Hva er på overflaten av Saturn. Universets struktur og liv
Dekket med is, og med enorme dimensjoner - mer enn en kvart million kilometer i diameter, har en tykkelse på ikke mer enn en kilometer.
I andre halvdel av forrige århundre var ikke mer enn to dusin satellitter kjent, men med igangsettingen av nye bakke- og romsatellitter begynte listen over "følgesvenner" til Saturn å vokse raskt. Bare ved hjelp av romfartøyene Voyager og Cassini ble 12 satellitter oppdaget.
Av de 62 satellittene til Saturn har bare 53 sine egne navn, 23 av dem er regulære, det vil si at de kretser rundt Saturn i baner som ligger i samme plan og i samme retning, resten er uregelmessige.
Parametrene til deres svært langstrakte baner er ikke nøyaktig kjent, akkurat som det ikke er kjent om de roterer eller ikke. Samtidig har nesten alle satellitter på planeten omtrent samme sammensetning - steiner og is.
Vitenskapelig forskning på Saturn
Da han observerte Saturn gjennom et teleskop i 1609-1610, la han merke til at planeten ikke ser ut som et enkelt himmellegeme, men som tre kropper som berører hverandre. Forskeren antydet at Saturn sannsynligvis har to store satellitter - på den tiden ble de kalt "ledsager".
Men to år senere gjentok Galileo sin egen og ble overrasket over å finne at planetens satellitter ... forsvant sporløst.
Først i 1659 fant Christian Huygens, ved hjelp av et kraftigere og perfekt teleskop, ut at «ledsagerene» ikke er noe mer enn en tynn flat ring som omkranser Saturn i et stykke fra planetens overflate. Samtidig ble den største satellitten til Saturn oppdaget -.
Huygens var den første som antydet at ringen til Saturn ikke er en solid solid kropp, men består av mange små og større fragmenter, men andre akademikere angrep forskeren og argumenterte for at ingenting slikt rett og slett ikke kunne eksistere i naturen.
Fra og med 1675 var direktøren for Paris-observatoriet, Giovanni Cassini (1625-1712), engasjert i studiet av Saturn. Han klarte å fastslå at ringen til Saturn ikke er kontinuerlig, men består av to ringer med forskjellige diametre, atskilt med et godt synlig gap - han fikk navnet "Cassini gap".
Senere, da oppløsningen til teleskopene økte, delte astronomene Saturns ringer i en ytre A-ring, en B-ring skilt fra den av Cassini-spalten og en gjennomskinnelig indre C-ring.
I 1979 fløy romsonden Pioneer 11 først nær Saturn, og i 1980 og 1981. etterfulgt av Voyager 1 og Voyager 2. For første gang i historien ble disse enhetene overført til detaljerte bilder av strukturen til ringene og fant ut deres sammensetning.
Før de forbløffede astronomene åpnet seg en praktfull fargeextravaganza av hundrevis og tusenvis av tynne ringer, i en bisarr sekvens "samlet" rundt den gigantiske planeten.
Saturn: den varme isens rike
For fortidens astronomer var Saturn den siste grensen, den fjerneste, bortenfor var det en krystallkule med faste sfærer festet til den.
Og faktisk: alle planetene som ligger utenfor Saturns bane kan ikke sees med det blotte øye.
Oppkalt etter den eldgamle guden for fruktbarhet og jordbruk, faren til Jupiter, som den utakknemlige sønnen fratok tronen, er Saturn ni og en halv ganger lenger unna enn jorden.
Den samme gassgiganten som Jupiter, den ser ikke spesielt lys ut på himmelen, og den beveger seg mye saktere - Saturns år varer i 29,5 jordår.
Når den observeres gjennom et teleskop, ligner denne planeten Jupiter - på disken kan du skille de samme vekslende mørke og lyse stripene parallelt med ekvator.
Fargen på Saturn er blekgul, med et kjølig blåaktig skjær.
I likhet med Jupiter har ikke Saturn en solid overflate, men den mest merkbare detaljen som gir den et unikt utseende - gigantiske sterkt glødende ringer - er godt synlig fra jorden.
iskarusell
Moderne astronomer vet at alle de fire gassgigantene – Jupiter, Saturn, Uranus og – har ringer, men Saturns er de mest synlige, massive og oppsiktsvekkende lyse.
Ringene er plassert i en vinkel på omtrent 28 ° i forhold til planet til Saturns bane, så de ser annerledes ut enn jorden: avhengig av planetenes relative posisjon, kan de sees enten på kanten - og så forsvinner de praktisk talt, da i all sin prakt.
Christian Huygens viste seg å ha rett – ringene til Saturn består egentlig av milliarder av bittesmå partikler som befinner seg i en sirkumplanetær bane.
Men det som er slående er at med en diameter på rundt 250 tusen km, når tykkelsen på ringene ikke engang tjue meter, og hvis alt stoffet deres er satt sammen, ville en kosmisk kropp med en diameter på ikke mer enn 100 km komme ut av det.
Imidlertid gjettet fortidens astronomer ikke engang om antallet Saturns ringer.
Det er faktisk en A-ring, et Cassini-gap som er omtrent 4000 km bredt, den lyseste B-ringen og en gjennomskinnelig C-ring nærmest planeten. Dessuten består hver av dem av tusenvis av smalere ringer, som også veksler med spor og reflekterer lys på forskjellige måter.
Selv i Cassini-gapet er det flere veldig tynne ringer. De fleste av partiklene som utgjør ringene er flere centimeter store, men av og til inneholder de kropper på flere meter og til og med opptil 1-2 km.
Eksperter mener at ringene nesten utelukkende består av is med urenheter.
Ringene kretser rundt Saturn og adlyder planetens tyngdekraft. Fra tid til annen oppdateres sammensetningen deres på grunn av "uforsiktige" satellitter som nærmer seg Saturn så nærme at planetens tyngdekraft ganske enkelt "sliter dem fra hverandre."
Ringene påvirkes ikke bare av tyngdekraften, men også av magnetfeltet til "eieren" - det orienterer partiklene i et sett med ringer på en spesiell måte, og så vises mørke tverrstriper på dem, de såkalte "flekkene ".
Hvordan fikk Saturn ringene sine?
Opprinnelsen til Saturns ringer er fortsatt heftig diskutert.
De ble ansett som restene av et stort antall små satellitter ødelagt av Saturns tyngdekraft, men ringenes alder – og de er mer enn 4,5 milliarder år gamle – antyder at de er restene av protoplaneten som Saturn selv og dens mange satellitter oppsto.
I nærheten av planeten er det et slikt område der materieklumper som har nådd en viss størrelse begynner å kollidere i høye hastigheter og brytes opp.
Som et resultat, i stedet for en ny satellitt, vises en hel sky av små rusk, som gradvis "løper bort" til andre baner og deltar i dannelsen av ringer.
Den uvanlige subtiliteten til "isen" forklares av det faktum at i ekvatorialplanet til planeten er den gjensidige tiltrekningen av partikler balansert av sentrifugalkrefter, og i retningen vinkelrett på ekvatorialplanet virker ikke disse kreftene, så partikler samles i den tynneste ringen.
Hvilken planet kan flyte på vannet?
Saturn, den nest største planeten i solsystemet, har den laveste tettheten.
Saturn, som for det meste består av gasser og væsker, har en gjennomsnittlig tetthet på 0,69 g/cm3 mens tettheten er 1,0 g/cm3.
Derfor, hvis det på en eller annen måte var mulig å overføre et stykke Saturn til jorden, kunne det flyte i bassenget.
Hvis det fantes et slikt hav som Saturn kunne senkes ned i, så kunne vi være overbevist om at den gigantiske planeten ... flyter! Det er klart hvorfor: substansen til Saturn som helhet er en tredjedel lettere enn vanlig vann.
Hydrogen topp
Den gigantiske planeten, som bare er litt underordnet i størrelse enn Jupiter, roterer i stor hastighet - Saturn fullfører en hel omdreining på 10 timer og 34 minutter. Diameteren til Saturn ved ekvator er mer enn 120 tusen km, og planetens akse, merkbart oblatet y, er skråstilt i en vinkel på 27 ° i forhold til planet i banen.
Hydrogen blandet med helium, vann, metan, ammoniakk er hovedstoffene som utgjør Saturn, og det er mer hydrogen der enn på Jupiter.
Dens gjennomsnittlige tetthet er mye mindre enn tettheten til vann, og hvis det fantes et hav av riktig størrelse, ville Saturn flyte på overflaten.
De ytre lagene av planetens atmosfære virker rolige og rolige for observatøren - de har ikke virvelformasjoner som den store røde flekken på Jupiter. Men denne tilsynelatende roen.
Ifølge data kan hastigheten på Saturn noen steder nå 1800 km / t, og slike "superorkaner" raser ikke bare i de øvre lagene av atmosfæren, men også til en dybde på 2 tusen km.
Når du beveger deg bort fra de ytre lagene av atmosfæren, øker trykket og temperaturen, går hydrogen over i flytende tilstand.
I den sentrale regionen av Saturn er det en massiv kjerne, bestående av jern, steiner og ... vannis, dekket med et tynt lag metallisk hydrogen.
Is som finnes ved temperaturer på flere tusen grader – dette kan virke absurd. Imidlertid er isen i Saturnian interiør ikke helt vanlig. Dens molekylære struktur skiller seg fra vanlig is på omtrent samme måte som strukturen til diamant skiller seg fra strukturen til grafitt, og egenskapene er helt forskjellige.
De urolige tarmene på planeten gir opphav til et kraftig magnetfelt som kan oppdages selv i en avstand på en million kilometer fra Saturn.
I atmosfæren sender kraftige, flammende og opphissede masser av hydrogen ut sterk ultrafiolett stråling.
"Gigant Hexagon"
Det mest fantastiske fenomenet i Saturns atmosfære er den gigantiske sekskanten.
Astronomer som observerte planeten fra jorden, mistenkte ikke dens eksistens - "Gigant Hexagon" ligger rett på nordpolen til Saturn. Han ble delvis fanget av et av bildene som ble overført av Voyager, og ble deretter, 25 år senere, fullstendig fanget av romfartøyet Cassini.
Takket være en god visningsvinkel kunne forskere se den dype strukturen til dette fantastiske fenomenet.
"Den gigantiske sekskanten" er en vanlig sekskant med en tverrgående dimensjon på 25 tusen km - fire jorder kan passe på den.
Dette er en virvelvind av en helt uvanlig form, en vegg av ammoniakkskyer som raskt suser langs sidene av sekskanten, og går dypt inn i atmosfæren i en avstand på opptil 100 km.
"Heksagon" roterer sammen med de dype delene av den saturnske atmosfæren og "ut av tiden" med bevegelsen til de ytre områdene. Eksperter mener at det er en gigantisk "stående" som omgir polet på planeten.
Den robotiske romsonden Cassini, som for tiden er en kunstig satellitt av Saturn, har overført nye infrarøde bilder av den nordlige planeten.
I disse rammene fant forskerne nordlys, som aldri har blitt observert i solsystemet. De er blå, mens skyene under er røde.
Nordlys på Saturn kan dekke hele polen, mens på Jorden og Jupiter omgir nordlyset kun de magnetiske polene.
Naturlige satellitter av Saturn
Flere store himmellegemer skiller seg ut i følget til Saturn. De har uvanlige egenskaper, men er fortsatt lite utforsket.
Den nærmeste store satellitten til planeten er Mimasåpnet på 1700-tallet. På overflaten er en kjempe godt synlig, dannet av giganten Mimas fall til overflaten, som nesten delte satellitten i stykker.
Den nest nærmeste satellitten er Enceladus er det lyseste legemet i solsystemet. Overflaten reflekterer nesten alt sollys som faller på den.
Forskere mener at den er dekket med et tykt lag med lett frost. Den glitrende isete Enceladus er veldig varm inne - ikke bare meteorittkratere er synlige på overflaten, men også spor etter prosesser. Derfor er det et fantastisk fenomen - isgeysirer.
Det er enda flere slike spor på overflaten av satellitten Dion, og den neste Rhea har en veldig gammel overflate, fullstendig oversådd med meteorittkratere.
Ganske stor satellitt Tethys, oppdaget av J. Cassini, ligger mellom banene til Enelas og Dione.
Dens unike er ikke bare i den enorme canyonen Ithaca, som, som et spor fra et sabelangrep, skjærer gjennom tre fjerdedeler av Tethys omkrets, men også i det faktum at Tethys deler sin bane med ytterligere to små satellitter - Telesto og Calypso.
Når de beveger seg langs en bane, er alle tre satellittene konstant lokalisert, så å si, i toppunktene til en likesidet trekant.
Titanium, den største av Saturns måner og nest etter Jupiters Ganymedes, er større enn en planet og går i bane rundt en million kilometer fra Saturns overflate.
Den eneste av følget av Saturn, er omgitt av en ganske tett atmosfære og er innhyllet i skyer bestående av nitrogen med en blanding av metan.
Titan følges av mindre satellitter, men de har også sine egne uttalte egenskaper.
Ja, kl Iapetus en halvkule reflekterer lys 10 ganger bedre enn den andre. Satellitten beveger «mørk» halvkule fremover, og fargen skyldes at den først og fremst er utsatt for små partikler av is og steinfragmenter.
Ved ekvator er Iapetus omgitt av en merkelig kam, som får den til å se ut som en ferskengrop.
Den fjerneste av satellittene til Saturn, med en diameter på mer enn 200 km, er Phoebe. Resten er betydelig mindre.
Phoebe er bemerkelsesverdig ved at den har en omvendt rotasjon - nei, ikke rundt sin egen akse, men i bane. Av en fortsatt uklar grunn beveger den seg i motsatt retning av bevegelsen til de andre store satellittene.
Forskere antyder at Phoebe blir omgjort til en satellitt av Saturns tyngdekraft.
Vindrekordholder. Selv de konstante stormene på Jupiter virker som en lek sammenlignet med vindene som blåser i Saturns atmosfære. Automatiske interplanetære stasjoner har registrert den høyeste vindhastigheten i solsystemet på Saturn - 1800 km i timen. Til sammenligning: hastigheten til den mest voldsomme terrestriske orkanen overstiger vanligvis ikke 250 km i timen.
Flott sekskant. Forskere kan fortsatt ikke finne en forklaring på den mystiske gigantformasjonen som ligger på nordpolen til Saturn.Dette stedet er i form av en vanlig sekskant, hvis diameter når 25 tusen kilometer. Dette fenomenet er fortsatt et av de største mysteriene i planetsystemet vårt.
En av de vakreste astronomiske objektene å observere er utvilsomt planeten med ringer - Saturn. Det er vanskelig å være uenig i dette utsagnet hvis det i det minste en gang var mulig å se på den ringmerkede kjempen gjennom teleskoplinsen. Imidlertid er dette objektet for solsystemet interessant ikke bare fra et estetisk synspunkt.
Hvorfor har den sjette planeten fra solen et ringsystem, og hvorfor fikk hun en så lys egenskap? Astrofysikere og astronomer prøver fortsatt å svare på disse og mange spørsmål.
Kort beskrivelse av planeten Saturn
Som andre gassgiganter i vårt nære rom, er Saturn av interesse for det vitenskapelige samfunnet. Avstanden fra jorden til den varierer i området 1,20-1,66 milliarder kilometer. For å overvinne denne enorme og lange banen, vil romfartøyer som lanseres fra planeten vår trenge litt mer enn to år. Den nyeste automatiske sonden "New Horizons" nådde den sjette planeten i to år og fire måneder. I dette tilfellet bør det huskes at bevegelsen til planeten rundt solen ligner jordens banebevegelse. Saturns bane er med andre ord en perfekt ellipse. Den har den tredje største eksentrisiteten i bane, etter Merkur og Mars. Avstanden fra Solen ved perihel er 1 353 572 956 km, mens ved aphelion beveger gasskjempen seg litt bort, og er i en avstand på 1 513 325 783 km.
Selv i en så betydelig avstand fra den sentrale stjernen oppfører den sjette planeten seg ganske raskt, og roterer rundt sin egen akse med en enorm hastighet på 9,69 km / s. Saturns rotasjonsperiode er 10 timer og 39 minutter. I følge denne indikatoren er den nest etter Jupiter. En så høy rotasjonshastighet får planeten til å se flat ut fra polene. Visuelt ligner Saturn en snurrevad, som snurrer i en svimlende hastighet, suser gjennom verdensrommet med en hastighet på 9,89 km/s, og gjør en fullstendig revolusjon rundt solen på nesten 30 jordår. Siden det øyeblikket Saturn ble oppdaget av Galileo i 1610, har himmellegemet bare 13 ganger snudd rundt hovedstjernen i solsystemet.
Planeten ser ut på nattehimmelen som et ganske lyst punkt, hvis tilsynelatende størrelse varierer i området fra +1,47 til -0,24. Spesielt synlig er ringene til Saturn, som har en høy albedo.
Plasseringen av Saturn i verdensrommet er også nysgjerrig. Rotasjonsaksen til denne planeten har nesten samme helning til ekliptikkens akse som jordens. I denne forbindelse har gassgiganten årstider.
Saturn er ikke den største planeten solsystemet, og bare det nest største himmelobjektet i vårt nære rom etter Jupiter. Gjennomsnittlig radius på planeten er 58.232 km., mot 69.911 km. ved Jupiter. I dette tilfellet er planetens polare diameter mindre enn ekvatorialverdien. Massen til planeten er 5,6846 10²⁶ kg, som er 96 ganger jordens masse.
De nærmeste planetene til Saturn er brødrene i planetgruppen - Jupiter og Uranus. Førstnevnte refererer til gassgigantene, mens Uranus er klassifisert som en iskjempe. De to gassgigantene Jupiter og Saturn er preget av en enorm masse kombinert med lav tetthet. Dette skyldes det faktum at begge planetene er gigantiske sfæriske klumper av flytende gass. Tettheten til Saturn er 0,687 g / cm³, og gir i denne indikatoren for alle planetene i solsystemet.
Til sammenligning er tettheten til de terrestriske planetene Mars, Jorden, Venus og Merkur henholdsvis 3,94 g/cm³, 5,515 g/cm³, 5,25 g/cm³ og 5,42 g/cm³.
Beskrivelse og sammensetning av atmosfæren til Saturn
Planetens overflate er et betinget konsept, den sjette planeten har ikke jordens himmelhvelving. Det er sannsynlig at overflaten er bunnen av hydrogen-heliumhavet, hvor gassblandingen under påvirkning av monstrøst trykk går over i en halvflytende og flytende tilstand. Til dags dato er det ingen tekniske midler for å utforske overflaten av planeten, så alle antakelser om strukturen til gassgiganten ser rent teoretisk ut. Studieobjektet er atmosfæren til Saturn, som omslutter planeten i et tett teppe.
Planetens luftkappe består hovedsakelig av hydrogen. Det er hydrogen og helium som er de kjemiske grunnstoffene som atmosfæren er i konstant bevegelse på grunn av. Dette er bevist av store skyformasjoner bestående av ammoniakk. På grunn av det faktum at de minste partiklene av svovel er tilstede i sammensetningen av luft-gassblandingen, har Saturn en oransje farge fra siden. Den overskyede sonen begynner ved den nedre grensen av troposfæren, i en høyde av 100 km. fra planetens imaginære overflate. Temperaturen i dette området varierer i området 200-250⁰ Celsius under null.
Mer nøyaktige data om sammensetningen av atmosfæren er som følger:
- hydrogen 96%;
- helium 3%;
- metan er bare 0,4 %;
- ammoniakk utgjør 0,01%;
- molekylært hydrogen 0,01%;
- 0,0007 % er etan.
Når det gjelder dens tetthet og massivitet, ser uklarhet på Saturn kraftigere ut enn på Jupiter. I den nedre delen av atmosfæren er hovedkomponentene i Saturnske skyer ammoniumhydrosulfitt eller vann, i forskjellige variasjoner. Tilstedeværelsen av vanndamp i de nedre delene av Saturns atmosfære, i høyder mindre enn 100 km, tillater også en temperatur som i dette området er innenfor absolutt null. Atmosfærisk trykk i de nedre delene av atmosfæren er 140 kPa. Når du nærmer deg overflaten til et himmellegeme, begynner temperaturen og trykket å stige. Gassformige forbindelser omdannes og danner nye former. På grunn av det høye trykket inntar hydrogen en halvflytende tilstand. Omtrent gjennomsnittstemperaturen på overflaten av hydrogen-heliumhavet er 143K.
Denne tilstanden til luft-gass-skallet var grunnen til at Saturn er den eneste planeten i solsystemet som avgir mer varme til det omkringliggende ytre rom enn den mottar fra vår sol.
Saturn, som er i en avstand på halvannen milliard kilometer fra solen, mottar 100 ganger mindre solvarme enn jorden.
Saturns komfyr forklares med driften av Kelvin-Helmholtz-mekanismen. Når temperaturen synker, synker også trykket i lagene av planetens atmosfære. Himmellegemet begynner ufrivillig å trekke seg sammen, og konverterer den potensielle kompresjonsenergien til varme. Et annet forslag som forklarer den intense frigjøringen av varme fra Saturn er en kjemisk reaksjon. Som et resultat av konveksjon i lagene i atmosfæren kondenserer heliummolekyler i hydrogenlag, ledsaget av varmefrigjøring.
Tette skymasser, temperaturforskjeller i lagene i atmosfæren, bidrar til at Saturn er et av de mest vindfulle områdene i solsystemet. Stormer og orkaner her er en størrelsesorden sterkere og kraftigere enn på Jupiter. Hastigheten på luftstrømmen når i noen tilfeller hele 1800 km/t. Dessuten dannes Saturniske stormer raskt. Opprinnelsen til en orkan på planetens overflate kan observeres visuelt ved å observere Saturn gjennom et teleskop i flere timer. Etter den raske fødselen begynner imidlertid en lang periode med vold av det kosmiske elementet.
Planetens struktur og beskrivelsen av kjernen
Med økende temperatur og trykk forvandles hydrogen gradvis til flytende tilstand. Omtrent på en dybde på 20-30 tusen km er trykket 300 GPa. Under slike forhold begynner hydrogen å metallisere. Når vi går dypere inn i planetens tarm, begynner andelen forbindelser av oksider med hydrogen å øke. Metallisk hydrogen utgjør det ytre skallet av kjernen. Denne tilstanden av hydrogen bidrar til fremveksten av elektriske strømmer med høy intensitet, og danner et sterkt magnetfelt.
I motsetning til de ytre lagene av Saturn, er den indre delen av kjernen en massiv formasjon med en diameter på 25 tusen kilometer, bestående av forbindelser av silisium og metaller. Antagelig når temperaturen i dette området 11 tusen grader Celsius. Massen til kjernen varierer i området 9-22 masser av planeten vår.
Saturns satellittsystem og ringer
Saturn har 62 måner, og de fleste av dem har en solid overflate og har til og med sin egen atmosfære. Av deres størrelse kan noen av dem kreve tittelen planeten. Hva er dimensjonene til Titan alene, som er en av de største satellittene i solsystemet og større enn planeten Merkur. Dette himmellegemet som roterer rundt Saturn har en diameter på 5150 km. Satellitten har sin egen atmosfære, som i sin sammensetning ligner sterkt på luftskallet til planeten vår på et tidlig stadium av dannelsen.
Forskere mener at Saturn har det mest utviklede systemet av satellitter i hele solsystemet. I følge informasjon mottatt fra den automatiske interplanetære stasjonen Cassini, er Saturn kanskje det eneste stedet i solsystemet hvor flytende vann kan eksistere på satellittene. Til dags dato har bare noen av satellittene til den ringmerkede kjempen blitt utforsket, men selv den informasjonen som er tilgjengelig gir all grunn til å vurdere denne fjerneste delen av det nære rommet som egnet for eksistensen av visse livsformer. I denne forbindelse er den femte satellitten, Enceladus, av stor interesse for astrofysikere.
Hoveddekorasjonen til planeten er selvfølgelig dens ringer. Det er vanlig å skille fire hovedringer i systemet, som har de tilsvarende navnene A, B, C og D. Bredden på den største ringen B er 25 500 km. Ringene er adskilt av spalter, blant hvilke den største er Cassini-divisjonen, som avgrenser ringene A og B. I sin sammensetning er Saturn-ringene ansamlinger av små og store partikler av vannis. På grunn av isstrukturen har Saturns glorier en høy albedo, og er derfor godt synlige gjennom et teleskop.
Til slutt
Fremskritt innen vitenskap og teknologi de siste 30 årene har gjort det mulig for forskere å utforske den fjerne planeten mer intensivt ved hjelp av tekniske midler. Etter den første informasjonen som ble innhentet som følge av flyvningen til det amerikanske romfartøyet Pioneer 11, som for første gang fløy nær gassgiganten i 1979, ble Saturn tatt tak i.
Pioneer-oppdraget på begynnelsen av 1980-tallet ble videreført av to Voyagers, den første og andre. Vekten i forskningen ble lagt på Saturns satellitter. I 1997, for første gang, mottok jordboere en tilstrekkelig mengde informasjon om Saturn og systemet til denne planeten takket være AMS Cassini-Huygens-oppdraget. Flyprogrammet inkluderte landingen av Huygens-sonden på overflaten av Titan, som ble vellykket utført 14. januar 2005.
Phoebe
Phoebe roterer rundt planeten i motsatt retning av rotasjonsretningen til alle andre satellitter og rotasjonen til Saturn rundt sin akse. Den er stort sett sfærisk og reflekterer omtrent 6 % av sollys. I tillegg til Hyperion er dette den eneste satellitten som ikke alltid vender seg til Saturn på den ene siden. Alle disse funksjonene gjør det ganske rimelig å si at Phoebe er en asteroide fanget i gravitasjonsnettverket til Saturn relativt sent.
Hyperion
Hyperion har uregelmessig form asteroide. Hver gang gigantene Titan og Hyperion kommer i nærheten, endrer Titan Hyperions orientering av gravitasjonskrefter, som sett i Hyperons skiftende glans. Den uregelmessige formen til Hyperion og sporene etter et langvarig bombardement av meteoritter tillater oss å betrakte det som et legeme som nylig har kommet inn i Saturn-systemet.
Saturns måne Hyperion. Bilde fra nettstedet: http://ru.wikipedia.org/wiki/
Hyperion er den syvende satellitten til Saturn, oppdaget i 1848 nesten samtidig av Bond i Cambridge og Lassell i Liverpool. Det er 25 radier fra sentrum av Saturn og roterer rundt det på 21 dager og 7 timer i en elliptisk bane, hvis plan nesten sammenfaller med planet til Saturns ekvator.
Det antas at varigheten av dagen på Hyperion ikke er konstant på grunn av at satellitten kretser rundt Saturn i en svært langstrakt elliptisk bane, og også fordi den har en veldig ikke-sfærisk form. I tillegg er Hyperion i orbital resonans med Titan: forholdet mellom omløpsperiodene til disse satellittene rundt Saturn er 4:3. Som et resultat kan lengden på dagen variere med titalls prosent over flere uker.
Dette er hva som skjer når to "fullvektige" sfæriske kosmiske kropper kolliderer. Barken flyr av overflaten deres, smelter delvis og det dannes arr - enorme nedslagskratre. Men kjernene og mantelen til disse kroppene har elastisitet, så de påvirkede ballene spretter av hverandre og deler mengden kinetisk energi mellom seg. Mindre og mer lett kropp spretter videre. Men en del av den kinetiske energien brukes på deformasjon av legemer, deres oppvarming og delvis smelting ved støtpunktet. Som et resultat er den totale kinetiske energien til to legemer før kollisjonen større enn under kollisjonen. Kollisjoner av kosmiske kropper reduserer bevegelseshastigheten og endrer bevegelsesretningen.
Hyperions overflate er dekket av kratere med taggete kanter. Det antas at dette er spor etter katastrofale kollisjoner av Hyperon med andre kropper. Små forskjeller i overflatefarge ser ut til å reflektere forskjeller i komposisjon. På bunnen av de fleste kratere er mørk materie. Kanskje er dette støv og rusk som har lagt seg på overflaten etter kollisjoner. På overflaten er det også lyse detaljer. Mest sannsynlig er tykkelsen på laget med mørk materie bare noen få titalls meter, og det er is under det. Tettheten til Hyperion er svært lav, den består sannsynligvis av 60 % vanlig vannis med en liten innblanding av steiner. Det antas at det er mange tomrom i Hyperons kropp - opptil 40% av volumet eller enda mer.
Hyperion rundt Saturn dreier seg i nesten samme bane som Titan. Det er mulig at det tidligere var en satellitt av Titan. Generelt er formen på denne satellitten veldig mystisk. Slike brattveggede celler kan være et resultat av rask sublimering av is. Et mørkt stoff samler seg på bunnen av krateret, det absorberer lys intensivt og varmes opp, og overfører varme til isen, og det er grunnen til at isen i luftløst rom fordamper uten å bli en flytende fase.
Pandora og Elena
En av Saturns nye måner, Helena, ble nylig oppdaget ved bruk av teleskoper i fotografier. Den beveger seg 60 grader foran sin større orbitale nabo, Dione. Det er grå striper på overflaten av Elena mot en generell lys bakgrunn. Som regel er dette topper og bratte bakker. Det ser ut til at Elena er dekket med et snølag, som samler seg i fordypningene og i bunnen av gropene, men blir ført bort fra toppene og høydedragene.
Det er også små satellitter av Saturn, som roterer i svært lave baner. En av dem er nær banen til Dione, den andre ligger mellom banene til Tethys og Dione, og den tredje er mellom Dione og Rhea. Alle tre ble funnet på fotografier av Voyager 2, men deres eksistens er ennå ikke bekreftet av teleskopobservasjoner.
Saturns måne Pandora. Bilde fra nettstedet: http://galspace.spb.ru/foto.php?foto_page=29
Pandora ble oppdaget i 1980 av Steward Collins på fotografier fra Voyager 1. I 1985, oppkalt etter en karakter fra gresk mytologi. Dimensjonene er 110x88x62 km, formen er uregelmessig. Tetthet 0,6 g / cm 3 - mindre enn tettheten til vann. Det er veldig kaldt på Pandora - bare 78 ° K. Det gjør en full revolusjon rundt Saturn på 15 timer og 5 minutter i en avstand på 141 700 km fra overflaten av planeten (mer presist, fra ytterkanten av atmosfæren). Med sin gravitasjon forårsaker Pandora forstyrrelser i ringene til Saturn, spesielt merkbare i den ytre F-ringen. Mest sannsynlig er Pandora en enorm isblokk.
Saturns måne Helena. På bildet av Elena er raviner tydelig skilt. Deres opprinnelse er fortsatt et mysterium. De ble mest sannsynlig dannet da Elena var en del av en større kosmisk kropp. Bilde fra nettstedet: http://www.sql.ru/
Saturns måne Helena ble oppdaget i 1980 av astronomene Pierre Laquet og Jean Lecachot. Dens lineære dimensjoner er 36x32x30 km. Generelt er dette en stor flerkilometers isblokk dannet som følge av en kollisjon av planetoider i Kuiperbeltet. Helena tilhører kategorien trojanske satellitter, den deler bane med den større satellitten Dione. I forhold til gravitasjonssystemet "Saturn-Dione" ligger Elena i nærheten av Lagrange-punktet L4.
Så vår reise til Saturn og dens satellitter tok slutt. Vi så mye nytt og likevel uforklarlig i denne fjerne kalde verdenen til Tidens Gud. De stilte spørsmål ved noen av dogmene til moderne planetologi, prøvde å forstå forløpet av dannelsen av gravitasjonssystemet til Saturn annerledes enn det gjøres av astronomer og astrofysikere som er i fangenskap av hypotesen om dannelsen av solsystemet fra en gass -støvsky som et resultat av den mystiske kondenseringen av en raskt roterende sky til en disk, og deretter dens fantastiske lagdeling. Verden vi besøkte er veldig ugjestmilde, det er umulig å bo der. Men denne verden eksisterer, og den påvirker oss. Det er en avgrunn som til og med våre sinn er tapt. Bare roboter og automater kan føle seg komfortable i denne verden av Cosmos, hvis, selvfølgelig, de noen gang vil kunne føle.
Ved skriving av denne siden ble informasjon fra sidene også brukt:
1. Wikipedia. Tilgangsadresse: http://ru.wikipedia.org/wiki/
2. Nettstedet "Lenta Ru". Tilgangsadresse: Lenta.ru\NASA\Cassini
3. Nettsted: "Cosmos". Tilgangsadresse: http://kosmos-x.net.ru/news/pod_poverkhnostju_titana_est_okean/2012-07-01-1684
4. Ordbok av Brockhaus og Efron. Tilgangsadresse: http://dic.academic.ru/dic.nsf/brokgauz_efron/
Saturn
Generell informasjon om Saturn
Saturn, den sjette fra solen og den nest største planeten etter Jupiter, er en gigantisk planet i solsystemet. Oppkalt etter en av de mest ærede romerske gudene - beskytteren av jorden og avlingene, som ble styrtet fra tronen av Jupiter.
Observasjoner av Saturn fra jorden
Saturn har vært kjent for folk siden antikken. Tross alt, på nattehimmelen er det et av de lyseste objektene, synlig som en gulaktig stjerne, hvis lysstyrke varierer fra null til den første størrelsen (avhengig av avstanden fra jorden).
I tillegg, bare på Saturn, når de observeres fra jorden gjennom et teleskop (og til og med i det enkleste), er ringer synlige, selv om de ble funnet på alle gigantiske planeter ...
Historien om Saturn-utforskningen
banebevegelse og rotasjon av Saturn
Saturn roterer rundt Solen i en bane som er litt skråstilt til ekliptikkens plan, med en eksentrisitet på 0,0541 og en hastighet på 9,672 km/s, noe som gjør en fullstendig omdreining på 29,46 jordår. Den gjennomsnittlige avstanden til planeten fra solen er 9,537 AU, med maksimalt 10 AU. og minimum - 9 AU.
Vinkelen mellom planene til ekvator og banen når 26 ° 73 ". Rotasjonsperioden rundt aksen - siderisk dag - 10 timer 14 minutter (ved breddegrader opp til 30 °). Ved polene er rotasjonsperioden 26 minutter lenger - 10 timer 40 minutter. Dette skyldes det faktum at Saturn ikke er et fast legeme, som for eksempel jorden, men en enorm ball av gass... På grunn av slike funksjoner i strukturen, som av måte, er ikke unik, planeten har ikke en solid overflate, så radiusen til Saturn bestemmes av posisjonen til de høyeste skyene i sin. Basert på målingen av denne posisjonen viste det seg at Saturns ekvatorialradius, lik til 60268 km, er 5904 km større enn den polare, dvs. den polare kompresjonen til planetskiven er 1/10.
Struktur og fysiske forhold på Saturn
Skyene på Saturn er for det meste ammoniakk, hvite og kraftigere enn på Jupiter, så Saturns "banding" er mindre. Under ammoniakkskyene ligger mindre kraftige, og usynlige fra verdensrommet skyer av ammonium (NH 4 +).
Skylaget til Saturn er ikke konstant, men tvert imot svært varierende. Dette skyldes dens rotasjon, som hovedsakelig skjer fra vest til øst (samt rotasjonen av planeten rundt sin akse). Rotasjonen er ganske sterk, fordi vindene på Saturn ikke er svake - med hastigheter opp til 500 m / s. Vindretningen er østlig.
Vindhastigheten, og følgelig rotasjonshastigheten til skylaget, avtar når man beveger seg fra ekvator til polene, og ved breddegrader større enn 35° veksler vindretningene, dvs. sammen med østlig vind er det vestlig vind.
Overvekten av østlige strømmer indikerer at vindene ikke er begrenset av det øvre skylaget, de bør spre seg innover i minst 2000 kilometer. I tillegg viste Voyager 2-målinger at vindene på den sørlige og nordlige halvkule er symmetriske om ekvator! Det er en antakelse om at de symmetriske strømmene på en eller annen måte er forbundet under laget av den synlige atmosfæren.
Forresten, når man studerte bilder av atmosfæren til Saturn, ble det funnet at her, akkurat som på Jupiter, kan det dannes kraftige atmosfæriske virvler, hvis dimensjoner egentlig ikke er så gigantiske som den store røde flekken, som er synlig. selv fra jorden, men når fortsatt i diameter tusen kilometer. Slike kraftige virvelvinder, som ligner på terrestriske sykloner, dannes i områder med stigende varm luft.
Forskjellen mellom Saturns nordlige og sørlige halvkule ble også avslørt.
Denne forskjellen ligger i den renere atmosfæren over den nordlige halvkule, forårsaket av nesten fullstendig fravær av høye skyer. Hvorfor den øvre atmosfæren på den nordlige halvkule er så fri for skyer er ikke kjent, men det spekuleres i at dette kan skyldes lavere temperaturer (~82 K)...
Massen til Saturn er enorm - 5,68 10 26 kg, som er 95,1 ganger jordens masse. Den gjennomsnittlige tettheten er imidlertid bare 0,68 g/cm. 3 er nesten en størrelsesorden mindre enn jordens tetthet og mindre enn tettheten til vann, som er et unikt tilfelle blant planetene i solsystemet.
Dette forklares av sammensetningen av det gassformede skallet på planeten, som i det hele tatt ikke skiller seg fra solenergien, fordi det absolutt dominerende kjemiske elementet på Saturn er hydrogen, men i forskjellige aggregeringstilstander.
Så, atmosfæren til Saturn består nesten utelukkende av molekylært hydrogen (~ 95%), med en liten mengde helium (ikke mer enn 5%), urenheter av metan (CH 4), ammoniakk (NH 3), deuterium (tungt hydrogen). ) og etan (CH3CH3). Det ble funnet spor etter tilstedeværelse av ammoniakk og vannis.
Under det atmosfæriske laget, ved et trykk på ~100 000 bar, er det et hav av flytende molekylært hydrogen.
Enda lavere - 30 tusen km. fra overflaten, hvor trykket når en million bar, går hydrogenovergangen til metallisk tilstand. Det er i dette laget, når metallet beveger seg, at et kraftig magnetfelt av Saturn skapes, som vil bli diskutert nedenfor.
Under laget av metallisk hydrogen er en flytende blanding av vann, metan og ammoniakk, ved høyt trykk og temperatur. Til slutt, helt i sentrum av Saturn, ligger en liten, men massiv steinete eller is-steinaktig kjerne, hvis temperatur er ~20 000 K.
Saturns magnetosfære
Rundt Saturn er det et omfattende magnetfelt med en magnetisk induksjon på nivå med synlige skyer ved ekvator på 0,2 Gs, skapt av bevegelse av materie i et lag av metallisk hydrogen. Fraværet av magnetisk bremsstrahlung observert fra Jorden på Saturn ble forklart av astronomer som påvirkning av ringene. Disse antakelsene ble bekreftet under flyturen forbi planeten AMS "Pioneer-11". Instrumenter installert på den interplanetære stasjonen registrert i det sirkumplanetære rommet til Saturn-formasjoner som er typiske for en planet med et uttalt magnetfelt: en bue sjokkbølge, grensen til magnetosfæren (magnetopause) og strålingsbelter. Den ytre radiusen til Saturns magnetosfære ved subsolar-punktet er 23 ekvatoriale radier av planeten, og avstanden til sjokkbølgen er 26 radier.
Strålingsbeltene til Saturn er så omfattende at de dekker ikke bare ringene, men også banene til noen av planetens indre satellitter. Som forventet, i den indre delen av strålingsbeltene, som er "blokkert" av Saturns ringer, er konsentrasjonen av ladede partikler svært lav. Dette skjer fordi ladede partikler, som beveger seg fra pol til pol, passerer gjennom et system av ringer og absorberes der av is og støv. Som et resultat blir den indre delen av strålingsbeltene, som i fravær av ringer ville være den mest intense kilden til radioutslipp i Saturn-systemet, svekket.
Men likevel tillater konsentrasjonen av ladede partikler i de indre områdene av strålingsbeltene dannelsen av nordlys i de polare områdene av Saturn, som ligner på de vi kan se på jorden. Årsaken til deres dannelse er den samme - bombardement av ladede partikler i atmosfæren.
Som et resultat av dette bombardementet lyser atmosfæriske gasser i det ultrafiolette området (110-160 nanometer). Elektromagnetiske bølger av denne lengden absorberes av jordens atmosfære og kan bare observeres av romteleskoper.
Ringer av Saturn
Vel, la oss nå gå videre til en av de mest karakteristiske detaljene i strukturen til Saturn - den enorme flate ringen.
Ringen rundt Saturn ble først observert av G. Galileo i 1610, men på grunn av den dårlige kvaliteten på teleskopet, tok han feil av deler av ringen som var synlig i kantene av planeten, for planetens satellitter.
Den korrekte beskrivelsen av ringen til Saturn ble gitt av den nederlandske forskeren H. Huygens i 1659, og den franske astronomen Giovanni Domenico Cassini i 1675 viste at den består av to konsentriske komponenter - ringene A og B, atskilt med et mørkt gap (den såkalt "Cassini-divisjon").
Mye senere (i 1850) oppdaget den amerikanske astronomen W. Bond den indre svakt lysende C-ringen, som noen ganger kalles "crepe" på grunn av den mørke fargen, og i 1969 ble det oppdaget en enda svakere og nærmere planetringen D, lysstyrken som ikke overstiger 1/20 av lysstyrken til den lyseste midtringen.
I tillegg til det ovennevnte har Saturn 3 flere ringer - E, F og G; alle av dem er svake og dårlig å skille fra jorden, og ble derfor oppdaget under flyvningene til romfartøyene Voyager 1 og Voyager 2.
Ringene er litt hvitere enn den gulaktige skiven til Saturn. De er plassert i planet til planetens ekvator i følgende rekkefølge fra det øvre skylaget: D, C, B, A, F, G, E. Rekkefølgen på betegnelsen på ringene skyldes historiske årsaker, så det faller ikke sammen med det alfabetiske ...
Hvis du nøye vurderer ringene til Saturn, viser det seg at det faktisk er mye flere av dem. De observerte ringene er atskilt av mørke ringformede hull - hull (eller divisjoner), der det er veldig lite substans. Den som kan sees med et medium teleskop fra jorden (mellom ringene A og B) kalles Cassini-spalten. På klare netter kan du se mindre synlige hull.
Så hva forklarer denne strukturen til Saturns ringer? Og hvorfor har Saturn dem i det hele tatt? Vel, la oss prøve å svare på disse spørsmålene. Og la oss starte med å vurdere det andre, fordi. uten å svare på det er det umulig å svare på det første spørsmålet.
Grunnen til at Saturn i en avstand på rundt 10 5 km har ringer, og ikke en satellitt, er tidevannskraft. Det ble vist at selv om en satellitt hadde dannet seg på en slik avstand, ville den blitt revet i stykker ved virkningen av tidevannskraften i små fragmenter. I epoken med dannelsen av gigantiske planeter oppsto flate skyer av protoplanetarisk materie rundt dem på et tidspunkt, hvorfra satellitter senere ble dannet. I ringenes sone hindret tidevannskraften dannelsen av satellitten. Dermed er ringene til Saturn sannsynligvis rester av pre-planetarisk materie, og består av formasjoner, hvis størrelse kan være fra små sandkorn til fragmenter i størrelsesorden flere meter.
Det er en annen teori om dannelsen av ringer, ifølge hvilken de er restene av noen store Saturns satellitter ødelagt av kometer og meteoritter, dannet for flere milliarder år siden. Selv om det er mulig at det for tiden er kilder til påfyll av ringene med substans. Dermed øker tettheten av materie i E-ringen mot banen til Saturns måne Enceladus. Det er mulig at Enceladus er kilden til materie for denne ringen.
Naturen til strukturen til ringene er tilsynelatende resonant. Dermed er Cassini-divisjonen et område med baner der revolusjonsperioden for hver partikkel rundt Saturn er nøyaktig halvparten av den nærmeste store satellitten til Saturn, Mimas. På grunn av denne tilfeldigheten, rister Mimas, med sin tiltrekning, partiklene som beveger seg inne i fisjonen, og kaster dem til slutt ut derfra. Imidlertid, som vi allerede har sagt ovenfor, er ringene til Saturn mer som en "gramofonplate", og det er ikke lenger mulig å forklare en slik struktur ved resonanser med revolusjonsperiodene til Saturns satellitter.
Derfor er en slik struktur sannsynligvis et resultat av en mekanisk ustabil fordeling av partikler over ringenes plan, som et resultat av at sirkulære tetthetsbølger oppstår - den observerte fine strukturen.
Den første som gjorde en slik antagelse var den berømte tyske filosofen Immanuel Kant, som forklarte den fine strukturen til Saturns ringer ved kollisjonen av partikler som roterer forskjellig rundt planeten i henhold til Keplers lover. Det er differensialrotasjonen, ifølge Kant, som er årsaken til stratifiseringen av skiven i en serie tynne ringer.
Senere beviste den franske astronomen Simon Laplace ustabiliteten til de to ringene til Saturn, som uttrykt av Kant, som er synlige fra jorden.
Etter å ha beregnet likevektsforholdene for Saturns ringer, beviste Laplace at deres eksistens bare er mulig med den raske rotasjonen av planeten rundt sin akse, noe som senere ble bevist av observasjonene til V. Herschel, som trakk oppmerksomheten til det merkbare. polar sammentrekning av Saturn.
I 1857-59. Ringene til Saturn ble beskrevet i hans verk av engelskmannen Maxwell James Clerk, som viste at eksistensen av en ring rundt planeten bare kan være stabil hvis den består av et sett med separate, ubeslektede små kropper: en kontinuerlig fast eller flytende ring ville bli revet i stykker av planetens tyngdekraft.
Noe senere, i 1885, ble formen på ringene til Saturn beskrevet av den russiske matematikeren S. V. Kovalevskaya, som bekreftet Maxwells konklusjon om at ringene til Saturn ikke er en enkelt helhet, men består av separate, små kropper.
På slutten av 1800-tallet denne teoretiske konklusjonen til Maxwell og Kovalevskaya ble empirisk bekreftet uavhengig av hverandre av A. A. Belopolsky (Russland), J. Keeler (USA) og A. Delandre (Frankrike), som fotograferte spekteret til Saturn ved hjelp av en spaltespektrograf og basert på Doppler Fizeau oppdaget at de ytre delene av Saturns ring roterer langsommere enn de indre delene.
De målte hastighetene viste seg å være lik de Saturns satellitter ville hatt hvis de var i samme avstand fra planeten. Fra dette er det klart at ringene til Saturn i hovedsak er en kolossal ansamling av små faste partikler som uavhengig roterer rundt planeten. Partikkelstørrelsene er så små at de ikke er synlige ikke bare i terrestriske teleskoper, men også fra romfartøyer. Bare ved hjelp av skanning med en radiostråle ved en bølgelengde på 3,6 cm av ringene A, C og delingen av Cassini, under passasjen av Saturn "Voyager-1", var det mulig å fastslå størrelsene deres. Det viste seg at den gjennomsnittlige diameteren til partiklene i ring A er 10 meter, partikler av Cassini-fisjon - åtte, og ring C - bare 2 meter.
I de gjenværende ringene til Saturn, med unntak av B-ringen, er partiklene mye mindre i størrelse og antallet er ubetydelig. Faktisk består disse ringene av støvkorn med en diameter på rundt ti tusendeler av en mm.
Jeg må si at partiklene i ring B danner rare radielle formasjoner - "eiker", plassert over ringens plan. Det er mulig at "eikene" holdes av kreftene til elektrostatisk frastøtning. Det er nysgjerrig å merke seg at bildene av de mystiske "eikene" ble funnet på noen skisser av Saturn laget i forrige århundre. Men så var det ingen som ga dem noen betydning.
I tillegg til eikene oppdaget romfartøyet Voyagers en uventet effekt, nemlig mange kortsiktige utbrudd av radiostråling som kom fra ringene. Det var ikke annet enn signaler fra elektrostatiske utladninger – et slags lyn. Kilden til elektrifiseringen av partiklene er tilsynelatende kollisjonen mellom dem. En gassaktig atmosfære av nøytralt atomært hydrogen som omslutter ringene ble også oppdaget.
I henhold til intensiteten til Laysan-alfa-linjen (1216 A) i den ultrafiolette delen av spekteret, beregnet Voyagers antall hydrogenatomer i en kubikkcentimeter av atmosfæren. Det var rundt 600...
Som et resultat av studiet av spekteret til ringene, ble det også klart at partiklene til komponentene deres tilsynelatende enten er dekket med is (eller rimfrost), eller består av is, dessuten vann. I sistnevnte tilfelle kan massen til alle ringene estimeres til 10 23 g, dvs. 6 størrelsesordener mindre enn massen til selve planeten. En analyse av banen til romfartøyet Pioneer 11 viste imidlertid at massen til ringene er enda mindre og ikke engang når 1,7 milliontedel av massen til Saturn.
Temperaturen på ringene er veldig lav - omtrent 80 K (-193 ° C). Partikler i alle ringene beveger seg med nesten samme hastighet (ca. 10 km/s), noen ganger kolliderer med hverandre...
Innen 29,5 år fra Jorden er ringene til Saturn to ganger synlige ved maksimal åpning, og det er to perioder når solen og jorden er i ringenes plan, og deretter blir ringene opplyst av solen "på kanten". I løpet av denne perioden er ringene nesten helt usynlige, noe som indikerer deres svært lille tykkelse: omtrent 1-4 (opptil 20) km. Gjennom ringene kan du til og med se stjernene, selv om lyset deres er merkbart svekket.
Saturns satellitter
Sammen med ringsystemet har Saturn også et helt system av satellitter, hvorav 60 for tiden er kjent.
Den første satellitten ble oppdaget tilbake i 1655 av Christian Huygens, og det var en enorm Titan - den eneste satellitten til Saturn som har en tett atmosfære, og overgår Merkur i størrelse.
Noe senere – i 1671, oppdaget Jean-Dominique Cassini en annen satellitt – Iapetus. Et år senere oppdager han også Rhea, og i 1684 - Dion og Tethys. Etter disse oppdagelsene, i mer enn hundre år, var det ingen informasjon om de nye satellittene til Saturn. Og det virket som om det ville vare evig. Men i 1789 ble to satellitter av Saturn oppdaget samtidig av William Herschel. De var Mimas og Enceladus.
Seksti år senere, nemlig i 1848, ble Hyperion oppdaget, i 1898 - Phoebe. Etter dem - i 1966 ble Epitemia og Juna oppdaget. Etter det begynte antallet åpne satellitter til Saturn, på grunn av den økte oppløsningen til bakkebaserte teleskoper, å vokse raskt, og innen 1997, hvor oppskytningen av romfartøyet Cassini, nådde 18. Cassini la til ytterligere fire nye satellitter til dette tallet, oppdaget etter ankomsten til Saturn.
Totalt, til dags dato, har Saturn 52 offisielt bekreftede satellitter, som hver har sitt eget navn. Sammen med dem er det andre ennå ubekreftede satellitter som er små og ikke har blitt observert mer enn én gang. Noen av dem ligger innenfor banen til Dione, andre ligger mellom banene til Dione og Tethys, og atter andre ligger mellom banene til Dione og Rhea.
Alle satellitter, bortsett fra den enorme Titan, er hovedsakelig sammensatt av vannis, med en liten blanding av stein, som indikert av deres lave tetthet (ca. 1400-2000 kg / m 3). I den største av dem, som Mimas, Dione, Rhea, dannes en steinete kjerne, som i massevis opptar opptil 40% av massen til hele satellitten. Strukturen til Titan ligner strukturen til de store satellittene til Jupiter: også en solid steinete kjerne og et isete skall.
Satellittene til Saturn, så vel som satellittene til andre gigantiske planeter, kan deles inn i to grupper - vanlige og uregelmessige. Vanlige satellitter beveger seg i nesten sirkulære baner, og ligger nær planeten nær ekvatorialplanet. Alle vanlige satellitter snur i én retning - i rotasjonsretningen til selve planeten. Dette indikerer at disse satellittene ble dannet i en gass- og støvsky som omringet planeten under dannelsen. Riktignok er det to unntak fra denne regelen - Iapetus og Phoebe.
I kontrast går uregelmessige satellitter i bane langt fra planeten i kaotiske baner, noe som tydelig indikerer at disse kroppene ble fanget av planeten blant asteroider eller kometkjerner som fløy forbi den.
De vanlige satellittene til Saturn, hvorav det er 18 totalt, har synkron rotasjon (syklisk skift), og er derfor alltid vendt mot planeten på den ene siden. Et unntak fra denne regelen er Hyperion, som har en egen kaotisk rotasjon, og Phoebe, som roterer i motsatt retning.
Generelt kan vi si at hver satellitt til Saturn er unik, og hver av dem fortjener oppmerksomhet. Ta for eksempel Titan - en enorm satellitt, hvis diameter er 5150 kilometer, gjør at den kan betraktes som den nest største satellitten i solsystemet. I tillegg er det bare Titan som har en tett rød-oransje atmosfære, nesten 600 km tykk. Dessuten ligner denne atmosfæren i sin sammensetning atmosfæren til den gamle jorden, fordi 95 % består av nitrogen. Det er spor av tilstedeværelsen av argon, metan, oksygen, hydrogen, etan, propan og andre gasser i den. Metan, forresten, på Titan kan være i alle 3 aggregeringstilstander, derfor er det ikke overraskende at det er et metanhav, innsjøer og elver på satellitten. Ja, og det vanlige vannhavet på Titan eksisterer også, men ikke på overflaten, men på en dybde på flere kilometer. Dette indikeres av den store variasjonen i detaljene til Titans overflate, som observeres til forskjellige tider på forskjellige steder.
Dette er bare mulig hvis vi antar at det er et kraftig lag med flytende vann under overflaten. Dermed er Titan det femte romobjektet i solsystemet som det er funnet flytende vann på...
Ikke mindre interessant enn Titan og en annen satellitt av Saturn - Iapetus. Dens fremre (i kjøreretningen) halvkule er veldig forskjellig i reflektivitet fra baksiden. Den ene er lys som snø, den andre er mørk som svart fløyel. Dette skyldes det faktum at fronten av Iapetus er sterkt forurenset med støv, som faller på overflaten under bevegelsen til en annen satellitt, Phoebe, forårsaker dens sterke svartning.
Phoebe er også en unik satellitt, fordi den eneste dreier rundt planeten i motsatt retning. I tillegg er overflaten veldig mørk - den mørkeste blant alle Saturns satellitter.
Men den lyseste overflaten er Enceladus, som ifølge denne indikatoren er den første i solsystemet (albedoen er nær 1, som nyfallen snø). Enceladus har også den største tektoniske og vulkanske aktiviteten, og vulkanene i Enceladus er ikke enkle, men isete. På grunn av dem er overflaten dekket med et lag med frost, og derfor er den så lys.
En annen satellitt av Saturn er også veldig interessant - Hyperion, den eneste av de store satellittene som har en uregelmessig form forårsaket av en kollisjon med en massiv kosmisk kropp. Det er mulig, eller til og med sannsynlig, at det er denne kollisjonen som forårsaket den kaotiske rotasjonen til Hyperion rundt sin akse, hvis hastighet endres med titalls prosent i løpet av måneden.
Fra en kollisjon med et stort kosmisk legeme ble det 130 km lange krateret Herschel dannet på overflaten av en annen Saturns satellitt - Mimas. Skaftet rundt dette krateret er så høyt at det er godt synlig selv på fotografier. Jeg må si at slike gigantiske kratere på satellittene til Saturn ikke er uvanlige. Så et krater med en diameter på rundt 100 km ble oppdaget på overflaten av Dione, og på overflaten av Rhea, den nest største satellitten til Saturn, er det kratere med en diameter på opptil 300 km. Rhea er forresten også interessant fordi det er den eneste av alle satellitter, og ikke bare Saturn, som har ringer. Dette ble oppdaget 7. mars i år, under flyturen til romfartøyet Cassini. Rheas ring er tilsynelatende bare én, og består av fragmenterte fragmenter av en asteroide eller komet som kolliderte med Rhea i en fjern fortid. Diameteren på denne ringen er opptil flere tusen kilometer og den ligger nesten nær satellitten. En ekstra støvsky kan utvide seg opp til 5900 km. fra midten av satellitten.
Ja, Rhea er absolutt en interessant satellitt, men la oss gå tilbake til å snakke om kratere. Som allerede nevnt er 100-200 km kratere på Saturns satellitter ikke uvanlige, men selv de er ingenting sammenlignet med Odysseus-krateret, 400 km i diameter, som ligger på overflaten av Tethys. Forresten, den gigantiske Ithaca Canyon ble også oppdaget på denne satellitten, som strekker seg over 3 tusen kilometer, som er mer enn diameteren til satellitten (~ 2000 km.).
Men ikke bare dette er interessant Tethys. Hun "gjeter" også, som det var, to andre satellitter - Telesto og Calypso, som ligger 60 ° foran og bak Tethys. Hyrdens følgesvenn er også Dione, "beite" Helen og Pollux. Plassene i rommet som er okkupert av disse "beite" satellittene kalles Lagrangian. På en lignende måte, forresten, beveger asteroidene trojanere sammen med Jupiter.
Noen av satellittene utøver sin innflytelse på Saturns ringer - dette er den såkalte. ledsagere er hyrder. Disse er for eksempel Prometheus og Pandora, som samhandler med ringmaterialet til ringen F, og ikke lar dette materialet gå utover ringen, eller Atlas, som beveger seg i ytterkanten av ringen A; det lar ikke ringpartiklene gå utover denne kanten. Ring F er forresten veldig uvanlig. Så de innebygde kameraene til Voyager 1 viste at ringen består av flere ringer med en total bredde på 60 km, og to av dem er sammenflettet med hverandre, som en streng. En slik uvanlig konfigurasjon er forårsaket av samspillet mellom ringene og to satellitter som beveger seg direkte nær F-ringen, den ene ved den indre kanten, den andre på den ytre. Tiltrekningen til disse satellittene lar ikke de ekstreme partiklene gå langt fra midten - satellittene "beiter" på partiklene. De, som vist ved beregninger, forårsaker bevegelse av partikler langs en bølget linje, noe som skaper den observerte sammenvevingen av ringkomponentene. Men Voyager 2, som passerte nær Saturn ni måneder senere, fant ingen sammenveving eller andre formforvrengninger i F-ringen, spesielt, og i umiddelbar nærhet av gjeterne. Dermed viste formen på ringen seg å være variabel. Hva som forårsaket en så merkelig oppførsel av ringene er ikke kjent ...
Generell informasjon om Saturn
Denne planeten ligner mer på Jupiter enn andre gigantiske planeter. Massen er 95 ganger og ekvatorialradiusen (60370 km) er 9,5 ganger større enn jordens, og kompresjonen er 1:10, dvs. polarradiusen er 8,5 ganger større enn jordens. Tyngdeakselerasjonen på Saturn er 1,15 ganger jordens, og den kritiske hastigheten er 37 km/s. Rotasjonsaksen til planeten er vippet i en vinkel på 26 ° 45 ", og hvis den av natur var lik jorden og var mye nærmere solen, ville årstidene endret seg på den. Men strukturen av Saturn er den samme som Jupiter, og også han roterer sonevis med perioder på 10t 14m (ekvatorialbelte) og 10t 39m (tempererte soner). Den gassformige strukturen til planeten er også bevist av dens lave gjennomsnittlige tetthet, lik 0,69 g / cm3, dvs. billedlig talt, hvis Saturn Hvis den var i vann, ville den flyte på overflaten. På grunn av den mindre (i sammenligning med Jupiter) massen, øker trykket i Saturns tarmer saktere, og, tilsynelatende begynner et lag med flytende hydrogen blandet med helium på en dybde som tilsvarer halvparten av radiusplanetene der temperaturen når 10 000°C og trykket er 3-109 hPa (3-106 atm.) Nedenfor, på en dybde på 0,7- 0,8 radius, det er et lag av den metalliske fasen av hydrogen, der elektriske strømmer genererer planetens magnetiske felt, og under dette laget er smeltet silikat en metallisk kjerne, hvis masse er 9 ganger jordens masse, eller nesten 0,1 massen til Saturn.
Saturn mottar 92 ganger mindre energi fra solen enn jorden, i tillegg reflekterer den 45 % av denne energien. Derfor bør temperaturen på de øvre lagene være omtrent -190°C, men den er nær -170°C. Dette forklares med at dobbelt så mye varme kommer fra de varme tarmene på planeten som fra solen. Radioutslippet fra Saturn er relativt lite, noe som indikerer tilstedeværelsen av et magnetfelt og et strålingsbelte som er svakere enn Jupiter. Dette ble bekreftet av den automatiske Pioneer-11-stasjonen, som 1. september 1979 fløy i en avstand på 21 400 km fra overflaten til Saturn og oppdaget magnetfeltet, hvis akse nesten sammenfaller med planetens rotasjonsakse. Strålingsbeltet består av flere soner atskilt av brede hulrom som ikke inneholder elektrisk ladede partikler. Saturn har to måner til - de ble fotografert av Cassini-sonden. At slike små planeter (3 og 4 km i diameter) har overlevd frem til i dag, betyr at de små kometene som vanligvis truer dem, ikke er særlig vanlige i solsystemet. Totalt har den sjette planeten nå 33 satellitter med diametre fra 34 til 5150 km. I likhet med Jupiter er disse månene nummerert i den rekkefølgen de ble oppdaget.
Fotografiene tatt av automatiske stasjoner viser at overflatene til store satellitter er dekket av mange kratere i forskjellige størrelser.
Alle Saturns satellitter roterer rundt den i retning fremover, og bare den fjerneste, den niende satellitten til Phoebus, som er nesten 13 millioner km unna planeten, har en omvendt bevegelse og fullfører en bane på 550 dager.
Ringer av Saturn
Saturn har en ring, oppdaget tilbake i 1656 av den nederlandske fysikeren X. Huygens (1629-1695), eller rettere sagt, syv tynne flate konsentriske ringer, som er atskilt fra hverandre av mørke hull og kretser rundt planeten i planet til dens ekvator. Den ytre ringen, betegnet med bokstaven A, er mindre lyssterk enn ringen B atskilt fra den av Cassini-spalten, inne i hvilken det er en tredje ring C, som kalles crepe på grunn av sin lave lysstyrke og er kun synlig i sterke teleskoper ; den er skilt fra ringen B av Maxwell-divisjonen. De ytre og indre radiene til disse ringene er henholdsvis 138 000 og 120 000 km (A), 116 000 og 90 000 km (B), 89 000 og 72 000 km (C).
Ringene holder retningen i verdensrommet hvert 14,7 år (halvparten av perioden med Saturns revolusjon rundt solen) vendt mot Jorden og er ikke synlige; bare deres skygge faller i en smal mørk stripe på planetens skive. Dette fenomenet kalles forsvinningen av ringene. Deres siste forsvinning var i 1994.
Saturn, den sjette største planeten i solsystemet etter avstand fra solen; astronomisk tegn ћ S. refererer til antall gigantiske planeter. Halv-hovedaksen til S.s bane (dens gjennomsnittlige avstand fra solen) er 9,54 AU. e., eller 1,43 milliarder km. Banens eksentrisitet er C. 0,056 (den største blant de gigantiske planetene). Helningsvinkelen til planet til S.s bane til ekliptikkens plan er 2°29'. S. gjør en fullstendig revolusjon rundt solen (siderisk revolusjonsperiode) på 29.458 år med en gjennomsnittshastighet på 9.64 km/s. Den synodiske sirkulasjonsperioden er 378,09 dager. På himmelen ser S. ut som en gulaktig stjerne, hvis lysstyrke varierer fra null til første størrelsesorden (i den midtre opposisjonen). Den store variasjonen av lysstyrke er assosiert med eksistensen av ringer rundt S.; Vinkelen mellom ringenes plan og retningen til jorden varierer fra 0 til 28 °, og den jordiske observatøren ser ringene i forskjellige vinkler, noe som bestemmer endringen i lysstyrken til C. Den synlige skiven til C. har form av en ellipse med aksene 20,7 ”og 14,7” (i midtkonfrontasjonen). I overlegen forbindelse med solen er de tilsynelatende dimensjonene til solen 25 % mindre, og lysstyrken er 0,48 styrker svakere. Den visuelle albedoen til S. er 0,69.
Elliptisiteten til S.s skive gjenspeiler dens kuleform, som er en konsekvens av S.s raske rotasjon: perioden for dens rotasjon rundt aksen er 10 timer og 14 minutter ved ekvator, 10 timer og 38 minutter ved moderat breddegrader, og 10 timer og 40 minutter ved en breddegrad på omtrent 60°. S.s rotasjonsakse er skråstilt til planet for dens bane med 63°36'. I et lineært mål er ekvatorialradiusen til S. 60 100 km, den polare er 54 600 km (en nøyaktighet på ca. 1%), og kompresjonen er 1:10,2. Volumet av sollys overstiger volumet til jorden med 770 ganger, og massen til solenergi er 95,28 ganger større enn jordens (5,68 × 10226 kg), slik at den gjennomsnittlige tettheten til solenergi er 0,7 g/cm3, som er halve tettheten til solen. Med hensyn til solen er massen til S. 1:3499. Tyngdeakselerasjonen på overflaten til S. ved ekvator er 9,54 m/sek2. Den parabolske hastigheten (flukthastigheten) på overflaten til S. når 37 km/sek.
Små detaljer er synlige på C.-disken, selv når den vises under de beste forhold. Bare lyse og mørke bånd parallelt med ekvator er synlige, på hvilke mørke eller lyse flekker av og til er lagt over, ved hjelp av hvilke rotasjonen til C bestemmes.
Overflatetemperaturen til S., i henhold til målinger av varmefluksen som kommer fra planeten i det infrarøde området av spekteret, bestemmes fra -190 til -150 ° C (som er høyere enn likevektstemperaturen på - 193 ° C) , tilsvarende varmefluksen mottatt fra solen. Dette indikerer at i den termiske strålingen til S. er det en andel av sin egen dype varme, noe som også bekreftes av målinger av radioemisjon.
Forskjellen i vinkelhastighetene til solrotasjonen på forskjellige breddegrader indikerer at overflaten, observert fra jorden, bare er det øvre overskyede laget av atmosfæren. Om den interne strukturen til S. kan man få en viss idé på grunnlag av teoretiske studier. De observerte forstyrrelsene i bevegelsen til S.s satellitter, sammenlignet med komprimeringen av figuren og den gjennomsnittlige tettheten, gjør det mulig å bestemme det omtrentlige forløpet av trykk og tetthet i dypet av S. (se Planeter). Den svært lave gjennomsnittlige tettheten til S. indikerer at den, i likhet med andre gigantiske planeter, hovedsakelig består av lette gasser - hydrogen og helium, som også dominerer på Solen. Antagelig inkluderer sammensetningen av solarium hydrogen (80%), helium (18%) og bare 2% av tyngre grunnstoffer konsentrert i planetens kjerne. Hydrogen til dybder på omtrent halvparten av radien er i den molekylære fasen, og dypere, under påvirkning av kolossale trykk, går det over i metallfasen. I sentrum av S. er temperaturen nær 20 000 K.
Den kjemiske sammensetningen av atmosfæren over solskylaget bestemmes fra absorpsjonslinjene i planetens spektrum. Hoveddelen er molekylært hydrogen (40 km-atm), metan CH4 (0,35 km-atm) er absolutt tilstede, ammoniakk (NH3) antas å eksistere, selv om det er mulig at det er tilstede i form av aerosoler i skyer. Det er grunn til å anta at det i atmosfæren til S. er helium, som ikke manifesterer seg spektroskopisk i området av spekteret som er tilgjengelig for oss. Magnetfeltet ved S. avsløres ikke.
Et bemerkelsesverdig trekk ved planeten er ringene til Saturn - konsentriske formasjoner med forskjellig lysstyrke, som om de er nestet inn i hverandre, og danner et enkelt flatt system med liten tykkelse, plassert i ekvatorialplanet C. Ringen rundt C. ble først observert av G. Galileo i 1610, men på grunn av lavt som et teleskop tok han delene av ringen som var synlige ved kantene av planeten som satellitter av C. Den korrekte beskrivelsen av C.-ringen ble gitt av H. Huygens (1659) ), og J. Cassini viste snart at den består av to konsentriske komponenter - ringene A og B, atskilt med et mørkt gap (såkalt Cassini-divisjon). Mye senere (i 1850) oppdaget den amerikanske astronomen W. Bond en indre svakt lysende ring (C), og i 1969 ble det oppdaget en enda svakere og nærmere planetringen D. Lysstyrken til D-ringen overstiger ikke 1/ 20 av lysstyrken til den lyseste ringen - ring B Ringene er plassert i følgende avstander fra planeten: A - fra 138 til 120 tusen km, B - fra 116 til 90 tusen km, C - fra 89 til 75 tusen km og D - fra 71 tusen km nesten til overflaten C .
Naturen til solringer ble tydelig etter at den engelske fysikeren J. Maxwell (i 1859) og den russiske matematikeren S. V. Kovalevskaya (i 1885) beviste ved forskjellige metoder at eksistensen av en ring rundt en planet bare kan være stabil hvis den består av en samling av individuelle små kropper: en kontinuerlig fast eller flytende ring ville bli revet fra hverandre av planetens tyngdekraft.
Denne teoretiske konklusjonen på slutten av 1800-tallet. ble empirisk bekreftet uavhengig av A. A. Belopolsky (Russland), J. Keeler (USA) og A. Delandre (Frankrike), som fotograferte spekteret til S. ved hjelp av en spaltespektrograf og, basert på Doppler-Fisot-effekten, fant ut at ytre deler av S.-ringen roterer langsommere enn de indre. De målte hastighetene viste seg å være lik de som S.s satellitter ville hatt hvis de var i samme avstand fra planeten.
Innen 29,5 år fra jorden er ringene til S. to ganger synlige ved maksimal åpning, og det er to perioder når solen og jorden er i ringenes plan, og da blir ringene enten opplyst av solen "på kanten". ", eller det er synlig for en jordisk observatør "på kanten" ". I løpet av denne perioden er ringene nesten helt usynlige, noe som indikerer deres svært lille tykkelse. Ulike forskere, basert på visuelle og fotometriske observasjoner og deres teoretiske prosessering, kommer til den konklusjon at den gjennomsnittlige tykkelsen på ringene er fra 10 cm til 10 km. Selvfølgelig er det umulig å se en ring med en slik tykkelse fra jorden "på kanten". Størrelsen på faste legemer i ringene er estimert fra 10-1 til 103 cm med overvekt av blokker med en diameter på omtrent 1 m, noe som også bekreftes av den observerte refleksjonen av radiobølger fra C-ringer.
Den kjemiske sammensetningen av stoffet i ringene er tilsynelatende den samme for alle fire komponentene, bare graden av å fylle rommet med klumper er forskjellig i dem. Spekteret til S.s ringer er vesentlig forskjellig fra spekteret til S. selv og Solen som lyser opp dem; spekteret indikerer en økt refleksjonsevne av ringene i det nære infrarøde området (2,1 og 1,5 µm), som tilsvarer refleksjon fra H2O-is. Det kan antas at kroppene som danner ringene til S. enten er dekket med is eller rimfrost, eller består av is. I sistnevnte tilfelle kan massen til alle ringene estimeres til 1024 g, det vil si 5 størrelsesordener mindre enn massen til planeten selv. Temperaturen på ringene til S. er tilsynelatende nær likevekt, dvs. til 80 K.
S. har ti satellitter. En av dem - Titan - har dimensjoner som kan sammenlignes med størrelsen på planetene; dens diameter er 5000 km, massen er 2,4 × 10-4 C-masser, og den har en atmosfære som inneholder metan. Den nærmeste satellitten til planeten er Janus, oppdaget i 1966: den roterer rundt planeten på 18 timer, i en gjennomsnittlig avstand på 160 tusen km; dens diameter er omtrent 220 km. Den fjerneste satellitten er Phoebe; kretser rundt S. i motsatt retning i en avstand på ca. 13 millioner km (se Satellites of the Planets).
Planetens egenskaper:
- Avstand fra solen: 1.427 millioner km
- Planetens diameter: ~ 120 000 km*
- Dager på planeten: 10t 13m 23s**
- År på planeten: 29,46 år gammel***
- t° på overflaten: -180°C
- Atmosfære: 96% hydrogen; 3% helium; 0,4 % metan og spor av andre grunnstoffer
- Satellitter: 18
* diameter ved planetens ekvator
** rotasjonsperiode rundt sin egen akse (i jorddager)
*** omløpsperiode rundt solen (i jorddager)
Saturn er den sjette planeten fra solen - gjennomsnittlig avstand til stjernen er nesten 9,6 AU. e. (≈780 millioner km).
Presentasjon: planeten Saturn
Revolusjonsperioden for planeten i bane er 29,46 år, og omdreiningstiden rundt dens akse er nesten 10 timer og 40 minutter. Ekvatorialradiusen til Saturn er 60268 km, og massen er mer enn 568 tusen milliarder megatonn (med en gjennomsnittlig tetthet av planetarisk materie på ≈0,69 g/cm3). Dermed er Saturn den nest største og mest massive planeten i solsystemet etter Jupiter. Ved et atmosfærisk trykk på 1 bar er atmosfærens temperatur 134 K.
Intern struktur
De viktigste kjemiske elementene som utgjør Saturn er hydrogen og helium. Disse gassene passerer ved høyt trykk inne i planeten, først til en flytende tilstand, og deretter (i en dybde på 30 tusen km) til en fast tilstand, siden under de fysiske forholdene som eksisterer der (trykk ≈3 millioner atm.), får hydrogen til seg en metallisk struktur. Et sterkt magnetfelt skapes i denne metallstrukturen, dens styrke ved den øvre grensen til skyene i ekvatorregionen er 0,2 Gs. Under laget av metallisk hydrogen er en solid kjerne av tyngre grunnstoffer, som jern.
atmosfære og overflate
I tillegg til hydrogen og helium inneholder planetens atmosfære små mengder metan, etan, acetylen, ammoniakk, fosfin, arsin, tysk og andre stoffer. Gjennomsnittlig molekylvekt er 2,135 g/mol. Atmosfærens hovedkarakteristikk er dens ensartethet, som ikke gjør det mulig å skille fine detaljer på overflaten. Vindhastigheten på Saturn er høy - ved ekvator når den 480 m/s. Temperaturen på den øvre grensen til atmosfæren er 85 K (-188 °C). Det er mange metanskyer i den øvre atmosfæren - flere titalls belter og en rekke individuelle virvler. I tillegg er kraftige tordenvær og nordlys ganske ofte observert her.
Satellitter til planeten Saturn
Saturn er en unik planet som har et ringsystem med milliarder av små gjenstander av ispartikler, jern og stein, samt mange satellitter – som alle kretser rundt planeten. Noen satellitter er store. For eksempel er Titan, en av de største satellittene av planetene i solsystemet, nest i størrelse etter Jupiters måne Ganymedes. Titan er den eneste satellitten i hele solsystemet som dessuten har en atmosfære som ligner jorden, hvor trykket bare er halvannen ganger høyere enn ved overflaten av planeten Jorden. Totalt har Saturn 62 satellitter allerede oppdaget, de har sine egne baner rundt planeten, resten av partiklene og små asteroider er inkludert i det såkalte ringsystemet. Alle nye satellitter begynner å åpne seg for forskere, så for 2013 var de siste bekreftede satellittene Egeon og S / 2009 S 1.
Hovedtrekket til Saturn, som skiller det fra andre planeter, er et stort system av ringer - bredden er nesten 115 tusen km med en tykkelse på omtrent 5 km. Bestanddelene i disse formasjonene er partikler (størrelsen når flere titalls meter), bestående av is, jernoksid og bergarter. I tillegg til ringsystemet har denne planeten et stort antall naturlige satellitter - omtrent 60. Den største er Titan (denne satellitten er den nest største i solsystemet), hvis radius overstiger 2,5 tusen km.
Ved hjelp av det interplanetariske apparatet Cassini ble et unikt fenomen fanget på planeten tordenvær. Det viser seg at på Saturn, så vel som på vår planet Jorden, forekommer tordenvær, bare de forekommer mange ganger sjeldnere, men varigheten av et tordenvær varer i flere måneder. Dette videotordenværet varte på Saturn fra januar til oktober i 2009 og var den mest virkelige stormen på planeten. Radiofrekvens-knitring (karakteriserer lynglimt) høres også på videoen, som Georg Fischer (forsker ved Space Research Institute i Østerrike) sa om dette ekstraordinære fenomenet - "Dette er første gang vi har sett lyn og hørt radiodata samtidig"
Utforsker planeten
Galileo var den første som observerte Saturn i 1610 med sitt 20x-teleskop. Ringen ble oppdaget av Huygens i 1658. Det største bidraget til studiet av denne planeten ble gjort av Cassini, som oppdaget flere satellitter og hull i strukturen til ringen, den bredeste av dem bærer navnet hans. Med utviklingen av astronautikk ble studiet av Saturn fortsatt ved hjelp av automatiske romfartøyer, hvorav den første var Pioneer-11 (ekspedisjonen fant sted i 1979). Romforskning ble videreført av kjøretøy fra Voyager- og Cassini-Huygens-serien.