Saturni planeedi peamised omadused. Saturn – “Sõrmuste isand. Elu planeedi satelliitidel
Planeet Saturn on üks kuulsamaid ja huvitavamaid planeete Päikesesüsteemis. Saturni koos rõngastega teavad kõik, isegi need, kes pole midagi kuulnud näiteks olemasolust või Neptuunist.
Võib-olla sai ta sellise kuulsuse paljuski tänu astroloogiale, kuid puhtteaduslikus mõttes pakub see planeet suurt huvi. Ja astronoomid - amatöörid armastavad seda kaunist planeeti vaatlemise lihtsuse ja kauni vaate tõttu jälgida.
Nii ebatavaline ja suur planeet nagu Saturnil, on tal muidugi ebatavalised omadused. Paljude satelliitide ja tohutute rõngastega moodustab Saturn miniatuurse päikesesüsteemi, milles on palju huvitavaid asju. Siin on mõned huvitavad faktid Saturni kohta:
- Saturn on Päikesest kuues planeet ja viimane teadaolev iidsetest aegadest. Järgmine tema järel avastati juba teleskoobi ja isegi arvutuste abil.
- Saturn on Jupiteri järel Päikesesüsteemi suuruselt teine planeet. See on ka gaasihiiglane, millel pole kindlat pinda.
- Saturni keskmine tihedus on väiksem kui vee tihedus, pealegi poole. Hiiglaslikus basseinis hõljuks ta peaaegu nagu vaht.
- Planeedil Saturn on kalduvus orbiidi tasapinnale, mistõttu aastaajad sellel vahetuvad, igaüks neist kestab 7 aastat.
- Saturnil on praegu 62 satelliiti, kuid see arv pole lõplik. Võib-olla avastatakse ka teisi. Ainult Jupiteril on rohkem satelliite. Värskendus: 7. oktoobril 2019 teatati, et avastati veel 20 uut satelliiti ja nüüd on Saturnil neist 82, 3 võrra rohkem kui Jupiteril. Saturnile kuulub satelliitide arvu rekord.
- - Päikesesüsteemi suuruselt teine satelliit Ganymedese järel. See on 50% suurem kui Kuu ja isegi veidi suurem kui Merkuur.
- Saturni Kuul Enceladusel on liustikualuse ookeani olemasolu võimalik. Võimalik, et sealt võis leida ka mingisugust orgaanilist elu.
- Saturni kuju ei ole sfääriline. See pöörleb väga kiiresti - päev kestab vähem kui 11 tundi, seetõttu on see poolustes lameda kujuga.
- Planeet Saturn kiirgab rohkem energiat, kui ta saab Päikeselt, nagu Jupiter.
- Tuule kiirus Saturnil võib ulatuda 1800 m / s - see on rohkem kui heli kiirus.
- Planeedil Saturn ei ole kindlat pinda. Sügavuse tõttu gaas - peamiselt vesinik ja heelium - lihtsalt kondenseerub, kuni see muutub vedelikuks ja seejärel metalliliseks olekuks.
- Saturni poolustel on kummaline kuusnurkne moodustis.
- Saturnil on aurorad.
- Saturni magnetväli on üks võimsamaid Päikesesüsteemis, ulatudes planeedist üle miljoni kilomeetri. Planeedi läheduses on võimsad kiirgusvööd, mis on ohtlikud kosmosesondide elektroonikale.
- Aasta Saturnil kestab 29,5 aastat. Nii palju teeb planeet pöörde ümber päikese.
Muidugi pole need kõik huvitavad faktid Saturni kohta – see maailm on liiga mitmekesine ja keeruline.
Saturni planeedi omadused
Imelises filmis "Saturn – Sõrmuste isand", mida saate vaadata, ütleb diktor - kui on planeet, mis annab edasi Universumi hiilgust, salapära ja õudust, siis see on Saturn. See on tõepoolest nii.
Saturn on suurepärane - see on hiiglane, mida raamivad tohutud rõngad. See on müstiline – paljud seal toimuvad protsessid on siiani arusaamatud. Ja see on kohutav, sest Saturnil toimub meie mõistes kohutavaid asju - tuuled kuni 1800 m/s, meie omast sadu ja tuhandeid kordi tugevamad äikesetormid, heeliumivihmad ja palju muud.
Saturn on hiiglaslik planeet, Jupiteri järel suuruselt teine. Planeedi läbimõõt on 120 tuhat kilomeetrit 143 tuhande kuupmeetri vastu. See on Maast 9,4 korda suurem ja mahutab 763 sellist planeeti nagu meie oma.
Suurte mõõtmete juures on Saturn aga üsna kerge – tema tihedus on väiksem kui vee oma, sest suurem osa sellest tohutust kuulist on kerge vesinik ja heelium. Kui Saturn asetatakse tohutusse basseini, siis ta ei uppu, vaid hõljub! Saturni tihedus on 8 korda väiksem kui Maa oma. Tema järel teine planeet tiheduse poolest on.
Planeetide võrdlevad suurused
Vaatamata oma tohutule suurusele moodustab Saturni gravitatsioon vaid 91% Maast, kuigi selle kogumass on 95 korda suurem kui Maa oma. Kui me oleksime seal, ei näeks me tõmbejõus suurt erinevust, muidugi, kui jätame kõrvale muud tegurid, mis meid lihtsalt tapaksid.
Saturn pöörleb oma hiiglaslikule suurusele vaatamata ümber oma telje palju kiiremini kui Maa – ööpäev kestab seal 10 tunnist 39 minutist 10 tunni 46 minutini. Seda erinevust seletatakse sellega, et Saturni ülemised kihid on valdavalt gaasilised, mistõttu ta pöörleb erinevatel laiuskraadidel erineva kiirusega.
Aasta Saturnil kestab 29,7 aastat. Kuna planeedil on telje kaldenurk, siis nagu meilgi, toimub aastaaegade vaheldumine, mis tekitab atmosfääris suure hulga tugevamaid orkaane. Kaugus Päikesest muutub mõnevõrra pikliku orbiidi tõttu ja on keskmiselt 9,58 AU.
Saturni kuud
Praeguseks on Saturni lähedalt avastatud 82 erineva suurusega satelliiti. Seda on rohkem kui ühelgi teisel planeedil ja isegi 3 võrra rohkem kui Jupiteril. Lisaks tiirleb 40% kõigist päikesesüsteemi satelliitidest ümber Saturni. 7. oktoobril 2019 teatas teadlaste rühm 20 uue satelliidi korraga avastamisest, mis tegi Saturni rekordiomanikuks. Enne seda oli teada 62 satelliiti.
Päikesesüsteemi üks suurimaid (Ganymedese järel teisel) satelliite tiirleb ümber Saturni. See on peaaegu kaks korda suurem kui Kuu ja isegi suurem kui Merkuur, kuid väiksem. Titan on teine ja ainus satelliit, millel on oma lämmastikuatmosfäär koos metaani ja muude gaaside segudega. Atmosfäärirõhk pinnal on poolteist korda suurem kui maakeral, kuigi gravitatsioonijõud on seal vaid 1/7 maa omast.
Titan on kõige rohkem peamine allikas süsivesinikud. Seal on sõna otseses mõttes vedela metaani ja etaani järved ja jõed. Lisaks on olemas krüogeiserid ja üldiselt on Titan oma eksisteerimise algfaasis paljuski sarnane Maaga. Võib-olla õnnestub sealt leida primitiivseid eluvorme. See on ka ainuke satelliit, millele maandur saadeti – see oli Huygens, mis maandus sinna 14. jaanuaril 2005. aastal.
Sellised vaated Titanile, Saturni kuule.
Enceladus on Saturni suuruselt kuues kuu, mille läbimõõt on umbes 500 km, mis pakub uurimistöö jaoks erilist huvi. See on üks kolmest aktiivse vulkaanilise aktiivsusega satelliidist (teised kaks on Triton). Seal on suur hulk krüogeisereid, mis paiskavad vett kõrgele. Võib-olla loob Saturni loodete mõju satelliidi soolestikus piisavalt energiat, et seal eksisteeriks vedel vesi.
Cassini aparaadi poolt kinni püütud Enceladuse geisrid.
Maa-alused ookeanid on võimalikud ka Jupiteri ja Ganymedese kuudel. Enceladuse orbiit asub F-ringis ja sealt väljuv vesi toidab seda rõngast.
Samuti on Saturnil mitmeid teisi suuri satelliite – Rhea, Iapetus, Dione, Tethys. Need olid oma suuruse ja üsna nõrkade teleskoopidega nähtavuse tõttu esimeste seas. Kõik need satelliidid esindavad oma ainulaadset maailma.
Kuulsad Saturni rõngad
Saturni rõngad on tema visiitkaart"Ja just tänu neile on see planeet nii kuulus. Saturni on raske ette kujutada ilma rõngasteta – see oleks lihtsalt kirjeldamatu valkjas pall.
Millisel planeedil on rõngad nagu Saturnil? Meie süsteemis selliseid pole, kuigi rõngad on ka teistel gaasihiiglastel – Jupiter, Uraan, Neptuun. Kuid seal on nad väga õhukesed, haruldased ega ole Maalt nähtavad. Saturni rõngad on selgelt nähtavad isegi nõrga teleskoobiga.
Sõrmused avastas esmakordselt Galileo Galilei 1610. aastal oma isetehtud teleskoobis. Kuid ta ei näinud selliseid sõrmuseid, mida meie näeme. Tema jaoks nägid need välja nagu kaks arusaamatut ümarat kuuli planeedi külgedel – 20x Galileo teleskoobi pildikvaliteet oli nii ja naa, nii et ta otsustas, et näeb kahte suurt satelliiti. 2 aasta pärast jälgis ta taas Saturni, kuid ei leidnud neid moodustisi ja oli suures hämmingus.
Rõnga läbimõõt erinevates allikates on veidi erinev - umbes 280 tuhat kilomeetrit. Rõngas ise ei ole üldse tahke, vaid koosneb väiksematest erineva laiusega rõngastest, mida eraldavad erineva laiusega vahed - kümned ja sadu kilomeetreid. Kõik rõngad on tähistatud tähtedega ja tühikuid nimetatakse piludeks ja neil on nimed. Suurim vahe on rõngaste A ja B vahel ning seda nimetatakse Cassini piluks – seda saab näha amatöörteleskoobiga ja selle vahe laius on 4700 km.
Saturni rõngad pole sugugi kindlad, nagu esmapilgul tundub. See ei ole üks ketas, vaid paljud väikesed osakesed, mis pöörlevad oma orbiidil planeedi ekvaatoril. Nende osakeste suurus on väga erinev – väikseimast tolmust kuni mitmekümnemeetriste kivide ja tükkideni. Nende valdav koostis on tavaline vesijää. Kuna jääl on kõrge albeedo-peegeldusvõime, on rõngad hästi näha, kuigi nende paksus on "kõige paksemas" kohas vaid umbes kilomeeter.
Kui Saturn ja Maa tiirlevad ümber Päikese, näeme, kuidas rõngad aina rohkem avanevad, seejärel täielikult kaovad – selle nähtuse periood on 7 aastat. See juhtub Saturni telje kalde ja seega rõngaste tõttu, mis asuvad rangelt piki ekvaatorit.
Muide, seetõttu ei suutnud Galileo 1612. aastal Saturni rõngast leida. Lihtsalt tol hetkel asus see Maa suhtes "serval" ja kõigest kilomeetrise paksusega on seda lihtsalt võimatu selliselt kaugelt näha.
Saturni rõngaste päritolu on siiani teadmata. On mitmeid teooriaid:
- Sõrmused tekkisid planeedi enda sünnil, see on nagu ehitusmaterjal, mida pole kunagi kasutatud.
- Mingil hetkel lähenes Saturnile suur keha, mis hävis ja mille rusudest tekkisid rõngad.
- Korraga tiirlesid Saturni ümber mitu suurt satelliiti, nagu Titan. Aja jooksul muutus nende orbiit spiraaliks, mis tõi nad planeedile lähemale ja peatsele surmale. Lähenedes varisesid satelliidid kokku, tekitades palju prahti. Need prahid jäid orbiidile, põrkudes ja muljudes üha enam ning aja jooksul moodustasid need rõngad, mida me praegu näeme.
Täiendavad uuringud näitavad, milline sündmuste versioon on õige. Siiski on selge, et Saturni rõngad on ajutised. Mõne aja pärast neelab planeet kogu nende materjali - praht lahkub orbiidilt ja langeb sellele. Kui rõngaid materjaliga ei toideta, muutuvad need aja jooksul väiksemaks, kuni need täielikult kaovad. Muidugi ei juhtu see ühe miljoni aasta pärast.
Saturni vaatlemine läbi teleskoobi
Saturn näeb taevas ilus välja särav täht lõunas ja saate seda jälgida isegi väikeses. Eriti hea on seda teha opositsioonides, mis toimuvad kord aastas – planeet näeb välja nagu täht, mille suurus on 0, ja selle nurga suurus on 18 tolli. Eelseisvate vastasseisude loend:
- 15. juuni 2017.
- 27. juuni 2018.
- 9. juuli 2019.
- 20. juuli 2020.
Tänapäeval on Saturn isegi heledam kui Jupiter, kuigi on palju kaugemal. See on seletatav asjaoluga, et rõngad peegeldavad ka palju valgust, seega on kogu peegeldusala palju suurem.
Saturni rõngaid võib isegi binokliga näha, kuigi tuleb püüda neid eristada. Kuid 60-70 mm teleskoobis on juba üsna hästi näha nii planeedi ketast ja rõngaid kui ka planeedi varju neil. Muidugi on ebatõenäoline, et detaile on võimalik näha, kuigi rõngaste hea avalikustamise korral võite märgata Cassini lõhet.
Üks Saturni amatöörfotodest (150 mm Synta BK P150750 reflektor)
Mõne detaili nägemiseks planeedi kettal on vaja 100 mm või suurema avaga teleskoopi, tõsiste vaatluste jaoks aga vähemalt 200 mm. Sellises teleskoobis ei näe planeedi kettal mitte ainult pilvevööd ja laike, vaid ka detaile rõngaste ehituses.
Satelliitidest on eredamad Titan ja Rhea, neid näeb juba 8x binokliga, kuigi parem on 60-70 mm teleskoop. Ülejäänud suured satelliidid pole nii eredad - 9,5 kuni 11 tähte. v. ja nõrgem. Nende jälgimiseks vajate teleskoopi, mille ava on 90 mm või rohkem.
Lisaks teleskoobile on soovitav omada värvifiltrite komplekti, mis aitavad erinevaid detaile paremini esile tuua. Näiteks aitavad tumekollased ja oranžid filtrid näha planeedi vöödes rohkem detaile, roheline rõhutab rohkem detaile pooluste juures ja sinine rõngastel.
Saturn
Üldine informatsioon Saturni kohta
Saturn, Päikesest kuues ja Jupiteri järel suuruselt teine planeet, on Päikesesüsteemi hiiglaslik planeet. Nimetatud ühe auväärseima Rooma jumala järgi - maa ja põllukultuuride kaitsepühaku järgi, kelle Jupiter kukutas troonilt.
Saturni vaatlused Maalt
Inimesed on Saturni tundnud iidsetest aegadest. Tõepoolest, öötaevas on see üks eredamaid objekte, mis on nähtav kollaka tähena, mille heledus varieerub nullist esimese tähesuuruseni (olenevalt kaugusest Maast).
Lisaks on rõngad nähtavad ainult Saturnil Maalt läbi teleskoobi (ja isegi kõige lihtsama) vaadates, kuigi neid leidub kõigil hiiglaslikel planeetidel ...
Saturni uurimise ajalugu
Saturni orbiidi liikumine ja pöörlemine
Ümber Päikese tiirleb Saturn orbiidil, mis on ekliptika tasapinna suhtes veidi kaldu, ekstsentrilisusega 0,0541 ja kiirusega 9,672 km/s, tehes täieliku pöörde 29,46 Maa aastaga. Planeedi keskmine kaugus Päikesest on 9537 AU, maksimaalne 10 AU. ja minimaalne - 9 AU ..
Ekvaatori tasandite ja orbiidi vaheline nurk ulatub 26 ° 73 ". Ümber telje pöörlemise periood - sidereaalne päev - 10 tundi 14 minutit (laiuskraadidel kuni 30 °). Poolustel on pöörlemisperiood 26 minutit kauem - 10 tundi 40 minutit. See on tingitud asjaolust, et Saturn ei ole tahke keha, nagu näiteks Maa, vaid tohutu gaasipall.Selle struktuuri tõttu, mis muide , ei ole ainulaadne, planeedil pole tahket pinda, mistõttu selle asukoha mõõtmise põhjal selgus, et Saturni ekvaatori raadius, mis võrdub 60 268 km, on 5904 km suurem kui polaarne ehk polaar planetaarse ketta kokkusurumine on 1/10.
Saturni struktuur ja füüsilised tingimused
Saturni pilved on peamiselt ammoniaagilised, valget värvi ja võimsamad kui Jupiteril, seetõttu on Saturni "vöötmine" väiksem. Ammoniaagipilvede all lebavad vähem võimsad ja kosmosest nähtamatud ammooniumipilved (NH 4 +).
Saturni pilvekiht ei ole püsiv, vaid vastupidi, väga muutlik. See on tingitud selle pöörlemisest, mis toimub peamiselt läänest itta (nagu planeedi pöörlemine ümber oma telje). Pöörlemine on üsna tugev, kuna Saturni tuuled pole nõrgad - kiirusega kuni 500 m / s. Tuulte suund on ida.
Tuule kiirus ja vastavalt ka pilvekihi pöörlemiskiirus väheneb ekvaatorilt poolustele liikudes ning üle 35° laiuskraadidel tuule suunad vahelduvad, s.t. koos idakaare tuultega on tuuled läänest.
Idahoovuste ülekaal viitab sellele, et tuuled ei piirdu ainult ülemiste pilvede kihiga, need peavad levima sissepoole vähemalt 2000 kilomeetrit. Lisaks näitasid Voyager 2 mõõtmised, et lõuna- ja põhjapoolkeral on tuuled ekvaatori suhtes sümmeetrilised! On oletatud, et sümmeetrilised voolud on nähtava atmosfääri kihi all kuidagi seotud.
Muide, Saturni atmosfääri pilte uurides leiti, et siin, nagu Jupiterilgi, võivad tekkida võimsad atmosfääripöörised, mille mõõtmed pole tõesti nii hiiglaslikud kui Suure Punase Laigu omad, mida on näha isegi. Maalt, kuid ulatuvad siiski läbimõõduga tuhande kilomeetrini. Sellised võimsad, maiste tsüklonitega sarnased keerised tekivad sooja õhu tõusu piirkondades.
Samuti ilmnes erinevus Saturni põhja- ja lõunapoolkeral.
See erinevus seisneb puhtamas atmosfääris põhjapoolkeral, mis on põhjustatud kõrgpilvede peaaegu täielikust puudumisest. Miks põhjapoolkera ülemine atmosfäär on nii pilvevaba, pole teada, kuid oletatakse, et selle põhjuseks võib olla madalam temperatuur (~ 82 K) ...
Saturni mass on tohutu – 5,68 10 26 kg, mis on 95,1 korda suurem kui Maa mass. Keskmine tihedus on aga ainult 0,68 g / cm. 3, on peaaegu suurusjärgu võrra väiksem kui Maa tihedus ja väiksem kui vee tihedus, mis on ainulaadne juhtum Päikesesüsteemi planeetide seas.
Seda seletatakse planeedi gaasiümbrise koostisega, mis üldiselt ei erine päikese omast, sest Saturnil on absoluutselt domineerivaks keemiliseks elemendiks vesinik, ehkki erinevates agregatsiooniseisundites.
Niisiis koosneb Saturni atmosfäär peaaegu täielikult molekulaarsest vesinikust (~ 95%), vähesel määral heeliumi (mitte rohkem kui 5%), metaani (CH 4), ammoniaagi (NH 3), deuteeriumi (raske) lisanditega. vesinik) ja etaan (CH3CH3). Leiti jälgi ammoniaagi ja vesijää olemasolust.
Atmosfääri all, rõhul ~ 100 000 baari, ulatub vedela molekulaarse vesiniku ookean.
Veelgi madalam - 30 tuhat km. pinnalt, kus rõhk ulatub miljoni baarini, muutub vesinik metalliliseks olekuks. Selles kihis, kui metall liigub, tekib võimas Saturni magnetväli, millest tuleb juttu allpool.
Metallilise vesiniku kihi all on kõrge rõhu ja temperatuuriga vedel segu veest, metaanist ja ammoniaagist. Lõpuks asub Saturni keskmes väikese suurusega, kuid massiivne kivi- või jääkivituum, mille temperatuur on ~ 20 000 K.
Saturni magnetosfäär
Saturni ümber on ulatuslik magnetväli koos magnetilise induktsiooniga nähtavate pilvede tasemel ekvaatoril 0,2 G, mis tekib aine liikumisel metallilise vesiniku kihis. Astronoomid omistasid rõngaste mõju tõttu Maalt Saturnile vaadeldud magnetilise tõkestamise raadiokiirguse puudumise. Need oletused said kinnitust planeedist AMS "Pioneer-11" möödalennul. Planeetidevahelisele jaamale paigaldatud instrumendid registreerisid Saturni moodustiste planeedilähedases ruumis, mis on iseloomulik tugeva magnetväljaga planeedile: vööri lööklaine, magnetosfääri piir (magnetopaus), kiirgusvööd. Saturni magnetosfääri välimine raadius alampäikese punktis on 23 planeedi ekvatoriaalset raadiust ja kaugus lööklaine on 26 raadiust.
Saturni kiirgusvööd on nii laiad, et katavad mitte ainult rõngaid, vaid ka mõne planeedi sisemise satelliidi orbiite. Ootuspäraselt on kiirgusvööde sisemises osas, mis on Saturni rõngaste poolt “blokeeritud”, laetud osakeste kontsentratsioon väga madal. Seda seetõttu, et poolusest poolusele liikuvad laetud osakesed läbivad rõngaste süsteemi ja neelduvad seal jää ja tolmuga. Selle tulemusena nõrgeneb kiirgusvööde sisemine osa, mis rõngaste puudumisel oleks Saturni süsteemi kõige intensiivsem raadiokiirguse allikas.
Kuid siiski võimaldab laetud osakeste kontsentratsioon kiirgusvööde sisemistes piirkondades Saturni polaaraladel tekkida aurorasid, mis on sarnased nendega, mida näeme Maal. Nende tekkimise põhjus on sama - atmosfääri laetud osakeste pommitamine.
Selle pommitamise tulemusena helendavad atmosfääri gaasid ultraviolettkiirguse vahemikus (110-160 nanomeetrit). Sellise pikkusega elektromagnetlaineid neelab Maa atmosfäär ja neid saab jälgida ainult kosmoseteleskoopide abil.
Saturni rõngad
Liigume nüüd edasi Saturni ehituse ühe kõige iseloomulikuma detaili – selle tohutu lameda rõnga – juurde.
Saturni ümbritsevat rõngast vaatles esmakordselt G. Galileo 1610. aastal, kuid teleskoobi halva kvaliteedi tõttu võttis ta planeedi servadel nähtavad rõnga osad planeedi satelliitide jaoks.
Saturni rõnga õige kirjelduse andis 1659. aastal Hollandi teadlane H. Huygens ja prantsuse astronoom Giovanni Domenico Cassini 1675. aastal näitas, et see koosneb kahest kontsentrilisest komponendist – rõngastest A ja B, mida eraldab tume tühimik ( niinimetatud "Cassini diviis").
Palju hiljem (1850. aastal) avastas Ameerika astronoom W. Bond sisemise nõrgalt helendava rõnga C, mida selle tumeda värvuse tõttu mõnikord nimetatakse krepiks, ning 1969. aastal avastati veelgi nõrgem ja planeedile D lähedane rõngas. heledus, mis ei ületa 1/20 heledaima keskmise rõnga heledusest.
Lisaks eelnevale on Saturnil veel 3 rõngast – E, F ja G; nad on kõik nõrgad ja Maast halvasti eristatavad ning seetõttu avastati need kosmoselaevade Voyager 1 ja Voyager 2 lendude ajal.
Sõrmused on veidi valgemad kui Saturni kollakas ketas. Need paiknevad planeedi ekvaatori tasapinnal ülemisest pilvekihist järgmises järjestuses: D, C, B, A, F, G, E. Rõngaste määramise järjekord on seletatav ajalooliste põhjustega, seetõttu teeb seda ei lange kokku tähestikuga ...
Kui Saturni rõngaid hoolikalt kaaluda, selgub, et tegelikult on neid palju rohkem. Vaadeldud rõngaid eraldavad tumedad rõngakujulised tühimikud – tühimikud (või jaotused), kus ainet on väga vähe. Seda pilu, mida võib Maast keskmises teleskoobis näha (rõngaste A ja B vahel), nimetatakse Cassini piluks. Selgetel öödel on näha vähem märgatavaid lõhesid.
Mis siis seletab seda Saturni rõngaste struktuuri? Ja miks Saturnil need üldse on? Noh, proovime neile küsimustele vastata. Ja alustame teise kaalumisega, sest ilma vastuseta ei saa esimesele küsimusele vastata.
Põhjus, miks Saturnil on umbes 10 5 km kaugusel rõngad, mitte satelliit, on tingitud loodete jõust. Näidati, et kui satelliit oleks sellisel kaugusel tekkinud, oleks see loodete jõu mõjul väikesteks kildudeks rebinud. Nende ümber hiiglaslike planeetide moodustumise ajastul tekkisid mingil etapil protoplanetaarse aine lamedad pilved, millest seejärel moodustusid satelliidid. Rõngaste tsoonis takistas loodete jõud satelliidi teket. Seega on Saturni rõngad tõenäoliselt planeedieelse aine jäänused ja koosnevad moodustistest, mille suurus võib ulatuda väikestest liivateradest kuni mitmemeetriste fragmentideni.
Rõngaste moodustumise kohta on veel üks teooria, mille kohaselt on need mõne suure Saturni satelliidi jäänused, mille komeetid ja meteoriidid hävitasid ja mis tekkisid mitu miljardit aastat tagasi. Kuigi on võimalik, et praegu on rõngaste ainega täiendamise allikaid. Seega suureneb aine tihedus E-rõngas Saturni kuu Enceladuse orbiidi suunas. Võimalik, et Enceladus on selle rõnga aine allikas.
Rõngastruktuuri olemus on ilmselt resonants. Niisiis on Cassini jaotus orbiitide piirkond, kus iga Saturni ümbritseva osakese pöördeperiood on täpselt poole võrra väiksem Saturni lähima suure satelliidi - Mimase omast. Selle kokkusattumuse tõttu kiigutab Mimas oma külgetõmbejõu tõttu lõhustumise sees liikuvaid osakesi ja viskab need lõpuks sealt välja. Kuid nagu eespool juba ütlesime, on Saturni rõngad pigem "grammofoniplaadid" ja nende sellist ehitust pole enam võimalik seletada resonantsidega Saturni satelliitide tiirlemisperioodidega.
Seetõttu on tõenäoline, et selline struktuur on tingitud osakeste mehaaniliselt ebastabiilsest jaotumisest rõngaste tasapinnal, mille tulemusena tekivad ringikujulised tiheduslained - vaadeldud peenstruktuur.
Esimesena tegi sarnase oletuse kuulus saksa filosoof Immanuel Kant, kes seletas Saturni rõngaste peenstruktuuri Kepleri seaduste järgi ümber planeedi erinevalt pöörlevate osakeste kokkupõrkega. Just diferentsiaalne pöörlemine on Kanti sõnul põhjus, miks ketas jaguneb õhukesteks rõngasteks.
Hiljem tõestas prantsuse astronoom Simon Laplace Maalt nähtava Saturni kahe rõnga ebastabiilsust, mida Kant väljendas.
Samuti tõestas Laplace Saturni rõngaste tasakaalutingimusi arvutades, et nende olemasolu on võimalik ainult planeedi kiirel pöörlemisel ümber telje, mida hiljem tõestasid V. Herscheli tähelepanekud, kes juhtis tähelepanu märgatavale polaarsusele. Saturni kokkutõmbumine.
Aastatel 1857-59. Saturni rõngaid kirjeldas oma töödes inglane Maxwell James Clerk, kes näitas, et rõnga olemasolu planeedi ümber saab olla stabiilne ainult siis, kui see koosneb eraldiseisvate, omavahel mitteühendatud väikeste kehade komplektist: tahkest tahkest või vedelast rõngast. oleks planeedi gravitatsiooni poolt lõhki rebitud ...
Veidi hiljem, 1885. aastal, kirjeldas Saturni rõngaste kuju vene matemaatik S.V.Kovalevskaja, kes kinnitas Maxwelli järeldust, et Saturni rõngad ei ole ühtne tervik, vaid koosnevad eraldiseisvatest väikesemõõtmelistest kehadest.
19. sajandi lõpul. seda Maxwelli ja Kovalevskaja teoreetilist järeldust kinnitasid sõltumatult empiiriliselt A. A. Belopolsky (Venemaa), J. Keeler (USA) ja A. Delandre (Prantsusmaa), kes pildistasid Saturni spektrit piluspektrograafi abil ja põhinesid Doppleri efektil. Fizeau leidis, et Saturni rõnga välimised osad pöörlevad aeglasemalt kui sisemised.
Mõõdetud kiirused osutusid võrdseks nendega, mis oleksid olnud Saturni satelliitidel, kui need oleksid planeedist samal kaugusel. Siit on selge: Saturni rõngad on sisuliselt kolossaalne väikeste tahkete osakeste kogum, mis iseseisvalt tiirlevad ümber planeedi. Osakeste suurused on nii väikesed, et need pole nähtavad mitte ainult maapealsetes teleskoopides, vaid ka kosmoselaevade pardalt. Ainult skaneerides raadiokiire lainepikkusel 3,6 cm rõngaste A, C ja Cassini lõhustumise ajal Saturni läbimise ajal Voyager-1 poolt, oli võimalik kindlaks teha nende suurused. Selgus, et A-ringi osakeste keskmine läbimõõt on 10 meetrit, Cassini lõhustumisosakesi on kaheksa ja C-rõngal vaid 2 meetrit.
Ülejäänud Saturni rõngastes, välja arvatud ring B, on osakesed palju väiksemad ja nende arv on tühine. Tegelikult koosnevad need rõngad tolmuteradest, mille läbimõõt on umbes kümnetuhandik mm.
Peab ütlema, et osakesed ringis B moodustavad kummalisi radiaalseid moodustisi – "kodaraid", mis paiknevad rõnga tasapinna kohal. Võimalik, et "kodaraid" hoiavad elektrostaatilise tõukejõud. Huvitav on märkida, et mõnel eelmisel sajandil tehtud Saturni visandil leiti salapäraste "kodarate" kujutisi. Aga siis ei omistanud keegi neile mingit tähtsust.
Lisaks kodaratele avastasid kosmoserändurid ootamatu efekti, nimelt arvukalt lühiajalisi raadiokiirguse purskeid rõngastest. Need polnud muud kui elektrostaatiliste lahenduste signaalid – omamoodi välk. Osakeste elektrifitseerimise allikas näib olevat nendevaheline kokkupõrge. Samuti avastati rõngaid ümbritsev neutraalse aatomi vesiniku gaasiline atmosfäär.
Laysan-alfa joone (1216 A) intensiivsuse põhjal spektri ultraviolettkiirguses arvutas Voyagers välja vesinikuaatomite arvu atmosfääri kuupsentimeetris. Neid oli umbes 600 ...
Rõngaste spektri uurimise tulemusena selgus ka, et nende osakesed on ilmselt kas jääga (või härmatisega) kaetud või koosnevad jääst, pealegi veel veest. Viimasel juhul võib kõigi rõngaste massiks hinnata 10 23 g, s.o. 6 suurusjärku vähem kui planeedi enda mass. Kosmoselaeva "Pioneer-11" trajektoori analüüs näitas aga, et rõngaste mass on veelgi väiksem ega küündi isegi 1,7 miljonini Saturni massist.
Rõngaste temperatuur on väga madal - umbes 80 K (-193 ° C). Kõigis rõngastes olevad osakesed liiguvad praktiliselt sama kiirusega (umbes 10 km / s), mõnikord põrkudes üksteisega kokku ...
29,5 aasta jooksul Maast on Saturni rõngad maksimaalses avauses kaks korda nähtavad ja kaks korda on perioode, mil Päike ja Maa on rõngaste tasapinnas ning seejärel valgustatakse rõngaid Päike "serv-peal" ". Sellel perioodil on rõngad peaaegu täiesti nähtamatud, mis näitab nende väga väikest paksust: umbes 1-4 (kuni 20) km. Läbi rõngaste näete isegi tähti, kuigi nende valgus on märgatavalt nõrgenenud.
Saturni kuud
Koos rõngaste süsteemiga on Saturnil ka terve satelliitide süsteem, millest praegu on teada 60.
Esimese satelliidi avastas 1655. aastal Christian Huygens ja see oli hiiglaslik Titan - ainus tiheda atmosfääriga Saturni satelliit ja selle suurus ületab Merkuuri.
Veidi hiljem – 1671. aastal avastas Jean-Dominique Cassini teise satelliidi – Iapetuse. Aasta hiljem avastas ta ka Rhea ning 1684. aastal Dionile ja Tethysele. Pärast neid avastusi pole enam kui sada aastat teavet Saturni uute satelliitide kohta teatatud. Ja tundus, et see jääb igaveseks. Kuid 1789. aastal avastas William Herschel korraga kaks Saturni kuud. Need olid Mimas ja Enceladus.
Veel kuuekümne aasta pärast, nimelt 1848. aastal, avastati Hyperion, aastal 1898 - Phoebus. Nende järel avastati 1966. aastal Epithemius ja Juna. Pärast seda hakkas maapealsete teleskoopide suurenenud eraldusvõime tõttu avastatud Saturni satelliitide arv kiiresti kasvama ja 1997. aastaks, mil kosmoselaev Cassini orbiidile lasti, jõudis 18. Sellele arvule lisas Cassini veel neli uued satelliidid, mis avastati pärast tema saabumist Saturnile.
Kokku on praeguseks Saturnil ametlikult kinnitatud 52 satelliiti, millest igaühel on oma nimi. Koos nendega on ka teisi, veel kinnitamata satelliite, mis on mõõtmetelt väikesed ja mida pole vaadeldud rohkem kui üks kord. Mõned neist asuvad Dione orbiidil, teised - Dione ja Tethyse orbiitide vahel ning kolmandad - Dione ja Rhea orbiitide vahel.
Kõik satelliidid, välja arvatud hiiglaslik Titaan, koosnevad peamiselt veejääst, milles on väike kivimite segu, mida näitab nende madal tihedus (umbes 1400–2000 kg / m 3). Suurimatel neist, nagu Mimas, Dione, Rhea, on kivine tuum, mis moodustab massi järgi kuni 40% kogu satelliidi massist. Titani ehitus sarnaneb Jupiteri suurte satelliitide ehitusega: ka tahke kivine tuum ja jääkest.
Saturni satelliidid, nagu ka teiste hiidplaneetide satelliidid, võib jagada kahte rühma – tavalised ja ebaregulaarsed. Regulaarsed satelliidid liiguvad peaaegu ringikujulistel orbiitidel, mis asuvad planeedist mitte kaugel selle ekvatoriaaltasandi lähedal. Kõik tavalised satelliidid pöörlevad ühes suunas – planeedi enda pöörlemissuunas. See näitab, et need satelliidid tekkisid planeeti selle tekkimise ajal ümbritsenud gaasi- ja tolmupilves. Tõsi, sellest reeglist on kaks erandit – Iapetus ja Phoebe.
Seevastu ebakorrapärased satelliidid tiirlevad planeedist kaugel kaootilistel orbiitidel, mis näitab selgelt, et planeet püüdis need kehad asteroidide või sellest mööda lennanud komeedi tuumade hulgast.
Saturni tavasatelliitidel, millest kokku on teada 18, on sünkroonne pöörlemine (tsükliline nihe) ja seetõttu on nad alati ühe küljega planeedi poole pööratud. Erandiks sellest reeglist on Hyperion, millel on kaootiline õige pöörlemine, ja Phoebe, mis pöörleb vastupidises suunas.
Üldiselt võime öelda, et iga Saturni satelliit on ainulaadne ja igaüks neist väärib tähelepanu. Võtke näiteks Titan - tohutu satelliit, mille läbimõõt on 5150 kilomeetrit, võimaldab seda pidada Päikesesüsteemi suuruselt teiseks satelliidiks. Lisaks on ainult Titanil tihe punakasoranž atmosfäär, mille paksus on ligi 600 km. Pealegi meenutab see atmosfäär oma koostiselt atmosfääri iidne maa aastast 95% lämmastikku. Selles on jälgi argooni, metaani, hapniku, vesiniku, etaani, propaani ja muude gaaside olemasolust. Muide, metaan võib Titanil olla kõigis kolmes agregatsiooniolekus, seetõttu pole üllatav, et satelliidil on metaani ookean, järved ja jõed. Ja tavaline veeookean Titanil on samuti olemas, kuid mitte pinnal, vaid mitme kilomeetri sügavusel. Sellele viitab Titani pinnatunnuste suur varieeruvus, mida erinevates kohtades eri aegadel vaadeldakse.
See on võimalik ainult siis, kui eeldame, et pinna all on paks vedela vee kiht. Seega on Titan päikesesüsteemi viies kosmoseobjekt, millelt on leitud vedelat vett ...
Mitte vähem huvitav kui Titan ja teine Saturni satelliit - Iapetus. Selle eesmine (sõidusuunaline) poolkera on peegelduvuse poolest väga erinev tagumisest. Üks on hele nagu lumi, teine on tume nagu must samet. Selle põhjuseks on asjaolu, et Iapetuse esiosa on tugevalt saastunud tolmuga, mis teise satelliidi Phoebe liikumise ajal selle pinnale langedes põhjustab selle tugevat mustamist.
Phoebe satelliit on samuti ainulaadne, sest ainuke tiirleb ümber planeedi vastupidises suunas. Lisaks on selle pind väga tume – kõige tumedam kõigist Saturni satelliitidest.
Kuid kõige heledam pind on Enceladusel, mis selle näitaja järgi on Päikesesüsteemis esimene (selle albeedo on 1 lähedal, nagu värskelt sadanud lumel). Enceladuses on ka suurim tektooniline ja vulkaaniline aktiivsus ning Enceladuse vulkaanid pole lihtsad, vaid jäised. Nende tõttu on selle pind kaetud härmatisekihiga ja seetõttu nii hele.
Teine väga huvitav Saturni satelliit on Hyperion, ainus suurtest satelliitidest, millel on ebakorrapärane kuju, mis on põhjustatud kokkupõrkest teatud massiivse kosmilise kehaga. Võib-olla, aga pigem isegi tõenäoline, põhjustas just see kokkupõrge Hyperioni kaootilise pöörlemise ümber oma telje, mille kiirus muutub kuu jooksul kümneid protsente.
Kokkupõrkel mõne suure kosmilise kehaga tekkis Saturni teise satelliidi - Mimase - pinnale 130 km pikkune Herscheli kraater. Seda kraatrit ümbritsev vall on nii kõrge, et see on selgelt näha isegi fotodel. Pean ütlema, et sellised hiiglaslikud kraatrid Saturni kuudel pole haruldased. Nii avastati Dione pinnal umbes 100 km läbimõõduga kraater ja Saturni suuruselt teise satelliidi Rhea pinnal kuni 300 km läbimõõduga kraatreid. Rhea, muide, on huvitav ka selle poolest, et ainsal kõigist satelliitidest, mitte ainult Saturnil, on rõngad. See avastati tänavu 7. märtsil kosmoselaeva "Cassini" lennu ajal. Rhea rõngas on ilmselt ainult üks ja koosneb asteroidi või komeedi purunenud fragmentidest, mis põrkasid Rheaga kokku kauges minevikus. Selle rõnga läbimõõt on kuni mitu tuhat kilomeetrit ja see asub peaaegu satelliidi lähedal. Täiendav tolmupilv võib laieneda kuni 5900 km kaugusele. satelliidi keskelt.
Jah, Rhea satelliit on kindlasti huvitav, kuid pöördume tagasi kraatrite juurde. Nagu juba mainitud, pole 100-200 km pikkused kraatrid Saturni satelliitidel haruldased, kuid isegi need pole midagi võrreldes 400 km läbimõõduga Odysseuse kraatriga, mis asub Tethyse pinnal. Muide, sellel satelliidil avastati hiiglaslik Ithaca kanjon, mis ulatub 3 tuhande kilomeetrini, mis on suurem kui satelliidi läbimõõt (~ 2000 km).
Kuid mitte ainult see pole Tethyse jaoks huvitav. Ta "karjatab" ka kahte teist satelliiti - Telesto ja Calypso, mis asuvad 60 ° Tethyse ees ja taga. Dione on ka karjase kaaslane, "karjatab" Jelenat ja Polidevkat. Nende "karjatavate" satelliitide poolt hõivatud kohti kosmoses nimetatakse Lagrange'iks. Muide, samamoodi liiguvad Jupiteriga kaasa ka troojalaste asteroidid.
Osa satelliite avaldab oma mõju Saturni rõngastele – see on nn. kaaslasteks on karjased. Sellised on näiteks Prometheus ja Pandora, mis suhtlevad F-rõnga rõngamaterjaliga ega lase sellel materjalil rõngast väljapoole minna, või Atlas, mis liigub A-rõnga välisservas; see ei lase rõnga osakestel sellest servast kaugemale minna. F-rõngas, muide, on väga ebatavaline. Nii näitasid Voyager 1 pardakaamerad, et rõngas koosneb mitmest rõngast kogulaiusega 60 km ja kaks neist on nöörina üksteisega läbi põimunud. See ebatavaline konfiguratsioon on põhjustatud rõngaste vastasmõjust kahe satelliidiga, mis liiguvad otse F-rõnga lähedal, üks siseservas ja teine välisservas. Nende satelliitide külgetõmbejõud ei lase äärmuslikel osakestel selle keskelt kaugele minna – satelliidid näivad osakesi "karjatavat". Nagu arvutused on näidanud, panevad need osakesed liikuma mööda lainelist joont, mis tekitab rõnga komponentide vaadeldava põimumise. Kuid üheksa kuud hiljem Saturni lähedalt mööda sõitnud Voyager 2 ei leidnud F-rõngas põimumist ega muid kujumoonutusi, eriti karjaste vahetus läheduses. Seega osutus sõrmuse kuju muutlikuks. Mis selle rõngaste kummalise käitumise põhjustas, pole teada ...
Üldine teave Saturni kohta
See planeet sarnaneb Jupiteriga rohkem kui teised hiiglaslikud planeedid. Selle mass on 95 korda suurem ja ekvaatori raadius (60370 km) on 9,5 korda suurem kui Maa oma ning kokkusurumine on 1:10, see tähendab, et polaarraadius on 8,5 korda suurem Maa omast. Saturni gravitatsioonikiirendus on 1,15 korda suurem Maa omast ja kriitiline kiirus on 37 km / s. Planeedi pöörlemistelg on kallutatud 26 ° 45" nurga all ja kui see oleks oma olemuselt Maaga sarnane ja oleks Päikesele palju lähemal, siis aastaajad muutuksid sellel. Saturn on sama, mis Jupiteril ja ka tema pöörleb tsooniliselt perioodidega 10 h 14 m (ekvatoriaalvöö) ja 10 h 39 m (parasvöötme vööd). Planeedi gaasilist struktuuri annab tunnistust ka selle madal keskmine tihedus, võrdne 0,69 g / cm3, st piltlikult öeldes, kui Saturn oleks vees, hõljuks ta oma pinnal. Väiksema massi tõttu (võrreldes Jupiteriga) kasvab Saturni sooltes rõhk aeglasemalt ja ilmselt tekib vedelikukiht. heeliumiga segatud vesinik algab planeetide poolte raadiusega võrdsel sügavusel, kus temperatuur ulatub 10 000 ° C-ni ja rõhk on 3-109 hPa (3-106 atm.) Allpool, 0,7-0,8 raadiuse sügavusel, on on vesiniku metallilise faasi kiht, elektrivoolud, mis tekitavad planeedi magnetvälja ja selle kihi all on sula silikaat metallist südamik, mille mass on 9 korda suurem kui Maa mass ehk peaaegu 0,1 Saturni massist.
Saturn saab Päikeselt 92 korda vähem energiat kui Maa, lisaks peegeldab ta 45% sellest energiast. Seetõttu peaks selle ülemiste kihtide temperatuur olema umbes -190 ° C, kuid see on -170 ° C lähedal. Seda seletatakse asjaoluga, et planeedi kuumast soolestikust tuleb kaks korda rohkem soojust kui Päikesest. Saturni raadiokiirgus on suhteliselt väike, mis näitab, et sellel on Jupiteri omast nõrgem magnetväli ja kiirgusvöö. Seda kinnitas automaatjaam "Pioneer-11", mis lendas 1. septembril 1979 Saturni pinnast 21 400 km kaugusele ja avastas selle magnetvälja, mille telg langeb peaaegu kokku Saturni pöörlemisteljega. planeet. Kiirgusvöö koosneb mitmest tsoonist, mida eraldavad laiad õõnsused, mis ei sisalda elektriliselt laetud osakesi. Saturnil on veel kaks kuud – need pildistas Cassini sond. Asjaolu, et sellised väikesed planeedid (läbimõõduga 3 ja 4 km) on säilinud tänapäevani, tähendab, et väikesed komeedid, mis neid tavaliselt ohustavad, pole Päikesesüsteemis kuigi levinud. Kokku on kuuendal planeedil nüüd 33 satelliiti läbimõõduga 34–5150 km. Nagu Jupiter, on need kuud nummerdatud nende avastamise järjekorras.
Robootikajaamade tehtud fotodelt on näha, et suurte satelliitide pinnad on kaetud paljude erineva suurusega kraatritega.
Kõik Saturni satelliidid tiirlevad selle ümber ettepoole ja ainult kõige kaugemal, planeedist ligi 13 miljoni km kaugusel asuva Phoebuse üheksandal satelliitil on tagurpidi liikumine ja see teeb ühe tiiru orbiidil 550 päevaga.
Saturni rõngad
Saturnil on rõngas, mille avastas 1656. aastal Hollandi füüsik H. Huygens (1629-1695), õigemini seitse õhukest lamedat kontsentrilist rõngast, mis on üksteisest eraldatud tumedate vahedega ja tiirlevad ümber planeedi oma planeedi tasapinnal. ekvaator. Välimine rõngas, mida tähistatakse tähega A, on vähem hele kui sellest Cassini piluga eraldatud rõngas B, mille sees on selle madala heleduse tõttu kolmas rõngas C, mida nimetatakse kreppiks ja mis on nähtav ainult tugevates teleskoopides; see on eraldatud ringist B Maxwelli jaotusega. Nende rõngaste välimine ja sisemine raadius on vastavalt 138 000 ja 120 000 km (A), 116 000 ja 90 000 km (B), 89 000 ja 72 000 km (C).
Säilitades oma suunda kosmoses, on rõngad iga 14,7 aasta järel (pool Saturni ümber Päikese pöörde perioodist) servapidi Maa poole pööratud ega ole nähtavad; ainult nende vari langeb kitsa tumeda triibuna planeedi kettale. Seda nähtust nimetatakse rõngaste kadumiseks. Viimati kadusid nad 1994. aastal.
Saturn, Päikesesüsteemi suuruselt kuues planeet Päikesest kauguse poolest; astronoomiline märk ћ С. on üks hiidplaneetidest. S. orbiidi poolsuurtelg (keskmine kaugus Päikesest) on 9,54 AU. e. ehk 1,43 miljardit km. Orbiidi ekstsentrilisus S. 0,056 (suurim hiidplaneetide seas). S. orbiidi tasandi kaldenurk ekliptika tasandi suhtes on 2 ° 29 '. Täielik pööre ümber Päikese (sideeraalne pöördeperiood) sooritatakse 29 458 aastaga keskmise kiirusega 9,64 km/s. Sünoodilise ringluse periood on 378,09 päeva. Taevas näeb S. välja nagu kollakas täht, mille heledus varieerub nullist kuni esimese tähesuuruseni (keskmises opositsioonis). Heleduse suurt muutlikkust seostatakse rõngaste olemasoluga ümber põhja; rõngaste tasapinna ja Maa poole suunatud suuna vaheline nurk varieerub vahemikus 0 kuni 28 ° ning maapealne vaatleja näeb rõngaid erinevate nurkade all, mis määrab C heleduse muutuse. Nähtav ketas C. on kujuga ellipsi telgedega 20,7 "ja 14,7" (keskmises vastasseisus). Ülemises ühenduses Päikesega on S. näivad mõõtmed 25% väiksemad ja heledus 0,48 magnituudi võrra nõrgem. Visuaalne albedo S. on 0,69.
S. ketta elliptilisus peegeldab selle sfäärilist kuju, mis on C. kiire pöörlemise tagajärg: ümber oma telje pöörlemise periood on ekvaatoril 10 tundi 14 minutit, parasvöötmes 10 tundi 38 minutit. laiuskraadidel ja 10 tundi 40 minutit umbes 60 ° laiuskraadil. S. pöörlemistelg on oma orbiidi tasapinna suhtes 63 ° 36 ' võrra kallutatud. Lineaarsel mõõtmisel on S. ekvaatori raadius 60 100 km, polaarraadius 54 600 km (täpsusega umbes 1%) ja kokkusurumine on 1: 10,2. Maa ruumala on 770 korda suurem kui maa mass ja maa mass on 95,28 korda suurem kui maa mass (5,68 x 10226 kg), nii et maa keskmine tihedus on 0,7 g / cm3, pool tihedusest päikesest. Päikese suhtes on C mass 1:3499. Gravitatsioonikiirendus S. pinnal ekvaatoril on 9,54 m / sek2. Paraboolne kiirus (põgenemiskiirus) põhja pinnal ulatub 37 km / sek.
S. kettal on näha väheseid detaile isegi parimates tingimustes vaadates. Näha on vaid ekvaatoriga paralleelsed heledad ja tumedad triibud, mille peale asetuvad aeg-ajalt tumedad või heledad laigud, mille abil määratakse C pöörlemine.
Spektri infrapunapiirkonna planeedilt lähtuva soojusvoo mõõtmiste kohaselt määratakse S. pinna temperatuur vahemikus -190 kuni -150 °C (mis on kõrgem kui tasakaalutemperatuur -193 °C ), mis vastab päikeselt saadavale soojusvoole. See annab tunnistust tõsiasjast, et S. soojuskiirguses on osa tema enda sügavsoojust, mida kinnitavad ka raadiokiirguse mõõtmised.
Päikese pöörlemise nurkkiiruste erinevus erinevatel laiuskraadidel näitab, et selle Maa pealt vaadeldav pind on ainult atmosfääri ülemine pilvine kiht. O sisemine struktuur S. saab teoreetiliste uurimuste põhjal mingi ettekujutuse. Täheldatud häired S. satelliitide liikumises, võrreldes selle figuuri kokkutõmbumise ja keskmise tihedusega, võimaldavad määrata ligikaudse rõhu ja tiheduse kulgu S. soolestikus (vt Planeedid). Väävli väga madal keskmine tihedus viitab sellele, et see, nagu ka teised hiidplaneedid, koosneb peamiselt kergetest gaasidest — vesinikust ja heeliumist, mis on samuti päikesel ülekaalus. Väävlis sisaldub arvatavasti vesinik (80 protsenti), heelium (18 protsenti) ja ainult 2 protsenti planeedi tuumas koondunud raskematest elementidest. Umbes poole raadiuse sügavuseni vesinik on molekulaarses faasis ja sügavamal kolossaalsete rõhkude mõjul läheb see metallifaasi. S. keskuses on temperatuur 20 000 K lähedal.
Pilvekihi C. kohal oleva atmosfääri keemiline koostis määratakse planeedi spektris olevate neeldumisjoonte järgi. Selle põhiosa moodustab molekulaarne vesinik (40 km-atm), metaan CH4 (0,35 km-atm) on kindlasti olemas, oletatakse ammoniaagi (NH3) olemasolu, kuigi on võimalik, et see esineb aerosoolide kujul. pilved. On alust arvata, et väävli atmosfäär sisaldab ka heeliumi, mis meile kättesaadavas spektripiirkonnas spektroskoopiliselt ei avaldu. S-s ei leitud magnetvälja.
Planeedi tähelepanuväärseks tunnuseks on Saturni rõngad – erineva heledusega kontsentrilised moodustised, mis justkui pesaksid üksteises ja moodustavad ühtse väikese paksusega tasapinnalise süsteemi, mis paiknevad ekvaatoritasapinnal C. Esimest korda vaadeldi rõngast S. G. Galileo poolt 1610. aastal, kuid madala tõttu võttis ta teleskoobina planeedi servadel nähtavad rõnga osad satelliitidele C. Rõnga S. õige kirjelduse andis H. Huygens (1659). ) ja J. Cassini näitas peagi, et see koosneb kahest kontsentrilisest komponendist – rõngastest A ja B, mida eraldab tume vahe (nn Cassini jaotus). Palju hiljem (aastal 1850) avastas Ameerika astronoom W. Bond sisemise nõrgalt helendava rõnga (C) ning 1969. aastal avastati veelgi nõrgem ja planeedile D kõige lähemal asuv ring, D-rõnga heledus ei ületa 1/20. heledaima rõnga heledusest - rõngas B Rõngad asuvad planeedist järgmistel kaugustel: A - 138 kuni 120 tuhat km, B - 116 kuni 90 tuhat km, C - 89 kuni 75 tuhat km ja D - 71 tuhandest km-st peaaegu C pinnani ...
Rõngaste olemus sai selgeks pärast seda, kui inglise füüsik J. Maxwell (1859. aastal) ja vene matemaatik S. V. Kovalevskaja (1885. aastal) tõestasid erinevate meetoditega, et rõnga olemasolu planeedi ümber saab olla stabiilne ainult siis, kui see koosneb üksikute väikeste kehade kogum: tahke tahke või vedel rõngas rebeneks planeedi gravitatsiooni tõttu osadeks.
See teoreetiline järeldus 19. sajandi lõpus. kinnitasid empiiriliselt sõltumatult A. A. Belopolsky (Venemaa), J. Keeler (USA) ja A. Delandre (Prantsusmaa), kes pildistasid C. spektrit piluspektrograafi abil ja leidsid Doppleri-Fizeau efekti põhjal, et välised S. rõnga osad pöörlevad aeglasemalt kui sisemised. Mõõdetud kiirused osutusid võrdseks kiirustega, mis oleksid S. satelliitidel, kui nad asuksid planeedist samal kaugusel.
Maast 29,5 aasta jooksul on S. rõngad maksimaalselt nähtavad kahel korral ja kaks korda on perioode, mil Päike ja Maa on rõngaste tasapinnas ning seejärel valgustatakse rõngaid kas päikese poolt "alates serv" või on see maapealsele vaatlejale nähtav "servalt". Sellel perioodil on rõngad peaaegu täiesti nähtamatud, mis näitab nende väga väikest paksust. Erinevad uurijad jõuavad visuaalsete ja fotomeetriliste vaatluste ning nende teoreetilise töötluse põhjal järeldusele, et rõngaste keskmine paksus on 10 cm kuni 10 km. Sellise paksusega rõngast Maa pealt "serv-peal" muidugi näha on võimatu. Rõngaste tahkete ainete suurused on hinnanguliselt vahemikus 10-1 kuni 103 cm, kusjuures ülekaalus on umbes 1 m läbimõõduga tükke, mida kinnitab ka raadiolainete täheldatud peegeldumine C rõngastelt.
Rõngaste aine keemiline koostis on ilmselt kõigil neljal komponendil sama, ainult ruumi tükkidega täitumise aste on neis erinev. S.-i rõngaste spekter erineb oluliselt S.-i enda ja neid valgustava päikese spektrist; spekter näitab rõngaste suurenenud peegelduvust lähiinfrapuna piirkonnas (2,1 ja 1,5 µm), mis vastab peegeldumisele H2O jäält. Võib oletada, et S. rõngaid moodustavad kehad on kas jää või härmatisega kaetud või koosnevad jääst. Viimasel juhul võib kõigi rõngaste massiks hinnata 1024 g, st 5 suurusjärku vähem kui planeedi enda mass. Rõngaste temperatuur C. on ilmselt tasakaalulähedane, st 80 K.
S.-l on kümme satelliiti. Ühel neist – Titaanil – on planeetide omadega võrreldavad mõõtmed; selle läbimõõt on 5000 km, selle mass on 2,4 × 10-4 massi väävlit ja selle atmosfäär on metaani sisaldav. Planeedile lähim satelliit on 1966. aastal avastatud Janus: see tiirleb ümber planeedi 18 tunniga, keskmiselt 160 tuhande km kaugusel; selle läbimõõt on umbes 220 km. Kõige kaugem satelliit on Phoebe; tiirleb ümber põhja vastassuunas umbes 13 miljoni km kaugusel (vt Planeetide satelliidid).
Phoebe
Phoebe tiirleb ümber planeedi suunas, mis on vastupidine kõigi teiste satelliitide pöörlemissuunale ja Saturni pöörlemisele ümber oma telje. Tal on sees üldine ülevaade, on sfääriline ja peegeldab umbes 6% päikesevalgusest. Lisaks Hyperionile on see ainus satelliit, mis pole alati ühe küljega Saturni poole pööratud. Kõik need omadused võimaldavad üsna põhjendatult väita, et Phoebe on suhteliselt hiline asteroid, mis on püütud Saturni gravitatsioonivõrkudesse.
Hyperion
Hyperionil on ebakorrapärane asteroidi kuju. Iga kord, kui hiiglaslik Titan ja Hyperion lähenevad üksteisele, muudab Titan gravitatsioonijõudude toimel Hyperioni orientatsiooni, nagu on näha Hyperioni muutuvast heledusest. Hyperioni ebakorrapärane kuju ja meteoriitide pikaajalise pommitamise jäljed võimaldavad pidada teda kehaks, mis on suhteliselt hiljuti Saturni süsteemi sisenenud.
Saturn Hyperioni satelliit. Fotod saidilt: http://ru.wikipedia.org/wiki/
Hyperion on Saturni seitsmes kuu, mille avastasid 1848. aastal peaaegu samaaegselt Bond Cambridge'is ja Lassel Liverpoolis. See on Saturni keskpunktist eraldatud selle planeedi 25 raadiusega ja tiirleb selle ümber 21 päeva ja 7 tunniga elliptilisel orbiidil, mille tasapind langeb peaaegu kokku Saturni ekvaatori tasandiga.
Arvatakse, et Hyperioni päeva pikkus ei ole konstantne tänu sellele, et satelliit tiirleb ümber Saturni ülipiklikul elliptilisel orbiidil, ja ka seetõttu, et sellel on väga mittesfääriline kuju. Lisaks on Hyperion Titaniga orbitaalses resonantsis: nende satelliitide pöörlemisperioodide suhe ümber Saturni on 4: 3. Seetõttu võib päeva pikkus mitme nädala jooksul varieeruda kümnete protsendi võrra.
See juhtub siis, kui kaks "täismassiga" sfäärilist kosmilist keha põrkuvad. Koor lendab nende pinnalt maha, sulab osaliselt ja tekivad armid - tohutu suurusega löögikraatrid. Kuid nende kehade südamikud ja vahevöö on elastsed, nii et löökpallid põrkuvad üksteiselt ära, jagades kineetilise energia koguse omavahel. Väiksem ja kergem keha põrkab kaugemale. Kuid osa kineetilisest energiast kulub kehade deformatsioonile, nende kuumutamisele ja osalisele sulamisele kokkupõrkekohas. Selle tulemusena on kahe keha kogu kineetiline energia enne kokkupõrget suurem kui kokkupõrke ajal. Kosmiliste kehade mõju vähendab nende liikumiskiirust ja muudab liikumissuunda.
Hyperioni pind on kaetud sakiliste kraatritega. Arvatakse, et need on jäljed Hyperoni katastroofilistest kokkupõrgetest teiste kehadega. Väikesed erinevused pinnavärvis näivad peegeldavat koostise erinevusi. Enamik kraatreid sisaldab tumeainet põhjas. Võib-olla on see tolm ja praht, mis pärast lööke pinnale settisid. Pinnal on ka eredaid detaile. Suure tõenäosusega on tumeaine kihi paksus vaid mõnikümmend meetrit ja selle all on jää. Hyperioni tihedus on väga madal, arvatavasti 60% ulatuses koosneb see tavalisest veejääst, milles on väike kivide segu. Arvatakse, et Hyperoni kehas on palju tühimikke - kuni 40% selle mahust või isegi rohkem.
Hüperion tiirleb Titaaniga praktiliselt samal orbiidil ümber Saturni. Võimalik, et varem oli ta Titani satelliit. Üldiselt on selle satelliidi kuju väga salapärane. Sellised järsu seinaga rakud võivad tuleneda jää kiirest sublimatsioonist. Kraatri põhja koguneb tume aine, mis neelab intensiivselt valgust ja soojeneb, kandes jääle soojust, mis muudab jää õhuvabasse ruumi ilma sisse minemata. vedel faas aurustub.
Pandora ja Elena
Üks Saturni noorkuudest, Helen, on hiljuti fotodel teleskoopidega märgatud. See liigub 60 kraadi oma suuremast orbiidil olevast naabrist Dione'ist ette. Elena pinnal aidna üldisel heledal taustal hallid triibud. Reeglina on need tipud ja järsud nõlvad. Tundub, et Elena on kaetud lumekihiga, mis koguneb lohkudesse ja süvendite põhja, kuid kandub tippudest ja mäeharjadest eemale.
Samuti on väikesed Saturni satelliidid, mis pöörlevad väga madalatel orbiitidel. Üks neist asub Dione orbiidi lähedal, teine asub Tethyse ja Dione orbiitide vahel ning kolmas Dione ja Rhea vahel. Kõik kolm leiti Voyager 2 fotodelt, kuid teleskoopvaatlused pole nende olemasolu veel kinnitanud.
Saturni kuu Pandora. Fotod saidilt: http://galspace.spb.ru/foto.php?foto_page=29
Pandora avastas 1980. aastal Steward Collins Voyager 1 fotodelt. 1985. aastal sai see nime kreeka mütoloogia tegelase järgi. Selle mõõtmed on 110x88x62 km, kuju on ebakorrapärane. Tihedus 0,6 g / cm 3 on väiksem kui vee tihedus. Pandoral on väga külm – ainult 78° K. See teeb 15 tunni ja 5 minutiga täieliku pöörde ümber Saturni planeedi pinnast (täpsemalt atmosfääri välisservast) 141 700 km kaugusel. Pandora põhjustab oma gravitatsiooniga häireid Saturni rõngastes, eriti märgatavalt F-i välisrõngas. Tõenäoliselt on Pandora tohutu jääplokk.
Saturni kaaslane Elena. Elena fotol on kuristikud selgelt eristatavad. Nende päritolu jääb saladuseks. Tõenäoliselt tekkisid nad siis, kui Elena oli osa suuremast kosmilisest kehast. Fotod saidilt: http://www.sql.ru/
Saturni kuu Helena avastasid 1980. aastal astronoomid Pierre Lacquet ja Jean Lecacho. Selle lineaarsed mõõtmed on 36x32x30 km. Üldiselt on tegemist suure mitmekilomeetrise jääplokiga, mis tekkis Kuiperi vöö planetoidide kokkupõrke tagajärjel. Elena kuulub Trooja satelliitide kategooriasse, ta jagab orbiiti suurema satelliidiga Dione. Seoses Saturn-Dione gravitatsioonisüsteemiga asub Elena Lagrange'i punkti L4 läheduses.
Seega on meie teekond Saturni ja selle satelliitide juurde lõppenud. Nägime selles kauges külmas ajajumala maailmas palju uut ja samas seletamatut. Nad kahtlesid mõningates tänapäevase planeediteaduse dogmades, püüdsid mõista Saturni gravitatsioonisüsteemi kujunemise kulgu teisiti, kui seda teevad astronoomid ja astrofüüsikud, kes on vangis hüpoteesi Päikesesüsteemi kujunemise kohta. gaasi-tolmupilv kiiresti pöörleva pilve salapärase kondenseerumise kettaks ja seejärel selle vapustava kihistumise tagajärjel ... Maailm, kus oleme käinud, on väga külalislahke, seal on võimatu elada. Kuid see maailm on ja see mõjutab meid. See on kuristik, mille ees on isegi meie mõistus kadunud. Ainult robotid ja automaadid saavad end selles kosmosemaailmas mugavalt tunda, kui nad muidugi tunnevad end kunagi.
Selle lehe kirjutamisel kasutati ka teavet saitidelt:
1. Vikipeedia. Juurdepääsuaadress: http://ru.wikipedia.org/wiki/
2. Sait "Lenta Ru". Juurdepääsuaadress: Lenta.ru \ NASA \ Cassini
3. Sait: "Cosmos". Juurdepääsuaadress: http://kosmos-x.net.ru/news/pod_poverkhnostju_titana_ est_okean / 2012-07-01-1684
4. Brockhausi ja Efroni sõnaraamat. Juurdepääsuaadress: http://dic.academic.ru/dic.nsf/brokgauz_efron /
Planeet Saturn
Saturn oli muistsetele rahvastele teadaolevast viiest planeedist kõige kaugemal.
1610. aastal vaatas Itaalia astronoom Galileo Galilei esimesena Saturni läbi teleskoobi. Oma üllatuseks nägi ta planeedi mõlemal küljel mitut objekti. Ta tegi jooniseid Saturnist eraldiseisvate sfääridena, uskudes, et Saturnil on kolmekordne keha.
1659. aastal väitis Hollandi astronoom Christian Huygens, kasutades Galileost tugevamat teleskoopi, et Saturni ümbritses õhuke lame rõngas. 1675. aastal avastas Itaalia päritolu astronoom Jean-Dominique Cassini lõhe rõngaste vahel, mida praegu nimetatakse A- ja B-rõngasteks.
Nagu Saturn, koosneb see peamiselt vesinikust ja heeliumist. Selle maht on 755 korda suurem selle mahust.
Atmosfääri ülakihtides puhuvad tuuled ekvatoriaalpiirkonnas kiirusega 500 m/s. (Maal ulatuvad tugevaimad orkaanituuled kõrgeim tase või kiirusega 110 m/s.)
Need ülikiired tuuled, mida soojendab planeedi kuumus, põhjustavad atmosfääris nähtavaid kollaseid ja kuldseid triipe.
1980. aastate alguses kosmoselaev Kosmoselaevad Voyager 1 ja Voyager 2 on näidanud, et Saturni rõngad koosnevad peamiselt jääst ja tolmust.
Saturni rõngaste süsteem ulatub planeedist sadade tuhandete kilomeetrite kaugusele ja rõnga vertikaallaius on tavaliselt umbes 10 m.
Saturni pööripäeva ajal 2009. aasta sügisel, kui päikesevalgus rõnga serva valgustas, jäädvustas Cassini kosmoseaparaat mõnes rõngas vertikaalseid moodustisi; osakesed moodustasid umbes 3 km suurused klastrid.
Saturni suurim kuu: Titaan, see on veidi suurem kui planeet Merkuur.
Titan on Päikesesüsteemi suuruselt teine satelliit; seda ületab Jupiter Ganymedese kuu.
Titaan on kaetud lämmastikurikka atmosfääriga, mis võib sarnaneda sellega, mis oli varem Maal.
Selle satelliidi edasine uurimine tõotab paljastada palju planeetide tekke ja võib-olla ka Maa esimeste aastate kohta.
Saturnil on ka palju väiksemaid jäiseid kuud. Iga Saturni kuu on ainulaadne.
Kuigi Saturni magnetväli pole nii tugev kui Jupiteri oma, on see siiski üle 500 korra tugevam kui Maa oma.
Saturni kuud asuvad tema enda magnetosfääri ruumi lähedal või paremini öeldes.
Alates 2004. aastast Saturni ümber tiirlev Cassini kosmoselaev jätkab planeedi ning selle kuude, rõngaste ja magnetosfääri uurimist. 2009. aasta juuli seisuga on Cassini edastanud üle 200 000 pildi.
Saturni kuud
Saturn, Päikesest kuues planeet, on koduks suurele hulgale intrigeerivatele ja ainulaadsetele maailmadele.
Christian Huygens avastas esimese teadaoleva Saturni kuu. Ta tegi seda aastal 1655 – see oli Titan.
Giovanni Domenico Cassini tegi järgmised neli satelliitide avastust: Iapetus (1671), Rheus (1672), Dione (1684) ja Tethys.
Hetkel on Saturni orbiidilt avastatud kokku 53 looduslikku satelliiti. Igal Saturni kuul on ainulaadne ajalugu. Kaks satelliiti tekitavad põhirõngastesse tühimikud. Mõned neist, nagu Prometheus ja Pandora, asuvad Saturni rõnga sees.
Janus ja Epimetheus mööduvad mõnikord üksteisest nii lähedalt, et nad suhtlevad oma orbiidi trajektoori muutmiseks.
Siin on mõned näited Saturni kuudest:
Titan on nii suur, et mõjutab teiste satelliitide orbiite. Selle laius on 5150 km ja see on Päikesesüsteemi suuruselt teine satelliit.
Titaanil on atmosfäär, mis koosneb peamiselt lämmastikust.
Titani atmosfäär koosneb 95% ulatuses lämmastikust koos metaani jälgedega. Maa atmosfäär ulatub maapinnast umbes 60 km kaugusele, Titani atmosfäär ulatub kosmoses ligi 600 km (kümme korda Maa atmosfäär) kõrgemale.
Satelliidil Iapetus on üks külg hele nagu lumi ja teine külg nagu must samet.
Phoebe tiirleb ümber planeedi kõigi Saturni suurte kuude pöörlemisele vastupidises suunas.
Mimasel on ühel küljel tohutu kraater, mis on tingitud löögist, mis jagas satelliidi peaaegu kaheks osaks.
Saturni planeedi parameetrid:
Kaugus Päikesest:
Keskmine: 1 426 666 422 km
Võrdluseks: Maa 9537 kaugust Päikesest
Periheel (minimaalne): 1 349 823 615 km
Võrdluseks: Maa 9176 kaugust Päikesest
Apogelium (maksimaalne): 1 503 509 229 km
Võrdluseks: 9,885 Maa kaugused Päikesest
Tiraažiperiood (aasta pikkus):
29,447498 Maa aastat
10 755,70 Maa päeva
Orbiidi ümbermõõt:
Mõõdik: 8957504604 km
Võrdluseks: 9,530 korda suurem Maa ümbermõõt
Keskmine liikumiskiirus orbiidil:
34701 km/h
Võrdluseks: 0,324 liikumiskiirust Maa orbiidil
Keskmine planeedi raadius:
58232 km
Võrdluseks: 9,1402 Maa raadius
Ekvatoriaalring:
365 882,4 km
Võrdluseks: 9,1402 Maa ümbermõõdud
Helitugevus
827 129 915 150 897 km 3
Võrdluseks: 763,594 Maa ruumala
Kaal:
568 319 000 000 000 000 000 000 000 kg
Võrdluseks: Maa mass 95,161
Tihedus:
0,687 g / cm3
Võrdluseks: 0,125 Maa tihedus
Ruut:
42 612 133 285 km 2
Võrdluseks: 83 543 maa-ala
Pinna gravitatsioon:
10,4 m/s 2
inglise keeles: 34,3 m/s 2
Võrdluseks: kui kaalute Maal 100 kg, siis Saturnil (ekvaatoril) kaalub see umbes 107 kg.
Teise ruumi kiirus:
35,5 km/s
Pöörlemisperiood (päeva pikkus):
0,444 Maa päeva
10,656 tundi
Võrdluseks: 0,445 päeva Maast
Keskmine temperatuur:
-178 ° C
Saturni atmosfääri koostis:
Vesinik, heelium
Teaduslik märkus: H 2, He
Võrdluseks, Maa atmosfäär koosneb peamiselt N2-st ja O2-st.
Planeedi omadused:
- Kaugus Päikesest: 1,427 miljonit km
- Planeedi läbimõõt: ~ 120 000 km*
- Päev planeedil: 10h 13min 23s**
- Aasta planeedil: 29,46 aastat***
- t ° pinnal: -180 ° C
- Atmosfäär: 96% vesinik; 3% heelium; 0,4% metaani ja jälgi muid elemente
- Satelliidid: 18
* läbimõõt planeedi ekvaatoril
** ümber oma telje pöörlemise periood (Maa päevades)
*** ümber päikese tiirlemise periood (maapäevades)
Saturn on Päikesest kuues planeet – keskmine kaugus tähest on peaaegu 9,6 AU. e. (≈780 miljonit km).
Esitlus: Planeet Saturn
Planeedi tiirlemisperiood on 29,46 aastat ja pöördeaeg ümber selle telje on peaaegu 10 tundi 40 minutit. Saturni ekvatoriaalne raadius on 60 268 km ja selle mass on üle 568 tuhande miljardi megatoni (planetaarse aine keskmise tihedusega ≈0,69 g / kuupcm). Seega on Saturn Päikesesüsteemi suuruselt teine planeet Jupiteri järel. Atmosfäärirõhul 1 bar on õhutemperatuur 134 K.
Sisemine struktuur
Peamine keemilised elemendid Saturni moodustavad vesinik ja heelium. Need gaasid liiguvad planeedi sees kõrgel rõhul esmalt vedelasse olekusse ja seejärel (30 tuhande km sügavusel) tahkesse olekusse, kuna seal eksisteerivates füüsikalistes tingimustes (rõhk ≈3 miljonit atm) omandab vesinik metallist struktuur. Selles metallkonstruktsioonis tekib tugev magnetväli, mille intensiivsus pilvede ülemisel piiril ekvatoriaalpiirkonnas on 0,2 G. Metallilise vesiniku kihi all on tahke südamik, mis on valmistatud raskematest elementidest, näiteks rauast.
Atmosfäär ja pind
Lisaks vesinikule ja heeliumile sisaldab planeedi atmosfäär väikeses koguses metaani, etaani, atsetüleeni, ammoniaaki, fosfiini, arsiini, saksa ja muid aineid. Keskmine molekulmass on 2,135 g / mol. Atmosfääri põhiomadus on homogeensus, mis muudab pinnale väikeste detailide eristamise võimatuks. Tuule kiirus Saturnil on suur - ekvaatoril ulatub see 480 m / s. Atmosfääri ülemise piiri temperatuur on 85 K (-188 ° C). Atmosfääri ülemistes kihtides on palju metaanipilvi – mitukümmend vööd ja hulk üksikuid keeriseid. Lisaks täheldatakse siin sageli võimsaid äikesetorme ja aurorasid.
Saturni planeedi satelliidid
Saturn on ainulaadne planeet, millel on rõngaste süsteem miljardite väikeste jääosakeste, raua ja kivimitega objektidega, aga ka palju satelliite – need kõik tiirlevad ümber planeedi. Mõned satelliidid on suured. Näiteks Titan, üks Päikesesüsteemi planeetide suurimaid satelliite, ületas suuruselt vaid Jupiteri kuu Ganymedes. Titan on ainus satelliit kogu päikesesüsteemis, millel on Maaga sarnane atmosfäär, kus rõhk on vaid poolteist korda kõrgem kui planeedi Maa pinnal. Saturni satelliite on juba avastatud 62, neil on oma orbiidid ümber planeedi, ülejäänud osakesed ja väikesed asteroidid kuuluvad nn rõngaste süsteemi. Kõik uued satelliidid hakkavad teadlastele avanema, nii et 2013. aastal olid viimased kinnitatud satelliidid Aegeon ja S / 2009 S 1.
Saturni peamine omadus, mis eristab teda teistest planeetidest, on tohutu rõngaste süsteem - selle laius on peaaegu 115 tuhat km ja paksus umbes 5 km. Nende moodustiste koostisosad on osakesed (nende suurus ulatub mitmekümne meetrini), mis koosnevad jääst, raudoksiidist ja kivimitest. Lisaks rõngaste süsteemile on sellel planeedil suur arv looduslikud satelliidid- umbes 60. Suurim on Titan (see satelliit on Päikesesüsteemi suuruselt teine), mille raadius ületab 2,5 tuhat km.
Planeetidevahelise aparaadi Cassini abil jäädvustati planeedil ainulaadne nähtus äikesetorm. Selgub, et Saturnil, nagu ka meie planeedil Maa, tuleb äikest ette, ainult et neid esineb kordades harvemini, kuid äikese kestus kestab mitu kuud. See videol olev äikesetorm kestis Saturnil 2009. aasta jaanuarist oktoobrini ja oli tõeline torm planeedil. Videol on näha ka raadiosageduslikke säherdusi (iseloomustab välgusähvatusi), nagu ütles Georg Fischer (Austria Kosmoseuuringute Instituudi teadlane) selle erakordse nähtuse kohta - "See on esimene kord, kui näeme välku ja kuuleme raadioandmeid samal ajal."
Planeedi uurimine
Esimesena vaatles Saturni 1610. aastal Galilei oma 20-kordse suurendusega teleskoobis. Sõrmuse avastas Huygens 1658. aastal. Suurima panuse selle planeedi uurimisse andis Cassini, kes avastas mitu satelliiti ja rõnga struktuuris katkestusi, millest kõige laiem kannab tema nime. Astronautika arenedes jätkati Saturni uurimist automaatsete kosmoselaevade kasutamisega, millest esimene oli Pioneer 11 (ekspeditsioon toimus 1979. aastal). Jätkub kosmoseuuringud olid Voyageri ja Cassini-Huygensi seeria seadmed.
