Çoğunlukla buzdan oluşan nispeten düşük yoğunluğa sahip bir cisim olan Iapetus, birkaç belirgin ve olağandışı özelliğe ev sahipliği yapar. Örneğin, öncül yarımküresi karanlıkken, izleyen yarımküresi parlak bir renkte olup bunlar arasında çarpıcı bir renk farkı vardır. Ayrıca, uydunun dörtte üçü boyunca uzanan devasa bir ekvatoryal sırt bulunur.
Tarihçe
Keşif
İapetus, İtalyan asıllı Fransız astronom Giovanni Domenico Cassini tarafından Ekim 1671'de keşfedildi. Cassini, uyduyu Satürn'ün batı tarafında keşfetmiş, birkaç ay sonra doğu tarafında gözlemlemeye çalışmış, fakat başarılı olamamıştı. Aynı durum bir sonraki yıl da tekrar etti. Yine batı tarafında gözlem yapabilmiş, fakat doğu tarafında görememişti. Cassini, nihayet 1705 yılında gelişmiş bir teleskop yardımıyla İapetus'u doğu tarafında gözlemledi ve uydunun bu tarafta iki kadir daha az parlak olduğunu buldu.[9][10]
Cassini, İapetus'un parlak ve karanlık yarımkürelere ve kütleçekim kilidine sahip olduğunu, yani daima aynı yüzünün Satürn'e dönük olduğunu doğru bir şekilde tahmin etti. Bu, İapetus'un Satürn'ün batı tarafında olduğunda parlak yüzünün Dünya'dan görülebildiği, doğu tarafında olduğunda ise karanlık yüzünün görülebildiği anlamına gelir.[11]
Etimoloji
İapetus, Yunan mitolojisindekiTitanİapetos'un adını taşır. Bu ad, John Herschel (Mimas ve Enceladus'un keşfiyle tanınan William Herschel'in oğlu) tarafından 1847 tarihli Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope[12] (Ümit Burnu'nda yapılan Astronomik Gözlemlerin Sonuçları) yayınında önerilmiştir. Herschel bu yayınında Satürn'ün uydularına, Titan Kronos'un (Roma mitolojisindeSatürn ile eşdeğer tutulan) erkek ve kız kardeşleri olan Titanların adlarının verilmesini savunmuştu.
Pek kullanılmayan bir varyant olan Japetus adı da vardır[12][13] ve sıfat formu Japetian şeklindedir.[13] Bu durum, Latin alfabesinde ⟨i⟩ ve ⟨j⟩ harfleri arasında bir ayrım olmamasından kaynaklanır ve yazarlar bu harfleri farklı biçimde yazmışlardır.
İapetus Giovanni Cassini tarafından ilk keşfedildiğinde, Kral XIV. Louis'ye ithafen Sidera Lodoicea olarak adlandırılan dört Satürn uydusundan biriydi (diğer üçü Tethys, Dione and Rhea'dır). Bununla birlikte gök bilimciler, Roma rakamları kullanarak atıfta bulunma alışkanlığıyla İapetus'u, Saturn V olarak adlandırdılar. Mimas ve Enceladus 1789 yılında keşfedildikten sonra numaralandırma şeması genişletildi ve böylece İapetus, Saturn VII oldu. 1848 yılında Hyperion'un keşfiyle birlikte Saturn VIII olarak adlandırıldı ve bugün hala bu Roma rakamı belirtmesini taşımaktadır.[14] İapetus'taki jeolojik özellikler genellikle Fransız Roland Destanı'ndaki ("La Chanson de Roland") karakterler ve yerlerin adlarıyla adlandırılır.[14]
Yörünge
Bu madde veya sayfa başka bir dilden kötü bir biçimde tercüme edilmiştir. Sayfa makine çevirisi veya dilde yetkinliği bulunmayan bir çevirmen tarafından oluşturulmuş olabilir. Lütfen çeviriyi geliştirmek için yardım edin.(Temmuz 2023)
Iapetus'un yörüngesi beklenen şeklinden biraz farklıdır. Satürn'ün 3. en büyük uydusu olmasına karşın, Satürn'ün sonraki yakın ana uydusuna, Titan'a kıyasla, çok daha uzak bir mesafeden yörüngesini tamamlar. Aynı zamanda düzenli uydular arasında en yüksek yörünge eğimine sahip uydudur. Sadece Phoebe gibi düzensiz dış uydular bundan daha yüksek bir yörünge eğimine sahiplerdir. Sahip olduğu bu yüksek eğimli uzak yörüngeden ötürü Iapetus Satürn'ün halkalarının bariz bir şekilde görülebildiği tek büyük uydudur. Öteki iç uydularda Satürn'ün halkalarıyla hizalı olmalarından ötürü görülemez bir durumda olurlar. Bu yüksek eğimli uzak yörüngenin sebebi bilinmese de, Satürn tarafından yakalanmış bir uydu olmadığı bilinmektedir. Bu yüksek eğimli yörüngeyi bir teorisi Satürn ile başka bir gezegenin etkileşimiyle açıklar.[15]
Oluşum
Satürn'ün uydularının çoğunlukla Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerle aynı biçimde, bir yığılma diskinden oluştuğu düşünülür. Genç gaz devleri oluştukça diskler tarafından gitgide uydulara dönüşen diskler tarafından çevrildiler. Ancak, Titan'ın oluşumu için önerilen bir modelde, Titan'ın daha önceden var olan bazı uyduların çarpışmasıyla oluştuğu önerilir. Iapetus ve Rhea'nın bu çarpışmalardan sonra var olan enkazlardan oluştuğu düşünülür.[16] Lakin daha yeni yapılan çalışmalarda görülmüştür ki, Titan ile Satürn arasındaki uydular 100 milyon yıldan daha gençlerdir, dolayısıyla Iapetus'un Titan'ın içindeki uydularla aynı zaman diliminde oluşması olası değildir. Dolayısıyla, Titan ile beraber ilkel bir uydu olabilir.[17]
Fiziksel özellikler
Yakın zamanda yapılmış ölçümler gösterir ki Iapetus'un çapları 746 x 746 x 712'dir, yaklaşık çapıysa 734.5 ± 2.8 km'dir. Ancak yüzeyi henüz kilometre hassasiyetinde ölçülmemiştir, bu yüzden yapılan ölçümlerde küçük de olsa bir sapma var olabilir.
Iapetus'un düşük yoğunluğu, onun çoğunlukla buzdan ve yaklaşık %20'sinin kayadan oluştuğunu işaret eder.[18]
Sahip olduğu şekil birçok büyük uydudan farklı olarak küresel ya da elipsoit değildir, onun yerine şişkin bir beli ve basık kutupları vardır.[19] Sahip olduğu özel ekvatoryal sırt uzaktan dahi Iapetus'un şeklini belli eder. Bu özellikleri Iapetus'un şeklini bir cevize benzetir.
Iapetus ciddi derecede kraterlidir, Cassini'den gelen görüntülerden çok büyük çarpışma izleri belli olur, en az 5 tanesi 350 km'den büyüktür. En büyüğü, Turgis'in çapı 580 km (360 mi) kadardır.[20] Bu kraterin kenarları ciddi derecede diktir ve 15 km (9,3 mi) uzunluğunda bir uçurum barındırır.[21]
İki renkli yüzeyi
İapetus'ın doğal renkli görüntüsü
Iapetus'un yüzeyinin iki farklı renkte olması oldukça çarpıcı. "Önder" yarımküresi 0.03-0.05 arası bir albedo değeriyle çoğunlukla siyah, bir miktar kırmızı-kahverengi renkliyken, "Kuyruk" yarımküresi ve kutuplar çoğunlukla 0.5-0.6'lık bir albedoyla neredeyse Europa kadar parlaktır. Dolayısıyla, Kuyruk yarımküresinin parlaklığı 10.2 Kadir iken Önder yarımküre 11.9 Kadirdir (Keşfedildiği zamanın en iyi teleskopların görebileceğinden daha karanlıktır).
Karanlık bölge Cassini bölgesi olarak isimlendirilmiştir. Cassini bölgesini bu kadar karanlık kılan şeyin ne olduğunu bilinmemektedir, ancak oldukça ince olduğu tahmin ediliyor. Bu yüzeyin nasıl oluştuğu bilinmese de, Cryovolcanonun bir sonucu olabilir. Bunun dışında başka uydulardan sıçrayan maddelerden de oluşabileceği düşünülüyor. Aydınlık bölgenin kuzey yarımküresi Roncevaux Terra olarak, güney yarımküresiyse Saragossa Terra olarak isimlendirilmiştir. Cassini Bölgesi'ni oluşturan asıl maddenin Iapetus'un dışından geldiği sanılıyor.[22][23][24] İçerisinde barındırdığı organik maddeler ilkel meteorlarda ve kuyruklu yıldızların yüzeylerinde bulunanlarla uyuşuyor. Yer bazlı gözlemlerden fark edilmiştir ki, bu madde karboniktir ve muhtemelen siyanür içeren donmuş hidrosiyanik asitpolimerlerden oluşur.
Cassini yörünge aracı tarafından 1.227 km (762 mil) uzaktan görüntülenen Cassini Region ve Terra'ların yüksek derecede kraterli olduğu tespit edildi.[25] Karanlık yüzey ile Aydınlık yüzey arasındaki renk geçişleri 30 metrelik görüntüleme çözünürlüğünde bile oldukça düşüktür, yani renk geçişler bir hayli anidir. Karanlık materyal katmanı oldukça incedir, Cassini radar görüntülemeye ve küçük meteorların bu katmanın altındaki buza çarpmasından belli olduğu kadarıyla en az olarak birkaç on santimlik bir katmandır.[24][26][27]
Cassini Regio'un görünümü. Büyük kraterler arasında Falsaron (sol üstte), Turgis (merkezin hemen üstünde ve sağında) ve Ganelon (sağ altta) görülebilir.
79 gün süren yavaş dönüşünden ötürü(aynı zamanda yörüngesinin de tamamlanma süresidir, Satürn sisteminin en uzunudur), Iapetus yüzey renk farklılığı olmadan dahi Satürn sistemindeki en sıcak gündüz ve en soğuk geceleri yaşayabilirdi. Ekvator yakınlarında, yüzeyindeki karanlık madde sayesinde en yüksek 129K (-144 °C) ve aydınlık kısımdaki en düşük sıcaklık 113K (-160 °C)'ın oluşmasına yol açar.[24][28] Bu sıcaklık farkı, buzun Cassini bölgesinde süblimleşip aydınlık tarafta, özellikle de kutuplarda depolanmasına yol açar. Jeolojik zaman dilimlerinde bu Cassini bölgesinin daha da karanlıklaşmasına, Aydınlık bölgeninse daha da aydınlanmasına yol açar, Pozitif geri bildirimli bir termal sızıntı oluşturur ve Cassini bölgesindeki bütün buzun kaybedilmesiyle sonuçlanır.[24] Şu andaki sıcaklıklar değişmediği süreçte, bir milyar yıldan uzun bir süreçte (karanlık bölgeden aydınlık bölgeye geçen buzlar yok sayılarak) Iapetus'un karanlık bölgesi 20 metrelik bir buzu süblimleşmeyle kaybederken aydınlık bölgeyse sadece 10 cm kaybeder.[28][29] Bu model ışığın ve karanlık bölgenin dağıtımını, gri tonların yokluğunu ve Cassini bölgesini kaplayan karanlık materyalin inceliğine açıklık getirir. Iapetus'un düşük yer çekimi bu buz dağılımını kolaylaştırdığından bu işlem oldukça hızlıdır.[24]
Ekvatoryal Sırt
Ekvatoryal sırtın yakından görünümü
Iapetus'un başka bir gizemiyse Cassini bölgesinde 1300 km uzunluğunda, 20 km genişliğinde ve 13 km uzunluğundaki ekvatoryal sırttır. Iapetus'un bu yükseltisinin üzerinde bulunan yüksek sayıdaki kraterler, bu yükseltinin yeni bir yapı olmadığına işaret eder.
Bu sırttaki zirveler etraftaki ovalara göre 20 km yüksektir, bu uzunluk da onu Güneş Sistemindeki en yüksek dağlardan biri yapar. Iapetus'un aydınlık yüzeyinde bu sırt yoktur, ancak ekvatorda ötekilerden bağımsız 10 km yüksekliğinde zirveler vardır.[30]
Yükseltinin nasıl oluştuğu tam olarak belli değildir, bu konuda açıklanamayan en zor şey neden bu yükseltinin neden mükemmel bir şekilde ekvatoru takip ettiğidir. Bu konuda çok sayıda teori olmasına rağmen hiçbiri neden bu yapının Cassini bölgesinde olduğunu açıklayamazlar.[31]
^abcJacobson, Robert. A. (1 Kasım 2022). "The Orbits of the Main Saturnian Satellites, the Saturnian System Gravity Field, and the Orientation of Saturn's Pole*". The Astronomical Journal. 164 (5): 199. Bibcode:2022AJ....164..199J. doi:10.3847/1538-3881/ac90c9.
^Van Helden, Albert (1984). Saturn through the telescope: A brief historical survey. Tucson, Arizona: University of Arizona Press. ss. 23-43. Bibcode:1984satn.book...23V.
^abGeorge William Hill (1952) The Radiant Universe, s. 280
^abDavis, Phil; Dunford, Bill; Boeck, Moore (19 Aralık 2019). "Iapetus: In Depth". Solar System Exploration: Our Galactic Neighbourhood. NASA. 1 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Mart 2023.
^Nesvorný, David; Vokrouhlický, David; Deienno, Rogerio; Walsh, Kevin J. (2014). "Excitation of the Orbital Inclination of Iapetus during Planetary Encounters". The Astronomical Journal. 148 (3): 52. arXiv:1406.3600 $2. Bibcode:2014AJ....148...52N. doi:10.1088/0004-6256/148/3/52.
^Castillo-Rogez, J. C.; Matson, D. L.; Sotin, C.; Johnson, T. V.; Lunine, Jonathan I.; Thomas, P. C. (2007). "Iapetus' geophysics: Rotation rate, shape, and equatorial ridge". Icarus. 190 (1): 179-202. Bibcode:2007Icar..190..179C. doi:10.1016/j.icarus.2007.02.018.
^Cowen, R. (2007). Idiosyncratic Iapetus, Science News vol. 172, pp. 104–106. references 13 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
^"Iapetus: Turgis". Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology. 18 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ocak 2009.
_large.jpg)
