Saturns ir sestā planēta no Saules un otrā lielākā planēta Saules sistēmā aiz Jupitera. Saturns, kā arī Jupiters, Urāns un Neptūns tiek klasificēti kā gāzes milži. Saturns ir nosaukts romiešu lauksaimniecības dieva vārdā.

Saturns sastāv galvenokārt no ūdeņraža, nedaudz hēlija un ūdens, metāna, amonjaka un smago elementu pēdām. Iekšējais reģions ir neliels dzelzs, niķeļa un ledus kodols, kas pārklāts ar plānu metāliskā ūdeņraža slāni un gāzveida ārējo slāni. Planētas ārējā atmosfēra no kosmosa šķiet mierīga un viendabīga, lai gan dažreiz uz tās parādās ilgstoši veidojumi. Vēja ātrums uz Saturna vietām var sasniegt 1800 km/h, kas ir ievērojami lielāks nekā uz Jupitera. Saturnam ir planētu magnētiskais lauks, kura stiprums ir vidējs starp Zemes magnētisko lauku un spēcīgo Jupitera lauku. Saturna magnētiskais lauks sniedzas 1 000 000 kilometrus Saules virzienā. Trieciena vilni Voyager 1 atklāja 26,2 Saturna rādiusu attālumā no pašas planētas, magnetopauze atrodas 22,9 rādiusu attālumā.

Saturnam ir ievērojama gredzenu sistēma, kas sastāv galvenokārt no ledus daļiņām, mazākiem smago elementu daudzumiem un putekļiem. Pašlaik ap planētu riņķo 62 satelīti. Titāns ir lielākais no tiem, kā arī otrs lielākais satelīts Saules sistēmā (pēc Jupitera pavadoņa Ganimēds), kas ir lielāks par Merkuru un kuram ir vienīgā blīvā atmosfēra starp Saules sistēmas satelītiem.

Šobrīd Saturna orbītā atrodas 1997. gadā palaitā un 2004. gadā Saturna sistēmu sasniegusī Cassini automātiskā starpplanētu stacija, kuras uzdevumos ir pētīt gredzenu uzbūvi, kā arī Saturna atmosfēras un magnetosfēras dinamiku.

Saturns starp Saules sistēmas planētām

Saturns ir gāzes planētas veids: tas galvenokārt sastāv no gāzēm un tam nav cietas virsmas. Planētas ekvatoriālais rādiuss ir 60 300 km, polārais rādiuss ir 54 400 km; No visām Saules sistēmas planētām Saturnam ir vislielākā kompresija. Planētas masa ir 95 reizes lielāka par Zemes masu, bet Saturna vidējais blīvums ir tikai 0,69 g/cm2, tādējādi tā ir vienīgā planēta Saules sistēmā, kuras vidējais blīvums ir mazāks par ūdens blīvumu. Tāpēc, lai gan Jupitera un Saturna masas atšķiras vairāk nekā 3 reizes, to ekvatoriālais diametrs atšķiras tikai par 19%. Atlikušo gāzes milžu blīvums ir daudz lielāks (1,27-1,64 g/cm2). Smaguma paātrinājums pie ekvatora ir 10,44 m/s2, kas ir salīdzināms ar Zemes un Neptūna vērtībām, bet daudz mazāks nekā Jupitera.

Vidējais attālums starp Saturnu un Sauli ir 1430 miljoni km (9,58 AU). Pārvietojoties ar vidējo ātrumu 9,69 km/s, Saturns ap Sauli riņķo ik pēc 10 759 dienām (aptuveni 29,5 gadus). Attālums no Saturna līdz Zemei svārstās no 1195 (8,0 AU) līdz 1660 (11,1 AU) miljoniem km, vidējais attālums to opozīcijas laikā ir aptuveni 1280 miljoni km. Saturns un Jupiters atrodas gandrīz precīzā 2:5 rezonansē. Tā kā Saturna orbītas ekscentricitāte ir 0,056, attāluma starpība līdz Saulei perihēlijā un afēlijā ir 162 miljoni km.

Novērojumu laikā redzamie Saturna atmosfēras raksturīgie objekti atkarībā no platuma griežas dažādos ātrumos. Tāpat kā ar Jupiteru, ir vairākas šādu objektu grupas. Tā sauktās “Zonas 1” rotācijas periods ir 10 stundas 14 minūtes 00 sekundes (tas ir, ātrums ir 844,3°/dienā). Tas stiepjas no dienvidu ekvatoriālās jostas ziemeļu malas līdz ziemeļu ekvatoriālās jostas dienvidu malai. Visos citos Saturna platuma grādos, kas veido "2. zonu", rotācijas periods sākotnēji tika lēsts 10 stundas 39 minūtes 24 sekundes (ātrums 810,76°/dienā). Pēc tam dati tika pārskatīti: tika dota jauna aplēse - 10 stundas, 34 minūtes un 13 sekundes. “Zonā 3”, kuras klātbūtne tiek pieņemta, pamatojoties uz novērojumiem par planētas radio emisiju Voyager 1 lidojuma laikā, rotācijas periods ir 10 stundas 39 minūtes 22,5 s (ātrums 810,8°/dienā).

Tiek pieņemts, ka Saturna apgriezienu ilgums ap savu asi ir 10 stundas, 34 minūtes un 13 sekundes.Precīzu planētas iekšējo daļu rotācijas perioda vērtību joprojām ir grūti izmērīt. Kad Cassini 2004. gadā sasniedza Saturnu, tika atklāts, ka, balstoties uz radio emisijas novērojumiem, iekšējo daļu rotācijas laiks bija ievērojami garāks nekā griešanās periods 1. un 2. zonā, aptuveni 10 stundas 45 minūtes 45 sekundes (±36). sekundes)..

2007. gada martā tika atklāts, ka Saturna radio emisijas shēmas rotāciju rada plazmas diskā esošās konvekcijas strāvas, kas ir atkarīgas ne tikai no planētas rotācijas, bet arī no citiem faktoriem. Tāpat tika ziņots, ka radiācijas modeļa rotācijas perioda svārstības ir saistītas ar geizera darbību uz Saturna pavadoņa Enceladus. Uzlādētas ūdens tvaiku daļiņas planētas orbītā izraisa magnētiskā lauka izkropļojumus un līdz ar to radio emisijas modeli. Atklātais attēls radīja uzskatu, ka šodien nav pareizas metodes planētas kodola griešanās ātruma noteikšanai.

Izcelsme

Saturna (kā arī Jupitera) izcelsme tiek skaidrota ar divām galvenajām hipotēzēm. Saskaņā ar “kontrakcijas” hipotēzi Saturna sastāvs, kas ir līdzīgs Saulei (liels ūdeņraža īpatsvars), un līdz ar to arī zemais blīvums ir izskaidrojams ar to, ka planētu veidošanās laikā agrīnā attīstības stadijā. Saules sistēmas attīstība, gāzes un putekļu diskā izveidojās masīvi “kondensāti”, kas deva planētu sākumu, tas ir, Saule un planētas veidojās līdzīgi. Tomēr šī hipotēze nevar izskaidrot Saturna un Saules sastāva atšķirības.

"Akrecijas" hipotēze apgalvo, ka Saturna veidošanās notika divos posmos. Pirmkārt, 200 miljonus gadu laikā notika cietu blīvu ķermeņu veidošanās process, piemēram, sauszemes planētām. Šajā posmā daļa gāzes izkliedējās no Jupitera un Saturna reģiona, kas pēc tam ietekmēja atšķirību Saturna un Saules ķīmiskajā sastāvā. Tad sākās otrais posms, kad lielākie ķermeņi sasniedza divas reizes lielāku Zemes masu. Gāzu uzkrāšanās process uz šiem ķermeņiem no primārā protoplanetārā mākoņa ilga vairākus simtus tūkstošus gadu. Otrajā posmā Saturna ārējo slāņu temperatūra sasniedza 2000 °C.

Atmosfēra un struktūra

Aurora virs Saturna ziemeļpola. Polārblāzmas ir iekrāsotas zilā krāsā, un zemāk esošie mākoņi ir sarkani. Iepriekš atklāts sešstūrains mākonis ir redzams tieši zem polārblāzmas.

Saturna atmosfēras augšējos slāņus veido 96,3% ūdeņraža (pēc tilpuma) un 3,25% hēlija (salīdzinot ar 10% Jupitera atmosfērā). Ir metāna, amonjaka, fosfīna, etāna un dažu citu gāzu piemaisījumi. Amonjaka mākoņi augšējos atmosfēras slāņos ir jaudīgāki nekā Jovijas mākoņi. Mākoņus atmosfēras lejasdaļās veido amonija hidrosulfīds (NH4SH) vai ūdens.

Saskaņā ar Voyagers datiem, Saturnā pūš spēcīgi vēji; ierīces fiksēja gaisa ātrumu 500 m/s. Vēji galvenokārt pūš austrumu virzienā (aksiālās rotācijas virzienā). Viņu spēks vājinās līdz ar attālumu no ekvatora; Attālinoties no ekvatora parādās arī rietumu atmosfēras straumes. Vairāki dati liecina, ka atmosfēras cirkulācija notiek ne tikai augšējo mākoņu slānī, bet arī vismaz 2 tūkstošu km dziļumā. Turklāt Voyager 2 mērījumi parādīja, ka vēji dienvidu un ziemeļu puslodē ir simetriski attiecībā pret ekvatoru. Pastāv pieņēmums, ka simetriskas plūsmas ir kaut kādā veidā saistītas zem redzamās atmosfēras slāņa.

Saturna atmosfērā dažkārt parādās stabili veidojumi, kas ir superspēcīgas viesuļvētras. Līdzīgi objekti tiek novēroti arī uz citām Saules sistēmas gāzes planētām (skat. Lielo sarkano plankumu uz Jupitera, Lielo tumšo plankumu uz Neptūna). Milzu "Lielais baltais ovāls" uz Saturna parādās apmēram reizi 30 gados, pēdējo reizi redzēts 1990. gadā (biežāk veidojas mazākas viesuļvētras).

2008. gada 12. novembrī Cassini kameras uzņēma Saturna ziemeļpola attēlus infrasarkanajā starā. Uz tiem pētnieki atklāja polārblāzmas, kuras Saules sistēmā vēl nekad nav novērotas. Šīs polārblāzmas tika novērotas arī ultravioletajā un redzamajā diapazonā. Polārblāzmas ir spilgti, nepārtraukti ovālas formas gredzeni, kas ieskauj planētas polu. Gredzeni atrodas platuma grādos, parasti 70-80°. Dienvidu gredzeni atrodas vidēji 75 ± 1° platumā, bet ziemeļu gredzeni atrodas tuvāk polam par aptuveni 1,5°, kas ir saistīts ar faktu, ka magnētiskais lauks ir nedaudz spēcīgāks ziemeļu puslodē. Dažreiz gredzeni kļūst spirālveida, nevis ovāli.

Atšķirībā no Jupitera, Saturna polārblāzmas nav saistītas ar nevienmērīgu plazmas slāņa rotāciju planētas magnetosfēras ārējās daļās. Jādomā, ka tie rodas magnētiskā savienojuma rezultātā saules vēja ietekmē. Saturna polārblāzmu forma un izskats laika gaitā ļoti atšķiras. To atrašanās vieta un spilgtums ir cieši saistīti ar saules vēja spiedienu: jo augstāks tas ir, jo spilgtākas ir polārblāzmas un tuvāk polam. Polārblāzmas vidējā jauda ir 50 GW diapazonā no 80-170 nm (ultravioletais) un 150-300 GW diapazonā no 3-4 mikroniem (infrasarkanais).

2010. gada 28. decembrī Cassini fotografēja vētru, kas atgādināja cigarešu dūmus. Vēl viena īpaši spēcīga vētra tika fiksēta 2011. gada 20. maijā.

Sešstūra veidojums Ziemeļpolā

Sešstūra atmosfēras veidojums Saturna ziemeļpolā

Mākoņi Saturna ziemeļpolā veido sešstūri – milzu sešstūri. Pirmo reizi atklāja Voyager Saturna aplidošanas laikā 1980. gados, līdzīga parādība nekad nav novērota nekur citur Saules sistēmā. Sešstūris atrodas 78° platuma grādos, un katra puse ir aptuveni 13 800 km, tas ir, vairāk nekā Zemes diametrs. Tās rotācijas periods ir 10 stundas 39 minūtes. Ja Saturna dienvidu pols ar griežamo viesuļvētru nešķiet dīvains, tad ziemeļpolu var uzskatīt par daudz neparastāku. Šis periods sakrīt ar radio emisijas intensitātes izmaiņu periodu, kas savukārt tiek pieņemts kā vienāds ar Saturna iekšpuses rotācijas periodu.

Dīvainā mākoņu struktūra ir redzama infrasarkanajā attēlā, ko 2006. gada oktobrī uzņēmis kosmosa kuģis Cassini, kas riņķo ap Saturnu. Attēlos redzams, ka sešstūris saglabājās stabils 20 gadus pēc Voyager lidojuma. Filmās, kurās redzams Saturna ziemeļpols, redzams, ka mākoņi rotējot saglabā sešstūrainu struktūru. Atsevišķiem mākoņiem uz Zemes var būt sešstūra forma, taču atšķirībā no tiem Saturna mākoņu sistēmai ir sešas skaidri noteiktas malas, kuru garums ir gandrīz vienāds. Šajā sešstūrī var ietilpt četras Zemes. Tiek pieņemts, ka sešstūra zonā ir ievērojama mākoņainība. Apgabalos, kur praktiski nav mākoņu segas, augstums ir līdz 75 km.

Pilnīga izskaidrojuma šai parādībai vēl nav, taču zinātnieki varēja veikt eksperimentu, kas diezgan precīzi simulēja šo atmosfēras struktūru. Pētnieki novietoja 30 litru ūdens pudeli uz rotējošas mašīnas, kuras iekšpusē bija mazi gredzeni, kas griezās ātrāk nekā tvertne. Jo lielāks gredzena ātrums, jo vairāk virpuļa forma, kas izveidojās instalācijas elementu kombinētās rotācijas laikā, atšķīrās no apļveida. Eksperimentā tika izveidots arī sešstūra formas virpulis.

Iekšējā struktūra

Saturna iekšējā struktūra

Dziļi Saturna atmosfērā paaugstinās spiediens un temperatūra, un ūdeņradis pārvēršas šķidrā stāvoklī, taču šī pāreja notiek pakāpeniski. Apmēram 30 tūkstošu km dziļumā ūdeņradis kļūst metālisks (un spiediens sasniedz aptuveni 3 miljonus atmosfēru). Elektrisko strāvu cirkulācija metāliskajā ūdeņradi rada magnētisko lauku (daudz mazāk spēcīgu nekā Jupitera). Planētas centrā atrodas masīvs smago materiālu kodols - akmens, dzelzs un, domājams, ledus. Tās masa svārstās no aptuveni 9 līdz 22 Zemes masām. Kodola temperatūra sasniedz 11 700 °C, un enerģija, ko tā izstaro kosmosā, ir 2,5 reizes lielāka nekā enerģija, ko Saturns saņem no Saules. Ievērojama šīs enerģijas daļa tiek ģenerēta, pateicoties Kelvina-Heimholca mehānismam, kas sastāv no tā, ka, pazeminoties planētas temperatūrai, tajā samazinās arī spiediens. Rezultātā tas saraujas, un tās vielas potenciālā enerģija pārvēršas siltumā. Tomēr tajā pašā laikā tika parādīts, ka šis mehānisms nevar būt vienīgais planētas enerģijas avots. Tiek pieņemts, ka papildu siltuma daļa tiek radīta kondensācijas un sekojošā hēlija pilienu krišanas dēļ caur ūdeņraža slāni (mazāk blīvu nekā pilieni) dziļi kodolā. Rezultāts ir šo pilienu potenciālās enerģijas pārvēršana siltumenerģijā. Tiek lēsts, ka galvenā reģiona diametrs ir aptuveni 25 000 km.

Magnētiskais lauks

Saturna magnetosfēras uzbūve

Saturna magnetosfēru atklāja kosmosa kuģis Pioneer 11 1979. gadā. Pēc izmēra tas ir otrais pēc Jupitera magnetosfēras. Magnetopauze, robeža starp Saturna magnetosfēru un Saules vēju, atrodas aptuveni 20 Saturna rādiusu attālumā no tā centra, un magnetotaste stiepjas simtiem rādiusu. Saturna magnetosfēra ir piepildīta ar plazmu, ko ražo planēta un tās pavadoņi. No satelītiem lielākā loma ir Enceladam, kura geizeri ik sekundi izdala aptuveni 300-600 kg ūdens tvaiku, no kuriem daļu jonizē Saturna magnētiskais lauks.

Mijiedarbība starp Saturna magnetosfēru un saules vēju ap planētas poliem rada spilgtus polārblāzmas ovālus, kas ir redzami redzamā, ultravioletā un infrasarkanā gaismā. Saturna magnētiskais lauks, tāpat kā Jupiters, rodas dinamo efekta dēļ metāliskā ūdeņraža cirkulācijas laikā ārējā kodolā. Magnētiskais lauks ir gandrīz dipols, tāpat kā Zemei, ar ziemeļu un dienvidu magnētiskajiem poliem. Ziemeļu magnētiskais pols atrodas ziemeļu puslodē, bet dienvidu pols ir dienvidu puslodē, atšķirībā no Zemes, kur ģeogrāfisko polu izvietojums ir pretējs magnētisko polu izvietojumam. Magnētiskā lauka lielums pie Saturna ekvatora ir 21 μT (0,21 G), kas atbilst dipola magnētiskajam momentam aptuveni 4,6? 10 18 T m3. Saturna magnētiskais dipols ir stingri savienots ar tā rotācijas asi, tāpēc magnētiskais lauks ir ļoti asimetrisks. Dipols ir nedaudz nobīdīts pa Saturna rotācijas asi virzienā uz ziemeļpolu.

Saturna iekšējais magnētiskais lauks novirza saules vēju prom no planētas virsmas, neļaujot tam mijiedarboties ar atmosfēru, un izveido reģionu, ko sauc par magnetosfēru, kas ir piepildīta ar pavisam cita veida plazmu nekā saules vējš. Saturna magnetosfēra ir otra lielākā magnetosfēra Saules sistēmā, lielākā ir Jupitera magnetosfēra. Tāpat kā Zemes magnetosfērā, robežu starp saules vēju un magnetosfēru sauc par magnetopauzi. Attālums no magnetopauzes līdz planētas centram (gar Saules – Saturna taisni) svārstās no 16 līdz 27 Rs (Rs = 60 330 km – Saturna ekvatoriālais rādiuss). Attālums ir atkarīgs no saules vēja spiediena, kas ir atkarīgs no saules aktivitātes. Vidējais attālums līdz magnetopauzei ir 22 Rs. Planētas otrā pusē Saules vējš izstiepj Saturna magnētisko lauku garā magnētiskā asti.

Saturna izpēte

Saturns ir viena no piecām Saules sistēmas planētām, kas no Zemes ir viegli saskatāmas ar neapbruņotu aci. Maksimāli Saturna spožums pārsniedz pirmo lielumu. Lai novērotu Saturna gredzenus, nepieciešams teleskops, kura diametrs ir vismaz 15 mm. Ar instrumenta atvērumu 100 mm ir redzams tumšāks polārais vāciņš, tumša josla tropu tuvumā un planētas gredzenu ēna. Un pie 150-200 mm atmosfērā kļūs pamanāmas četras līdz piecas mākoņu joslas un neviendabības tajās, taču to kontrasts būs manāmi mazāks nekā Jupitera.

Skats uz Saturnu caur moderno teleskopu (pa kreisi) un caur Galileja laika teleskopu (pa labi)

Pirmo reizi novērojot Saturnu caur teleskopu 1609.–1610. gadā, Galileo Galilejs pamanīja, ka Saturns nešķita kā viens debess ķermenis, bet gan kā trīs ķermeņi, kas gandrīz pieskaras viens otram, un ierosināja, ka tie ir divi lieli “pavadoņi” (satelīti). no Saturna. Divus gadus vēlāk Galileo atkārtoja novērojumus un, viņam par izbrīnu, neatrada nevienu satelītu.

1659. gadā Huigenss, izmantojot jaudīgāku teleskopu, atklāja, ka "pavadoņi" patiesībā ir plāns plakans gredzens, kas apņem planētu un nepieskaras tai. Huigenss atklāja arī Saturna lielāko pavadoni Titānu. Kopš 1675. gada Cassini ir pētījis planētu. Viņš pamanīja, ka gredzens sastāv no diviem gredzeniem, kurus atdala skaidri redzama sprauga - Cassini sprauga, un atklāja vēl vairākus lielus Saturna pavadoņus: Japetu, Tetiju, Dionu un Reju.

Līdz 1789. gadam, kad V. Heršels atklāja vēl divus pavadoņus - Mimas un Enceladus, tālāku nozīmīgu atklājumu nebija. Pēc tam britu astronomu grupa atklāja satelītu Hyperion, kura forma ļoti atšķiras no sfēriskas, orbitālajā rezonansē ar Titānu. 1899. gadā Viljams Pikerings atklāja Fēbu, kas pieder neregulāro pavadoņu klasei un negriežas sinhroni ar Saturnu kā vairums satelītu. Tās revolūcijas periods ap planētu ir vairāk nekā 500 dienas, savukārt revolūcija notiek pretējā virzienā. 1944. gadā Džerards Kuipers atklāja spēcīgas atmosfēras klātbūtni uz cita satelīta Titāna. Šī parādība ir unikāla Saules sistēmas satelītam.

Deviņdesmitajos gados Saturnu, tā pavadoņus un gredzenus vairākkārt pētīja Habla kosmiskais teleskops. Ilgtermiņa novērojumi sniedza daudz jaunas informācijas, kas nebija pieejama Pioneer 11 un Voyagers vienreizējās planētas aplidošanas laikā. Tika atklāti arī vairāki Saturna pavadoņi, un tika noteikts maksimālais tā gredzenu biezums. 1995.gada 20.-21.novembrī veikto mērījumu laikā tika noteikta to detalizēta struktūra. Maksimālā gredzena slīpuma periodā 2003. gadā tika iegūti 30 planētas attēli dažādos viļņu garuma diapazonos, kas tobrīd nodrošināja vislabāko emisijas spektra pārklājumu visā novērojumu vēsturē. Šie attēli ļāva zinātniekiem labāk izpētīt atmosfērā notiekošos dinamiskos procesus un izveidot atmosfēras sezonālās uzvedības modeļus. Arī Dienvideiropas observatorija no 2000. līdz 2003. gadam veica liela mēroga Saturna novērojumus. Tika atklāti vairāki mazi, neregulāras formas pavadoņi.

Pētījumi, izmantojot kosmosa kuģus

Saules aptumsums no Saturna 2006. gada 15. septembrī. Cassini starpplanētu stacijas foto no 2,2 miljonu km attāluma

1979. gadā ASV automātiskā starpplanētu stacija (AIS) Pioneer 11 pirmo reizi vēsturē lidoja netālu no Saturna. Planētas izpēte sākās 1979. gada 2. augustā. Pēc pēdējās pieejas ierīce veica lidojumu Saturna gredzenu plaknē 1979. gada 1. septembrī. Lidojums notika 20 000 km augstumā virs planētas maksimālā mākoņu augstuma. Tika iegūti planētas un dažu tās satelītu attēli, taču to izšķirtspēja nebija pietiekama, lai saskatītu virsmas detaļas. Arī Saules vājā Saturna apgaismojuma dēļ attēli bija pārāk blāvi. Ierīce pētīja arī gredzenus. Starp atklājumiem bija arī plāna F gredzena atklāšana. Turklāt tika atklāts, ka daudzi apgabali, kas no Zemes redzami kā gaisma, no Pioneer 11 bija redzami kā tumši, un otrādi. Ierīce mērīja arī Titāna temperatūru. Planētas izpēte turpinājās līdz 15. septembrim, pēc tam ierīce aizlidoja uz Saules sistēmas ārējām daļām.

1980.-1981.gadā Pioneer 11 sekoja arī amerikāņu kosmosa kuģis Voyager 1 un Voyager 2. Voyager 1 pietuvojās planētai 1980. gada 13. novembrī, bet tā Saturna izpēte sākās trīs mēnešus agrāk. Pārejas laikā tika uzņemtas vairākas augstas izšķirtspējas fotogrāfijas. Bija iespējams iegūt attēlus no satelītiem: Titan, Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea. Tajā pašā laikā ierīce lidoja netālu no Titāna tikai 6500 km attālumā, kas ļāva savākt datus par tās atmosfēru un temperatūru. Tika konstatēts, ka Titāna atmosfēra ir tik blīva, ka tā nepārlaiž pietiekami daudz gaismas redzamajā diapazonā, tāpēc tā virsmas detaļu fotogrāfijas nevarēja iegūt. Pēc tam ierīce atstāja Saules sistēmas ekliptikas plakni, lai fotografētu Saturnu no pola.

Saturns un tā pavadoņi - Titāns, Januss, Mimas un Prometejs - uz Saturna gredzenu fona, kas redzami no milzu planētas malas un diska

Gadu vēlāk, 1981. gada 25. augustā, Voyager 2 pietuvojās Saturnam. Lidojuma laikā ierīce veica planētas atmosfēras izpēti, izmantojot radaru. Tika iegūti dati par atmosfēras temperatūru un blīvumu. Aptuveni 16 000 novērojumu fotogrāfiju tika nosūtītas atpakaļ uz Zemi. Diemžēl lidojumu laikā vairākas dienas iestrēga kameru rotācijas sistēma, un daļu no nepieciešamajiem attēliem nevarēja iegūt. Tad ierīce, izmantojot Saturna gravitācijas spēku, pagriezās un lidoja Urāna virzienā. Tāpat šīs ierīces pirmo reizi atklāja Saturna magnētisko lauku un izpētīja tā magnetosfēru, novēroja vētras Saturna atmosfērā, ieguva detalizētus gredzenu uzbūves attēlus un noskaidroja to sastāvu. Tika atklāta Maksvela sprauga un Kīlera sprauga gredzenos. Turklāt pie gredzeniem tika atklāti vairāki jauni planētas pavadoņi.

1997. gadā uz Saturnu tika palaista kosmiskā zonde Cassini-Huygens, kas pēc 7 gadu lidojuma 2004. gada 1. jūlijā sasniedza Saturna sistēmu un nonāca orbītā ap planētu. Šīs misijas, kas sākotnēji bija paredzēta 4 gadiem, galvenie mērķi bija izpētīt gredzenu un satelītu struktūru un dinamiku, kā arī izpētīt Saturna atmosfēras un magnetosfēras dinamiku un detalizētu planētas lielākā satelīta Titāna izpēti. .

Pirms nokļūšanas orbītā 2004. gada jūnijā kosmosa kuģis pagāja garām Fēbei un nosūtīja atpakaļ uz Zemi augstas izšķirtspējas attēlus un citus datus. Turklāt amerikāņu Cassini orbiteris vairākas reizes ir lidojis ar Titānu. Tika iegūti lielu ezeru un to krasta līniju attēli ar ievērojamu skaitu kalnu un salu. Pēc tam īpašā Eiropas zonde Huygens atdalījās no aparāta un 2005. gada 14. janvārī izlēca ar izpletni uz Titāna virsmu. Nobrauciens ilga 2 stundas 28 minūtes. Nolaišanās laikā Huygens paņēma atmosfēras paraugus. Saskaņā ar Huygens zondes datu interpretāciju, mākoņu augšējo daļu veido metāna ledus, bet apakšējo daļu - šķidrais metāns un slāpeklis.

Kopš 2005. gada sākuma zinātnieki ir novērojuši Saturna radīto starojumu. 2006. gada 23. janvārī uz Saturna notika vētra, kas radīja 1000 reižu spēcīgāku uzliesmojumu nekā parastais starojums. 2006. gadā NASA ziņoja, ka aparāts ir atklājis acīmredzamas ūdens pēdas, kas izplūda no Encelādas geizeriem. 2011. gada maijā NASA zinātnieki paziņoja, ka Enceladus "šķiet apdzīvojamākā vieta Saules sistēmā pēc Zemes".

Saturns un tā pavadoņi: attēla centrā ir Encelāds, labajā pusē tuvplānā redzama puse no Rejas, no kuras ārā lūkojas Mimas. Fotoattēls uzņemts ar Cassini zondi, 2011. gada jūlijā

Cassini uzņemtās fotogrāfijas noveda pie citiem nozīmīgiem atklājumiem. Izmantojot tos, ārpus gredzenu galvenā gaišā apgabala un G un E gredzenu iekšpusē tika atklāti iepriekš neatklāti planētas gredzeni, kurus nosauca par R/2004 S1 un R/2004 S2. Tiek pieņemts, ka materiāls šiem gredzeniem varētu būt veidojies meteorīta vai komētas trieciena dēļ uz Janusu vai Epimeteju. 2006. gada jūlijā Cassini attēli atklāja ogļūdeņraža ezera klātbūtni netālu no Titāna ziemeļpola. Šo faktu beidzot apstiprināja papildu fotogrāfijas 2007. gada martā. 2006. gada oktobrī Saturna dienvidu polā tika atklāta viesuļvētra ar 8000 km diametru.

2008. gada oktobrī Cassini pārsūtīja planētas ziemeļu puslodes attēlus. Kopš 2004. gada, kad tai pielidoja Cassini, ir notikušas manāmas izmaiņas, un tagad tas ir krāsots neparastās krāsās. Iemesli tam vēl nav skaidri. Tiek uzskatīts, ka nesenās krāsu izmaiņas ir saistītas ar gadalaiku maiņu. No 2004. gada līdz 2009. gada 2. novembrim, izmantojot ierīci, tika atklāti 8 jauni satelīti. Cassini galvenā misija beidzās 2008. gadā, kad ierīce veica 74 orbītas ap planētu. Pēc tam zondes misija tika pagarināta līdz 2010. gada septembrim un pēc tam līdz 2017. gadam, lai izpētītu pilnu Saturna sezonu ciklu.

2009. gadā parādījās kopīgs Amerikas un Eiropas projekts starp NASA un ESA, lai uzsāktu Titāna Saturna sistēmas misiju, lai pētītu Saturnu un tā pavadoņus Titānu un Enceladus. Tās laikā stacija 7-8 gadus lidos uz Saturna sistēmu, bet pēc tam uz diviem gadiem kļūs par Titāna satelītu. Tas arī palaidīs zondes balonu Titāna atmosfērā un nosēšanās moduli (iespējams, peldošu).

Satelīti

Lielākie pavadoņi - Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan un Japetus - tika atklāti līdz 1789. gadam, taču līdz pat šai dienai tie joprojām ir galvenie izpētes objekti. Šo pavadoņu diametrs svārstās no 397 (Mimas) līdz 5150 km (Titāns), orbītas daļēji galvenā ass no 186 tūkstošiem km (Mimas) līdz 3561 tūkstotim km (Iapetus). Masas sadalījums atbilst diametra sadalījumam. Titānam ir vislielākā orbītas ekscentriskums, Dionei un Tetijam ir vismazākā. Visi satelīti ar zināmiem parametriem atrodas virs sinhronās orbītas, kas noved pie to pakāpeniskas noņemšanas.

Saturna pavadoņi

Lielākais no satelītiem ir Titāns. Tas ir arī otrs lielākais Saules sistēmā kopumā aiz Jupitera pavadoņa Ganimēds. Titānu veido apmēram puse no ūdens ledus un puse no akmeņiem. Šis sastāvs ir līdzīgs dažiem citiem lielajiem gāzes planētu pavadoņiem, taču Titāns no tiem ļoti atšķiras ar atmosfēras sastāvu un struktūru, kas galvenokārt sastāv no slāpekļa, un tajā ir arī neliels daudzums metāna un etāna, kas veido mākoņus. Titāns ir arī vienīgais Saules sistēmas ķermenis, neskaitot Zemi, kuram ir pierādīta šķidruma esamība uz virsmas. Zinātnieki neizslēdz vienkāršu organismu rašanās iespēju. Titāna diametrs ir par 50% lielāks nekā Mēness diametrs. Tas ir arī lielāks par planētu Merkurs, lai gan pēc masas ir zemāks par to.

Arī citiem lielākajiem satelītiem ir raksturīgas iezīmes. Tādējādi Japetam ir divas puslodes ar atšķirīgu albedo (attiecīgi 0,03-0,05 un 0,5). Tāpēc, kad Džovanni Kasīni atklāja šo satelītu, viņš atklāja, ka tas ir redzams tikai tad, kad tas atrodas noteiktā Saturna pusē. Diones un Rhea priekšējā un aizmugurējā puslodē arī ir savas atšķirības. Dione vadošā puslode ir ļoti krātera un vienmērīga spilgtuma. Aizmugurējā puslodē ir tumši apgabali, kā arī plānu gaišu svītru tīkls, kas ir ledus grēdas un klintis. Mimas atšķirīgā iezīme ir milzīgais trieciena krāteris Herschel ar 130 km diametru. Līdzīgi Tētijai ir Odiseja krāteris, kura diametrs ir 400 km. Enceladus, kā attēlots Voyager 2, ir virsma ar dažāda ģeoloģiskā vecuma apgabaliem, masīviem krāteriem vidējos un augstajos ziemeļu platuma grādos un nelieli krāteri tuvāk ekvatoram.

No 2010. gada februāra ir zināmi 62 Saturna satelīti. 12 no tiem tika atklāti, izmantojot kosmosa kuģus: Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981), Cassini (2004-2007). Lielākajai daļai satelītu, izņemot Hiperionu un Fēbu, ir sava sinhronā rotācija - tie vienmēr ir pagriezti pret Saturnu ar vienu pusi. Nav informācijas par mazāko satelītu rotāciju. Tethys un Dione katru pavada divi satelīti Lagranža punktos L4 un L5.

2006. gadā zinātnieku komanda Deivida Džeita vadībā no Havaju salu universitātes, kas strādāja Japānas Subaru teleskopā Havaju salās, paziņoja par 9 Saturna pavadoņu atklāšanu. Visi no tiem pieder pie tā sauktajiem neregulārajiem satelītiem, kuriem raksturīga retrogrāda orbīta. Viņu revolūcijas periods ap planētu svārstās no 862 līdz 1300 dienām.

Gredzeni

Saturna un Zemes salīdzinājums

Šodien mēs zinām, ka visiem četriem gāzveida milžiem ir gredzeni, bet Saturnam ir visievērojamākais. Gredzeni atrodas aptuveni 28° leņķī pret ekliptikas plakni. Tāpēc no Zemes, atkarībā no planētu relatīvā stāvokļa, tās izskatās savādāk: tās var redzēt gan gredzenu formā, gan “malas”. Kā arī pieņēmis Huigenss, gredzeni nav ciets ciets ķermenis, bet sastāv no miljardiem sīku daļiņu, kas atrodas apļveida orbītā. To pierādīja spektrometriskie novērojumi, ko veica A. A. Belopoļskis Pulkovas observatorijā un divi citi zinātnieki 1895.–1896.

Ir trīs galvenie gredzeni un ceturtais - plānāks. Kopā tie atstaro vairāk gaismas nekā pats Saturna disks. Trīs galvenos gredzenus parasti apzīmē ar latīņu alfabēta pirmajiem burtiem. Gredzens B ir centrālais, platākais un spilgtākais, to no ārējā gredzena A atdala gandrīz 4000 km plata Cassini sprauga, kurā atrodas plānākie, gandrīz caurspīdīgie gredzeni. A gredzena iekšpusē ir plāna sprauga, ko sauc par Encke atdalošo joslu. Gredzens C, kas atrodas vēl tuvāk planētai nekā B, ir gandrīz caurspīdīgs.

Saturna gredzeni ir ļoti plāni. Ar aptuveni 250 000 km diametru to biezums nesasniedz pat kilometru (lai gan uz gredzenu virsmas ir arī savdabīgi kalni). Neskatoties uz iespaidīgo izskatu, vielas daudzums, kas veido gredzenus, ir ārkārtīgi mazs. Ja to saliktu vienā monolītā, tā diametrs nepārsniegtu 100 km. Zondes iegūtie attēli liecina, ka gredzeni patiesībā ir izveidoti no tūkstošiem gredzenu, kas mijas ar spraugām; bilde atgādina gramofona ierakstu celiņus. Daļiņas, kas veido gredzenus, ir no 1 centimetra līdz 10 metriem. Sastāvā tie ir 93% ledus ar nelieliem piemaisījumiem, kas var ietvert kopolimērus, kas veidojas saules starojuma un silikātu ietekmē, un 7% oglekļa.

Daļiņu kustībā gredzenos un planētas pavadoņos ir konsekvence. Dažiem no tiem, ko sauc par "ganu pavadoņiem", ir nozīme gredzenu noturēšanā vietā. Mimas, piemēram, ir 2:1 rezonansē ar Kasīnijas spraugu un tās pievilkšanās ietekmē no tās tiek noņemta matērija, un Pan atrodas Enkes sadalošās joslas iekšpusē. 2010. gadā no Cassini zondes tika iegūti dati, kas liecina, ka Saturna gredzeni svārstās. Svārstības sastāv no pastāvīgiem Mimas radītiem traucējumiem un spontāniem traucējumiem, kas rodas gredzenā lidojošo daļiņu mijiedarbības dēļ. Saturna gredzenu izcelsme vēl nav pilnībā skaidra. Saskaņā ar vienu teoriju, ko 1849. gadā izvirzīja Edouard Roche, gredzeni izveidojās šķidrā pavadoņa sadalīšanās dēļ plūdmaiņu spēku ietekmē. Saskaņā ar citu, satelīts sadalījās komētas vai asteroīda trieciena dēļ.

Saturns

Vispārīga informācija par Saturnu

Saturns, sestā no Saules un otrā lielākā planēta pēc Jupitera, ir Saules sistēmas milzu planēta. Nosaukts par godu vienam no cienījamākajiem romiešu dieviem - zemes un labības patronam, kuru no troņa gāza Jupiters.

Saturna novērojumi no Zemes

Saturns cilvēkiem ir zināms kopš seniem laikiem. Galu galā naksnīgajās debesīs tas ir viens no spožākajiem objektiem, kas redzams kā dzeltenīga zvaigzne, kuras spilgtums svārstās no nulles līdz pirmajam magnitūdam (atkarībā no attāluma līdz Zemei).

Turklāt tikai Saturnam, novērojot no Zemes caur teleskopu (un pat visvienkāršāko), ir redzami gredzeni, lai gan tie ir atrasti uz visām milzu planētām...

Saturna izpētes vēsture

Saturna orbītas kustība un rotācija

Saturns riņķo ap Sauli pa orbītu, kas ir nedaudz slīpa pret ekliptikas plakni, ar ekscentricitāti 0,0541 un ātrumu 9,672 km/s, veicot pilnu apgriezienu 29,46 Zemes gados. Vidējais planētas attālums no Saules ir 9537 AU, maksimālais 10 AU. un minimālais – 9 a.u.

Leņķis starp ekvatora un orbītas plaknēm sasniedz 26 ° 73 ". Rotācijas periods ap asi - siderālā diena - 10 stundas 14 minūtes (platuma grādos līdz 30 °). Uz poliem rotācijas periods ir 26 minūtes ilgāk - 10 stundas 40 minūtes Tas ir saistīts ar to, ka Saturns nav ciets ķermenis, piemēram, Zeme, bet gan milzīga gāzes lode.. Pateicoties tādām tā uzbūves īpatnībām, kuras, starp citu, nav unikāla, planētai nav cietas virsmas, tāpēc Saturna rādiusu nosaka augstāko mākoņu novietojums tā atmosfērā.Pamatojoties uz šīs pozīcijas mērījumu, izrādījās, ka Saturna ekvatoriālais rādiuss, vienāds līdz 60268 km, ir par 5904 km lielāks nekā polārais, t.i., planētas diska polārā saspiešana ir 1/10.

Saturna uzbūve un fiziskie apstākļi

Mākoņi uz Saturna galvenokārt ir amonjaka, baltā krāsā un spēcīgāki nekā uz Jupitera, tāpēc Saturna "joslas" ir mazākas. Zem amonjaka mākoņiem atrodas mazāk spēcīgi amonija (NH 4 +) mākoņi, kas nav redzami no kosmosa.

Saturna mākoņu slānis nav nemainīgs, bet, gluži pretēji, ir ļoti mainīgs. Tas ir saistīts ar tās rotāciju, kas galvenokārt notiek no rietumiem uz austrumiem (tāpat kā planētas rotācija ap savu asi). Šī rotācija ir diezgan spēcīga, jo vēji uz Saturna nav vāji – ar ātrumu līdz 500 m/s. Vēja virziens austrumu virziens.

Vēja ātrums un attiecīgi arī mākoņu slāņa griešanās ātrums samazinās, virzoties no ekvatora uz poliem, un platuma grādos, kas lielāki par 35°, vēja virzieni mijas, t.i. Līdzās austrumu vējiem pūš arī rietumu vēji.

Austrumu plūsmu pārsvars liecina, ka vēji neaprobežojas tikai ar mākoņu virskārtu, bet tiem jāstiepjas uz iekšu vismaz 2000 kilometru garumā. Turklāt Voyager 2 mērījumi parādīja, ka vēji dienvidu un ziemeļu puslodē ir simetriski attiecībā pret ekvatoru! Pastāv pieņēmums, ka simetriskas plūsmas ir kaut kādā veidā saistītas zem redzamās atmosfēras slāņa.

Starp citu, pētot Saturna atmosfēras fotogrāfijas, tika konstatēts, ka šeit, tāpat kā uz Jupitera, var veidoties spēcīgi atmosfēras virpuļi, kuru izmērs nav tik gigantisks kā Lielajam Sarkanajam plankumam, kas redzams pat no Zemes, bet joprojām sasniedz tūkstoš kilometru diametru. Šādi spēcīgi virpuļi, līdzīgi zemes cikloniem, veidojas siltā gaisa paaugstināšanās zonās.

Tika atklāta arī atšķirība starp Saturna ziemeļu un dienvidu puslodēm.

Šī atšķirība slēpjas tīrākā atmosfērā virs ziemeļu puslodes, ko izraisa gandrīz pilnīgs augsto mākoņu trūkums. Kāpēc ziemeļu puslodes atmosfēras augšējie slāņi ir tik tīri no mākoņiem, nav zināms, taču tiek pieņemts, ka tas varētu būt saistīts ar zemāku temperatūru (~82 K)...

Saturna masa ir milzīga - 5,68 10 26 kg, kas ir 95,1 reizi lielāka par Zemes masu. Tomēr vidējais blīvums ir tikai 0,68 g/cm. 3, ir gandrīz par vienu pakāpi mazāks par Zemes blīvumu un mazāks par ūdens blīvumu, kas ir unikāls gadījums starp Saules sistēmas planētām.

Tas izskaidrojams ar planētas gāzveida apvalka sastāvu, kas kopumā neatšķiras no saules, jo uz Saturna absolūti dominējošais ķīmiskais elements ir ūdeņradis, tiesa, dažādos agregācijas stāvokļos.

Tādējādi Saturna atmosfēra gandrīz pilnībā sastāv no molekulārā ūdeņraža (~95%), ar nelielu daudzumu hēlija (ne vairāk kā 5%), metāna (CH 4), amonjaka (NH 3), deitērija (smagā ūdeņraža) piemaisījumiem. ) un etānu (CH3CH3). Konstatētas amonjaka un ūdens ledus klātbūtnes pēdas.

Zem atmosfēras slāņa pie ~100 000 bāru spiediena atrodas šķidrā molekulārā ūdeņraža okeāns.

Vēl zemāk - 30 tūkstoši km. no virsmas, kur spiediens sasniedz vienu miljonu bāru, ūdeņradis pāriet metāliskā stāvoklī. Tieši šajā slānī, metālam kustoties, tiek izveidots spēcīgs Saturna magnētiskais lauks, kas tiks apspriests tālāk.

Zem metāliskā ūdeņraža slāņa atrodas šķidrs ūdens, metāna un amonjaka maisījums augstā spiedienā un temperatūrā. Visbeidzot pašā Saturna centrā atrodas neliels, bet masīvs akmeņains vai ledains-akmeņains kodols, kura temperatūra ir ~20 000 K.

Saturna magnetosfēra

Ap Saturnu ir plašs magnētiskais lauks ar magnētisko indukciju redzamo mākoņu līmenī pie ekvatora 0,2 G, ko rada vielas kustība metāliskā ūdeņraža slānī. Astronomi skaidroja, ka Saturna magnētiskās bremsstrahlung radio emisijas nav, ar gredzenu ietekmi. Šie pieņēmumi apstiprinājās, kad Pioneer 11 kosmosa kuģis lidoja garām planētai. Starpplanētu stacijā uzstādītie instrumenti Saturna apļveida telpā fiksēja planētai ar izteiktu magnētisko lauku raksturīgus veidojumus: priekšgala triecienvilni, magnetosfēras robežu (magnetopauzi), radiācijas jostas. Saturna magnetosfēras ārējais rādiuss zem Saules punkta ir 23 planētas ekvatoriālie rādiusi, un attālums līdz triecienvilnim ir 26 rādiusi.

Saturna starojuma joslas ir tik plašas, ka aptver ne tikai gredzenus, bet arī dažu planētas iekšējo satelītu orbītas. Kā jau sagaidāms, radiācijas joslu iekšējā daļā, ko “bloķē” Saturna gredzeni, lādēto daļiņu koncentrācija ir ļoti zema. Tas notiek tāpēc, ka uzlādētas daļiņas, pārvietojoties no pola uz polu, iziet cauri gredzenu sistēmai un absorbē ledus un putekļus. Rezultātā radiācijas joslu iekšējā daļa, kas gredzenu neesamības gadījumā būtu visintensīvākais radio emisijas avots Saturna sistēmā, izrādās novājināta.

Bet tomēr uzlādēto daļiņu koncentrācija starojuma joslu iekšējos reģionos ļauj Saturna polārajos apgabalos veidoties polārblāzmas, kas ir līdzīgas tām, kuras mēs varam redzēt uz Zemes. To veidošanās iemesls ir viens - bombardēšana ar lādētām atmosfēras daļiņām.

Šīs bombardēšanas rezultātā atmosfēras gāzes spīd ultravioletā diapazonā (110-160 nanometri). Šāda garuma elektromagnētiskos viļņus absorbē Zemes atmosfēra, un tos var novērot tikai ar kosmosa teleskopiem.

Saturna gredzeni

Nu, tagad pāriesim pie vienas no raksturīgākajām Saturna uzbūves detaļām – tā milzīgā plakanā gredzena.

Gredzenu ap Saturnu 1610. gadā pirmo reizi novēroja G. Galileo, taču teleskopa sliktās kvalitātes dēļ viņš planētas malās redzamās gredzena daļas sajauca ar planētas pavadoņiem.

Pareizu Saturna gredzena aprakstu sniedza nīderlandiešu zinātnieks H. Haigenss 1659. gadā, un franču astronoms Džovanni Domeniko Kasīni 1675. gadā parādīja, ka tas sastāv no diviem koncentriskiem komponentiem – gredzeniem A un B, kurus atdala tumša sprauga (tā. sauc par “Cassini divīziju”).

Krietni vēlāk (1850. gadā) amerikāņu astronoms V. Bonds atklāja iekšējo vāji mirdzošo gredzenu C, ko tā tumšās krāsas dēļ dažreiz sauc par “krepu”, un 1969. gadā tika atklāts vēl vājāks un tuvāk planētai D gredzens. spilgtums, kas nepārsniedz 1/20 no spilgtākā vidējā gredzena spilgtuma.

Papildus iepriekšminētajam uz Saturna tika atklāti vēl 3 gredzeni - E, F un G; Visi no tiem ir vāji un slikti redzami no Zemes, tāpēc tie tika atklāti kosmosa kuģu Voyager 1 un Voyager 2 lidojumu laikā.

Gredzeni ir nedaudz baltāki par Saturna dzeltenīgo disku. Tie atrodas planētas ekvatora plaknē šādā secībā no augšējā mākoņu slāņa: D, C, B, A, F, G, E. Gredzenu apzīmēšanas secība ir izskaidrojama ar vēsturiskiem apsvērumiem, tāpēc tā ir. nesakrīt ar alfabētisku...

Ja rūpīgi izpētīsit Saturna gredzenus, jūs atklāsiet, ka patiesībā to ir daudz vairāk. Novērotos gredzenus atdala tumšas gredzenveida atstarpes – spraugas (vai dalījumi), kur vielas ir ļoti maz. Vienu no spraugām, ko var redzēt ar vidējo teleskopu no Zemes (starp gredzeniem A un B), sauc par Cassini spraugu. Skaidrās naktīs var redzēt mazāk pamanāmas plaisas.

Tātad, kas izskaidro šo Saturna gredzenu struktūru? Un kāpēc Saturnam tie vispār ir? Nu, mēģināsim atbildēt uz šiem jautājumiem. Un sāksim, apsverot otro, jo. Neatbildot uz to, nav iespējams atbildēt uz pirmo jautājumu.

Iemesls, kāpēc Saturnam aptuveni 10 5 km attālumā ir gredzeni, nevis satelīts, ir plūdmaiņu spēks. Tika parādīts, ka, ja satelīts būtu izveidojies tādā attālumā, tas plūdmaiņu spēka ietekmē būtu saplēsts mazos fragmentos. Milzu planētu veidošanās laikmetā kādā posmā ap tām radās saplacināti protoplanētu matērijas mākoņi, no kuriem pēc tam veidojās pavadoņi. Gredzena zonā plūdmaiņu spēks neļāva izveidoties satelītam. Tādējādi Saturna gredzeni, iespējams, ir pirmsplanētas matērijas paliekas un sastāv no veidojumiem, kuru izmēri var būt no maziem smilšu graudiņiem līdz vairāku metru fragmentiem.

Ir vēl viena gredzenu veidošanās teorija, saskaņā ar kuru tie ir atsevišķu lielu Saturna pavadoņu paliekas, ko iznīcinājušas komētas un meteorīti, kas izveidojušās pirms vairākiem miljardiem gadu. Lai gan ir iespējams, ka šobrīd ir avoti gredzenu papildināšanai ar vielu. Tādējādi matērijas blīvums E gredzenā palielinās virzienā uz Saturna pavadoņa Enceladus orbītu. Iespējams, ka Enceladus ir šī gredzena materiāla avots.

Gredzena struktūras raksturs acīmredzot ir rezonējošs. Tādējādi Cassini divīzija ir orbītu apgabals, kurā katras daļiņas ap Saturnu apgriezienu periods ir tieši uz pusi mazāks nekā Saturna tuvākajam lielajam satelītam Mimas. Šīs sakritības dēļ Mimas ar savu pievilcību, šķiet, satricina daļiņas, kas pārvietojas nodalījumā, un galu galā izmet tās no turienes. Taču, kā jau aprakstījām iepriekš, Saturna gredzeni vairāk atgādina “gramofona ierakstu”, un šo struktūru vairs nav iespējams izskaidrot ar rezonansi ar Saturna pavadoņu orbitālajiem periodiem.

Tāpēc, visticamāk, šāda struktūra ir mehāniski nestabila daļiņu sadalījuma pa gredzenu plakni rezultāts, kā rezultātā rodas apļveida blīvuma viļņi - novērotā smalkā struktūra.

Pirmais, kas izteica šādu pieņēmumu, bija slavenais vācu filozofs Imanuels Kants, kurš Saturna gredzenu smalko struktūru skaidroja ar daļiņu sadursmi, kas saskaņā ar Keplera likumiem rotē ap planētu diferencēti. Tieši diferenciālā rotācija, pēc Kanta domām, liek diskam sadalīties vairākos plānos gredzenos.

Vēlāk franču astronoms Saimons Laplass pierādīja Kanta pausto divu no Zemes redzamo Saturna gredzenu nestabilitāti.

Tāpat, aprēķinot līdzsvara apstākļus Saturna gredzeniem, Laplass pierādīja, ka to eksistence iespējama tikai ar planētas strauju rotāciju ap savu asi, ko vēlāk pierādīja V. Heršela novērojumi, kurš vērsa uzmanību uz pamanāmo. Saturna polārā saspiešana.

1857.-59.gadā. Saturna gredzenus savos darbos aprakstīja anglis Maksvels Džeimss Klerks, kurš parādīja, ka gredzena stabila eksistence ap planētu var būt tikai tad, ja tā sastāv no atsevišķu, nesaistītu mazu ķermeņu kopuma: nepārtraukts ciets vai šķidrs gredzens būtu planētas gravitācijas spēka saplēstas .

Nedaudz vēlāk, 1885. gadā, Saturna gredzenu formu aprakstīja krievu matemātiķis S. V. Kovaļevska, kurš apstiprināja Maksvela secinājumu, ka Saturna gredzeni nav vienots veselums, bet gan sastāv no atsevišķiem, maza izmēra ķermeņiem.

19. gadsimta beigās. šo Maksvela un Kovaļevskas teorētisko secinājumu neatkarīgi viens no otra empīriski apstiprināja A. A. Belopolskis (Krievija), J. Kīlers (ASV) un A. Delandrs (Francija), fotografējot Saturna spektru, izmantojot spraugas spektrogrāfu un pamatojoties uz Doplera aparātu. efekts – Fizo atklāja, ka Saturna gredzenu ārējās daļas griežas lēnāk nekā iekšējās.

Izmērītie ātrumi izrādījās vienādi ar tiem, kādi būtu Saturna pavadoņiem, ja tie atrastos vienādā attālumā no planētas. No šejienes ir skaidrs: Saturna gredzeni būtībā ir milzīgs nelielu cieto daļiņu uzkrāšanās, kas neatkarīgi riņķo ap planētu. Daļiņu izmēri ir tik mazi, ka nav redzami ne tikai zemes teleskopos, bet arī no kosmosa kuģiem. Tikai skenējot ar radio staru viļņa garumā 3,6 cm gredzenus A, C un Cassini divīziju, Voyager 1 šķērsojot Saturnu, bija iespējams noteikt to izmērus. Izrādījās, ka A gredzena daļiņu vidējais diametrs ir 10 metri, Cassini skaldīšanas daļiņas ir astoņas, bet C gredzens ir tikai 2 metri.

Atlikušajos Saturna gredzenos, izņemot B gredzenu, daļiņas ir daudz mazākas, un to skaits ir nenozīmīgs. Būtībā šie gredzeni sastāv no putekļu daļiņām, kuru diametrs ir aptuveni desmit tūkstošdaļas mm.

Jāteic, ka daļiņas gredzenā B veido dīvainus radiālus veidojumus - “spieķus”, kas atrodas virs gredzena plaknes. Iespējams, ka “spieķus” satur kopā elektrostatiskie atgrūšanas spēki. Interesanti atzīmēt, ka uz dažām Saturna skicēm, kas tapušas pagājušajā gadsimtā, tika atrasti noslēpumaino “spieķu” attēli. Bet tad neviens tiem nepiešķīra nekādu nozīmi.

Papildus spieķiem kosmosa Voyagers atklāja negaidītu efektu, proti, daudzus īstermiņa radio emisijas uzliesmojumus, kas nāk no gredzeniem. Tas nebija nekas vairāk kā signāli no elektrostatiskām izlādēm – sava veida zibens. Daļiņu elektrifikācijas avots acīmredzot ir sadursmes starp tām. Tika atklāta arī neitrāla atoma ūdeņraža gāzveida atmosfēra, kas aptver gredzenus.

Pamatojoties uz Laysan-alfa līnijas intensitāti (1216 A) ultravioletajā spektra daļā, Voyagers aprēķināja ūdeņraža atomu skaitu atmosfēras kubikcentimetrā. Viņu bija ap 600...

Gredzenu spektra izpētes rezultātā arī noskaidrojās, ka to sastāvdaļu daļiņas acīmredzot ir vai nu klātas ar ledu (vai sarma), vai arī sastāv no ledus, turklāt ūdens. Pēdējā gadījumā visu gredzenu masu var novērtēt uz 10 23 g, t.i. Par 6 kārtas mazāk nekā pašas planētas masa. Tomēr Pioneer 11 kosmosa kuģa trajektorijas analīze parādīja, ka gredzenu masa ir vēl mazāka un nesasniedz pat 1,7 miljono daļu no Saturna masas.

Gredzenu temperatūra ir ļoti zema - apmēram 80 K (-193 ° C). Daļiņas visos gredzenos pārvietojas ar gandrīz vienādu ātrumu (apmēram 10 km/s), reizēm savā starpā saduroties...

29,5 gadu laikā no Zemes Saturna gredzeni ir redzami divreiz to maksimālā atvērumā, un divreiz ir periodi, kad Saule un Zeme atrodas gredzenu plaknē, un pēc tam gredzenus izgaismo Saule. mala-on”. Šajā periodā gredzeni ir gandrīz pilnībā neredzami, kas liecina par to ļoti mazo biezumu: apmēram 1-4 (līdz 20) km. Jūs pat varat redzēt zvaigznes caur gredzeniem, lai gan to gaisma ir ievērojami vājināta.

Saturna pavadoņi

Līdzās gredzenu sistēmai Saturnam ir arī vesela satelītu sistēma, no kurām šobrīd ir zināmi 60.

Pirmo satelītu tālajā 1655. gadā atklāja Kristians Huigenss, un tas bija milzīgs Titāns - vienīgais Saturna satelīts, kuram ir blīva atmosfēra un kas ir lielāks par Merkuru.

Nedaudz vēlāk – 1671. gadā Žans Dominiks Kasīni atklāj vēl vienu pavadoni – Japetu. Gadu vēlāk viņš atklāja Reju, bet 1684. gadā - Dionu un Tetisu. Pēc šiem atklājumiem vairāk nekā simts gadus nebija informācijas par jauniem Saturna satelītiem. Un likās, ka tā tas būs mūžīgi. Bet 1789. gadā Viljams Heršels atklāja divus Saturna pavadoņus. Tie bija Mimas un Enceladus.

Vēl sešdesmit gadus vēlāk, proti, 1848. gadā, tika atklāts Hiperions, bet 1898. gadā Fēbe. Pēc tiem 1966. gadā tika atklāti Epithemium un Juna. Pēc tam atklāto Saturna satelītu skaits, pateicoties paaugstinātai uz zemes izvietoto teleskopu izšķirtspējai, sāka strauji pieaugt, un līdz 1997. gadam, kad tika palaists kosmosa kuģis Cassini, tas sasniedza 18. Šim skaitlim Cassini pievienoja vēl četrus jauni pavadoņi, kas atklāti pēc tā ierašanās Saturnā.

Kopumā Saturnam šobrīd ir 52 oficiāli apstiprināti pavadoņi, kuriem katram ir savs nosaukums. Kopā ar tiem ir arī citi, pagaidām neapstiprināti pavadoņi, kas ir maza izmēra un nav novēroti vairāk nekā vienu reizi. Daži no tiem atrodas Diones orbītā, citi - starp Diones un Tetijas orbītām, bet citi - starp Diones un Rejas orbītām.

Visi pavadoņi, izņemot milzīgo Titānu, sastāv galvenokārt no ūdens ledus, ar nelielu iežu piejaukumu, par ko liecina to zemais blīvums (apmēram 1400-2000 kg/m3). Lielākie no tiem, piemēram, Mimas, Dione, Rhea, veido akmeņainu kodolu, kas aizņem līdz 40% no visa satelīta masas. Titāna uzbūve ir līdzīga lielo Jupitera pavadoņu uzbūvei: arī ciets akmeņains kodols un ledains apvalks.

Saturna, kā arī citu milzu planētu pavadoņus var iedalīt divās grupās – regulārajos un neregulārajos. Regulāri pavadoņi pārvietojas gandrīz apļveida orbītās, kas atrodas tuvu planētai netālu no tās ekvatoriālās plaknes. Visi regulārie pavadoņi riņķo vienā virzienā – pašas planētas rotācijas virzienā. Tas norāda, ka šie pavadoņi veidojušies gāzu un putekļu mākonī, kas apņēma planētu tās veidošanās laikā. Tiesa, šim noteikumam ir divi izņēmumi – Japets un Fēbe.

Turpretim neregulāri pavadoņi riņķo tālu no planētas haotiskās orbītās, skaidri norādot, ka planēta šos ķermeņus ir notvērusi no garām ejošajiem asteroīdiem vai komētu kodoliem.

Regulārajiem Saturna satelītiem, no kuriem kopā ir zināmi 18, ir sinhrona rotācija (cikliska nobīde), un tāpēc tie vienmēr ir vērsti uz vienu un to pašu pusi pret planētu. Izņēmums no šī noteikuma ir Hyperion, kuram ir savs haotisks grieziens, un Fēbe, kas griežas pretējā virzienā.

Kopumā mēs varam teikt, ka katrs Saturna satelīts ir unikāls, un katrs no tiem ir pelnījis uzmanību. Ņemiet, piemēram, Titānu - milzīgu satelītu, kura diametrs ir 5150 kilometri, ļaujot to uzskatīt par otro lielāko satelītu Saules sistēmā. Turklāt tikai Titānā ir blīva sarkanoranža atmosfēra, kuras biezums ir gandrīz 600 km. Turklāt šī atmosfēra savā sastāvā atgādina senās Zemes atmosfēru, jo 95% sastāv no slāpekļa. Ir argona, metāna, skābekļa, ūdeņraža, etāna, propāna un citu gāzu klātbūtnes pēdas. Starp citu, metāns uz Titāna var būt visos 3 agregācijas stāvokļos, tāpēc nav pārsteidzoši, ka uz satelīta ir metāna okeāns, ezeri un upes. Jā, un parasts ūdens okeāns pastāv arī uz Titāna, lai gan ne virspusē, bet vairāku kilometru dziļumā. Uz to liecina lielā Titāna virsmas pazīmju variabilitāte, kas dažādos laikos novērojama dažādās vietās.

Tas ir iespējams tikai tad, ja pieņemam, ka zem virsmas ir biezs šķidra ūdens slānis. Tādējādi Titāns ir piektais kosmosa objekts Saules sistēmā, uz kura ir atrasts šķidrs ūdens...

Ne mazāk interesants par Titānu ir otrs Saturna pavadonis Japets. Tās priekšējā (braukšanas virzienā) puslode pēc atstarojuma ļoti atšķiras no aizmugures. Viens no tiem ir gaišs kā sniegs, otrs tumšs kā melns samts. Tas ir saistīts ar faktu, ka Iapetus priekšējā daļa ir stipri piesārņota ar putekļiem, kas, nokrītot uz tās virsmas cita satelīta Fēbes kustības laikā, izraisa tā smagu melnēšanu.

Unikāls ir arī Fēbes pavadonis, jo vienīgais, kas riņķo ap planētu pretējā virzienā. Turklāt tā virsma ir ļoti tumša – tumšākā starp visiem Saturna pavadoņiem.

Bet spožākā virsma ir Enceladus, kas pēc šī rādītāja ir pirmais Saules sistēmā (tā albedo ir tuvu 1, tāpat kā tikko uzkritušam sniegam). Enceladā ir arī vislielākā tektoniskā un vulkāniskā aktivitāte, un Enceladus vulkāni nav vienkārši, bet gan ledus. To dēļ tā virsma ir klāta ar sarmas slāni un tāpēc tik spoža.

Vēl viens ļoti interesants Saturna satelīts ir Hiperions, vienīgais no lielajiem satelītiem, kam ir neregulāra forma, ko izraisījusi sadursme ar kādu masīvu kosmisku ķermeni. Iespējams, vai drīzāk pat iespējams, ka tieši šī sadursme izraisa Hyperion haotisko rotāciju ap savu asi, kuras ātrums mēneša laikā mainās par desmitiem procentu.

Sadursmē ar kādu lielu kosmisku ķermeni uz cita Saturna pavadoņa Mimas virsmas izveidojās arī 130 kilometrus garš krāteris Herschel. Šahta, kas ieskauj šo krāteri, ir tik augsta, ka tā ir skaidri redzama pat fotogrāfijās. Jāsaka, ka šādi milzu krāteri uz Saturna pavadoņiem nav nekas neparasts. Tādējādi uz Diones virsmas tika atklāts krāteris ar aptuveni 100 km diametru, bet uz otra lielākā Saturna pavadoņa Rhea virsmas ir krāteri ar diametru līdz 300 km. Reja, starp citu, ir interesanta arī ar to, ka tai ir vienīgā no visiem satelītiem, un ne tikai Saturnam, kuram ir gredzeni. Tas tika atklāts šī gada 7. martā kosmosa kuģa Cassini lidojuma laikā. Rhea acīmredzot ir tikai viens gredzens, un tas sastāv no sasmalcinātiem asteroīda vai komētas fragmentiem, kas tālā pagātnē sadūrās ar Rhea. Šī gredzena diametrs ir līdz pat vairākiem tūkstošiem kilometru un tas atrodas gandrīz tuvu satelītam. Papildu putekļu mākonis varētu izstiepties līdz 5900 km. no satelīta centra.

Jā, Rhea satelīts noteikti ir interesants, bet atgriezīsimies pie runām par krāteriem. Kā jau minēts, 100-200 kilometru krāteri uz Saturna pavadoņiem nav nekas neparasts, taču pat tie nav nekas, salīdzinot ar Odiseja krāteri, kura diametrs ir 400 km, kas atrodas uz Tethys virsmas. Uz šī satelīta, starp citu, tika atklāts arī milzu Ithakas kanjons, kas stiepjas 3 tūkstošus kilometru garumā, kas ir vairāk nekā pavadoņa diametrs (~ 2000 km).

Bet tas nav vienīgais, kas padara Tetiju interesantu. Šķiet, ka viņa "ganās" arī divus citus satelītus - Telesto un Calypso, kas atrodas 60 ° priekšā un aiz Tethys. Diona ir arī ganu kompanjons, “ganot” Jeļenu un Polidevku. Vietas kosmosā, ko aizņem šie “ganību” pavadoņi, sauc par Lagranža. Starp citu, Trojas asteroīdi pārvietojas kopā ar Jupiteru līdzīgi.

Daži satelīti iedarbojas uz Saturna gredzeniem - tas ir tā sauktais. ganu pavadoņi. Tie ir, piemēram, Prometejs un Pandora, kas mijiedarbojas ar F gredzena gredzena materiālu un neļauj šim materiālam atstāt gredzenu, vai Atlas, kas pārvietojas pie A gredzena ārējās malas; tas neļauj gredzena daļiņām iziet ārpus šīs malas. Starp citu, F gredzens ir ļoti neparasts. Tādējādi Voyager 1 borta kameras parādīja, ka gredzens sastāv no vairākiem gredzeniem, kuru kopējais platums ir 60 km, un divi no tiem ir savīti viens ar otru, piemēram, mežģīnes. Šo neparasto konfigurāciju izraisa gredzenu mijiedarbība ar diviem satelītiem, kas pārvietojas tieši F gredzena tuvumā – viens iekšējā malā, otrs ārējā malā. Šo satelītu pievilcība neļauj ārējām daļiņām aiziet tālu no tā vidus - satelīti it kā “ganās” daļiņas. Tie, kā liecina aprēķini, izraisa daļiņu pārvietošanos pa viļņotu līniju, kas rada novēroto gredzena komponentu savijas. Bet Voyager 2, kas deviņus mēnešus vēlāk pabrauca garām Saturnam, F gredzenā nekonstatēja nekādus savītus vai citus formas izkropļojumus, jo īpaši ganu tiešā tuvumā. Tādējādi gredzena forma izrādījās mainīga. Nav zināms, kas izraisa šo dīvaino gredzenu uzvedību...

Vispārīga informācija par Saturnu

Šī planēta ir vairāk līdzīga Jupiteram nekā citas milzu planētas. Tā masa ir 95 reizes un ekvatoriālais rādiuss (60 370 km) ir 9,5 reizes lielāks nekā Zemei, un tā saspiešana ir 1:10, t.i., polārais rādiuss ir 8,5 reizes lielāks nekā Zemei. Gravitācijas paātrinājums uz Saturna ir 1,15 reizes lielāks nekā uz Zemes, un kritiskais ātrums ir 37 km/s. Planētas rotācijas ass ir slīpa 26°45" leņķī un, ja tā pēc būtības būtu līdzīga Zemei un atrastos daudz tuvāk Saulei, tad tai būtu gadalaiku maiņa. Taču Saturna uzbūve ir tāda pati kā ka Jupitera, un tā ir tā rotē zonāli ar periodiem 10h 14m (ekvatoriālā josla) un 10h 39m (mērenā joslā).Par planētas gāzveida struktūru liecina arī tās zemais vidējais blīvums, kas vienāds ar 0,69 g/cm3, t.i. , tēlaini izsakoties, ja Saturns atrastos ūdenī, tad tas peldētu uz tā virsmas.. Mazākas masas dēļ (salīdzinot ar Jupiteru) Saturna zarnās spiediens palielinās lēnāk, un, šķiet, arī šķidrā ūdeņraža slānis. sajaukts ar hēliju sākas dziļumā, kas vienāds ar pusi no planētu rādiusa, kur temperatūra sasniedz 10 000 ° C un spiediens ir 3-109 hPa (3-106 atm.) Zemāk, 0,7-0,8 rādiusa dziļumā, atrodas ūdeņraža metāliskās fāzes slānis, kurā elektriskās strāvas rada planētas magnētisko lauku, un zem šī slāņa atrodas izkusis silikātmetāla kodols, kura masa ir 9 reizes lielāka par Zemes masu jeb gandrīz 0,1 Saturna masa.

Saturns no Saules saņem 92 reizes mazāk enerģijas nekā Zeme, turklāt tas atspoguļo 45% no šīs enerģijas. Tāpēc tā augšējo slāņu temperatūrai jābūt aptuveni -190°C, bet tuvu -170°C. Tas izskaidrojams ar to, ka no planētas karstā iekšpuses nāk divreiz vairāk siltuma nekā no Saules. Saturna radio emisija ir salīdzinoši neliela, kas liecina, ka tā magnētiskais lauks un radiācijas josta ir vājāka nekā Jupitera. To apstiprināja automātiskā stacija "Pioneer-11", kas 1979. gada 1. septembrī lidoja 21 400 km attālumā no Saturna virsmas un atklāja tā magnētisko lauku, kura ass gandrīz sakrīt ar Saturna griešanās asi. planēta. Radiācijas josta sastāv no vairākām zonām, kuras atdala plaši dobumi, kas nesatur elektriski lādētas daļiņas. Saturnam ir vēl divi pavadoņi – tos nofotografējusi zonde Cassini. Tas, ka šādas mazas planētas (3 un 4 km diametrā) ir saglabājušās līdz mūsdienām, nozīmē, ka mazās komētas, kas parasti tās apdraud, Saules sistēmā nav īpaši izplatītas. Sestajai planētai tagad ir pavisam 33 satelīti ar diametru no 34 līdz 5150 km. Tāpat kā Jupiters, šie pavadoņi ir numurēti tādā secībā, kādā tie tika atklāti.

Automātisko staciju uzņemtajās fotogrāfijās redzams, ka lielu satelītu virsmas ir klātas ar daudziem dažāda izmēra krāteriem.

Visi Saturna pavadoņi riņķo ap to virzienā uz priekšu, un tikai tālākajam, devītajam Phoebus satelītam, kas atrodas gandrīz 13 miljonus km no planētas, ir apgrieztā kustība un tas veic vienu orbitālo apgriezienu 550 dienās.
Saturna gredzeni

Saturnam ir gredzens, ko tālajā 1656. gadā atklāja nīderlandiešu fiziķis H. Haigenss (1629-1695), jeb precīzāk, septiņi plāni plakani koncentriski gredzeni, kas ir atdalīti viens no otra ar tumšiem intervāliem un riņķo ap planētu planētas plaknē. tā ekvators. Ārējais gredzens, kas apzīmēts ar burtu A, ir mazāk spilgts nekā B gredzens, ko no tā atdala Cassini sprauga, kura iekšpusē ir trešais gredzens C, ko sauc par krepparredzenu tā zemā spilgtuma dēļ un ir redzams tikai spēcīgos teleskopos. ; to no B gredzena atdala Maksvela divīzija. Šo gredzenu ārējais un iekšējais rādiuss ir attiecīgi 138 000 un 120 000 km (A), 116 000 un 90 000 km (B), 89 000 un 72 000 km (C).

Saglabājot savu virzienu kosmosā, gredzeni ik pēc 14,7 gadiem (puse no Saturna ap Saules revolūcijas perioda) pagriežas pret Zemi un nav redzami; tikai viņu ēna, šaura tumša svītra, krīt uz planētas diska. Šo parādību sauc par gredzena pazušanu. Viņu pēdējā pazušana notika 1994. gadā.

Saturns, sestā lielākā planēta Saules sistēmā attāluma no Saules ziņā; astronomiskā zīme ћ S. attiecas uz milzu planētu skaitu. Saules orbītas puslielākā ass (tās vidējais attālums no Saules) ir 9,54 AU. e., jeb 1,43 miljardi km. S. orbītas ekscentricitāte ir 0,056 (lielākā starp milzu planētām). S. orbītas plaknes slīpuma leņķis pret ekliptikas plakni ir 2°29’. Saule veic pilnīgu apgriezienu ap Sauli (sidēriskais apgriezienu periods) 29 458 gados ar vidējo ātrumu 9,64 km/s. Revolūcijas sinodiskais periods ir 378,09 dienas. Debesīs S. izskatās kā dzeltenīga zvaigzne, kuras spilgtums svārstās no nulles līdz pirmajam magnitūdam (vidējā opozīcijā). Lielā spilgtuma mainīgums ir saistīts ar gredzenu esamību ap S.; Leņķis starp gredzenu plakni un virzienu uz Zemi svārstās no 0 līdz 28°, un novērotājs uz Zemes redz gredzenus dažādos leņķos, kas nosaka S spilgtuma izmaiņas. Redzamajam S. diskam ir elipses forma ar asīm 20,7" un 14,7" (vidējā konfrontācijā). Augstākā savienojumā ar Sauli šķietamais saules izmērs ir par 25% mazāks, un tās spilgtums ir par 0,48 magnitūdām mazāks. S. vizuālais albedo ir 0,69.

Saules diska eliptiskums atspoguļo tā sferoidālo formu, kas ir Saules sistēmas straujās rotācijas sekas: tā rotācijas periods ap savu asi ir 10 stundas 14 minūtes pie ekvatora, 10 stundas 38 minūtes mērenos platuma grādos un 10 stundas 40 minūtes aptuveni 60° platumā. S. rotācijas ass ir slīpa pret orbītas plakni 63°36' leņķī. Lineārā mērogā ziemeļu ekvatoriālais rādiuss ir 60 100 km, polārais ir 54 600 km (precizitāte aptuveni 1%), un kompresija ir 1:10,2. Saules tilpums ir 770 reizes lielāks par Zemes tilpumu, bet Saules masa ir 95,28 reizes lielāka nekā Zemes (5,68 × 10226 kg), tātad vidējais saules blīvums ir 0,7 g/cm3, kas ir puse no Saules blīvuma. Saules masa attiecībā pret Sauli ir 1:3499. Smaguma paātrinājums uz ziemeļu virsmas pie ekvatora ir 9,54 m/s2. Paraboliskais ātrums (bēgšanas ātrums) ziemeļu virsmā sasniedz 37 km/sek.

S diskā ir redzamas dažas detaļas, pat ja tās tiek skatītas vislabākajos apstākļos. Ir redzamas tikai ekvatoram paralēlas gaišas un tumšas svītras, uz kurām ik pa laikam uzklājas tumši vai gaiši plankumi, ar kuru palīdzību nosaka C rotāciju.

Saules virsmas temperatūra, pamatojoties uz siltuma plūsmas mērījumiem, kas izplūst no planētas infrasarkanajā spektra reģionā, tiek noteikta no -190 līdz -150 °C (kas ir augstāka par līdzsvara temperatūru - 193 °C), kas atbilst no Saules saņemtajai siltuma plūsmai. Tas norāda, ka saules termiskais starojums satur daļu sava dziļā siltuma, ko apstiprina radioemisijas mērījumi.

Debesu rotācijas leņķisko ātrumu atšķirība dažādos platuma grādos liecina, ka to virsma, kas novērota no Zemes, ir tikai atmosfēras augšējais mākoņu slānis. Pamatojoties uz teorētiskajiem pētījumiem, var izveidoties priekšstats par S. iekšējo struktūru. Novērotie planētas pavadoņu kustības traucējumi, salīdzinot ar tās figūras saspiešanu un vidējo blīvumu, ļauj noteikt aptuveno spiediena un blīvuma gaitu planētas zarnās (sk. Planētas). Saules ļoti zemais vidējais blīvums liecina, ka tā, tāpat kā citas milzu planētas, galvenokārt sastāv no vieglajām gāzēm – ūdeņraža un hēlija, kas dominē uz Saules. Domājams, ka saules sastāvā ietilpst ūdeņradis (80%), hēlijs (18%) un tikai 2% smagāku elementu, kas koncentrēti planētas kodolā. Ūdeņradis līdz apmēram pusei no rādiusa atrodas molekulārajā fāzē, un dziļāk kolosāla spiediena ietekmē tas pārvēršas metāliskā fāzē. S. centrā temperatūra ir tuvu 20 000 K.

Atmosfēras ķīmiskais sastāvs virs planētas mākoņu slāņa tiek noteikts pēc planētas spektra absorbcijas līnijām. Tā galvenā daļa ir molekulārais ūdeņradis (40 km-atm), noteikti ir metāns CH4 (0,35 km-atm), tiek pieņemts amonjaka (NH3) esamība, lai gan ir iespējams, ka tas ir aerosolu veidā. mākoņi. Ir pamats pieņemt, ka Saules atmosfērā ir hēlijs, kas mums pieejamā spektra apgabalā spektroskopiski neizpaužas. S nav konstatēts magnētiskais lauks.

Ievērojama planētas iezīme ir Saturna gredzeni - koncentriski dažāda spilgtuma veidojumi, it kā ligzdoti viens otrā un veido vienotu plakanu, neliela biezuma sistēmu, kas atrodas ziemeļu ekvatoriālajā plaknē.Gredzens ap ziemeļiem bija pirmo reizi novēroja G. Galileo 1610. gadā, taču teleskopa zemās kvalitātes dēļ viņš planētas malās redzamās gredzena daļas sajauca ar pavadoņiem C. Pareizu C gredzena aprakstu sniedza H. Haigenss. (1659), un J. Cassini drīz vien parādīja, ka tas sastāv no diviem koncentriskiem komponentiem - gredzeniem A un B, kas atdalīti ar tumšu spraugu (tā sauktā "Kasīni divīzija"). Krietni vēlāk (1850. gadā) amerikāņu astronoms V. Bonds atklāja iekšējo vāji gaišo gredzenu (C), bet 1969. gadā tika atklāts vēl vājāks un tuvāk planētas gredzenam D. D gredzena spilgtums nepārsniedz 1/ 20 no spožākā gredzena spilgtuma - gredzens B Gredzeni atrodas šādos attālumos no planētas: A - no 138 līdz 120 tūkstošiem km, B - no 116 līdz 90 tūkstošiem km, C - no 89 līdz 75 tūkstošiem km un D - no 71 tūkst.km gandrīz līdz virsmai C .

Planētu gredzenu būtība kļuva skaidra pēc tam, kad angļu fiziķis J. Maksvels (1859. gadā) un krievu matemātiķis S. V. Kovaļevska (1885. gadā) ar dažādām metodēm pierādīja, ka gredzena stabila eksistence ap planētu var būt tikai tad, ja tā sastāv no atsevišķu mazu ķermeņu kolekcija: nepārtrauktu cietu vai šķidru gredzenu saplēstu planētas gravitācijas spēks.

Šis teorētiskais secinājums 19. gadsimta beigās. empīriski neatkarīgi viens no otra apstiprināja A. A. Belopoļskis (Krievija), J. Kīlers (ASV) un A. Delandrs (Francija), kas fotografēja S. spektru, izmantojot spraugas spektrogrāfu, un, pamatojoties uz Doplera-Fizeau efektu, atklāja ka C. gredzena ārējās daļas griežas lēnāk nekā iekšējās. Izmērītie ātrumi izrādījās vienādi ar tiem, kādi būtu S. satelītiem, ja tie atrastos vienādā attālumā no planētas.

29,5 gadu laikā no Zemes Saules gredzeni ir redzami divas reizes pie maksimālā atvēruma, un divreiz ir periodi, kad Saule un Zeme atrodas gredzenu plaknē, un tad gredzenus vai nu apgaismo Saule. mala-on”, vai arī tas ir redzams zemes novērotājam “mala uz”” Šajā periodā gredzeni ir gandrīz pilnībā neredzami, kas norāda uz to ļoti mazo biezumu. Dažādi pētnieki, pamatojoties uz vizuāliem un fotometriskiem novērojumiem un to teorētisko apstrādi, nonāk pie secinājuma, ka gredzenu vidējais biezums svārstās no 10 cm līdz 10 km. Protams, šāda biezuma gredzenu no Zemes malas nav iespējams redzēt. Cieto ķermeņu izmēri gredzenos tiek lēsti no 10-1 līdz 103 cm ar bloku pārsvaru ar diametru aptuveni 1 m, ko apstiprina novērotais radioviļņu atstarojums no C gredzeniem.

Gredzenu vielas ķīmiskais sastāvs acīmredzot ir vienāds visām četrām sastāvdaļām, tajos atšķiras tikai telpas piepildīšanas pakāpe ar blokiem. Saules gredzenu spektrs būtiski atšķiras no pašas saules un saules spektra, kas tos apgaismo; spektrs norāda uz palielinātu gredzenu atstarošanu tuvajā infrasarkanajā reģionā (2,1 un 1,5 μm), kas atbilst atstarojumam no H2O ledus. Var pieņemt, ka S. gredzenus veidojošie ķermeņi ir vai nu klāti ar ledu vai sarmu, vai arī sastāv no ledus. Pēdējā gadījumā visu gredzenu masu var lēst uz 1024 g, t.i., par 5 kārtām mazāku par pašas planētas masu. S. gredzenu temperatūra acīmredzot ir tuvu līdzsvaram, t.i., 80 K.

S. ir desmit satelīti. Vienam no tiem – Titānam – izmēri ir salīdzināmi ar planētu izmēriem; tā diametrs ir 5000 km, tā masa ir 2,4 × 10-4 S. masas, tā atmosfēra satur metānu. Planētai tuvākais pavadonis ir 1966. gadā atklātais Januss: tas riņķo ap planētu ik pēc 18 stundām, vidēji 160 tūkstošu km attālumā; tā diametrs ir aptuveni 220 km. Vistālākais satelīts ir Phoebe; griežas ap ziemeļiem pretējā virzienā aptuveni 13 miljonu km attālumā (skat. Planētu satelīti).

Nosaukuma izcelsme Nosaukums "Saturns" cēlies no romiešu vārda Kronos, kurš grieķu mitoloģijā bija titānu kungs. Vārds "Saturns" ir angļu vārda "sestdiena" sakne.

Atrašanās vieta Saules sistēmā Planēta Saturns ir sestā planēta no Saules un otrā lielākā Saules sistēmā. Lai gan arī citiem Saules sistēmas gāzes milžiem - Jupiteram, Urānam, Neptūnam - ir gredzeni, Saturna gredzeni, bez šaubām, ir visneparastākie.

Saturna virsmas būtība ir bumba, kas gandrīz pilnībā sastāv no ūdeņraža un hēlija. Iedziļinoties planētā, mainās blīvums un temperatūra, taču, ņemot vērā to visu, nebūtu pareizi teikt, ka Saturnam ir cieta virsma. Ja jums būtu iespēja nokrist uz Saturna virsmas, jūs burtiski iekristu tajā, izjustu karstumu un spiedienu, līdz planētas iekšienē jūs pilnībā saspiestos. Pats par sevi saprotams, ka uz Saturna virsmas stāvēt nav iespējams. Bet, ja kādam tas izdotos, viņš piedzīvotu aptuveni 91% Zemes gravitācijas. Citiem vārdiem sakot, skala, kas uz Zemes rāda 100 kg, uz Saturna rādītu 91 kg.

Planētas atmosfēra ir ļoti līdzīga bumbiņai, kas gandrīz pilnībā sastāv no ūdeņraža un hēlija. Tā blīvums un temperatūra mainās, virzoties dziļāk uz planētas. Planētas ārējā atmosfēra sastāv no 93% molekulārā ūdeņraža, pārējā hēlija un neliela daudzuma amonjaka, acetilēna, etāna, fosfīna un metāna. Tieši šie mikroelementi rada redzamās svītras un mākoņus.Planētas kodols ir akmeņains ar lielu masu, kas ir pietiekama, lai agrīnajā Saules miglājā notvertu lielu daudzumu gāzu. Tās kodolam, tāpat kā citu gāzes gigantu kodolam, būtu jāveidojas un jākļūst masīvam daudz ātrāk nekā citām planētām, lai būtu laiks iegūt primārās gāzes.

satelīti Saturnam ir 53 oficiāli pavadoņi un 9 provizoriski (neoficiāli) pavadoņi. Visslavenākais no Saturna pavadoņiem, iespējams, ir Titāns. Tas ir otrs lielākais pavadonis Saules sistēmā pēc Jupitera pavadoņa Ganimēds. Titāns ir lielāks par planētu Merkurs. Daži citi pavadoņi ir: Atlass, Kalipso, Dione, Encelāds, Hiperions, Japets, Januss, Mimas, Fēbe un Tetija.

Mimas satelīts ir Saturnam tuvākais lielais satelīts. Tā riņķo ap planētu 185 600 km attālumā un gandrīz pilnībā sastāv no ūdens ledus. Uz Mimas virsmas nav redzamas iekšējās darbības pēdas, tā ir pilnībā klāta ar krāteriem. Lielākais krāteris tika nosaukts par Herschel, tā diametrs ir aptuveni 130 km.

Mēness Encelāds ir otrais lielais Saturna pavadonis. Tas riņķo ap planētu 238 100 km attālumā. Tas ir spožākais satelīts Saules sistēmā. Tās virsma ir ļoti jauna, uz tās ir salīdzinoši maz krāteru (un ir apgabali, kur tādu nav vispār). Satelīts joprojām ir ģeoloģiski aktīvs. Tās dienvidu pola apgabalā ir plaisu sistēma, no kurām smalku ledus putekļu geizeri izšaujas kosmosā. Pēc tam šie putekļi izkliedējas pa visu Enceladus orbītu, veidojot Saturna visattālāko un retāko E gredzenu. Neskatoties uz nelielo izmēru, Enceladus ir vāja atmosfēra. Tās sastāvs: 65% ūdens tvaiku, 20% molekulārais ūdeņradis, ir arī nedaudz oglekļa dioksīda, oglekļa monoksīda un slāpekļa.

Mēness Tethys ir trešais lielākais Saturna pavadonis. Tas riņķo ap planētu 294 700 km attālumā Acīmredzot pavadonis gandrīz pilnībā sastāv no ūdens ledus. Seno Tethys virsmu klāj daudzi krāteri. Taču uz tās manāmas arī ģeoloģisko procesu pēdas, piemēram, milzīgs lūzums, kas stiepjas vairākus simtus kilometru un tiek dēvēts par Itaku.

Mēness Dione ir ceturtais lielākais Saturna pavadonis. Tas riņķo ap planētu 377 400 km attālumā.Lielāks vidējais blīvums liecina, ka Dione satur ievērojamu daļu iežu. Tās virsma ir vecāka par Enceladus virsmu, bet daudz jaunāka par Tethys vai Rhea virsmu. Ledaino pavadoņa garozu pāršķeļ daudzi lūzumi un kanjoni, kas liecina par salīdzinoši neseno (desmitiem un simtiem miljonu gadu) Diones ģeoloģisko darbību.

Moon Rea ir piektais lielākais Saturna pavadonis. Tas riņķo ap planētu 527 100 km attālumā. Rejas diametrs ir 1528 km, tas ir otrais (pēc Titāna) lielākais Saturna satelīts. Lai gan Reja ir lielāka par Dioni, viņas virsma ir daudz vecāka. Patiesībā tas viss ir izraibināts ar krāteriem; uz tā nav nevienas dzīves vietas! Gaišais plankums gandrīz attēla centrā ir liels jauns krāteris, kas atsedis dzīļu tīro ledu.

Mēness Titāns ir lielākais Saturna pavadonis un otrs lielākais mēness Saules sistēmā. Pēc izmēra tas ir pat nedaudz lielāks par Merkuru, lai gan pēc masas ir zemāks par to (Titāna masa ir 40% no dzīvsudraba masas un 1,83 reizes lielāka par Mēness masu).

Mēness Japets ir septītais lielākais Saturna pavadonis. Tas riņķo ap planētu 3 560 800 km attālumā, atšķirībā no tuvākiem pavadoņiem, kas riņķo gandrīz Saturna ekvatora plaknē. Japeta diametrs ir 1436 km, tas ir nedaudz mazāks par Rhea. Viena no apbrīnojamajām Japeta īpašībām ir tā, ka viena no tās puslodēm (vadošā) atstaro 6 reizes mazāk gaismas nekā otra (vadītā)! Puslodes ir pārklātas ar sarkanīgi tumšu vielu ar nezināmu sastāvu un izcelsmi. Virzoties uz poliem, matērijas slānis kļūst plānāks un pazūd pie poliem. Vēl viena intriģējoša Japeta virsmas iezīme ir 10 kilometrus garā kalnu grēda, kas iet paralēli ekvatoram gandrīz pusi no mēness diametra.

Gredzeni Saturns ir slavenākā planēta, pateicoties saviem gredzeniem. Tomēr šī nav vienīgā planēta ar gredzeniem. Arī Jupiteram, Urānam un Neptūnam ir savi gredzeni. Tomēr tieši Saturns ir daudzu novērotāju iecienītākais objekts. Tās skaistie gredzeni ir 169 800 jūdzes plati (apmēram 273 266 km). Bet gredzeni ir pārsteidzoši plāni, un tiek lēsts, ka tie ir mazāk nekā kilometru biezi. Gredzeni ir sadalīti grupās: gredzens B, gredzens C, gredzens D, gredzens E, gredzens F un G. Kopā ir 7 gredzeni. Gredzeni nav cieti, bet gan sastāv no ledus, putekļu un akmeņu daļiņām. Gredzenus savā vietā ap Saturnu notur pavadoņi, kas arī riņķo ap lielo planētu.

Temperatūra Ar vidējo temperatūru mīnus 288 grādi pēc Fārenheita (mīnus 178 grādi pēc Celsija) Saturns ir diezgan vēsa planēta. Lai gan, pārvietojoties no ekvatora uz poliem, ir dažas nelielas atšķirības, lielākā daļa Saturna temperatūras izmaiņu ir horizontālas. Tas ir tāpēc, ka lielākā daļa siltuma nāk no tā kodola, nevis no Saules. Temperatūra Saturna atmosfērā palielinās līdz ar spiedienu, kad tas nolaižas centrā. Tā kā Saturnam mūsu izpratnē nav virsmas, zinātnieki uzskata, ka Saturna virsma ir līmenis, kurā spiediens pārsniedz vienu bāru, kas ir aptuveni tāds pats spiediens kā Zemei jūras līmenī.

Izmēri Planētas ekvatoriālais diametrs ir 120 536 km, kas ir 9,44 reizes lielāks nekā Zemei. Rādiuss ir 60 268 km, kas padara to par otro lielāko planētu mūsu Saules sistēmā, otrajā vietā aiz Jupitera. Tā, tāpat kā visas citas planētas, ir izliekts sferoīds. Tas nozīmē, ka tā ekvatoriālais diametrs ir lielāks par diametru, ko mēra pāri stabiem. Saturna gadījumā šis attālums ir diezgan ievērojams, pateicoties planētas lielajam rotācijas ātrumam. Polārais diametrs ir 108 728 km, kas ir par 9,796% mazāks nekā ekvatoriālais, tātad Saturna forma ir ovāla.

Interesanti fakti Saturnam ir 62 pavadoņi, patiesībā ap to riņķo aptuveni 40% no mūsu Saules sistēmas pavadoņiem. Daudzi no šiem satelītiem ir ļoti mazi un nav redzami no Zemes. Pēdējos atklāja kosmosa kuģis Cassini, un zinātnieki sagaida, ka laika gaitā kosmosa kuģis atradīs vēl vairāk ledus pavadoņu. Neskatoties uz to, ka Saturns ir pārāk naidīgs jebkurai mums zināmai dzīvības formai, tā pavadonis Encelāds ir viens no piemērotākajiem kandidātiem dzīvības meklējumiem. Enceladus ir ievērojams ar to, ka uz tās virsmas ir ledus geizeri. Ir kāds mehānisms (iespējams, Saturna plūdmaiņu ietekme), kas rada pietiekami daudz siltuma, lai pastāvētu šķidrs ūdens. Daži zinātnieki uzskata, ka Enceladā pastāv dzīvības iespēja.

Saturns ir sestā planēta no Saules Saules sistēmā, viena no milzu planētām. Saturnam raksturīga iezīme, tā rotājums, ir gredzenu sistēma, kas sastāv galvenokārt no ledus un putekļiem. Ir daudz satelītu. Senie romieši Saturnu nosaukuši par godu lauksaimniecības dievam, kuru viņi īpaši cienīja.

īss apraksts par

Saturns ir otrā lielākā planēta Saules sistēmā aiz Jupitera, tās masa ir aptuveni 95 Zemes masas. Saturns riņķo ap Sauli vidēji aptuveni 1430 miljonu kilometru attālumā. Attālums līdz Zemei ir 1280 miljoni km. Tās orbitālais periods ir 29,5 gadi, un diena uz planētas ilgst desmit ar pusi stundas. Saturna sastāvs praktiski neatšķiras no saules sastāva: galvenie elementi ir ūdeņradis un hēlijs, kā arī daudzi amonjaka, metāna, etāna, acetilēna un ūdens piemaisījumi. Pēc iekšējā sastāva tas vairāk atgādina Jupiteru: dzelzs, ūdens un niķeļa kodols, kas pārklāts ar plānu metāliska ūdeņraža apvalku. Atmosfēra, kurā ir milzīgs daudzums hēlija un ūdeņraža gāzes, apņem kodolu biezā slānī. Tā kā planēta galvenokārt sastāv no gāzes un tai nav cietas virsmas, Saturns tiek klasificēts kā gāzes gigants. Tā paša iemesla dēļ tā vidējais blīvums ir neticami zems - 0,687 g/cm 3, kas ir mazāks par ūdens blīvumu. Tas padara to par vismazāk blīvo planētu sistēmā. Tomēr Saturna kompresijas pakāpe, gluži pretēji, ir visaugstākā. Tas nozīmē, ka tā ekvatoriālais un polārais rādiuss ir ļoti atšķirīgs pēc izmēra - attiecīgi 60 300 km un 54 400 km. Tas nozīmē arī lielu ātrumu atšķirību dažādās atmosfēras daļās atkarībā no platuma. Vidējais rotācijas ātrums ap asi ir 9,87 km/s, bet orbītas ātrums ir 9,69 km/s.

Saturna gredzenu sistēma ir majestātisks skats. Tie sastāv no ledus un akmeņu fragmentiem, putekļiem, bijušo satelītu atliekām, ko iznīcina tā gravitācijas ietekme
lauks. Tie atrodas ļoti augstu virs planētas ekvatora, aptuveni 6-120 tūkstošus kilometru. Tomēr paši gredzeni ir ļoti plāni: katrs no tiem ir aptuveni kilometru biezs. Visa sistēma ir sadalīta četros gredzenos - trīs galvenajos un vienā plānākā. Pirmie trīs parasti tiek apzīmēti ar latīņu burtiem. Vidējais B gredzens, spilgtākais un platākais, ir atdalīts no A gredzena ar atstarpi, ko sauc par Cassini spraugu, kurā atrodas plānākie un gandrīz caurspīdīgie gredzeni. Ir maz zināms, ka patiesībā visām četrām milzu planētām ir gredzeni, bet visām, izņemot Saturnu, ir gredzeni, kas ir gandrīz neredzami.

Pašlaik ir zināmi 62 Saturna pavadoņi. Lielākie no tiem ir Titan, Enceladus, Mimas, Tethys, Dione, Japetus un Rhea. Titāns, lielākais no pavadoņiem, daudzējādā ziņā ir līdzīgs Zemei. Tam ir slāņos sadalīta atmosfēra, kā arī šķidrums uz virsmas, kas jau ir pierādīts fakts. Tiek uzskatīts, ka mazākie objekti ir asteroīdu atlūzas, un tie var būt mazāki par kilometru.

Planētas izglītība

Ir divas hipotēzes par Saturna izcelsmi:

Pirmā, “kontrakcijas” hipotēze, apgalvo, ka Saule un planētas veidojās vienādi. Savas attīstības sākumposmā Saules sistēma bija gāzes un putekļu disks, kurā pakāpeniski veidojās atsevišķi apgabali, blīvāki un masīvāki par apkārtējo vielu. Rezultātā šīs "kondensācijas" radīja Sauli un mums zināmās planētas. Tas izskaidro Saturna un Saules sastāva līdzību un tās zemo blīvumu.

Saskaņā ar otro “akrecijas” hipotēzi Saturna veidošanās notika divos posmos. Pirmais ir blīvu ķermeņu veidošanās gāzes un putekļu diskā, piemēram, akmeņainās zemes planētās. Šajā laikā daļa gāzu Jupitera un Saturna reģionā izkliedējās kosmosā, kas izskaidro šo planētu un Saules nelielo sastāva atšķirību. Otrajā posmā lielāki ķermeņi piesaistīja gāzi no apkārtējā mākoņa.

Iekšējā struktūra

Saturna iekšējais reģions ir sadalīts trīs slāņos. Centrā ir neliels, salīdzinot ar kopējo tilpumu, bet masīvs silikātu, metālu un ledus kodols. Tās rādiuss ir aptuveni ceturtā daļa no planētas rādiusa, un tā masa ir no 9 līdz 22 Zemes masām. Temperatūra kodolā ir aptuveni 12 000 °C. Gāzes giganta izstarotā enerģija ir 2,5 reizes lielāka nekā enerģija, ko tas saņem no Saules. Tam ir vairāki iemesli. Pirmkārt, iekšējā siltuma avots var būt enerģijas rezerves, kas uzkrātas Saturna gravitācijas saspiešanas laikā: planētas veidošanās laikā no protoplanetāra diska putekļu un gāzes gravitācijas enerģija pārvērtās kinētiskā un pēc tam termiskā. Otrkārt, daļa siltuma rodas Kelvina-Helmholca mehānisma dēļ: temperatūrai pazeminoties, krītas arī spiediens, kā rezultātā tiek saspiesta planētas viela, un potenciālā enerģija pārvēršas siltumā. Treškārt, hēlija pilienu kondensācijas rezultātā un pēc tam caur ūdeņraža slāni kodolā var rasties arī siltuma veidošanās.

Saturna kodolu ieskauj ūdeņraža slānis metāliskā stāvoklī: tas ir šķidrā fāzē, bet tam piemīt metāla īpašības. Šādam ūdeņradim ir ļoti augsta elektrovadītspēja, tāpēc strāvu cirkulācija tajā rada spēcīgu magnētisko lauku. Šeit aptuveni 30 tūkstošu km dziļumā spiediens sasniedz 3 miljonus atmosfēru. Virs šī līmeņa atrodas šķidrā molekulārā ūdeņraža slānis, kas, nonākot saskarē ar atmosfēru, pakāpeniski kļūst par augstumu gāzi.

Atmosfēra

Tā kā gāzes planētām nav cietas virsmas, ir grūti precīzi noteikt, kur sākas atmosfēra. Saturnam šis nulles līmenis tiek uzskatīts par metāna vārīšanās augstumu. Galvenās atmosfēras sastāvdaļas ir ūdeņradis (96,3%) un hēlijs (3,25%). Spektroskopiskie pētījumi atklāja arī ūdeni, metānu, acetilēnu, etānu, fosfīnu un amonjaku. Spiediens pie atmosfēras augšējās robežas ir aptuveni 0,5 atm. Šajā līmenī amonjaks kondensējas un veidojas balti mākoņi. Apakšā mākoņi sastāv no ledus kristāliem un ūdens pilieniem.

Gāzes atmosfērā pastāvīgi pārvietojas, kā rezultātā tās iegūst planētas diametram paralēlu sloksņu formu. Tās pašas joslas pastāv uz Jupitera, bet uz Saturna tās ir daudz vājākas. Konvekcijas un straujas rotācijas dēļ veidojas neticami spēcīgi vēji, visspēcīgākie Saules sistēmā. Vēji galvenokārt pūš rotācijas virzienā, uz austrumiem. Pie ekvatora gaisa straumes ir visspēcīgākās, to ātrums var sasniegt 1800 km/h. Attālinoties no ekvatora, vējš vājinās un parādās rietumu straumes. Gāzu kustība notiek visos atmosfēras slāņos.

Lieli cikloni var būt ļoti noturīgi un pastāvēt gadiem ilgi. Reizi 30 gados uz Saturna parādās “Lielais baltais ovāls” - ļoti spēcīga viesuļvētra, kuras izmērs katru reizi kļūst lielāks. Pēdējā novērojumā 2010. gadā tas veidoja ceturto daļu no visa planētas diska. Tāpat starpplanētu stacijas atklāja neparastu veidojumu regulāra sešstūra formā ziemeļpolā. Tā forma ir bijusi stabila 20 gadus pēc pirmā novērojuma. Katra puse ir 13 800 km gara – vairāk nekā Zemes diametrs. Astronomiem šīs konkrētās mākoņa formas veidošanās iemesls joprojām ir noslēpums.

Voyager un Cassini kameras ir fiksējušas mirdzošas Saturna zonas. Tās izrādījās polārās gaismas. Tie atrodas 70-80° platuma grādos un izskatās kā ļoti spilgti ovālas (retāk spirālveida) gredzeni. Tiek uzskatīts, ka polārblāzmas uz Saturna veidojas magnētiskā lauka līniju pārkārtošanās rezultātā. Iegūtā magnētiskā enerģija sasilda apkārtējās atmosfēras zonas un paātrina uzlādētās daļiņas līdz lielam ātrumam. Turklāt stipru vētru laikā tiek novēroti zibens spērieni.

Gredzeni

Kad mēs runājam par Saturnu, pirmā lieta, kas nāk prātā, ir tā pārsteidzošie gredzeni. Kosmosa kuģu novērojumi liecina, ka visām gāzes planētām ir gredzeni, bet tikai Saturnam tie ir skaidri redzami un izteikti. Gredzeni sastāv no sīkām ledus daļiņām, akmeņiem, putekļiem un meteorītu fragmentiem, ko sistēmas gravitācija ievilka no kosmosa. Tie ir vairāk atstarojoši nekā pats Saturna disks. Gredzenu sistēma sastāv no trim galvenajiem un plānākas ceturtās. To diametrs ir aptuveni 250 000 km, un to biezums ir mazāks par 1 km. Gredzeni ir nosaukti ar latīņu alfabēta burtiem secībā, no perifērijas līdz centram. Gredzenus A un B atdala 4000 km plata telpa, ko sauc par Cassini spraugu. Ārējā gredzena A iekšpusē ir arī sprauga - Encke sadalošā josla. Gredzens B ir spilgtākais un platākais, un gredzens C ir gandrīz caurspīdīgs. Blāvākie gredzeni D, E, F un G, kas ir vistuvāk Saturna atmosfēras ārējai daļai, tika atklāti vēlāk. Pēc tam, kad kosmosa stacijas uzņēma planētas attēlus, kļuva skaidrs, ka patiesībā visi lielie gredzeni sastāv no daudziem plānākiem gredzeniem.

Ir vairākas teorijas par Saturna gredzenu izcelsmi un veidošanos. Saskaņā ar vienu no tiem gredzeni izveidojās, planētai "uzņemot" dažus tās pavadoņus. Tie tika iznīcināti, un to fragmenti bija vienmērīgi sadalīti pa visu orbītu. Otrajā teikts, ka gredzeni veidojās kopā ar pašu planētu no sākotnējā putekļu un gāzes mākoņa. Daļiņas, kas veido gredzenus, nevar veidot lielākus objektus, piemēram, satelītus to pārāk mazo izmēru, nejaušas kustības un sadursmju dēļ. Ir vērts atzīmēt, ka Saturna gredzenu sistēma netiek uzskatīta par absolūti stabilu: daļa matērijas tiek zaudēta, planēta to absorbējot vai izkliedējot apkārtējā telpā, un daļa, gluži pretēji, tiek aizstāta ar komētu un komētu mijiedarbību. asteroīdi ar gravitācijas lauku.

Saturns no visiem gāzes milžiem pēc savas uzbūves un sastāva visvairāk līdzinās Jupiteram. Ievērojamu abu planētu daļu veido ūdeņraža un hēlija maisījuma atmosfēra, kā arī daži citi piemaisījumi. Šis elementārais sastāvs praktiski neatšķiras no saules sastāva. Zem biezā gāzu slāņa atrodas ledus, dzelzs un niķeļa kodols, kas pārklāts ar plānu metāliska ūdeņraža apvalku. Saturns un Jupiters izstaro vairāk siltuma, nekā saņem no Saules, jo aptuveni puse no to izstarotās enerģijas ir iekšējā siltuma plūsmas dēļ. Tādējādi Saturns varēja kļūt par otro zvaigzni, taču tam nebija pietiekami daudz materiāla, lai radītu pietiekami daudz gravitācijas spēka, lai veicinātu kodolsintēzi.

Mūsdienu kosmosa novērojumi ir parādījuši, ka mākoņi Saturna ziemeļpolā veido milzu regulāru sešstūri, kura katras malas garums ir 12,5 tūkstoši km. Struktūra griežas kopā ar planētu un nav zaudējusi savu formu 20 gadus kopš tās pirmās atklāšanas. Līdzīga parādība nekur citur Saules sistēmā nav novērota, un zinātniekiem joprojām nav izdevies to izskaidrot.

Kosmosa kuģis Voyager atklāja spēcīgu vēju uz Saturna. Gaisa plūsmas ātrums sasniedz 500 m/s. Vēji galvenokārt pūš austrumu virzienā, lai gan, attālinoties no ekvatora, to spēks vājinās un plūsmas parādās uz rietumiem. Daži pierādījumi liecina, ka gāzu cirkulācija notiek ne tikai atmosfēras augšējos slāņos, bet arī dziļumā. Tāpat Saturna atmosfērā periodiski parādās kolosāla spēka viesuļvētras. Lielākais no tiem, “Lielais baltais ovāls”, parādās reizi 30 gados.

Cassini starpplanētu stacija, ko kontrolē no Zemes, šobrīd atrodas orbītā ap Saturnu. Tas tika palaists 1997. gadā un sasniedza planētu 2004. gadā. Tās mērķis ir izpētīt Saturna un tā pavadoņu gredzenus, atmosfēru un magnētisko lauku. Pateicoties Cassini, tika iegūti daudzi augstas kvalitātes attēli, tika atklātas polārblāzmas, iepriekš minētais sešstūris, kalni un salas uz Titāna, ūdens pēdas uz Enceladus, iepriekš nezināmi gredzeni, kurus nevarēja redzēt, izmantojot uz zemes bāzētus instrumentus.

Saturna gredzenus procesu veidā sānos var redzēt pat ar maziem binokļiem, kuru objektīva diametrs ir 15 mm vai vairāk. Teleskopā ar diametru 60-70 mm jau ir redzams neliels planētas disks bez detaļām, ko ieskauj gredzeni. Lielākos instrumentos (100-150 mm) ir redzamas Saturna mākoņu jostas, stabu cepures, gredzenu ēnas un dažas citas detaļas. Teleskopos, kas lielāki par 200 mm, var skaidri redzēt tumšus un gaišus plankumus uz virsmas, jostas, zonas un gredzenu struktūras detaļas.

Viss par planētu Saturns.
Saturns ir gāzveida planēta Saules sistēmā, kas sastāv galvenokārt no ūdeņraža. Sestais pēc kārtas, tam ir skaidri redzama gredzenu sistēma, pateicoties kurai tā paliek atpazīstama. Ap planētu riņķo 62 atklāti satelīti. Starp kuriem Titāns ir otrs lielākais dabiskais satelīts.

1. Atvēršana
Saturns ir viena no tām planētām, kas ir viegli redzama no Zemes. Pirmais, kas to pamanīja ar teleskopu, bija Galileo Galilejs. Tomēr viņš redzēja, ka planēta sastāv no trim ķermeņiem, kas gandrīz pieskaras viens otram. Tad viņš ierosināja, ka šīs daļiņas varētu būt Saturna pavadoņi. Tomēr pēc diviem gadiem nākamā pētījuma laikā Galileo nespēja atrast jaunatklātos pavadoņus.
Huigenss izmantoja jaudīgāku teleskopu, kas palīdzēja pierādīt, ka trīs ķermeņi, kurus reiz bija novērojis Galilejs. Patiesībā ir gredzeni, kas apņem visu planētu. Viņš atklāja arī planētas lielāko satelītu Titānu.
Kad Cassini sāka pētījumus, viņš varēja redzēt, ka nav viena gredzena, tas sastāv no divām daļām. Starp tiem ir skaidri redzama plaisa, kas saukta par Cassini plaisu. Vēlāk viņš atklāja vairākus satelītus. Pēc tam nopietnu atklājumu nebija. Zinātnieki pamazām atrada arvien vairāk satelītu. Tikai Habla teleskopa lidojuma laikā Saturns tika pēc iespējas vairāk pētīts.

2. Gredzeni
Pēc detalizētas izpētes izrādījās, ka visām gāzes milzu planētām ir vienādi gredzenu gredzeni, bet tikai Saturnam ir visievērojamākie. Planētai pavisam ir četri gredzeni – trīs galvenie un viens ļoti plāns. Tas nav ciets korpuss, kā varētu šķist sākumā. Faktiski šie gredzeni ir plāni un sastāv no mazākiem gredzeniem. Starp tiem ir spraugas, arī piepildītas ar miniatūriem gredzeniem, taču tie ir gandrīz caurspīdīgi un neredzami.
Daži no Saturna pavadoņiem ir iekļauti gredzenos un darbojas kā sava veida atbalsts. Tā ir viņu kustība pa planētu, kas neļauj gredzeniem saplīst. Saskaņā ar Cassini zondes novērojumiem, gredzeni pastāvīgi svārstās.
To izcelsme joprojām nav skaidra. Saskaņā ar vienu teoriju tie radušies pēc šķidrā Saturna pavadoņa sabrukuma. Cita teorija vēsta, ka meteorīts ietriecās vienā no satelītiem, bet tā daļiņas turpināja griezties ap planētu.

3. Pieminēšana literatūrā
Tāpat kā daudzas citas planētas, Saturns ir ļoti populārs zinātniskās fantastikas rakstnieku vidū. Daži to izvēlas kā planētu citai tautai, citus vilina gredzeni, uz kuriem bieži notiek cīņas.
Voltērs savā stāstā “Micromegas” rakstīja par cilvēka un radības no citas planētas satikšanos tieši uz Saturna. Vēlāk Zelaznijs “Svešās pasaules dziesmā” aprakstīja planētas iedzīvotājus - milzīgus burbuļus. Viņš pauda viedokli, ka Saturns cilvēcei ir noderīgs kā reto gāzu avots.
Staņislavs Lems stāstā “Izmeklēšana” aprakstīja, kā caur Saturna gredzeniem tika nosūtīts zvaigžņu kuģis, bet Besters “Velna interfeisā” apraksta pavadoni Titan, kurā it kā ir metāna ūdens, kas ir ļoti vērtīgs visiem zemes iemītniekiem. .
Saturna tēma ir atrodama arī citās grāmatās, to var redzēt arī datorspēlēs, filmās un multfilmās. Tēma ir kļuvusi ļoti populāra planētas un tās sastāvdaļu neparastā izskata dēļ.