Satürn
.jpg) 6 Ekim 2004'te Cassini uzay aracı tarafından 6,3 milyon km mesafeden fotoğraflanan doğal renkleriyle Satürn | |||||||||||||
| Adlandırmalar | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Adın kaynağı | Satürn | ||||||||||||
| Sıfatlar | Saturnian, Cronian / Kronian | ||||||||||||
| Yörünge özellikleri | |||||||||||||
|
Devir J2000.0 | |||||||||||||
| Günöte |
1.514,50 milyon km (10,1238 AB) | ||||||||||||
| Günberi | 1.352,55 milyon km (9,0412 AB) | ||||||||||||
Ana eksen | 1.433,53 milyon km (9,5826 AB) | ||||||||||||
| Dış merkezlik | 0,0565 | ||||||||||||
Yörünge periyodu |
| ||||||||||||
Kavuşum dönemi | 378,09 gün | ||||||||||||
Ortalama yörünge hızı | 9,68 km/sn | ||||||||||||
Ortalama ayrıklık | 317,020° | ||||||||||||
| Eğiklik |
| ||||||||||||
Çıkış düğümü boylamı | 113,665° | ||||||||||||
Perihelyon argümanı | 339,392° | ||||||||||||
| Bilinen doğal uydusu | Resmi adlandırmalarla birlikte 82 ve ayrıca sayısız küçük uydu. | ||||||||||||
| Fiziksel özellikler | |||||||||||||
Ortalama yarıçap | 58.232 km | ||||||||||||
Ekvatoral yarıçap |
| ||||||||||||
Kutupsal yarıçap |
| ||||||||||||
| Basıklık | 0,097 96 | ||||||||||||
Yüzey alanı |
| ||||||||||||
| Hacim |
| ||||||||||||
| Kütle |
| ||||||||||||
Ortalama yoğunluk | 0,687 g/cm3 (sudan daha az) | ||||||||||||
Yüzey kütle çekimi |
| ||||||||||||
Atalet momenti faktörü | 0,22 | ||||||||||||
Kurtulma hızı | 35,5 km/sn | ||||||||||||
Yıldız dönme süresi | 10s 33d 38sn +s 1d 52sn-s 1d 19sn | ||||||||||||
Ekvatoral dönme hızı | 9,87 km/sn (35.500 km/sa) | ||||||||||||
Eksen eğikliği | 26,73° (yörüngeye göre) | ||||||||||||
Kuzey kutbu sağ açıklık | 40,589°; 2s 42d 21sn | ||||||||||||
Kuzey kutbu dik açıklık | 83,537° | ||||||||||||
| Albedo |
| ||||||||||||
| |||||||||||||
Görünür büyüklük | −0,55 +1,17 | ||||||||||||
Açısal çap | 14,5″ - 20,1″ (halkalar hariç) | ||||||||||||
| Atmosfer | |||||||||||||
Yüzey basıncı | 140 kPa | ||||||||||||
Ölçek yüksekliği | 59,5 km | ||||||||||||
| Bileşimleri |
hacme göre:
| ||||||||||||
.svg){kind=small}
Satürn (eski Türkçede Sekentir(tiz), Arapçada Zühal), Güneş Sisteminin 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. ⓘ
 Cassini tarafından Temmuz 2008'de ekinoksa yaklaşırken doğal renklerle fotoğraflanmıştır; sol alt köşedeki nokta Titan'dır | |||||||||||||
| Tanımlamalar | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Telaffuz | /ˈsætərn/ ( dinle) | ||||||||||||
Adını | Satürn | ||||||||||||
| Sıfatlar | Saturnian /səˈtɜːrniən/, Cronian / Kronian /ˈkroʊniən/ | ||||||||||||
| Yörünge özellikleri | |||||||||||||
| Epoch J2000.0 | |||||||||||||
| Aphelion | 1,514.50 milyon km (10.1238 AU) | ||||||||||||
| Perihelion | 1,352.55 milyon km (9.0412 AU) | ||||||||||||
Yarı majör eksen | 1,433.53 milyon km (9.5826 AU) | ||||||||||||
| Eksantriklik | 0.0565 | ||||||||||||
Yörünge periyodu (sidereal) |
| ||||||||||||
Orbital dönem (sinodik) | 378,09 gün | ||||||||||||
Ortalama yörünge hızı | 9,68 km/s (6,01 mi/s) | ||||||||||||
Ortalama anomali | 317.020° | ||||||||||||
| Eğim |
| ||||||||||||
Yükselen düğümün boylamı | 113.665° | ||||||||||||
Perihelion zamanı | 2032-Nov-29 | ||||||||||||
Perihelion argümanı | 339.392° | ||||||||||||
| Bilinen uydular | 83 resmi tanımlı; sayısız ek ay adacığı. | ||||||||||||
| Fiziksel özellikler | |||||||||||||
Ortalama yarıçap | 58,232 km (36,184 mil)
9.1402 Toprak | ||||||||||||
Ekvatoral yarıçap |
| ||||||||||||
Kutupsal yarıçap |
| ||||||||||||
| Düzleştirme | 0.09796 | ||||||||||||
| Çevresi |
| ||||||||||||
Yüzey alanı |
| ||||||||||||
| Cilt |
| ||||||||||||
| Kütle |
| ||||||||||||
Ortalama yoğunluk | 0,687 g/cm3 (0,0248 lb/cu in) (sudan daha az) 0.1246 Topraklar | ||||||||||||
Yüzey yerçekimi |
| ||||||||||||
Atalet momenti faktörü | 0.22 | ||||||||||||
Kaçış hızı | 35,5 km/s (22,1 mil/s) | ||||||||||||
Sinodik dönüş süresi | 10 saat 32 dakika 36 saniye; 10.5433 saat | ||||||||||||
Sidereal dönüş periyodu | 10sa 33m 38s + 1m 52s - 1m 19s | ||||||||||||
Ekvatoral dönüş hızı | 9,87 km/s (6,13 mil/s; 35.500 km/s) | ||||||||||||
Eksenel eğim | 26,73° (yörüngeye) | ||||||||||||
Kuzey kutbu sağ yükseliş | 40.589°; 2sa 42m 21s | ||||||||||||
Kuzey kutbu deklinasyonu | 83.537° | ||||||||||||
| Albedo |
| ||||||||||||
| |||||||||||||
Görünür büyüklük | -0,55 ila +1,17 | ||||||||||||
Açısal çap | 14,5″ ila 20,1″ (halkalar hariç) | ||||||||||||
| Atmosfer | |||||||||||||
Yüzey basıncı | 140 kPa | ||||||||||||
Ölçek yüksekliği | 59,5 km (37,0 mi) | ||||||||||||
| Hacim olarak bileşim |
| ||||||||||||
Satürn Güneş'ten altıncı gezegendir ve Güneş Sistemi'nde Jüpiter'den sonra en büyük ikinci gezegendir. Ortalama yarıçapı Dünya'nın yaklaşık dokuz buçuk katı olan bir gaz devidir. Dünya'nın ortalama yoğunluğunun yalnızca sekizde birine sahiptir; ancak daha büyük hacmiyle Satürn 95 kat daha büyüktür. ⓘ
Satürn'ün iç kısmı büyük olasılıkla demir-nikel ve kayadan (silikon ve oksijen bileşikleri) oluşan bir çekirdekten oluşmaktadır. Çekirdeği derin bir metalik hidrojen tabakası, sıvı hidrojen ve sıvı helyumdan oluşan bir ara tabaka ve son olarak gazlı bir dış tabaka ile çevrilidir. Satürn, üst atmosferindeki amonyak kristalleri nedeniyle soluk sarı bir renk tonuna sahiptir. Metalik hidrojen katmanı içindeki bir elektrik akımının, Satürn'ün Dünya'nınkinden daha zayıf olan, ancak Satürn'ün daha büyük olması nedeniyle Dünya'nınkinden 580 kat daha büyük bir manyetik momente sahip olan gezegensel manyetik alanına yol açtığı düşünülmektedir. Satürn'ün manyetik alan gücü Jüpiter'in yaklaşık yirmide biri kadardır. Uzun ömürlü özellikler ortaya çıkabilse de, dış atmosfer genellikle yumuşak ve kontrasttan yoksundur. Satürn'deki rüzgâr hızları 1.800 km/saate (1.100 mph; 500 m/s) ulaşabilir, bu Jüpiter'dekinden daha yüksektir ancak Neptün'deki kadar yüksek değildir. ⓘ
Gezegenin en önemli özelliği, daha az miktarda kayalık döküntü ve tozla birlikte esas olarak buz parçacıklarından oluşan belirgin halka sistemidir. Satürn'ün yörüngesinde 53'ü resmi olarak adlandırılmış en az 83 uydu olduğu bilinmektedir; bu sayıya halkalarındaki yüzlerce uyducuk dahil değildir. Satürn'ün en büyük uydusu ve Güneş Sistemi'ndeki ikinci en büyük uydu olan Titan, Merkür gezegeninden daha büyük olmasına rağmen daha az kütleye sahiptir ve Güneş Sistemi'nde önemli bir atmosfere sahip olan tek uydudur. ⓘ
İsim ve sembol
.png)
Satürn adını Roma'nın zenginlik ve tarım tanrısı ve Jüpiter'in babasından almıştır. Astronomik sembolü (.svg){kind=small}
) Yunan Oxyrhynchus Papirüsü'ne kadar izi sürülmüştür, burada gezegenin Yunanca adı olan Κρονος'un (Cronus) kısaltması olarak yatay vuruşlu bir Yunan kappa-rho'su olduğu görülebilir.
Daha sonra küçük harfli Yunanca eta'ya benzetilmiş ve 16. yüzyılda bu pagan sembolü Hıristiyanlaştırmak için tepesine haç eklenmiştir. ⓘ
Romalılar Satürn gezegeni için haftanın yedinci günü olan Cumartesi gününe Sāturni diēs ("Satürn Günü") adını vermişlerdir. ⓘ
Fiziksel özellikler
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. ⓘ
Satürn ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan bir gaz devidir. Belirli bir yüzeyi yoktur, ancak katı bir çekirdeğe sahip olması muhtemeldir. Satürn'ün dönüşü onun basık bir sferoid şekline sahip olmasına neden olur; yani kutuplarda düzleşir ve ekvatorunda şişkinleşir. Ekvator ve kutup yarıçapları neredeyse %10 oranında farklıdır: 60,268 km'ye karşılık 54,364 km. Güneş Sistemi'ndeki diğer dev gezegenler olan Jüpiter, Uranüs ve Neptün de basıktır, ancak daha az ölçüde. Çıkıntı ve dönme hızının birleşimi, ekvator boyunca 8,96 m/s2 olan etkin yüzey çekiminin kutuplardakinin %74'ü olduğu ve Dünya'nın yüzey çekiminden daha düşük olduğu anlamına gelir. Bununla birlikte, yaklaşık 36 km/s'lik ekvatoral kaçış hızı Dünya'nınkinden çok daha yüksektir. ⓘ
Satürn, Güneş Sistemi'nde sudan daha az yoğun olan tek gezegendir - yaklaşık %30 daha az. Satürn'ün çekirdeği sudan çok daha yoğun olmasına rağmen, atmosfer nedeniyle gezegenin ortalama özgül yoğunluğu 0,69 g/cm3'tür. Jüpiter Dünya'nın 318 katı kütleye sahiptir ve Satürn Dünya'nın kütlesinin 95 katıdır. Jüpiter ve Satürn birlikte Güneş Sistemi'ndeki toplam gezegen kütlesinin %92'sine sahiptir. ⓘ
İç yapısı
Çoğunlukla hidrojen ve helyumdan oluşmasına rağmen, Satürn'ün kütlesinin çoğu gaz fazında değildir, çünkü yoğunluk 0,01 g/cm3'ün üzerine çıktığında hidrojen ideal olmayan bir sıvı haline gelir ki bu yoğunluğa Satürn'ün kütlesinin %99,9'unu içeren bir yarıçapta ulaşılır. Satürn'ün içindeki sıcaklık, basınç ve yoğunluğun hepsi çekirdeğe doğru düzenli olarak yükselir, bu da hidrojenin daha derin katmanlarda bir metal olmasına neden olur. ⓘ
Standart gezegen modelleri Satürn'ün iç kısmının Jüpiter'inkine benzediğini, hidrojen ve helyumla çevrili küçük bir kayalık çekirdeğe ve eser miktarda çeşitli uçucu maddelere sahip olduğunu öne sürmektedir. Bozulmanın analizi, Satürn'ün Jüpiter'den çok daha fazla merkezi olarak yoğunlaştığını ve bu nedenle merkezinin yakınında hidrojenden daha yoğun önemli miktarda malzeme içerdiğini göstermektedir. Satürn'ün merkezi bölgeleri kütlece yaklaşık %50 hidrojen içerirken, Jüpiter'inki yaklaşık %67 hidrojen içerir. ⓘ
Bu çekirdek bileşim olarak Dünya'ya benzer, ancak daha yoğundur. Satürn'ün yerçekimi momentinin, iç kısmın fiziksel modelleriyle birlikte incelenmesi, Satürn'ün çekirdeğinin kütlesine kısıtlamalar getirilmesine olanak sağlamıştır. 2004 yılında bilim insanları çekirdeğin Dünya'nın kütlesinin 9-22 katı olması gerektiğini ve bunun da yaklaşık 25.000 km'lik bir çapa karşılık geldiğini tahmin etmişlerdir. Ancak Satürn'ün halkaları üzerinde yapılan ölçümler, kütlesi yaklaşık 17 Dünya'ya eşit ve yarıçapı Satürn'ün tüm yarıçapının yaklaşık %60'ına eşit olan çok daha dağınık bir çekirdeğe işaret etmektedir. Bu çekirdek daha kalın bir sıvı metalik hidrojen tabakası ile çevrilidir ve bunu artan yükseklikle birlikte yavaş yavaş gaza dönüşen helyuma doymuş moleküler hidrojenden oluşan sıvı bir tabaka takip eder. En dıştaki katman 1.000 km'lik bir alanı kaplar ve gazdan oluşur. ⓘ
Satürn, çekirdeğinde 11.700 °C'ye ulaşan sıcak bir iç kısma sahiptir ve uzaya Güneş'ten aldığından 2,5 kat daha fazla enerji yayar. Jüpiter'in termal enerjisi Kelvin-Helmholtz yavaş yerçekimsel sıkıştırma mekanizması tarafından üretilir, ancak böyle bir süreç Satürn için ısı üretimini açıklamak için tek başına yeterli olmayabilir, çünkü daha az kütlelidir. Alternatif ya da ek bir mekanizma, Satürn'ün iç kısmının derinliklerindeki helyum damlacıklarının "yağması" yoluyla ısı üretimi olabilir. Damlacıklar daha düşük yoğunluklu hidrojenden aşağı doğru inerken, süreç sürtünme yoluyla ısıyı serbest bırakır ve Satürn'ün dış katmanlarını helyumdan arındırır. Bu alçalan damlacıklar çekirdeği çevreleyen bir helyum kabuğunda birikmiş olabilir. Satürn'ün yanı sıra Jüpiter ve buz devleri Uranüs ve Neptün'de de elmas yağmurlarının meydana geldiği öne sürülmüştür. ⓘ
Atmosfer
Satürn'ün dış atmosferi hacim olarak %96,3 moleküler hidrojen ve %3,25 helyum içerir. Helyum oranı, bu elementin Güneş'teki bolluğuna kıyasla önemli ölçüde eksiktir. Helyumdan daha ağır elementlerin miktarı (metaliklik) kesin olarak bilinmemektedir, ancak oranların Güneş Sistemi'nin oluşumundaki ilkel bolluklarla eşleştiği varsayılmaktadır. Bu daha ağır elementlerin toplam kütlesinin Dünya'nın kütlesinin 19-31 katı olduğu ve önemli bir kısmının Satürn'ün çekirdek bölgesinde bulunduğu tahmin edilmektedir. ⓘ
Satürn'ün atmosferinde eser miktarda amonyak, asetilen, etan, propan, fosfin ve metan tespit edilmiştir. Üst bulutlar amonyak kristallerinden oluşurken, alt seviye bulutların amonyum hidrosülfür (NH4SH) veya sudan oluştuğu görülmektedir. Güneş'ten gelen ultraviyole radyasyon üst atmosferde metan fotolizine neden olarak bir dizi hidrokarbon kimyasal reaksiyonuna yol açmakta ve ortaya çıkan ürünler girdaplar ve difüzyon yoluyla aşağıya doğru taşınmaktadır. Bu fotokimyasal döngü Satürn'ün yıllık mevsimsel döngüsü tarafından modüle edilir. ⓘ
Bulut katmanları
Satürn'ün atmosferi Jüpiter'inkine benzer bantlı bir desen sergiler, ancak Satürn'ün bantları çok daha soluktur ve ekvatora yakın yerlerde çok daha geniştir. Bu bantları tanımlamak için kullanılan isimlendirme Jüpiter'dekiyle aynıdır. Satürn'ün daha ince bulut desenleri Voyager uzay aracının 1980'lerdeki uçuşlarına kadar gözlemlenememiştir. O zamandan bu yana, Dünya tabanlı teleskopi düzenli gözlemlerin yapılabileceği noktaya kadar gelişmiştir. ⓘ
Bulutların bileşimi derinliğe ve artan basınca göre değişir. Üst bulut katmanlarında, 100-160 K aralığında sıcaklık ve 0,5-2 bar arasında uzanan basınçlarla, bulutlar amonyak buzundan oluşur. Su buzu bulutları, basıncın yaklaşık 2,5 bar olduğu bir seviyede başlar ve sıcaklıkların 185 ila 270 K arasında değiştiği 9,5 bar'a kadar uzanır. Bu katmanda, 190-235 K sıcaklıklarla 3-6 bar basınç aralığında uzanan bir amonyum hidrosülfür buz bandı bulunur. Son olarak, basınçların 10 ila 20 bar arasında ve sıcaklıkların 270-330 K olduğu alt katmanlar, sulu çözelti içinde amonyaklı su damlacıklarından oluşan bir bölge içerir. ⓘ
Satürn'ün genellikle yumuşak olan atmosferi zaman zaman uzun ömürlü ovaller ve Jüpiter'de yaygın olan diğer özellikler sergiler. 1990 yılında Hubble Uzay Teleskobu, Satürn'ün ekvatoru yakınlarında Voyager karşılaşmaları sırasında bulunmayan muazzam beyaz bir bulut görüntüledi ve 1994 yılında daha küçük bir fırtına daha gözlemlendi. 1990 yılındaki fırtına, kuzey yarımkürenin yaz gündönümü zamanında, her Satürn yılında bir kez, kabaca her 30 Dünya yılında bir meydana gelen benzersiz ama kısa ömürlü bir fenomen olan Büyük Beyaz Leke'nin bir örneğiydi. Daha önceki Büyük Beyaz Noktalar 1876, 1903, 1933 ve 1960 yıllarında gözlemlenmiş olup, 1933 fırtınası en ünlüsüdür. Eğer periyodiklik korunursa, yaklaşık 2020 yılında bir fırtına daha meydana gelecek. ⓘ
Satürn'deki rüzgârlar, Güneş Sistemi gezegenleri arasında Neptün'den sonra ikinci en hızlı rüzgârlardır. Voyager verileri 500 m/s'lik (1.800 km/s) en yüksek doğu rüzgârlarına işaret etmektedir. Cassini uzay aracından 2007 yılında alınan görüntülerde, Satürn'ün kuzey yarımküresi Uranüs'e benzer şekilde parlak mavi bir renk sergilemiştir. Bu renk büyük olasılıkla Rayleigh saçılmasından kaynaklanıyordu. Termografi, Satürn'ün güney kutbunun sıcak bir kutup girdabına sahip olduğunu göstermiştir ki bu, Güneş Sistemi'nde böyle bir olgunun bilinen tek örneğidir. Satürn'deki sıcaklıklar normalde -185 °C iken, girdaptaki sıcaklıklar genellikle -122 °C'ye kadar ulaşır ve Satürn'deki en sıcak nokta olduğundan şüphelenilir. ⓘ
Kuzey kutbu altıgen bulut deseni
Yaklaşık 78°N'de atmosferdeki kuzey kutup girdabının etrafında devam eden altıgen dalga deseni ilk olarak Voyager görüntülerinde fark edilmiştir. Altıgenin kenarlarının her biri yaklaşık 14.500 km (9.000 mil) uzunluğundadır ki bu da Dünya'nın çapından daha uzundur. Tüm yapı, Satürn'ün iç kısmının dönüş periyoduna eşit olduğu varsayılan 10 saat 39 dakika 24 saniyelik bir periyotla (gezegenin radyo emisyonlarıyla aynı periyot) dönmektedir. Altıgen özellik, görünür atmosferdeki diğer bulutlar gibi boylamda kaymamaktadır. Desenin kökeni pek çok spekülasyona konu olmuştur. Çoğu bilim insanı bunun atmosferdeki durağan bir dalga deseni olduğunu düşünüyor. Çokgen şekiller, sıvıların diferansiyel rotasyonu yoluyla laboratuvarda çoğaltılmıştır. ⓘ
Güney kutbu girdabı
Güney kutup bölgesinin HST tarafından görüntülenmesi bir jet akımının varlığına işaret etmektedir, ancak güçlü bir kutup girdabı ya da altıgen duran dalga yoktur. NASA Kasım 2006'da Cassini'nin güney kutbuna kilitlenmiş ve açıkça tanımlanmış bir göz çeperine sahip "kasırga benzeri" bir fırtına gözlemlediğini bildirdi. Göz çeperi bulutları daha önce Dünya dışında hiçbir gezegende görülmemişti. Örneğin, Galileo uzay aracından alınan görüntülerde Jüpiter'in Büyük Kırmızı Lekesi'nde bir göz çeperi görülmemişti. ⓘ
Güney kutbu fırtınası milyarlarca yıldır mevcut olabilir. Bu girdap Dünya'nın büyüklüğüyle kıyaslanabilir ve saatte 550 km'lik rüzgarlara sahiptir. ⓘ
Diğer özellikler
Cassini, kuzey enlemlerinde bulunan ve "İnciler Dizisi" olarak adlandırılan bir dizi bulut özelliğini gözlemledi. Bu özellikler daha derin bulut katmanlarında bulunan bulut açıklıklarıdır. ⓘ
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 leke'ler gözlenmiştir. Bu oluşumların, günler, bazen haftalar süren fırtına alanları olduğu düşünülür. Cassini uzay sondası kısa süre içinde birçok yeni fırtına alanı saptamıştır. ⓘ
Manyetosfer
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. ⓘ
.jpg)
Yörünge ve dönüş
Satürn ile Güneş arasındaki ortalama uzaklık 1,4 milyar kilometrenin (9 AU) üzerindedir. Ortalama yörünge hızı 9,68 km/s olan Satürn'ün Güneş etrafındaki bir turunu tamamlaması 10.759 Dünya günü (ya da yaklaşık 29+1⁄2 yıl) sürer. Sonuç olarak, Jüpiter ile yaklaşık 5:2 ortalama hareket rezonansı oluşturur. Satürn'ün eliptik yörüngesi Dünya'nın yörünge düzlemine göre 2,48° eğimlidir. Perihelion ve aphelion uzaklıkları sırasıyla ortalama 9.195 ve 9.957 AU'dur. Satürn'deki görünür özellikler enleme bağlı olarak farklı oranlarda döner ve çeşitli bölgelere birden fazla dönüş periyodu atanmıştır (Jüpiter'de olduğu gibi). ⓘ
Gökbilimciler Satürn'ün dönüş hızını belirlemek için üç farklı sistem kullanmaktadır. Sistem I'in periyodu 10 saat 14 dakika 00 saniyedir (844,3°/d) ve Ekvatoral Bölge, Güney Ekvatoral Kuşak ve Kuzey Ekvatoral Kuşağı kapsar. Kuzey ve güney kutup bölgeleri hariç diğer tüm Satürn enlemleri Sistem II olarak gösterilir ve 10sa 38m 25.4s (810.76°/d) dönme periyodu atanmıştır. Sistem III Satürn'ün iç dönüş hızını ifade eder. Voyager 1 ve Voyager 2 tarafından tespit edilen gezegenden gelen radyo emisyonlarına dayanarak, Sistem III'ün dönüş periyodu 10 saat 39 dakika 22,4 saniyedir (810,8°/d). Sistem III büyük ölçüde Sistem II'nin yerini almıştır. ⓘ
İç kısmın dönme periyodu için kesin bir değer bulmak zor olmaya devam etmektedir. Cassini, 2004 yılında Satürn'e yaklaşırken Satürn'ün radyo dönüş periyodunun kayda değer bir şekilde artarak yaklaşık 10sa 45m 45s ± 36s'ye yükseldiğini tespit etmiştir. Cassini, Voyager ve Pioneer sondalarından alınan çeşitli ölçümlerin bir derlemesine dayanan Satürn'ün dönüşünün tahmini (bir bütün olarak Satürn için belirtilen dönüş hızı olarak) 10sa 32m 35s'dir. Gezegenin C halkası üzerinde yapılan çalışmalar 10sa 33m 38s + 1m 52s'lik bir dönüş periyodu vermektedir.
- 1m 19s . ⓘ
Mart 2007'de, gezegenden gelen radyo emisyonlarındaki değişimin Satürn'ün dönüş hızına uymadığı tespit edilmiştir. Bu farklılık Satürn'ün uydusu Enceladus'taki gayzer faaliyetinden kaynaklanıyor olabilir. Bu faaliyet nedeniyle Satürn'ün yörüngesine yayılan su buharı yüklü hale gelir ve Satürn'ün manyetik alanı üzerinde bir sürüklenme yaratarak gezegenin dönüşüne göre dönüşünü biraz yavaşlatır. ⓘ
Satürn için belirgin bir tuhaflık, bilinen herhangi bir trojan asteroidine sahip olmamasıdır. Bunlar Güneş'in yörüngesi boyunca gezegene 60°'lik açılarla yerleştirilmiş L4 ve L5 olarak adlandırılan kararlı Lagrangian noktalarında dolanan küçük gezegenlerdir. Mars, Jüpiter, Uranüs ve Neptün için Truva asteroidleri keşfedilmiştir. Seküler rezonans da dahil olmak üzere yörüngesel rezonans mekanizmalarının kayıp Satürn trojanlarının nedeni olduğuna inanılmaktadır. ⓘ
Doğal uydular
Satürn'ün bilinen 83 uydusu vardır ve bunların 53'ünün resmi adı vardır. Buna ek olarak, Satürn'ün halkalarında gerçek uydu olarak kabul edilmeyen 40-500 metre çapında düzinelerce ila yüzlerce uydunun varlığına dair kanıtlar bulunmaktadır. En büyük uydu olan Titan, halkalar da dahil olmak üzere Satürn'ün yörüngesindeki kütlenin %90'ından fazlasını oluşturmaktadır. Satürn'ün ikinci en büyük uydusu olan Rhea'nın da kendine ait zayıf bir halka sistemi ve zayıf bir atmosferi olabilir. ⓘ
Diğer uyduların çoğu küçüktür: 34'ünün çapı 10 km'den az, 14'ünün çapı ise 10 ila 50 km arasındadır. Geleneksel olarak Satürn'ün uydularının çoğuna Yunan mitolojisindeki Titanların isimleri verilmiştir. Titan, Güneş Sistemi'nde karmaşık bir organik kimyanın oluştuğu büyük bir atmosfere sahip tek uydudur. Hidrokarbon göllerine sahip tek uydudur. ⓘ
6 Haziran 2013'te IAA-CSIC'deki bilim insanları Titan'ın üst atmosferinde yaşam için olası bir öncül olan polisiklik aromatik hidrokarbonların tespit edildiğini bildirmiştir. 23 Haziran 2014'te NASA, Titan'ın atmosferindeki azotun Satürn'ü daha önceki zamanlarda oluşturan malzemelerden değil, kuyruklu yıldızlarla ilişkili Oort bulutundaki malzemelerden geldiğine dair güçlü kanıtlara sahip olduğunu iddia etti. ⓘ
Kimyasal yapısı kuyruklu yıldızlara benzeyen Satürn'ün uydusu Enceladus, mikrobik yaşam için potansiyel bir habitat olarak görülmüştür. Bu olasılığın kanıtı, uydunun tuz bakımından zengin parçacıklarının, Enceladus'un dışarı atılan buzunun çoğunun sıvı tuzlu suyun buharlaşmasından geldiğini gösteren "okyanus benzeri" bir bileşime sahip olmasıdır. Cassini'nin 2015 yılında Enceladus'taki bir tüycük üzerinden yaptığı bir uçuşta, metanojenez yoluyla yaşayan yaşam formlarını sürdürmek için gerekli bileşenlerin çoğu bulunmuştur. ⓘ
Nisan 2014'te NASA bilim insanları, Cassini tarafından 15 Nisan 2013'te görüntülenen A Halkası içinde yeni bir uydunun olası başlangıcını bildirdiler. ⓘ
Gezegensel halkalar
.jpg)
Satürn muhtemelen en çok onu görsel olarak eşsiz kılan gezegen halkaları sistemiyle tanınır. Halkalar Satürn'ün ekvatorundan dışarı doğru 6,630 ila 120,700 kilometre (4,120 ila 75,000 mil) arasında uzanır ve ortalama olarak yaklaşık 20 metre (66 ft) kalınlığındadır. Ağırlıklı olarak su buzundan, eser miktarda tholin safsızlıklarından ve yaklaşık %7 amorf karbondan oluşan biberli bir kaplamadan oluşurlar. Halkaları oluşturan parçacıkların boyutları toz zerreciklerinden 10 m'ye kadar değişir. Diğer gaz devlerinin de halka sistemleri olmasına rağmen, Satürn'ünki en büyük ve en görünür olanıdır. ⓘ
Halkaların kökenine ilişkin iki ana hipotez vardır. Hipotezlerden biri, halkaların Satürn'ün yok olmuş bir uydusunun kalıntıları olduğudur. İkinci hipotez ise halkaların Satürn'ün oluştuğu orijinal nebüler materyalden arta kaldığıdır. E halkasındaki buzun bir kısmı Enceladus uydusunun gayzerlerinden gelmektedir. Halkalardaki su bolluğu radyal olarak değişmekte olup, en dıştaki A halkası buzlu su bakımından en saf olanıdır. Bu bolluk farklılığı meteor bombardımanı ile açıklanabilir. ⓘ
Ana halkaların ötesinde, gezegenden 12 milyon km uzaklıkta seyrek Phoebe halkası bulunur. Diğer halkalara göre 27°'lik bir açıyla eğiktir ve Phoebe gibi yörüngesinde geriye doğru dönmektedir. ⓘ
Pandora ve Prometheus da dahil olmak üzere Satürn'ün bazı uyduları, halkaları sınırlamak ve yayılmalarını önlemek için çoban uydular olarak hareket ederler. Pan ve Atlas, Satürn'ün halkalarında zayıf, doğrusal yoğunluk dalgalarına neden olarak kütlelerinin daha güvenilir hesaplanmasını sağlamıştır. ⓘ
Gözlem ve keşif tarihi
Satürn'ün gözlemlenmesi ve keşfedilmesi üç aşamaya ayrılabilir. İlk aşama, modern teleskopların icadından önceki antik gözlemlerdir (çıplak gözle yapılanlar gibi). İkinci aşama 17. yüzyılda Dünya'dan teleskopik gözlemlerle başlamış ve zaman içinde gelişmiştir. Üçüncü aşama ise uzay sondalarının yörüngedeki ya da uçuş halindeki ziyaretleridir. 21. yüzyılda, teleskopik gözlemler Dünya'dan (Hubble Uzay Teleskobu gibi Dünya yörüngesindeki gözlemevleri dahil) ve 2017'de emekli olana kadar Satürn çevresindeki Cassini yörüngesinden devam etmektedir. ⓘ
Eski gözlemler
Satürn tarih öncesi çağlardan beri bilinmektedir ve kayıtlı tarihin erken dönemlerinde çeşitli mitolojilerde önemli bir karakter olarak yer almıştır. Babilli astronomlar Satürn'ün hareketlerini sistematik olarak gözlemlemiş ve kaydetmişlerdir. Antik Yunan'da gezegen Φαίνων Phainon olarak bilinirdi ve Roma döneminde "Satürn'ün yıldızı" olarak bilinirdi. Antik Roma mitolojisinde Phainon gezegeni, gezegenin modern adını aldığı bu tarım tanrısı için kutsaldı. Romalılar tanrı Saturnus'u Yunan tanrısı Cronus'un eşdeğeri olarak kabul etmişlerdir; modern Yunancada gezegen Cronus-Κρόνος adını korumaktadır: Kronos. ⓘ
Yunan bilim adamı Batlamyus, Satürn'ün yörüngesine ilişkin hesaplamalarını Satürn karşıt konumdayken yaptığı gözlemlere dayandırmıştır. Hindu astrolojisinde Navagrahalar olarak bilinen dokuz astrolojik nesne vardır. Satürn "Shani" olarak bilinir ve herkesi hayatında yaptığı iyi ve kötü işlere göre yargılar. Eski Çin ve Japon kültürü Satürn gezegenini "dünya yıldızı" (土星) olarak tanımlamıştır. Bu, geleneksel olarak doğal elementleri sınıflandırmak için kullanılan Beş Element'e dayanıyordu. ⓘ
Eski İbranice'de Satürn'e Şabbathai denir. Meleği Cassiel'dir. Zekası veya faydalı ruhu 'Agȋȇl (İbranice: אגיאל, romanize: ʿAgyal) ve karanlık ruhu (şeytan) Zȃzȇl'dir (İbranice: זאזל, romanize: Zazl). Zazel, Solomonik büyüde çağrılan ve "aşk büyülerinde etkili olan" büyük bir melek olarak tanımlanmıştır. Osmanlı Türkçesi, Urduca ve Malaycada Zazel'in adı Arapçadan türetilen 'Zuhal'dir (Arapça: زحل, romanize: Zuhal). ⓘ
Avrupa gözlemleri (17.-19. yüzyıllar)
- Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Satürn, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars, ve Jüpiter ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar astroloji açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
- 1610 yılında Galileo Galilei kendi yaptığı teleskop yardımı ile gözlediği Satürn'ün küresel bir yapısı olduğunu fark etti, gezegenin her iki yanında kendi deyimi ile 'kulak' olarak nitelediği ve sonradan Satürn‘ün halkaları oldukları anlaşılacak oluşumları gördü.
- 1655'te Hollandalı bilim adamı Christiaan Huygens Satürn'ün en büyük uydusu Titan'ı keşfetti. Huygens 1659'da Galilei'nin görmüş olduğu oluşumun Satürn'ün halkası olduğunu açıkladı.
- 1670'ler ve 1680'lerde Fransız-İtalyan gökbilimci Giovanni Domenico Cassini, halkalar içindeki Cassini bölümünü ve dört yeni uyduyu daha (iapetus, Rhea, Tethys, Dione)keşfetti.
- 1789'da İngiliz gökbilimci Sir William Herschel Satürn'ün basıklık derecesini hesapladı, iki yeni uyduyu daha (Mimas, Enceladus) keşfetti.
- 1837'de Alman gökbilimci Johann Franz Encke halkalardaki kendi adıyla anılan boşluğu keşfetti.
- 19.yüzyılın ikinci yarısında Édouard Roche, James Clerk Maxwell, Daniel Kirkwood halkaların yapısına ilişkin görüşleri geliştirdiler.
- 1848'de William Lassell Hyperion'u, 1898'de William Henry Pickering Phoebe'yi keşfetti.
- 1903 yılında Satürn yüzeyinde bugün fırtına alanları ile ilişkilendirilen beyaz lekeler ilk kez gözlendi.
- 1966'da Janus ve Epimetheus keşfedildi. ⓘ
William Herschel'in Mimas ve Enceladus adlı iki uyduyu daha keşfettiği 1789 yılına kadar başka önemli bir keşif yapılmamıştır. Titan ile rezonansa sahip olan düzensiz şekilli Hyperion uydusu 1848 yılında bir İngiliz ekip tarafından keşfedilmiştir. ⓘ
1899'da William Henry Pickering, daha büyük uydular gibi Satürn ile eşzamanlı olarak dönmeyen oldukça düzensiz bir uydu olan Phoebe'yi keşfetti. Phoebe bu türden bulunan ilk uydudur ve Satürn'ün yörüngesinde geriye doğru dönmesi bir yıldan fazla sürmektedir. 20. yüzyılın başlarında Titan üzerinde yapılan araştırmalar, 1944 yılında Titan'ın Güneş Sistemi uyduları arasında benzersiz bir özellik olan kalın bir atmosfere sahip olduğunun doğrulanmasına yol açmıştır. ⓘ
Modern NASA ve ESA sondaları
Pioneer 11 uçuşu
Pioneer 11 Satürn'e ilk uçuşunu Eylül 1979'da, gezegenin bulut tepelerinin 20.000 km yakınından geçerken gerçekleştirdi. Gezegenin ve birkaç uydusunun görüntüleri alındı, ancak çözünürlükleri yüzey detaylarını ayırt etmek için çok düşüktü. Uzay aracı Satürn'ün halkalarını da inceleyerek ince F halkasını ve yüksek faz açısıyla (Güneş'e doğru) bakıldığında halkalardaki karanlık boşlukların parlak olduğunu, yani ince ışık saçan malzeme içerdiklerini ortaya çıkardı. Ayrıca Pioneer 11 Titan'ın sıcaklığını da ölçmüştür. ⓘ
Voyager uçuşları
Kasım 1980'de Voyager 1 sondası Satürn sistemini ziyaret etti. Gezegenin, halkalarının ve uydularının ilk yüksek çözünürlüklü görüntülerini geri gönderdi. Çeşitli uyduların yüzey özellikleri ilk kez görüldü. Voyager 1 Titan'a yakın bir uçuş gerçekleştirerek uydunun atmosferi hakkındaki bilgileri artırdı. Titan'ın atmosferinin görünür dalga boylarında nüfuz edilemez olduğu kanıtlandı; bu nedenle hiçbir yüzey detayı görülemedi. Uçuş, uzay aracının yörüngesini Güneş Sistemi düzleminden dışarı doğru değiştirdi. ⓘ
Neredeyse bir yıl sonra, Ağustos 1981'de Voyager 2 Satürn sistemini incelemeye devam etti. Satürn'ün uydularının daha yakından çekilmiş görüntülerinin yanı sıra atmosfer ve halkalardaki değişikliklere ilişkin kanıtlar da elde edildi. Ne yazık ki, uçuş sırasında sondanın dönebilen kamera platformu birkaç gün boyunca takılı kaldı ve planlanan bazı görüntüler kayboldu. Satürn'ün yerçekimi uzay aracının yörüngesini Uranüs'e doğru yönlendirmek için kullanıldı. ⓘ
Sondalar, gezegenin halkalarının yakınında veya içinde yörüngede bulunan birkaç yeni uydunun yanı sıra küçük Maxwell Boşluğu (C Halkası içinde bir boşluk) ve Keeler boşluğunu (A Halkasında 42 km genişliğinde bir boşluk) keşfetti ve doğruladı. ⓘ
Cassini-Huygens uzay aracı
Cassini-Huygens uzay sondası 1 Temmuz 2004'te Satürn'ün yörüngesine girdi. Haziran 2004'te Phoebe'ye yakın bir uçuş gerçekleştirerek yüksek çözünürlüklü görüntüler ve veriler gönderdi. Cassini'nin Satürn'ün en büyük uydusu Titan'a yaptığı uçuşta büyük göllerin ve kıyı şeridi ile çok sayıda ada ve dağın radar görüntüleri çekildi. Yörünge aracı, 25 Aralık 2004'te Huygens sondasını bırakmadan önce iki Titan uçuşunu tamamladı. Huygens 14 Ocak 2005'te Titan'ın yüzeyine inmiştir. ⓘ
2005 yılının başlarından itibaren bilim insanları Cassini'yi Satürn'deki şimşekleri izlemek için kullandılar. Şimşeklerin gücü Dünya'daki şimşeklerin yaklaşık 1.000 katıdır. ⓘ
2006 yılında NASA, Cassini'nin Satürn'ün uydusu Enceladus'ta gayzerler halinde püsküren ve yüzeyin en fazla onlarca metre altında bulunan sıvı su rezervuarlarına dair kanıtlar bulduğunu bildirmiştir. Bu buzlu parçacık jetleri Satürn'ün güney kutup bölgesindeki bacalardan yörüngeye yayılmaktadır. Enceladus'ta 100'den fazla gayzer tespit edilmiştir. Mayıs 2011'de NASA bilim insanları Enceladus'un "bildiğimiz yaşam için Güneş Sistemi'nde Dünya'nın ötesinde en yaşanabilir nokta olarak ortaya çıktığını" bildirdi. ⓘ
Cassini fotoğrafları, Satürn'ün parlak ana halkalarının dışında ve G ve E halkalarının içinde, daha önce keşfedilmemiş bir gezegen halkasını ortaya çıkarmıştır. Bu halkanın kaynağının Janus ve Epimetheus'a çarpan bir meteoroid olduğu varsayılmaktadır. Temmuz 2006'da Titan'ın kuzey kutbuna yakın hidrokarbon göllerinin görüntüleri elde edilmiş ve bu göllerin varlığı Ocak 2007'de doğrulanmıştır. Mart 2007'de Kuzey kutbu yakınlarında, en büyüğü neredeyse Hazar Denizi büyüklüğünde olan hidrokarbon denizleri bulundu. Ekim 2006'da sonda Satürn'ün güney kutbunda 8,000 km çapında siklon benzeri bir fırtına tespit etti. ⓘ
Sonda 2004'ten 2 Kasım 2009'a kadar sekiz yeni uydu keşfetti ve doğruladı. Nisan 2013'te Cassini, gezegenin kuzey kutbunda Dünya'dakinden 20 kat daha büyük ve 530 km/saatten (330 mph) daha hızlı rüzgârlara sahip bir kasırganın görüntülerini gönderdi. 15 Eylül 2017'de Cassini-Huygens uzay aracı görevinin "Büyük Finalini" gerçekleştirdi: Satürn ve Satürn'ün iç halkaları arasındaki boşluklardan bir dizi geçiş. Cassini'nin atmosfere girişi görevi sona erdirdi. ⓘ
Gelecekteki olası görevler
Satürn'ün keşfine devam edilmesi, NASA için halen devam etmekte olan Yeni Sınırlar görev programının bir parçası olarak uygulanabilir bir seçenek olarak değerlendirilmektedir. NASA daha önce Satürn Atmosferik Giriş Sondası ve Dragonfly tarafından Satürn'ün uyduları Titan ve Enceladus'ta yaşanabilirlik ve olası yaşam keşfi ile ilgili olası araştırmaları içeren Satürn'e yönelik bir görev için planların ortaya konmasını talep etmişti. ⓘ
Gözlem
Satürn, Dünya'dan çıplak gözle kolayca görülebilen beş gezegenden en uzak olanıdır; diğer dördü Merkür, Venüs, Mars ve Jüpiter'dir. (Uranüs ve bazen 4 Vesta karanlık gökyüzünde çıplak gözle görülebilir). Satürn gece gökyüzünde çıplak gözle parlak, sarımsı bir ışık noktası olarak görünür. Satürn'ün ortalama görünen büyüklüğü 0.46, standart sapması ise 0.34'tür. Büyüklük değişiminin çoğu halka sisteminin Güneş ve Dünya'ya göre eğiminden kaynaklanır. En parlak büyüklük olan -0.55, halkaların düzleminin en fazla eğimli olduğu zamana yakın bir zamanda meydana gelir ve en sönük büyüklük olan 1.17, en az eğimli oldukları zamanda meydana gelir. Gezegenin Zodyak'ın arka plan takımyıldızlarına karşı ekliptiğin tüm bir turunu tamamlaması yaklaşık 29,5 yıl sürer. Çoğu insan Satürn'ün halkalarının net bir çözünürlüğe sahip görüntüsünü elde etmek için en az 30 kat büyüten optik bir yardımcıya (çok büyük bir dürbün veya küçük bir teleskop) ihtiyaç duyacaktır. Dünya her Satürn yılında iki kez (kabaca her 15 Dünya yılında bir) halka düzleminden geçtiğinde, halkalar çok ince oldukları için kısa süreliğine gözden kaybolurlar. Böyle bir "kaybolma" bir sonraki 2025 yılında gerçekleşecek, ancak Satürn gözlemler için Güneş'e çok yakın olacak. ⓘ
Satürn ve halkaları en iyi, gezegen 180°'lik bir uzanımda olduğunda ve böylece gökyüzünde Güneş'in karşısında göründüğünde gezegenin konfigürasyonu olan karşıt konumda veya buna yakın olduğunda görülür. Satürn karşıtlığı her yıl -yaklaşık 378 günde bir- meydana gelir ve gezegenin en parlak halinde görünmesine neden olur. Hem Dünya hem de Satürn Güneş'in etrafında eksantrik yörüngelerde dolanır, bu da Güneş'e olan uzaklıklarının zamanla değiştiği anlamına gelir, dolayısıyla birbirlerine olan uzaklıkları da değişir, dolayısıyla Satürn'ün parlaklığı bir karşıtlıktan diğerine değişir. Satürn ayrıca halkalar daha görünür olacak şekilde açılı olduğunda daha parlak görünür. Örneğin, 17 Aralık 2002'deki karşıtlık sırasında, Satürn 2003'ün sonlarında Dünya'ya ve Güneş'e daha yakın olmasına rağmen, halkalarının Dünya'ya göre elverişli bir yönelimi nedeniyle Satürn en parlak halinde göründü. ⓘ
Satürn zaman zaman Ay tarafından okültasyona uğrar (yani Ay gökyüzünde Satürn'ü örter). Güneş Sistemi'ndeki tüm gezegenlerde olduğu gibi, Satürn'ün okültasyonları da "mevsimler" halinde gerçekleşir. Satürn okültasyonları yaklaşık 12 aylık bir dönem boyunca aylık olarak gerçekleşir ve bunu böyle bir faaliyetin kaydedilmediği yaklaşık beş yıllık bir dönem izler. Ay'ın yörüngesi Satürn'ün yörüngesine göre birkaç derece eğiktir, bu nedenle okültasyonlar yalnızca Satürn gökyüzünde iki düzlemin kesiştiği noktalardan birine yakın olduğunda meydana gelecektir (hem Satürn'ün yılının uzunluğu hem de Ay'ın yörüngesinin 18,6 Dünya yıllık düğüm presesyonu periyodikliği etkiler). ⓘ
