyunca kütleçekimine kapıldıkları gezegene 60°'lik açılarla tutunan, gezegenin L4 ve L5 olarak adlandırılan kararlı Lagrange noktalarında dolanan küçük gezegenlerdir. Kayıp Satürn truvalarının nedeninin tutarsız rezonanslar da dahil olmak üzere yörüngesel rezonans mekanizmaları veya Jüpiter'den kaynaklanan yörüngesel bozulma kaynaklı olduğuna inanılmaktadır.
1973 yılında fırlatılan Pioneer 11 uzay sondası, Aralık 1974'te Jüpiter yakın geçişini gerçekleştirdikten sonra 1 Eylül 1979'da Satürn'ün 21.000 km yakınından geçti. Sınırlı teknik donanıma sahip olmasına karşın bu araç daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladı.
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan Voyager 1 ve Voyager 2 uzay araçları sırasıyla Kasım 1980 ve Ağustos 1981 tarihlerinde Satürn'ün yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan Cassini-Huygens uzay aracı, gezegenlerin çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için Venüs (2 kez), Yer ve Jüpiter yakın geçişlerini gerçekleştirdikten sonra, 1 Temmuz 2004'te Satürn çevresinde yörüngeye girdi. İki ayrı uzay sondasından oluşan araçtan, Huygens iniş aracı ayrılarak 14 Ocak 2005'te Satürn'ün en büyük uydusu Titan üzerine iniş yaptı. Cassini yörünge aracı ise Satürn çevresinde değişen yörüngeler izleyerek gezegen ve çeşitli uyduları ile ilgili gözlemlerine başladı.
Bir dış gezegen olan Satürn, Güneş çevresinde yaklaşık 30 yıllık dolanma süresi ve yaklaşık 12,5 ay olan kavuşum dönemi nedeniyle, sabit yıldızlar arasında çok yavaş ilerlediği için aynı takım yıldız içinde 2 yıldan daha uzun süre kalır. Güneşe Jüpiter'den daha uzak ve biraz daha küçük olduğu için Satürn daha sönük görülür. Sarımsı rengi ve 1. kadirden parlaklığı ile yılın büyük bir bölümünde kolaylıkla gözlenebilir. Halkaların konumuna bağlı olarak parlaklığı 30 yıllık dönemlerle -0,3 kadire ulaşabilir. Satürn'ün halkaları orta boy teleskoplar ile ayırt edilebilir. Gezegenin 29,4 yıllık yörünge çevrimi içinde, Dünya iki kez Satürn'ün halkalarının düzleminden geçer, bu durumda halkalar görülemez. Kendi etrafındaki dönme hızının yüksekliği nedeniyle basık bir görünüme sahiptir. Satürn'ün uydularından sadece Titan küçük teleskoplar ile görülebilir....
Bazı özellikleri, Satürn'ü eşsiz kılmaktadır:
Vikisözlük'te Satürn ile ilgili tanım bulabilirsiniz. |
Wikimedia Commons'ta Satürn ile ilgili ortam dosyaları bulunmaktadır. |