Enceladus

Enceladus () Satürn'ün en büyük altıncı uydusudur. Yaklaşık 500 kilometre çapında olan Enceladus Satürn'ün en büyük uydusu olan Titan'ın onda biri büyüklüğündedir. Yüzeyinin büyük oranda temiz buzla kaplı olması sonucunda Enceladus güneş sisteminde ışığı en fazla yansıtan gök cisimlerinden biri konumundadır. Doğal olarak ışığı tutan tüm gök cisimlerinden daha soğuk olan Enceladus'un yüzeyi öğle vakitlerinde en yüksek -198 C dereceye ulaşmaktadır. Enceladus'un yüzeyi yoğun yaşlı kraterlerle kaplı bölgeleri ve 100 milyon yıla kadar yakın geçmişte oluşmuş genç tektonik deformasyon alanları gibi pek çok farklı yüzey özelliğini barındırmaktadır.
Enceladus, 1789 yılında William Herschel tarafından keşfedildi. Fakat 1980'lerin başında Voyager 1 ve Voyager 2, uzay araçları Satürn'ün yakınından geçinceye kadar Enceladus hakkında çok az şey biliniyordu. 2005'te Cassini uzay aracı Enceladus'un yakınından yaptığı geçişlerle uydunun yüzeyini ve çevresini önemli detaylarla ortaya çıkardı. Cassini'nin yaptığı önemli keşiflerden biri de uydunun güney kutbundan uzaya püsküren su dolu sütunların varlığıydı. Güney kutbu yakınlarındaki Cryovolkanlardan yükselen bu gayzer benzeri sütunlardan uzaya saniyede 200 kg su buharı, moleküler hidrojen, diğer uçucular ve sodyum klorid kristalleri ve buz parçacıkları dahil bir takım katı madde püskürmekte. Şu ana kadar 100'den fazla gayzer tespit edildi. Püsküren su buharının bir kısmı "kar" olarak geri düşerken geriye kalanı uzaya kaçarak Satürn'ün E halkasındaki materyalin büyük bir kısmını oluşturmaktadır. NASA bilim adamlarına göre sütunların bileşimi kuyruklu yıldızların bileşimi ile benzerlik göstermektedir. 2014'te NASA Cassini uzay aracının Enceladus'ta sıvı sudan oluşan 10 km derinlikte bir yüzeyaltı okyanusunun varlığına dair kanıt bulduğunu duyurdu. Enceladus'taki yeraltı okyanusunun fiziksel durumu o zamandan beri matematiksel olarak modellenmiş ve çoğaltılmıştır.
Gayzer gözlemleri, iç ısı kaçağı ve güney kutup bölgesinde çok az (varsa) çarpma kraterlerinin bulunmasıyla birlikte, Enceladus'un şu anda jeolojik olarak aktif olduğunu göstermektedir. Dev gezegenlerin geniş çaplı sistemlerindeki diğer birçok uydu gibi, Enceladus da yörüngesel rezonansa hapsolmuştur. Dione ile olan rezonansı, gelgit kuvvetleri tarafından sönümlenen, gelgit etkisiyle içini ısıtan ve jeolojik aktiviteyi sağlayan yörünge dış merkezliğini artırır.
Cassini, Enceladus gayzerlerinin kimyasal analizini yaptı ve olası karmaşık kimyayı yönlendiren hidrotermal aktivitenin kanıtlarını buldu. Cassini verileri üzerinde devam eden araştırmalar, Enceladus'un hidrotermal ortamının, Dünya'nın hidrotermal bacasındaki bazı mikroorganizmalar için yaşanabilir olabileceğini ve bu tür organizmalar tarafından duman bulutunda bulunan metanın üretilebileceğini düşündürmektedir.
Tarihçe
Keşif
Enceladus, William Herschel tarafından 28 Ağustos 1789 tarihinde İngiltere Slough'daki Observatory House'da, zamanının en büyüğü olan kendi ürettiği 1,2 m'lik (47 inç) teleskobun ilk kullanımı sırasında keşfedildi. Belli belirsiz görünen büyüklüğü (HV = +11,7) ve çok daha parlak olan Satürn ve Satürn'ün halkalarına olan yakınlığı, Enceladus'un daha küçük teleskoplarla Dünya'dan gözlemlenmesini zorlaştırmaktadır. Uzay Çağı'ndan önce keşfedilen birçok Satürn uydusu gibi, Enceladus da ilk olarak Dünya halka düzlemindeyken Satürn ekinoksu esnasında gözlemlendi. Böyle zamanlarda halkalardan gelen parıltının azalması, uyduların gözlemlenmesini kolaylaştırmaktadır. Voyager görevlerinden önce Enceladus'un görünüşü, Herschel'in ilk gözlemlediği noktada çok az daha iyileşmişti. Kütlesi, yoğunluğu ve yansıtabilirlik tahminleriyle birlikte yalnızca yörünge özellikleri biliniyordu.
Adlandırma
Enceladus, adını Yunan mitolojisindeki dev Enceladus'tan almıştır. Aynı zamanda Satürn II veya II S Enceladus olarak da adlandırılır. "Enceladus" adı ve o zamanlar bilinen Satürn'ün yedi uydusunun tamamı, William Herschel'in oğlu John Herschel tarafından 1847'de Ümit Burnu'nda yapılan Astronomik Gözlemlerin Sonuçları (Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope) yayınında önerildi. Bu isimleri Yunan mitolojisinde Kronos olarak bilinen Satürn, Titanların lideri olduğu için seçmiştir.
Enceladus'taki jeolojik özellikler, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından Burton'un Binbir Gece Masalları çevirisindeki karakter ve yerlere dayanarak adlandırılmıştır. Çarpma kraterleri karakterlere göre adlandırılırken, fossae (uzun, dar çöküntüler), dorsa (sırtlar), planitiae (ovalar), sulci (uzun paralel kanallar) ve rupes (uçurumlar) gibi diğer özellik türleriyse yerlerin adını almıştır. Uluslararası Astronomi Birliği, Enceladus'taki 86 özelliği resmi olarak adlandırdı. Verilen isimlerden bazıları; Samarkand Sulci, Aladdin krateri, Daryabar Fossa ve Sarandib Planitia'dır.
Yörünge ve dönüş
Enceladus, Dione, Tethys ve Mimas ile birlikte Satürn'ün en büyük iç uydularından biridir. Mimas ve Tethys'in yörüngeleri arasında Satürn'ün merkezinden 238.000 km ve bulut tepelerinden 180.000 km uzaklıkta yörüngede döner. Satürn'ün yörüngesini her 32,9 saatte bir, hareketinin tek bir gözlem gecesinde gözlemlenmesi için yeterince hızlıdır. Enceladus şu anda Dione ile 2:1 ortalama-hareket yörünge rezonansı'ndadır, yani Dione tarafından tamamlanan her bir yörünge için Satürn'ün etrafındaki iki yörünge tamamlar. Bu rezonans, Enceladus'un zorunlu eksantriklik olarak bilinen yörünge eksantrikliğini (0,0047) korur. Bu sıfır olmayan eksantriklik, Enceladus'un gelgit deformasyonuna neden olur. Bu deformasyondan kaynaklanan dağılan ısı, Enceladus'un jeolojik aktivitesi için ana ısı kaynağıdır. Enceladus, Satürn'ün E halkası'nın en yoğun kısmında, ana halkaları'nın en dışındaki yörüngede döner ve halkanın malzeme bileşiminin ana kaynağıdır.
Satürn'ün daha büyük uydularının çoğu gibi, Enceladus da yörünge periyoduyla eşzamanlı olarak döner ve bir yüzü Satürn'e dönük olur. Dünya'nın Ay'dan farklı olarak, Enceladus kendi dönüş ekseni etrafında 1,5'den fazla serbest bırakmıyor gibi görünür. Ancak, Enceladus'un şeklinin analizi, bir noktada 1:4'lük bir zorunlu ikincil dönüş-yörünge serbestliği içinde olduğunu gösterir. Bu serbest bırakma, Enceladus'a ek bir ısı kaynağı sağlayabilir.
Jeoloji
Yüzey özellikleri
Voyager 2, Ağustos 1981'de Enceladus'un yüzeyini ayrıntılı olarak gözlemleyen ilk uzay aracıydı. Ortaya çıkan yüksek çözünürlüklü görüntülerin incelenmesi, çeşitli kraterli arazi bölgeleri, pürüzsüz (genç) arazi bölgeleri ve sıklıkla düz alanları çevreleyen çıkıntılı arazi şeritleri de dahil olmak üzere en az beş farklı arazi türünü ortaya çıkarmıştır. İlave olarak, geniş doğrusal yarıklar ve dik kayalıklar gözlendi. Düz ovalardaki kraterlerin görece azlığı göz önüne alındığında, bu bölgelerin yaşı muhtemelen birkaç yüz milyon yıldan daha azdır. Buna göre, Enceladus yakın zamanda "buz volkanizması" veya yüzeyi yenileyen diğer süreçlerle aktif hale gelmiş olmalıdır. Yüzeyine hakim olan yeni oluşmuş temiz buz, Enceladus'u 1,38'lik görsel geometrik albedo ve 0,81 ± 0,04'lük bolometrik Bond albedosu ile Güneş Sistemi'ndeki herhangi bir cismin en yansıtıcı yüzeyine sahip kılar. Güneş ışığını çok fazla yansıttığı için, yüzeyi diğer Satürn uydularından biraz daha soğuk olarak -198 C (-324 F) ortalama öğlen sıcaklığına ulaşır.
Cassini'nin 17 Şubat, 9 Mart ve 14 Temmuz 2005'te yaptığı üç uçuş sırasındaki gözlemler, Enceladus'un yüzey özelliklerini Voyager 2 gözlemlerinden çok daha ayrıntılı olarak ortaya çıkardı. Voyager 2'nin gözlemlediği düz ovalar, çok sayıda küçük sırt ve uçurumla dolu nispeten kratersiz bölgelere ayrılıyordu. Daha yaşlı ve kraterli arazide çok sayıda kırıkların bulunması, kraterlerin oluşmasından bu yana yüzeyin kapsamlı bir deformasyona maruz kaldığını düşündürmüştür. Bazı alanlarda krater bulunmaması, jeolojik olarak yakın geçmişteki büyük çapta yüzey yenileme olaylarını gösterir. Yarıklar, ovalar, kıvrımlı araziler ve diğer kabuksal deformasyonlar bulunur. Güney kutbu yakınlarında bulunan tuhaf arazi gibi, Voyager uzay araçları tarafından iyi görüntülenemeyen alanlarda muhtelif genç arazi bölgeleri keşfedildi. Bütün bunlar, Enceladus'un içinin çok önceden donmuş olması gerekirken bugün sıvı halde olduğunu gösterir.
İç yapı
Cassini görevinden önce Enceladus'un içi hakkında çok az şey biliniyordu. Bununla birlikte Cassini tarafından yapılan uçuşlar; Enceladus'un iç yapısının modellenmesi, kütle ve şeklin daha iyi belirlenmesi, yüzeyin yüksek çözünürlüklü gözlemleri ve iç yapısıyla ilgili yeni bilgiler de dahil olmak üzere pek çok bilgi sağladı.
Voyager programı görevlerinden elde edilen kütle tahminleri neticesinde, Enceladus'un neredeyse tamamen su buzundan oluştuğu ileri sürüldü. Bununla birlikte Enceladus'un kütle çekiminin Cassini üzerindeki etkilerine dayanarak, kütlesinin önceden düşünülenden çok daha yüksek olduğu ve yoğunluğunun 1,61 g/cm3 olduğu belirlendi. Bu yoğunluk, Satürn'ün diğer orta büyüklükteki buzlu uydularından daha yüksektir, bu da Enceladus'un daha yüksek oranda silikat ve demir içerdiğini gösterir.
Yeraltı su okyanusu
Enceladus'ta sıvı suyun varlığına dair ilk kanıtlar 2005 yılında bilim adamları uydunun güney kutbundan püsküren su barındıran gaz sütunlarını gözlemlediğinde ortaya çıktı. Saniyede 250 kg suyu saatte 2.189 km hızla uzaya püskürten bu sütunların keşfinin ardından 2006 yılında Enceladus'un sütunlarının Satürn'ün E-Halkalarının kaynağı olduğuna karar verildi. Tuzlu partikül kaynakları kaplan çizgileri boyunca dağılırken tuzsuz partiküller yüksek hızdaki gaz püskürmeleri ile yakinen ilişkilidir. "Tuzlu" parçacıklar ağır oldukları için genellikle yüzeye geri düşmekte hızlı "su" partikülleri ise E halkasına kaçmaktadır ve bu da E halkasının %0,52 civarındaki düşük tuz oranlı bileşimini açıklamaktadır.
Enceladus'un Satürn'ün yörüngesinde dönerken yaptığı "yalpalama" (sallantı adı verilen) ölçümleri, buzlu kabuğun tamamının kayalık çekirdekten ayrıldığını ve bu nedenle yüzeyin altında küresel bir okyanusun bulunduğunu gösteriyor.
Bileşim
Cassini uzay aracı, bileşim numuneleri almak ve analiz etmek için birkaç kez güney gayzerlerinden geçti. 2019 yılı itibarıyla toplanan veriler halen analiz edilmekte ve yorumlanmaktadır. Gayzerlerin tuzlu bileşimi (-Na, -Cl, -CO3) kaynağın tuzlu bir yeraltı okyanusu olduğunu gösterir.
INMS cihazı, çoğunlukla su buharının yanı sıra eser miktarda moleküler azot, karbondioksit, metan, propan, asetilen ve formaldehit gibi basit hidrokarbon izleri tespit etti. INMS tarafından ölçülen gayzerlerin bileşimi, çoğu kuyruklu yıldızda görülenlere benzer. Cassini ayrıca bazı toz taneciklerinde basit organik bileşiklerin yanı sıra benzen () gibi daha büyük organikler ve 200 atomik kütle biriminde en az 15 karbon atomu büyüklüğünde karmaşık makromoleküler organiklerin izlerini buldu.