KOZMİK ANAFOR
Güneş Sistemi Kozmik Anafor Arşivi Satürn

Satürn Gezegeninin Manyetik Alanı

Görsel Telif: NASA/JPL-Caltech
Bu yazıyı yaklaşık 6 dakikada okuyabilirsiniz.

Satürn gezegeninin manyetik alanı yani manyetosferi, Güneş Sistemi’nde yer alan gezegenler arasında en güçlü ikinci manyetik alan konumundadır.

Jüpiter’in muazzam manyetosferinin 20’de 1’i gücünde olsa da, Satürn’ün derin katmanlarındaki sıvı metalik hidrojenin akışkan dinamiğinden kaynaklanan manyetosfer tabakası, Dünya’nın sahip olduğundan 500-1.000 kat arası daha kuvvetlidir. Bu da Satürn’ün manyetosferini, Güneş sisteminin en güçlü ikinci manyetik alanı yapmaktadır (Dünya manyetik alan gücü ile, Uranüs ve Neptün’den sonra 5’inci sıradadır).

Bu manyetosfer, halkaları ve 16 uyduyu içerisinde bulunduracak şekilde, Güneş yönüne doğru ortalama 1.44 milyon kilometre kadar uzanmaktadır. Titan, ortalama 1.2 milyon kilometrelik yörüngesi ile Güneş rüzgarlarının şiddetine göre zaman zaman manyetosferin dışına çıkmaktadır.

Manyetik Alanın Keşfi ve Ölçümü

Satürn gezegeninin manyetik alanı (manyetosferi) ile ilgili ilk kesin olmayan ölçümler 1955’te yapılmış, 1974’te ise gezegenden kaynaklanan 1MHz değerindeki zayıf radyo emisyonu tespit edilmişti. Ancak bunlar yeterli bilimsel kanıtlar olarak kabul görmediği için, 1979’da Pioneer 11 manyetosferden bizzat geçip şiddetini ölçene kadar Satürn’ün manyetosferi onaylanmadı. Detaylı ölçümler için ise sırayla Voyager 1, 2 ve en nihayetinde Cassini sondalarının verilerini beklememiz gerekti.

Satürn’ün manyetik alan yapısı ve Güneş rüzgarları karşısında aldığı şekil.

Satürn gezegeninin manyetik alanı 4 katmandan oluşur. İçteki çift kutuplu bölge yaklaşık 3 Rs (Rs: Satürn yarıçapı) bir bölgeyi kaplar ve halkalar sayesinde tamamen plazmadan arınmıştır. Ancak halkaların ötesinde radyasyon bölgeleri mevcuttur.

İkinci bölgeye “iç manyetosfer” denir ve 3-6 Rs mesafede bulunur ve çoğunlukla çift kutuplu bir manyetik alandır. Burada soğuk plazma torusu denen bir bölge mevcuttur. Bu plazma bölgesini içeriğini Enceladus uydusundan gayserler ile püskürtülen parçacıklardan almaktadır. Bunlar genellikle pozitif yüklü oksijen, su ve benzeri moleküllerden oluşurlar. Enceladus ile birlikte, Dione ve Titan uydularından salınan parçacıklar da plazmaya katkıda bulunmaktadırlar.

Üçüncü bölge 6 ile 12-14 Rs mesafe arasında bulunur. “Extended plasma sheet” denen bu bölgede değişken manyetik akımlar hüküm sürer ve sıcak ve soğuk plazma bölgeleri bulunur.

Dördüncü ve son bölge ise 15 Rs mesafe dışında bulunur ve manyetosferin sonlandığı manyetopause bölgesine kadar devam eder. Düşük plazma yoğunluğuna sahiptir ve Güneş rüzgarlarına göre değişen, çift kutuplu olmayan bir yapısı vardır.

15-20 Rs mesafedeki bölgede ekvator hizasında Satürn gezegeninin manyetik alanı manyetodisk denen disk biçiminde bir hal alır. Manyetodisk Güneş’e bakan tarafta, Güneş rüzgarlarının etkisiyle manyetosferin eriminin 23 Rs ve altına düştüğü zamanlarda kaybolurken Güneş’in aksi yönünde her zaman mevcuttur. Manyetosferin iç bölgelerindeki soğuk plazma, dış bölgelerde bulunan sıcak plazma ile sirkülasyon halindedir.

Satürn’ün manyetik alanı ve plazma akışının uydularıyla etkileşimi.

Satürn sistemi sayısız katı objeyle doludur. Halkalarında moonlet denen küçük uydulara ve görece daha büyük aylara sahiptir. Haliyle gezegenin manyetosferi bu cisimlerle etkileşim halinde olsa da, bu etkileşim Jüpiter’in uyduları ile olan etkileşimden daha “yumuşaktır”. Manyetosferdeki plazma gezegenle aynı yönde dönüş halindeyken, birçok uydu tarafından emilmekte, ancak Enceladus, Dione ve Titan uydularından kaynaklı parçacıklar tarafından beslenmektedir.

Eskiden manyetosferdeki bu plazmanın ana kaynağı Titan zannedilirken, Cassini sondası Enceladus gayzerlerini gözlemleyerek bu konuda ki bilgilerimizi güncellemiştir.

Yolu üstündeki plazmayı emen diğer uydular gerilerinde plazma bırakmadıkları için, manyetik alan uyduların arkasında kuvvetlenmektedir. Bu uydularda ve plazmaya maruz kalan halka parçacıklarında radyoliz sonucu (iyonlara maruz kalan maddenin bozunumu) ozon, hidrojen peroksit ve moleküler oksijen açığa çıkmaktadır.

Aurora Oluşumu

Satürn, ultraviyole ve kızılötesi tayflarda gözlemlenebilen parlak aurora (kutup ışıkları) bölgelerine sahiptir. Bu aurora bölgeleri 70-80 derece parelellerde bulunur ve genelde halka biçimiyle kutupları çevrelerler.

Auroraların yapısı ve bulundukları yerler Güneş rüzgarlarının etkisine göre değişkenlik gösterir. Bu aurora bölgeleri ultraviyole tayfında 50 GW ve kızılötesi tayfta 150-300 FW olmak üzere enerji açığa çıkarırlar.

Satürn Kilometrik Radyasyonu (SKR)

Satürn, yoğun miktarda düşük frekanslı radyo dalgaları yayar. Frekansı 10-1300kHz olan ve birkaç kilometrelik dalgaboyuna sahip bu radyo dalgalarının gücü, gezegenin dönüşü tarafından modüle edilmektedir. Bu radyo dalgalarının kaynağının aurora bölgelerine etki eden manyetik alanlar boyunca hareket eden elektronların instabilitesi olduğu düşünülmektedir.

SKR, çoğunlukla Güneş rüzgarlarının etkisiyle değişiklik göstermektedir. örneğin 1981’de Voyager 2’nin yakın geçişi sırasında Satürn, Jüpiter’in manyetosfer kuyruğunun etkisinde olduğu için SKR geçici olarak ortadan kaybolmuştur. (bkz: Jüpiter’in manyetosferi)

Cassini’nin gözünden Saturn’ün güney kutbundaki aurora oluşumu.

Gezegenlerin radyo emisyonlarının gezegenin dönüşü tarafından modüle edilmesi, özellikle gaz devlerinin iç yapılarında ki akışkanların (sıvı metalik hidrojen) dönüş hızı hakkında fikir verirken, Satürn için SKR’nın değişken değerleri sebebiyle bu çok zordur. Voyager 1 ve 2, modülasyon değerlerinden 10 saat 30 dakika 24 +/-7 saniye olarak ölçtükleri akışkan dönüş hızı, Cassini ve Galileo sondaları tarafından 10 saat 45 dakika 45 +/- 36 saniye olarak ölçülmüştür. Bu sebeple Satürn’ün kendi ekseni etrafında dönüşüyle ilgili kesin bir değer verilememektedir.

Satürn’ün Radyosyon Kuşakları

Satürn zayıf radyasyon kuşaklarına sahiptir bunun sebebi yüksek enerjili parçacıkların gezegeni kuşatan halkalar ve onlarca uydu tarafından emilimidir. En yoğun radyasyon kuşağı Enceladus gaz torusunun iç sınırı 3.5 Rs (Rs: Satürn yarı çapı) ve A halkasının dış sınırı 2.3 Rs arasında yer alır. Bu radyason kuşaklarının içeriğini protonlar ve yüksek hızlı elektronlar oluşturur. Enerji değerleri ise onlarca megaelektronvolta kadar yükselebilir.

3.5 Rs mesafede radyasyon kuşaklarını oluşturan yüksek enerjili parçacıklar, nötr gazlar tarafından soğurulur ancak 6 Rs mesafede tekrardan yoğunluk kazanarak halka sistemindeki akıma katkıda bulunurlar.

Radyasyon kuşaklarındaki elektronlar, manyetosfer tarafından yakalanan Güneş rüzgarlarından gelmektedir. Ancak proton içeriğinin düşük enerjili (10 MeV) bölümü manyetosferden gelirken, yüksek enerjili (20 MeV) bölümü kozmik ışınların Satürn sistemindeki katı elementler ile etkileşimi sonucu üretilmektedir.

Bahsettiğimiz bu radyasyon kuşakları, Jüpiter’de bulunanlardan çok daha zayıftır. Fakat yine de buzlu uydularının yüzeylerini aşındıracak, yer yer suyu ayrıştıracak ve oksijen açığa çıkartacak kuvvettedir.

Hazırlayan: Berkan Alptekin

İleri okuma ve kaynaklar:
https://academic.oup.com/astrogeo/article/55/1/1.13/221303
https://phys.org/news/2017-10-saturn-belts-stranger-solar.html
https://www.windows2universe.org/saturn/magnetosphere/S_aurora.html
https://eos.org/editors-vox/saturns-magnetosphere-a-dozen-years-of-discovery
https://www.britannica.com/place/Saturn-planet/The-ring-system

Hep Daha Fazla Okumak Gerek

Satürn Sistemi

Zafer Emecan

Satürn’ün Soğuk Cenneti: Titan

Zafer Emecan

Güneş Doğmak Üzereyken Görülen Parlak Yıldızlar (Hepsi Gezegen!)

Ögetay Kayalı

Bahtsız Gezegenler: Mars Ve Venüs

Zafer Emecan

Radyasyon, Radyoaktivite ve Nükleer Enerji

Berkan Alptekin

Güneş Fiziği: Güneş Rüzgarları

Süleyman Yeşil