Saturn jest szóstą planetą od Słońca w Układzie Słonecznym, jedną z planet olbrzymów. Cechą charakterystyczną Saturna, jego dekoracją, jest układ pierścieni składający się głównie z lodu i pyłu. Ma wiele satelitów. Saturn został nazwany przez starożytnych Rzymian na cześć boga rolnictwa, którego szczególnie czcili.

krótki opis

Saturn jest drugą co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym po Jowiszu, jego masa wynosi około 95 mas Ziemi. Saturn okrąża Słońce w średniej odległości około 1430 milionów kilometrów. Odległość do Ziemi wynosi 1280 milionów km. Jego okres orbitalny wynosi 29,5 lat, a dzień na planecie trwa dziesięć i pół godziny. Skład Saturna praktycznie nie różni się od składu słonecznego: głównymi pierwiastkami są wodór i hel, a także liczne zanieczyszczenia amoniaku, metanu, etanu, acetylenu i wody. Pod względem składu wewnętrznego bardziej przypomina Jowisza: rdzeń złożony z żelaza, wody i niklu, pokryty cienką powłoką metalicznego wodoru. Atmosfera złożona z ogromnych ilości helu i wodoru otacza rdzeń grubą warstwą. Ponieważ planeta składa się głównie z gazu i nie ma stałej powierzchni, Saturn jest klasyfikowany jako gazowy olbrzym. Z tego samego powodu jego średnia gęstość jest niewiarygodnie niska – 0,687 g/cm 3, czyli mniej niż gęstość wody. To sprawia, że jest to najmniej gęsta planeta w układzie. Wręcz przeciwnie, stopień sprężania Saturna jest najwyższy. Oznacza to, że jego promienie równikowe i polarne są bardzo różne pod względem wielkości - odpowiednio 60 300 km i 54 400 km. Oznacza to również dużą różnicę prędkości dla różnych części atmosfery w zależności od szerokości geograficznej. Średnia prędkość obrotu wokół osi wynosi 9,87 km/s, a prędkość orbitalna 9,69 km/s.

Układ pierścieni Saturna to majestatyczny widok. Składają się z fragmentów lodu i kamieni, pyłu, pozostałości dawnych satelitów zniszczonych przez jego grawitację
pole. Znajdują się bardzo wysoko nad równikiem planety, około 6 – 120 tysięcy kilometrów. Same pierścienie są jednak bardzo cienkie: każdy z nich ma około kilometra grubości. Cały system podzielony jest na cztery pierścienie – trzy główne i jeden cieńszy. Pierwsze trzy są zwykle oznaczone literami łacińskimi. Środkowy pierścień B, najjaśniejszy i najszerszy, jest oddzielony od pierścienia A przestrzenią zwaną szczeliną Cassiniego, w której znajdują się najcieńsze i prawie przezroczyste pierścienie. Mało wiadomo, że w rzeczywistości wszystkie cztery planety-olbrzymy mają pierścienie, ale wszystkie z wyjątkiem Saturna mają pierścienie, które są prawie niewidoczne.

Obecnie znanych jest 62 satelitów Saturna. Największe z nich to Tytan, Enceladus, Mimas, Tetyda, Dione, Japetus i Rhea. Tytan, największy z księżyców, pod wieloma względami jest podobny do Ziemi. Ma atmosferę podzieloną na warstwy, a także ciecz na powierzchni, co jest już udowodnionym faktem. Uważa się, że mniejsze obiekty to pozostałości asteroid i mogą mieć rozmiar mniejszy niż kilometr.

Edukacja planety

Istnieją dwie hipotezy dotyczące pochodzenia Saturna:

Pierwsza, hipoteza „skurczu”, stwierdza, że Słońce i planety powstały w ten sam sposób. Na początkowych etapach swojego rozwoju Układ Słoneczny był dyskiem gazu i pyłu, w którym stopniowo tworzyły się oddzielne obszary, gęstsze i masywniejsze niż otaczająca materia. W rezultacie te „kondensacje” dały początek znanemu nam Słońcu i planetom. To wyjaśnia podobieństwo składu Saturna i Słońca oraz jego niską gęstość.

Według drugiej hipotezy „akrecji” powstawanie Saturna przebiegało w dwóch etapach. Pierwszym z nich jest powstawanie gęstych ciał w dysku gazowo-pyłowym, przypominających skaliste planety ziemskie. W tym czasie część gazów w rejonie Jowisza i Saturna rozproszyła się w przestrzeń kosmiczną, co wyjaśnia niewielką różnicę w składzie tych planet i Słońca. W drugim etapie większe ciała przyciągały gaz z otaczającej je chmury.

Struktura wewnętrzna

Wewnętrzny obszar Saturna jest podzielony na trzy warstwy. W centrum znajduje się niewielka w porównaniu z całkowitą objętością, ale masywny rdzeń z krzemianów, metali i lodu. Jego promień wynosi w przybliżeniu jedną czwartą promienia planety, a masa wynosi od 9 do 22 mas Ziemi. Temperatura w rdzeniu wynosi około 12 000 °C. Energia emitowana przez gazowego giganta jest 2,5 razy większa niż energia, jaką otrzymuje od Słońca. Jest tego kilka powodów. Po pierwsze, źródłem wewnętrznego ciepła mogą być rezerwy energii zgromadzone podczas grawitacyjnej kompresji Saturna: podczas formowania się planety z dysku protoplanetarnego energia grawitacyjna pyłu i gazu zamieniła się w kinetyczną, a następnie termiczną. Po drugie, część ciepła powstaje dzięki mechanizmowi Kelvina-Helmholtza: gdy temperatura spada, spada również ciśnienie, przez co substancja planety jest ściskana, a energia potencjalna zamienia się w ciepło. Po trzecie, w wyniku kondensacji kropel helu i ich późniejszego opadania przez warstwę wodoru do rdzenia może również nastąpić wydzielanie ciepła.

Jądro Saturna otoczone jest warstwą wodoru w stanie metalicznym: znajduje się w fazie ciekłej, ale ma właściwości metalu. Taki wodór ma bardzo wysoką przewodność elektryczną, dlatego cyrkulacja w nim prądów wytwarza silne pole magnetyczne. Tutaj, na głębokości około 30 tysięcy km, ciśnienie sięga 3 milionów atmosfer. Powyżej tego poziomu znajduje się warstwa ciekłego wodoru cząsteczkowego, który w kontakcie z atmosferą stopniowo staje się gazem.

Atmosfera

Ponieważ planety gazowe nie mają stałej powierzchni, trudno jest dokładnie określić, gdzie zaczyna się atmosfera. W przypadku Saturna ten poziom zerowy przyjmuje się jako wysokość, na której wrze metan. Głównymi składnikami atmosfery są wodór (96,3%) i hel (3,25%). Badania spektroskopowe wykazały również w jego składzie wodę, metan, acetylen, etan, fosfinę i amoniak. Ciśnienie na górnej granicy atmosfery wynosi około 0,5 atm. Na tym poziomie amoniak skrapla się i tworzą się białe chmury. Na dole chmury składają się z kryształków lodu i kropelek wody.

Gazy w atmosferze nieustannie się poruszają, w wyniku czego przyjmują postać pasków równoległych do średnicy planety. Te same pasma istnieją na Jowiszu, ale na Saturnie są znacznie słabsze. W wyniku konwekcji i szybkiej rotacji powstają niezwykle silne wiatry, najpotężniejsze w Układzie Słonecznym. Wiatry wieją głównie w kierunku rotacyjnym, czyli na wschód. Na równiku prądy powietrza są najsilniejsze, ich prędkość może osiągnąć 1800 km/h. Wraz z oddalaniem się od równika wiatry słabną i pojawiają się prądy zachodnie. Ruch gazów zachodzi we wszystkich warstwach atmosfery.

Duże cyklony mogą być bardzo trwałe i trwać latami. Raz na 30 lat na Saturnie pojawia się „Wielki Biały Owal” - superpotężny huragan, którego rozmiar za każdym razem staje się większy. Podczas ostatniej obserwacji w 2010 roku stanowiła jedną czwartą całego dysku planety. Stacje międzyplanetarne odkryły także niezwykłą formację w postaci regularnego sześciokąta na biegunie północnym. Jego forma jest stabilna przez 20 lat od pierwszej obserwacji. Każda strona ma 13 800 km – więcej niż średnica Ziemi. Dla astronomów przyczyna powstania tego szczególnego kształtu chmur wciąż pozostaje tajemnicą.

Kamery Voyager i Cassini zarejestrowały świecące obszary na Saturnie. Okazało się, że są to zorze polarne. Znajdują się na 70-80° szerokości geograficznej i wyglądają jak bardzo jasne pierścienie o owalnym (rzadziej spiralnym) kształcie. Uważa się, że zorze na Saturnie powstają w wyniku przegrupowania linii pola magnetycznego. Powstała energia magnetyczna podgrzewa otaczające obszary atmosfery i przyspiesza naładowane cząstki do dużych prędkości. Ponadto podczas silnych burz obserwuje się uderzenia piorunów.

Pierścionki

Kiedy mówimy o Saturnie, pierwszą rzeczą, która przychodzi na myśl, są jego niesamowite pierścienie. Obserwacje statków kosmicznych wykazały, że wszystkie planety gazowe mają pierścienie, ale tylko Saturn ma je wyraźnie widoczne i wyraźne. Pierścienie składają się z maleńkich cząstek lodu, skał, pyłu i fragmentów meteorytów przyciąganych przez grawitację układu z przestrzeni kosmicznej. Są bardziej odblaskowe niż sam dysk Saturna. System pierścieni składa się z trzech głównych i cieńszej czwartej. Ich średnica wynosi około 250 000 km, a grubość nie przekracza 1 km. Pierścienie są nazywane literami alfabetu łacińskiego w kolejności od obrzeża do środka. Pierścienie A i B są oddzielone przestrzenią o szerokości 4000 km, zwaną szczeliną Cassiniego. Wewnątrz pierścienia zewnętrznego A znajduje się również szczelina - listwa dzieląca Enckego. Pierścień B jest najjaśniejszy i najszerszy, a Pierścień C jest prawie przezroczysty. Słabsze pierścienie D, E, F i G, położone najbliżej zewnętrznej części atmosfery Saturna, odkryto później. Po wykonaniu zdjęć planety przez stacje kosmiczne stało się jasne, że w rzeczywistości wszystkie duże pierścienie składają się z wielu cieńszych pierścieni.

Istnieje kilka teorii na temat pochodzenia i powstawania pierścieni Saturna. Według jednego z nich pierścienie powstały w wyniku „przechwycenia” przez planetę części jej satelitów. Zostały zniszczone, a ich fragmenty zostały równomiernie rozrzucone po orbicie. Druga mówi, że pierścienie powstały wraz z samą planetą z początkowej chmury pyłu i gazu. Cząstki tworzące pierścienie nie mogą tworzyć większych obiektów, takich jak satelity, ze względu na ich zbyt małe rozmiary, przypadkowy ruch i wzajemne zderzenia. Warto zauważyć, że układ pierścieni Saturna nie jest uważany za absolutnie stabilny: część materii jest tracona w wyniku absorpcji przez planetę lub rozproszenia w przestrzeni okołoplanetarnej, a część, wręcz przeciwnie, zostaje zastąpiona przez interakcję komet i asteroidy z polem grawitacyjnym.

Ze wszystkich gazowych gigantów Saturn w swojej strukturze i składzie jest najbardziej podobny do Jowisza. Znaczna część obu planet składa się z atmosfery mieszaniny wodoru i helu, a także innych zanieczyszczeń. Ten skład pierwiastkowy praktycznie nie różni się od składu słonecznego. Pod grubą warstwą gazów znajduje się rdzeń z lodu, żelaza i niklu, pokryty cienką powłoką metalicznego wodoru. Saturn i Jowisz emitują więcej ciepła, niż otrzymują od Słońca, ponieważ około połowa emitowanej przez nie energii pochodzi z wewnętrznych przepływów ciepła. Zatem Saturn mógłby stać się drugą gwiazdą, ale nie miał wystarczającej ilości materiału, aby wytworzyć siłę grawitacyjną wystarczającą do promowania syntezy jądrowej.

Współczesne obserwacje kosmiczne wykazały, że chmury na biegunie północnym Saturna tworzą gigantyczny sześciokąt foremny, którego długość każdego boku wynosi 12,5 tys. Km. Konstrukcja obraca się wraz z planetą i nie straciła swojego kształtu przez 20 lat od pierwszego odkrycia. Podobnego zjawiska nie zaobserwowano nigdzie indziej w Układzie Słonecznym, a naukowcom wciąż nie udało się go wyjaśnić.

Sonda Voyager wykryła silne wiatry na Saturnie. Prędkości przepływu powietrza sięgają 500 m/s. Wiatry wieją głównie w kierunku wschodnim, chociaż w miarę oddalania się od równika ich siła słabnie i przepływy wydają się kierować na zachód. Niektóre dowody sugerują, że cyrkulacja gazów zachodzi nie tylko w górnych warstwach atmosfery, ale także na głębokości. Ponadto w atmosferze Saturna okresowo pojawiają się huragany o kolosalnej mocy. Największy z nich, „Wielki Biały Owal”, pojawia się raz na 30 lat.

Stacja międzyplanetarna Cassini, sterowana z Ziemi, znajduje się obecnie na orbicie wokół Saturna. Został wystrzelony w 1997 r., a dotarł na planetę w 2004 r. Jego celem jest badanie pierścieni, atmosfery i pola magnetycznego Saturna i jego księżyców. Dzięki Cassini uzyskano wiele wysokiej jakości zdjęć, odkryto zorze polarne, wspomniany sześciokąt, góry i wyspy na Tytanie, ślady wody na Enceladusie, nieznane wcześniej pierścienie, których nie można było zobaczyć za pomocą instrumentów naziemnych.

Pierścienie Saturna w postaci procesów po bokach można zobaczyć nawet w małych lornetkach o średnicy obiektywu 15 mm i większej. W teleskopie o średnicy 60-70 mm widoczny jest już niewielki dysk planety bez szczegółów, otoczony pierścieniami. Na większych instrumentach (100-150 mm) widoczne są pasy chmur Saturna, czapy biegunów, cienie pierścieni i inne szczegóły. W teleskopach większych niż 200 mm wyraźnie widać ciemne i jasne plamy na powierzchni, pasy, strefy i szczegóły budowy pierścieni.

Saturn

Ogólne informacje o Saturnie

Saturn, szósta od Słońca i druga co do wielkości planeta po Jowiszu, to gigantyczna planeta Układu Słonecznego. Nazwany na cześć jednego z najbardziej czczonych rzymskich bogów – patrona ziemi i plonów, który został strącony z tronu przez Jowisza.

Obserwacje Saturna z Ziemi

Saturn jest znany ludziom od czasów starożytnych. Przecież na nocnym niebie jest to jeden z najjaśniejszych obiektów, widoczny jako żółtawa gwiazda, której jasność waha się od zera do pierwszej wielkości (w zależności od odległości od Ziemi).

Poza tym tylko Saturn obserwowany z Ziemi przez teleskop (i to nawet najprostszy) ma widoczne pierścienie, mimo że znaleziono je na wszystkich planetach-olbrzymach...

Historia eksploracji Saturna

ruch orbitalny i obrót Saturna

Saturn krąży wokół Słońca po orbicie lekko nachylonej do płaszczyzny ekliptyki, z mimośrodem 0,0541 i prędkością 9,672 km/s, dokonując pełnego obrotu w ciągu 29,46 lat ziemskich. Średnia odległość planety od Słońca wynosi 9,537 AU, a maksymalna 10 AU. i minimum – 9 a.u.

Kąt między płaszczyznami równika i orbity sięga 26°73”. Okres obrotu wokół osi – dzień gwiazdowy – 10 godzin 14 minut (na szerokościach geograficznych do 30°). Na biegunach okres obrotu wynosi 26 minut dłużej - 10 godzin 40 minut.Wynika to z faktu, że Saturn nie jest ciałem stałym, jak na przykład Ziemia, ale ogromną kulą gazu.Ze względu na takie cechy jego budowy, które swoją drogą nie jest wyjątkowa, planeta nie ma stałej powierzchni, dlatego promień Saturna jest określony przez położenie najwyższych chmur w jego atmosferze. Na podstawie pomiaru tego położenia okazało się, że promień równikowy Saturna jest równy do 60268 km, jest o 5904 km większa od polarnej, tj. polarna kompresja dysku planetarnego wynosi 1/10.

Struktura i warunki fizyczne na Saturnie

Chmury na Saturnie składają się głównie z amoniaku, mają biały kolor i są silniejsze niż na Jowiszu, dlatego „paski” Saturna są mniejsze. Pod chmurami amoniaku znajdują się słabsze chmury amonu (NH 4 +), które nie są widoczne z kosmosu.

Warstwa chmur Saturna nie jest stała, ale wręcz przeciwnie, jest bardzo zmienna. Wynika to z jej rotacji, która następuje głównie z zachodu na wschód (podobnie jak obrót planety wokół własnej osi). Rotacja ta jest dość silna, gdyż wiatry na Saturnie nie są słabe - osiągają prędkość do 500 m/s. Kierunek wiatru jest wschodni.

Prędkość wiatru, a co za tym idzie prędkość obrotu warstwy chmur, maleje w miarę przemieszczania się od równika do biegunów, a na szerokościach geograficznych większych niż 35° kierunki wiatru zmieniają się, tj. Oprócz wiatrów ze wschodu występują wiatry z zachodu.

Przewaga przepływów wschodnich wskazuje, że wiatry nie ograniczają się do górnej warstwy chmur, ale muszą sięgać do wewnątrz na co najmniej 2000 kilometrów. Ponadto pomiary Voyagera 2 wykazały, że wiatry na półkuli południowej i północnej są symetryczne względem równika! Zakłada się, że symetryczne przepływy są w jakiś sposób połączone pod warstwą widzialnej atmosfery.

Nawiasem mówiąc, badając zdjęcia atmosfery Saturna, odkryto, że tutaj, podobnie jak na Jowiszu, mogą tworzyć się potężne wiry atmosferyczne, których rozmiar nie jest tak gigantyczny jak Wielka Czerwona Plama, która jest widoczna nawet od Ziemi, ale wciąż osiąga średnicę tysiąca kilometrów. Takie potężne wiry, podobne do ziemskich cyklonów, powstają w obszarach unoszącego się ciepłego powietrza.

Ujawniono także różnicę pomiędzy północną i południową półkulą Saturna.

Różnica ta polega na czystszej atmosferze na półkuli północnej, spowodowanej prawie całkowitym brakiem wysokich chmur. Nie wiadomo, dlaczego górne warstwy atmosfery na półkuli północnej są tak wolne od chmur, ale przypuszcza się, że może to wynikać z niższych temperatur (~82 K)…

Masa Saturna jest ogromna - 5,68 · 10 · 26 kg, czyli 95,1 razy większa od masy Ziemi. Jednak średnia gęstość wynosi tylko 0,68 g/cm. 3, to prawie o rząd wielkości mniej niż gęstość Ziemi i mniej niż gęstość wody, co jest wyjątkowym przypadkiem wśród planet Układu Słonecznego.

Wyjaśnia to skład gazowej powłoki planety, która w ogóle nie różni się od słonecznej, ponieważ absolutnie dominującym pierwiastkiem chemicznym na Saturnie jest wodór, choć w różnych stanach agregacji.

Zatem atmosfera Saturna składa się prawie wyłącznie z wodoru cząsteczkowego (~95%), z niewielką ilością helu (nie więcej niż 5%), domieszek metanu (CH 4), amoniaku (NH 3), deuteru (ciężkiego wodoru ) i etan (CH3CH3). Stwierdzono ślady obecności amoniaku i lodu wodnego.

Poniżej warstwy atmosferycznej, pod ciśnieniem ~100 000 barów, znajduje się ocean ciekłego wodoru cząsteczkowego.

Jeszcze niżej - 30 tys. Km. z powierzchni, gdzie ciśnienie osiąga milion barów, wodór przechodzi w stan metaliczny. To właśnie w tej warstwie, gdy metal się porusza, powstaje potężne pole magnetyczne Saturna, co zostanie omówione poniżej.

Poniżej warstwy metalicznego wodoru znajduje się ciekła mieszanina wody, metanu i amoniaku pod wysokim ciśnieniem i temperaturą. Wreszcie w samym centrum Saturna znajduje się małe, ale masywne skaliste lub lodowo-skalne jądro, którego temperatura wynosi ~20 000 K.

Magnetosfera Saturna

Wokół Saturna istnieje rozległe pole magnetyczne z indukcją magnetyczną na poziomie widocznych chmur na równiku o wartości 0,2 G, powstałą w wyniku ruchu materii w warstwie metalicznego wodoru. Astronomowie przypisywali brak magnetycznej emisji radiowej bremsstrahlung z Saturna wpływowi pierścieni. Założenia te potwierdziły się, gdy obok planety przeleciał statek kosmiczny Pioneer 11. Instrumenty zainstalowane na stacji międzyplanetarnej zarejestrowały w przestrzeni okołoplanetarnej Saturna formacje typowe dla planety o silnym polu magnetycznym: dziobową falę uderzeniową, granicę magnetosfery (magnetopauzę) i pasy radiacyjne. Zewnętrzny promień magnetosfery Saturna w punkcie podsłonecznym wynosi 23 promienie równikowe planety, a odległość do fali uderzeniowej wynosi 26 promieni.

Pasy radiacyjne Saturna są tak rozległe, że obejmują nie tylko pierścienie, ale także orbity niektórych wewnętrznych satelitów planety. Zgodnie z oczekiwaniami, w wewnętrznej części pasów radiacyjnych, która jest „zablokowana” przez pierścienie Saturna, stężenie naładowanych cząstek jest bardzo niskie. Dzieje się tak, ponieważ naładowane cząstki przemieszczające się od bieguna do bieguna przechodzą przez układ pierścieni i są tam pochłaniane przez lód i pył. W rezultacie wewnętrzna część pasów radiacyjnych, która w przypadku braku pierścieni byłaby najbardziej intensywnym źródłem emisji radiowej w układzie Saturna, okazuje się osłabiona.

Mimo to koncentracja naładowanych cząstek w wewnętrznych obszarach pasów radiacyjnych umożliwia powstawanie zórz polarnych w obszarach polarnych Saturna, podobnych do tych, które możemy zobaczyć na Ziemi. Powód ich powstawania jest ten sam - bombardowanie naładowanymi cząsteczkami atmosfery.

W wyniku tego bombardowania gazy atmosferyczne świecą w zakresie ultrafioletu (110-160 nanometrów). Fale elektromagnetyczne tej długości są pochłaniane przez atmosferę ziemską i można je obserwować jedynie za pomocą teleskopów kosmicznych.

Pierścienie Saturna

Cóż, przejdźmy teraz do jednego z najbardziej charakterystycznych szczegółów budowy Saturna - jego ogromnego płaskiego pierścienia.

Pierścień wokół Saturna po raz pierwszy zaobserwował G. Galileusz w 1610 r., jednak ze względu na kiepską jakość teleskopu pomylił on części pierścienia widoczne na krawędziach planety z satelitami planety.

Prawidłowy opis pierścienia Saturna podał holenderski uczony H. Huygens w 1659 r., a francuski astronom Giovanni Domenico Cassini w 1675 r. wykazał, że składa się on z dwóch koncentrycznych elementów - pierścieni A i B, oddzielonych ciemną szczeliną (tzw. zwany „podziałem Cassiniego”).

Znacznie później (w 1850 r.) amerykański astronom W. Bond odkrył wewnętrzny, słabo świecący pierścień C, czasami nazywany „krepą” ze względu na jego ciemny kolor, a w 1969 r. odkryto jeszcze słabszy i bliższy planety pierścień D, jasność nie przekraczającą 1/20 jasności najjaśniejszego środkowego pierścienia.

Oprócz powyższego na Saturnie odkryto jeszcze 3 pierścienie - E, F i G; Wszystkie są słabe i słabo widoczne z Ziemi, dlatego odkryto je podczas lotów statków kosmicznych Voyager 1 i Voyager 2.

Pierścienie są nieco bielsze niż żółtawy dysk Saturna. Umieszczone są one w płaszczyźnie równika planety w następującej kolejności od górnej warstwy chmur: D, C, B, A, F, G, E. Kolejność wyznaczania pierścieni wynika ze względów historycznych, zatem tak jest nie pokrywa się z alfabetem...

Jeśli dokładnie zbadasz pierścienie Saturna, odkryjesz, że w rzeczywistości jest ich znacznie więcej. Obserwowane pierścienie oddzielone są ciemnymi przestrzeniami pierścieniowymi – przerwami (lub podziałami), w których jest bardzo mało substancji. Jedna z przerw, które można zobaczyć za pomocą przeciętnego teleskopu z Ziemi (pomiędzy pierścieniami A i B), nazywana jest szczeliną Cassiniego. W pogodne noce widoczne są mniej zauważalne pęknięcia.

Co więc wyjaśnia tę strukturę pierścieni Saturna? I dlaczego Saturn w ogóle je ma? Cóż, spróbujmy odpowiedzieć na te pytania. Zacznijmy od rozważenia drugiego, ponieważ. Bez odpowiedzi nie da się odpowiedzieć na pierwsze pytanie.

Powodem, dla którego Saturn w odległości około 10,5 km ma pierścienie, a nie satelitę, są siły pływowe. Wykazano, że gdyby satelita uformował się w takiej odległości, zostałby rozerwany na małe fragmenty przez siłę pływową. W epoce powstawania planet-olbrzymów na pewnym etapie wokół nich powstały spłaszczone chmury materii protoplanetarnej, z których następnie uformowały się satelity. W strefie pierścienia siła pływowa zapobiegła utworzeniu satelity. Zatem pierścienie Saturna są prawdopodobnie pozostałościami materii przedplanetarnej i składają się z formacji, których rozmiary mogą wahać się od małych ziaren piasku po fragmenty rzędu kilku metrów.

Istnieje inna teoria powstawania pierścieni, według której są one pozostałościami niektórych dużych satelitów Saturna, zniszczonych przez komety i meteoryty, powstałych kilka miliardów lat temu. Chociaż możliwe jest, że obecnie istnieją źródła uzupełniania pierścieni materią. Zatem gęstość materii w pierścieniu E wzrasta w kierunku orbity księżyca Saturna Enceladusa. Możliwe, że źródłem materiału na ten pierścień jest Enceladus.

Natura struktury pierścieniowej jest najwyraźniej rezonansowa. Zatem podział Cassiniego to obszar orbit, w którym okres obrotu każdej cząstki wokół Saturna jest dokładnie o połowę krótszy niż okres obrotu najbliższego dużego satelity Saturna, Mimasa. Z powodu tego zbiegu okoliczności Mimas wraz ze swoim przyciąganiem wydaje się wstrząsać cząsteczkami poruszającymi się wewnątrz podziału i ostatecznie je stamtąd wyrzucać. Jednakże, jak już opisaliśmy powyżej, pierścienie Saturna przypominają bardziej „płytę gramofonową” i nie da się już wytłumaczyć tej struktury rezonansami z okresami orbit satelitów Saturna.

Jest zatem prawdopodobne, że taka struktura jest wynikiem mechanicznie niestabilnego rozkładu cząstek wzdłuż płaszczyzny pierścieni, w wyniku czego powstają kołowe fale gęstości – obserwowana struktura drobna.

Pierwszym, który poczynił takie założenie, był słynny niemiecki filozof Immanuel Kant, który wyjaśnił drobną strukturę pierścieni Saturna poprzez zderzenia cząstek obracających się wokół planety w różny sposób, zgodnie z prawami Keplera. Według Kanta to rotacja różnicowa powoduje, że dysk dzieli się na szereg cienkich pierścieni.

Później francuski astronom Simon Laplace udowodnił niestabilność dwóch pierścieni Saturna widocznych z Ziemi, wyrażoną przez Kanta.

Również po obliczeniu warunków równowagi pierścieni Saturna Laplace udowodnił, że ich istnienie jest możliwe tylko przy szybkim obrocie planety wokół własnej osi, co później udowodniły obserwacje V. Herschela, który zwrócił uwagę na zauważalne polarna kompresja Saturna.

W latach 1857-59. Pierścienie Saturna zostały opisane w jego pracach przez Anglika Maxwella Jamesa Clerka, który wykazał, że stabilne istnienie pierścienia wokół planety może mieć miejsce tylko wtedy, gdy składa się on ze zbioru pojedynczych, niepowiązanych ze sobą małych ciał: ciągły pierścień stały lub płynny byłby rozerwane przez siłę grawitacji planety.

Nieco później, w 1885 roku, kształt pierścieni Saturna opisał rosyjski matematyk S.V. Kovalevskaya, który potwierdził wniosek Maxwella, że pierścienie Saturna nie stanowią jednej całości, ale składają się z oddzielnych, małych ciał.

Pod koniec XIX wieku. ten teoretyczny wniosek Maxwella i Kovalevskiej został empirycznie potwierdzony niezależnie od siebie przez A. A. Belopolsky'ego (Rosja), J. Keelera (USA) i A. Delandre (Francja), którzy sfotografowali widmo Saturna za pomocą spektrografu szczelinowego i w oparciu o zjawisko Dopplera efekt - Fizeau odkrył, że zewnętrzne części pierścieni Saturna obracają się wolniej niż wewnętrzne.

Zmierzone prędkości okazały się równe prędkościom, jakie miałyby satelity Saturna, gdyby znajdowały się w tej samej odległości od planety. Stąd jasno wynika: pierścienie Saturna są w istocie kolosalnym nagromadzeniem małych cząstek stałych, niezależnie krążących wokół planety. Rozmiary cząstek są tak małe, że nie są widoczne nie tylko przez teleskopy naziemne, ale także ze statków kosmicznych. Dopiero skanując wiązką radiową o długości fali 3,6 cm pierścienie A, C i podział Cassiniego podczas przelotu Voyagera 1 obok Saturna, możliwe było ustalenie ich rozmiarów. Okazało się, że średnia średnica cząstek pierścienia A wynosi 10 metrów, cząstek rozszczepienia Cassiniego wynosi osiem, a pierścienia C zaledwie 2 metry.

W pozostałych pierścieniach Saturna, z wyjątkiem pierścienia B, cząstki są znacznie mniejsze, a ich liczba jest znikoma. Zasadniczo pierścienie te składają się z cząstek pyłu o średnicy około dziesięciu tysięcznych milimetra.

Trzeba powiedzieć, że cząstki w pierścieniu B tworzą dziwne formacje promieniowe - „szprychy” umieszczone nad płaszczyzną pierścienia. Możliwe, że „szprychy” są utrzymywane razem przez siły odpychania elektrostatycznego. Warto zauważyć, że obrazy tajemniczych „szprych” znaleziono na niektórych szkicach Saturna wykonanych w ubiegłym stuleciu. Ale wtedy nikt nie przywiązywał do nich żadnej wagi.

Oprócz szprych kosmiczni Voyagerowie odkryli nieoczekiwany efekt, a mianowicie liczne krótkotrwałe wybuchy emisji radiowej pochodzące z pierścieni. To było nic innego jak sygnały pochodzące z wyładowań elektrostatycznych – rodzaj błyskawicy. Źródłem elektryfikacji cząstek są najwyraźniej zderzenia pomiędzy nimi. Odkryto także gazową atmosferę obojętnego wodoru atomowego otaczającą pierścienie.

Na podstawie intensywności linii Laysan-alfa (1216 A) w ultrafioletowej części widma Voyager obliczył liczbę atomów wodoru w centymetrze sześciennym atmosfery. Było ich około 600...

W wyniku badania widma pierścieni stało się również jasne, że cząstki ich składników są najwyraźniej albo pokryte lodem (lub szronem), albo składają się z lodu i ponadto wody. W tym drugim przypadku masę wszystkich pierścieni można oszacować na 10 23 g, tj. 6 rzędów wielkości mniej niż masa samej planety. Jednak analiza trajektorii statku kosmicznego Pioneer 11 wykazała, że masa pierścieni jest jeszcze mniejsza i nie osiąga nawet 1,7 milionowej masy Saturna.

Temperatura pierścieni jest bardzo niska - około 80 K (-193 ° C). Cząsteczki we wszystkich pierścieniach poruszają się z niemal tą samą prędkością (około 10 km/s), czasami zderzając się ze sobą...

W ciągu 29,5 lat od Ziemi pierścienie Saturna są widoczne dwukrotnie przy ich maksymalnym otwarciu i dwukrotnie występują okresy, gdy Słońce i Ziemia znajdują się w płaszczyźnie pierścieni, a następnie pierścienie są oświetlane przez Słońce. krawędzią”. W tym okresie pierścienie są prawie całkowicie niewidoczne, co wskazuje na ich bardzo małą grubość: około 1-4 (do 20) km. Przez pierścienie widać nawet gwiazdy, chociaż ich światło jest zauważalnie osłabione.

Księżyce Saturna

Oprócz układu pierścieni Saturn ma także cały system satelitów, z których obecnie znanych jest 60.

Pierwszy satelita został odkryty w 1655 roku przez Christiaana Huygensa i był to ogromny Tytan – jedyny satelita Saturna, który ma gęstą atmosferę i jest większy od Merkurego.

Nieco później – w 1671 roku Jean-Dominique Cassini odkrywa kolejnego satelitę – Japetusa. Rok później odkrył Reę, a w 1684 – Dion i Tetydę. Po tych odkryciach przez ponad sto lat nie było żadnych informacji o nowych satelitach Saturna. I wydawało się, że tak będzie już na zawsze. Jednak w 1789 roku William Herschel odkrył dwa satelity Saturna. Byli to Mimas i Enceladus.

Kolejne sześćdziesiąt lat później, a mianowicie w 1848 r., odkryto Hyperiona, a w 1898 r. Phoebe. Po nich w 1966 roku odkryto Epithemium i Juna. Następnie liczba odkrytych satelitów Saturna, dzięki zwiększonej rozdzielczości teleskopów naziemnych, zaczęła szybko rosnąć i do 1997 r., kiedy wystrzelono sondę Cassini, osiągnęła 18. Do tej liczby Cassini dodał jeszcze cztery nowe satelity, odkryte po przybyciu na Saturna.

W sumie Saturn ma obecnie 52 oficjalnie potwierdzone satelity, z których każdy ma swoją nazwę. Wraz z nimi istnieją inne, jeszcze niepotwierdzone satelity, które są niewielkich rozmiarów i nie były obserwowane więcej niż raz. Niektóre z nich leżą na orbicie Dione, inne - pomiędzy orbitami Dione i Tethys, a jeszcze inne - pomiędzy orbitami Dione i Rhea.

Wszystkie satelity, za wyjątkiem ogromnego Tytana, zbudowane są głównie z lodu wodnego, z niewielką domieszką skał, o czym świadczy ich mała gęstość (ok. 1400-2000 kg/m3). Największe z nich, takie jak Mimas, Dione, Rhea, tworzą skaliste jądro, zajmujące aż 40% masy całego satelity. Struktura Tytana jest podobna do budowy dużych satelitów Jowisza: ma także solidne skaliste jądro i lodową powłokę.

Satelity Saturna, a także satelity innych planet-olbrzymów, można podzielić na dwie grupy - regularne i nieregularne. Regularne satelity poruszają się po niemal kołowych orbitach, leżąc blisko planety, w pobliżu jej płaszczyzny równikowej. Wszystkie zwykłe satelity krążą w tym samym kierunku - w kierunku obrotu samej planety. Oznacza to, że satelity te powstały w chmurze gazu i pyłu otaczającej planetę podczas jej powstawania. To prawda, że są dwa wyjątki od tej reguły - Iapetus i Phoebe.

Natomiast nieregularne satelity krążą daleko od planety po chaotycznych orbitach, co wyraźnie wskazuje, że ciała te zostały przechwycone przez planetę spośród przelatujących asteroid lub jąder komet.

Regularne satelity Saturna, których jest łącznie 18, charakteryzują się rotacją synchroniczną (przesunięciem cyklicznym) i dlatego zawsze są zwrócone w tę samą stronę w stronę planety. Wyjątkiem od tej reguły jest Hyperion, który ma swój własny chaotyczny obrót, i Phoebe, która wiruje w przeciwnym kierunku.

Ogólnie można powiedzieć, że każdy satelita Saturna jest wyjątkowy i każdy z nich zasługuje na uwagę. Weźmy na przykład Tytana - ogromnego satelitę, którego średnica wynosi 5150 kilometrów, co pozwala uznać go za drugiego co do wielkości satelitę w Układzie Słonecznym. Ponadto tylko Tytan ma gęstą czerwono-pomarańczową atmosferę o grubości prawie 600 km, a atmosfera ta swoim składem przypomina atmosferę starożytnej Ziemi, ponieważ 95% składa się z azotu. Są ślady argonu, metanu, tlenu, wodoru, etanu, propanu i innych gazów. Nawiasem mówiąc, metan na Tytanie może znajdować się we wszystkich 3 stanach agregacji, dlatego nie jest zaskakujące, że na satelicie znajduje się ocean metanu, jeziora i rzeki. Tak, a na Tytanie istnieje również zwykły ocean wodny, choć nie na powierzchni, ale na głębokości kilku kilometrów. Wskazuje na to duża zmienność cech powierzchni Tytana, które obserwuje się w różnych miejscach i w różnym czasie.

Jest to możliwe tylko wtedy, gdy założymy, że pod powierzchnią znajduje się gruba warstwa ciekłej wody. Tym samym Tytan jest piątym obiektem kosmicznym w Układzie Słonecznym, na którym odkryto wodę w stanie ciekłym...

Nie mniej interesujący niż Tytan jest drugi satelita Saturna, Japetus. Jego przednia (w kierunku jazdy) półkula znacznie różni się współczynnikiem odbicia od tylnej. Jedna z nich jest jasna jak śnieg, druga ciemna jak czarny aksamit. Wynika to z faktu, że przednia część Japetusa jest mocno zanieczyszczona pyłem, który opadając na jej powierzchnię podczas ruchu innego satelity, Phoebe, powoduje jego silne zaczernienie.

Towarzysz Phoebe jest również wyjątkowy, ponieważ jedyny krążący wokół planety w przeciwnym kierunku. Ponadto jego powierzchnia jest bardzo ciemna - najciemniejsza spośród wszystkich satelitów Saturna.

Ale najjaśniejszą powierzchnią jest Enceladus, który według tego wskaźnika jest pierwszą w Układzie Słonecznym (jego albedo jest bliskie 1, podobnie jak świeżo spadły śnieg). Enceladus ma również największą aktywność tektoniczną i wulkaniczną, a wulkany Enceladusa nie są proste, ale lodowe. Dzięki nim jego powierzchnia pokryta jest warstwą szronu, dzięki czemu jest tak jasna.

Kolejnym bardzo interesującym satelitą Saturna jest Hyperion, jedyny z dużych satelitów, który ma nieregularny kształt powstały w wyniku zderzenia z jakimś masywnym ciałem kosmicznym. Możliwe, a wręcz prawdopodobne, że to właśnie to zderzenie powoduje chaotyczny obrót Hyperiona wokół własnej osi, którego prędkość zmienia się w ciągu miesiąca o kilkadziesiąt procent.

Zderzenie z jakimś dużym ciałem kosmicznym utworzyło także 130-kilometrowy krater Herschel na powierzchni innego satelity Saturna, Mimasa. Wał otaczający ten krater jest tak wysoki, że jest wyraźnie widoczny nawet na zdjęciach. Trzeba powiedzieć, że takie gigantyczne kratery na satelitach Saturna nie są rzadkością. W ten sposób na powierzchni Dione odkryto krater o średnicy około 100 km, a na powierzchni Rhei, drugiego co do wielkości satelity Saturna, znajdują się kratery o średnicy do 300 km. Nawiasem mówiąc, Rhea jest również interesująca, ponieważ jako jedyny ze wszystkich satelitów, a nie tylko Saturn, ma pierścienie. Odkryto to 7 marca tego roku podczas lotu statku kosmicznego Cassini. Rhea najwyraźniej ma tylko jeden pierścień i składa się z pokruszonych fragmentów asteroidy lub komety, która zderzyła się z Rheą w odległej przeszłości. Średnica tego pierścienia sięga kilku tysięcy kilometrów i znajduje się on niemal blisko satelity. Dodatkowa chmura pyłu może rozciągać się na odległość do 5900 km. od środka satelity.

Tak, satelita Rhei jest z pewnością interesujący, ale wróćmy do rozmowy o kraterach. Jak już wspomniano, 100-200-kilometrowe kratery na satelitach Saturna nie są rzadkością, ale nawet one są niczym w porównaniu z kraterem Odyseusza o średnicy 400 km, który leży na powierzchni Tetydy. Nawiasem mówiąc, na tym satelicie odkryto także gigantyczny Kanion Itaki, rozciągający się na 3 tysiące kilometrów, czyli więcej niż średnica satelity (~ 2000 km).

Ale nie tylko to czyni Tetydę interesującą. Wydaje się także, że „pasie” dwóch innych satelitów – Telesto i Calypso, znajdujących się 60° przed i za Tetydą. Diona jest także towarzyszką pasterzy, „pasącą” Elenę i Polidevkę. Miejsca w przestrzeni, które zajmują te „pasące się” satelity, nazywane są Lagrangianami. Nawiasem mówiąc, asteroidy trojańskie poruszają się wraz z Jowiszem w podobny sposób.

Niektóre z satelitów wywierają wpływ na pierścienie Saturna – jest to tzw. towarzysze pasterzy. Są to np. Prometeusz i Pandora oddziałujące z materiałem pierścieniowym pierścienia F i nie pozwalające temu materiałowi opuścić pierścienia, czy Atlas poruszający się po zewnętrznej krawędzi pierścienia A; zapobiega przedostawaniu się cząstek pierścienia poza tę krawędź. Swoją drogą pierścień F jest bardzo nietypowy. Tym samym kamery pokładowe Voyagera 1 pokazały, że pierścień składa się z kilku pierścieni o łącznej szerokości 60 km, a dwa z nich są ze sobą splecione niczym koronka. Ta niezwykła konfiguracja spowodowana jest oddziaływaniem pierścieni z dwoma satelitami poruszającymi się bezpośrednio w pobliżu pierścienia F – jednym na wewnętrznej krawędzi, drugim na zewnętrznej. Przyciąganie tych satelitów nie pozwala zewnętrznym cząstkom oddalić się od środka - satelity niejako „pasują” cząstki. Jak wykazały obliczenia, powodują one przemieszczanie się cząstek po linii falistej, co powoduje obserwowane przeplatanie się składników pierścienia. Jednak Voyager 2, który dziewięć miesięcy później przeleciał w pobliżu Saturna, nie wykrył żadnych przeplotów ani innych zniekształceń kształtu w pierścieniu F, szczególnie w bezpośrednim sąsiedztwie pasterzy. Zatem kształt pierścienia okazał się zmienny. Nie wiadomo, co jest przyczyną tego dziwnego zachowania pierścieni...

Ogólne informacje o Saturnie

Ta planeta jest bardziej podobna do Jowisza niż inne planety-olbrzymy. Jego masa jest 95 razy większa, a promień równikowy (60 370 km) jest 9,5 razy większy niż Ziemi, a stopień sprężania wynosi 1:10, co oznacza, że jego promień biegunowy jest 8,5 razy większy niż Ziemi. Przyspieszenie grawitacyjne na Saturnie jest 1,15 razy większe niż na Ziemi, a prędkość krytyczna wynosi 37 km/s. Oś obrotu planety jest nachylona pod kątem 26°45 cali i gdyby miała charakter podobny do Ziemi i znajdowała się znacznie bliżej Słońca, to miałaby naprzemienne pory roku. Ale budowa Saturna jest taka sama jak Jowisza, a zatem obraca się strefowo z okresami 10h 14m (pas równikowy) i 10h 39m (strefy umiarkowane). O gazowej budowie planety świadczy także jej niska średnia gęstość, wynosząca 0,69 g/cm3, tj. , mówiąc w przenośni, gdyby Saturn znalazł się w wodzie, to unosiłby się na jej powierzchni.Ze względu na mniejszą masę (w porównaniu do Jowisza) ciśnienie w wnętrznościach Saturna rośnie wolniej i najwyraźniej warstwa ciekłego wodoru zmieszany z helem rozpoczyna się na głębokości równej połowie promienia planet, gdzie temperatura sięga 10 000°C, a ciśnienie wynosi 3-109 hPa (3-106 atm.) Poniżej, na głębokości 0,7-0,8 promienia, znajduje się warstwa metalicznej fazy wodoru, w której prądy elektryczne wytwarzają pole magnetyczne planety, a pod tą warstwą znajduje się stopiony rdzeń krzemianowo-metaliczny, którego masa jest 9 razy większa od masy Ziemi, czyli prawie 0,1 masy masa Saturna.

Saturn otrzymuje od Słońca 92 razy mniej energii niż Ziemia, ponadto odbija 45% tej energii. Dlatego temperatura jego górnych warstw powinna wynosić około -190°C, ale jest bliska -170°C. Wyjaśnia to fakt, że z gorącego wnętrza planety pochodzi dwa razy więcej ciepła niż ze Słońca. Emisja radiowa Saturna jest stosunkowo niewielka, co wskazuje, że ma on słabsze pole magnetyczne i pas promieniowania niż Jowisz. Potwierdziła to automatyczna stacja „Pioneer-11”, która 1 września 1979 roku przeleciała w odległości 21 400 km od powierzchni Saturna i odkryła jego pole magnetyczne, którego oś prawie pokrywa się z osią obrotu Saturna. planeta. Pas promieniowania składa się z kilku stref oddzielonych szerokimi wnękami, które nie zawierają cząstek naładowanych elektrycznie. Saturn ma jeszcze dwa księżyce - sfotografowała je sonda Cassini. Fakt, że tak małe planety (o średnicy 3 i 4 km) przetrwały do dziś, oznacza, że zagrażające im zwykle małe komety nie są zbyt powszechne w Układzie Słonecznym. Szósta planeta ma obecnie łącznie 33 satelity o średnicach od 34 do 5150 km. Podobnie jak Jowisz, księżyce te są ponumerowane w kolejności ich odkrycia.

Zdjęcia wykonane przez stacje automatyczne pokazują, że powierzchnie dużych satelitów pokryte są wieloma kraterami o różnej wielkości.

Wszystkie satelity Saturna krążą wokół niego w kierunku do przodu, a jedynie najdalszy, dziewiąty satelita Phoebusa, położony prawie 13 milionów km od planety, wykonuje ruch odwrotny i wykonuje jeden obrót orbitalny w ciągu 550 dni.
Pierścienie Saturna

Saturn ma pierścień, odkryty w 1656 roku przez holenderskiego fizyka H. Huygensa (1629-1695), a dokładniej siedem cienkich, płaskich koncentrycznych pierścieni, które są oddzielone od siebie ciemnymi przerwami i krążą wokół planety w płaszczyźnie jego równik. Pierścień zewnętrzny, oznaczony literą A, jest mniej jasny niż pierścień B oddzielony od niego szczeliną Cassiniego, wewnątrz którego znajduje się trzeci pierścień C, zwany ze względu na małą jasność pierścieniem krepowym, widoczny tylko w mocnych teleskopach ; jest oddzielony od pierścienia B podziałem Maxwella. Zewnętrzne i wewnętrzne promienie tych pierścieni wynoszą odpowiednio 138 000 i 120 000 km (A), 116 000 i 90 000 km (B), 89 000 i 72 000 km (C).

Zachowując swój kierunek w przestrzeni, pierścienie obracają się krawędzią do Ziemi co 14,7 lat (połowa okresu obiegu Saturna wokół Słońca) i nie są widoczne; tylko ich cień, wąski ciemny pasek, pada na dysk planety. Zjawisko to nazywane jest zanikiem pierścienia. Ich ostatnie zniknięcie miało miejsce w 1994 roku.

Saturn, szósta co do wielkości planeta Układu Słonecznego pod względem odległości od Słońca; znak astronomiczny ћ S. odnosi się do liczby planet-olbrzymów. Półoś wielka orbity Słońca (jego średnia odległość od Słońca) wynosi 9,54 jednostki astronomicznej. e., czyli 1,43 miliarda km. Ekscentryczność orbity S. wynosi 0,056 (największa wśród planet-olbrzymów). Kąt nachylenia płaszczyzny orbity S. do płaszczyzny ekliptyki wynosi 2°29’. Energia słoneczna wykonuje pełny obrót wokół Słońca (okres gwiazdowy) w ciągu 29,458 lat ze średnią prędkością 9,64 km/s. Synodyczny okres rewolucji wynosi 378,09 dni. Na niebie S. wygląda jak żółtawa gwiazda, której jasność waha się od zera do pierwszej wielkości (przy średniej opozycji). Duża zmienność jasności jest związana z istnieniem pierścieni wokół S.; Kąt między płaszczyzną pierścieni a kierunkiem do Ziemi waha się od 0 do 28°, a obserwator na Ziemi widzi pierścienie pod różnymi kątami, co określa zmianę jasności S. Widoczny dysk S. ma kształt elipsy o osiach 20,7” i 14,7” (w środku konfrontacja). W doskonałej koniunkcji ze Słońcem pozorny rozmiar słońca jest o 25% mniejszy, a jego jasność jest o 0,48 magnitudo słabsza. Albedo wizualne S. wynosi 0,69.

Eliptyczność dysku słonecznego odzwierciedla jego sferoidalny kształt, co jest konsekwencją szybkiego obrotu Układu Słonecznego: okres jego obrotu wokół własnej osi wynosi 10 godzin 14 minut na równiku, 10 godzin 38 minut na umiarkowanych szerokościach geograficznych, a 10 godzin 40 minut na szerokości około 60°. Oś obrotu S. jest nachylona do płaszczyzny jego orbity pod kątem 63°36'. W ujęciu liniowym promień równikowy północy wynosi 60 100 km, biegunowy 54 600 km (dokładność około 1%), a stopień sprężania wynosi 1:10,2. Objętość Słońca jest 770 razy większa od objętości Ziemi, a masa Słońca jest 95,28 razy większa od Ziemi (5,68 × 10226 kg), więc średnia gęstość Słońca wynosi 0,7 g/cm3, co jest połową gęstości Słońca. W stosunku do Słońca masa Słońca wynosi 1:3499. Przyspieszenie ziemskie na powierzchni północnej na równiku wynosi 9,54 m/s2. Prędkość paraboliczna (prędkość ucieczki) na powierzchni północy sięga 37 km/s.

Niewiele szczegółów jest widocznych na dysku S, nawet przy oglądaniu w najlepszych warunkach. Widoczne są tylko jasne i ciemne paski równoległe do równika, na które czasami nakładają się ciemne lub jasne plamy, za pomocą których określa się obrót C.

Temperaturę powierzchni Słońca, na podstawie pomiarów strumienia ciepła emanującego z planety w zakresie podczerwieni widma, określa się od - 190 do - 150 ° C (czyli jest ona wyższa od temperatury równowagi - 193 ° C), odpowiadający przepływowi ciepła odbieranego od Słońca. Wskazuje to, że promieniowanie cieplne Słońca zawiera część własnego głębokiego ciepła, co potwierdzają pomiary emisji radiowej.

Różnica w szybkościach kątowych obrotu nieba na różnych szerokościach geograficznych wskazuje, że jego powierzchnia obserwowana z Ziemi to jedynie górna warstwa chmur atmosfery. Pewne wyobrażenie o wewnętrznej strukturze S. można sformułować na podstawie badań teoretycznych. Zaobserwowane zaburzenia ruchu satelitów planety, w porównaniu z kompresją jej kształtu i średnią gęstością, pozwalają w przybliżeniu określić przebieg ciśnienia i gęstości w wnętrznościach planety (patrz Planety). Bardzo niska średnia gęstość Słońca wskazuje, że podobnie jak inne planety-olbrzymy składa się ono głównie z lekkich gazów – wodoru i helu, które dominują na Słońcu. Podobno skład Słońca obejmuje wodór (80%), hel (18%) i tylko 2% cięższych pierwiastków skoncentrowanych w jądrze planety. Wodór na głębokości około połowy promienia znajduje się w fazie molekularnej, a głębiej pod wpływem kolosalnych ciśnień przechodzi w fazę metaliczną. W centrum S. temperatura jest bliska 20 000 K.

Skład chemiczny atmosfery nad warstwą chmur planety określa się na podstawie linii absorpcyjnych w widmie planety. Jego główną częścią jest wodór cząsteczkowy (40 km-atm), z pewnością występuje metan CH4 (0,35 km-atm), zakłada się istnienie amoniaku (NH3), chociaż możliwe jest jego występowanie w postaci aerozoli w chmury. Istnieją podstawy, aby przypuszczać, że w atmosferze słonecznej znajduje się hel, który nie objawia się spektroskopowo w dostępnym dla nas obszarze widma. W S. nie wykryto żadnego pola magnetycznego.

Godną uwagi cechą planety są pierścienie Saturna - koncentryczne formacje o różnej jasności, jakby zagnieżdżone w sobie i tworzące jeden płaski układ o małej grubości, położone w płaszczyźnie równikowej północy. po raz pierwszy zaobserwował G. Galileo w 1610 r., jednak ze względu na niską jakość teleskopu pomylił widoczne na krawędziach planety części pierścienia z satelitami C. Prawidłowy opis pierścienia C podał H. Huygens (1659), a J. Cassini wkrótce wykazał, że składa się on z dwóch koncentrycznych elementów - pierścieni A i B, oddzielonych ciemną szczeliną (tzw. „podział Cassiniego”). Znacznie później (w 1850 r.) amerykański astronom W. Bond odkrył wewnętrzny słabo świecący pierścień (C), a w 1969 r. odkryto jeszcze słabszy i bliższy planety pierścień D. Jasność pierścienia D nie przekracza 1/ 20 jasności najjaśniejszego pierścienia - pierścień B Pierścienie znajdują się w następujących odległościach od planety: A - od 138 do 120 tys. km, B - od 116 do 90 tys. km, C - od 89 do 75 tys. km i D - od 71 tys. km prawie do powierzchni C.

Natura pierścieni planetarnych stała się jasna po tym, jak angielski fizyk J. Maxwell (w 1859 r.) i rosyjski matematyk S.V. Kovalevskaya (w 1885 r.) udowodnili różnymi metodami, że stabilne istnienie pierścienia wokół planety może mieć miejsce tylko wtedy, gdy składa się on z zbiór pojedynczych małych ciał: ciągły pierścień stały lub płynny zostałby rozerwany przez siłę grawitacji planety.

To teoretyczny wniosek pod koniec XIX wieku. zostało empirycznie potwierdzone niezależnie od siebie przez A. A. Belopolsky'ego (Rosja), J. Keelera (USA) i A. Delandre (Francja), którzy sfotografowali widmo S. za pomocą spektrografu szczelinowego i na podstawie efektu Dopplera-Fizeau odkryli że zewnętrzne części pierścienia C. obracają się wolniej niż wewnętrzne. Zmierzone prędkości okazały się równe prędkościom, jakie posiadałyby satelity S., gdyby znajdowały się w tej samej odległości od planety.

W ciągu 29,5 lat od Ziemi pierścienie słoneczne są widoczne dwukrotnie przy ich maksymalnym otwarciu i dwukrotnie występują okresy, gdy Słońce i Ziemia znajdują się w płaszczyźnie pierścieni, a następnie pierścienie są albo oświetlane przez Słońce. krawędzią” lub jest widoczny dla ziemskiego obserwatora „z krawędzią” „ W tym okresie słoje są prawie całkowicie niewidoczne, co świadczy o ich bardzo małej grubości. Różni badacze na podstawie obserwacji wizualnych i fotometrycznych oraz ich teoretycznej obróbki dochodzą do wniosku, że średnia grubość pierścieni waha się od 10 cm do 10 km. Oczywiście nie da się zobaczyć pierścienia o takiej grubości z Ziemi z boku. Rozmiary ciał stałych w pierścieniach szacuje się na 10-1 do 103 cm, z przewagą bloków o średnicy około 1 m, co potwierdza zaobserwowane odbicie fal radiowych od pierścieni C.

Skład chemiczny substancji pierścieni jest najwyraźniej taki sam dla wszystkich czterech składników, różni się jedynie stopniem wypełnienia przestrzeni blokami. Widmo pierścieni słonecznych znacznie różni się od widma samego słońca i słońca, które je oświetla; widmo wskazuje na zwiększony współczynnik odbicia pierścieni w obszarze bliskiej podczerwieni (2,1 i 1,5 μm), co jest zgodne z odbiciem od lodu H2O. Można przypuszczać, że ciała tworzące pierścienie S. są albo pokryte lodem lub szronem, albo składają się z lodu. W tym drugim przypadku masę wszystkich pierścieni można oszacować na 1024 g, czyli o 5 rzędów wielkości mniej niż masa samej planety. Temperatura pierścieni S. jest najwyraźniej bliska równowagi, tj. 80 K.

S. ma dziesięć satelitów. Jeden z nich – Tytan – ma wymiary porównywalne z rozmiarami planet; jego średnica wynosi 5000 km, masa wynosi 2,4 × 10-4 mas S., ma atmosferę zawierającą metan. Najbliższym satelitą planety jest Janus, odkryty w 1966 roku: okrąża planetę co 18 godzin, w średniej odległości 160 tys. km; jego średnica wynosi około 220 km. Najbardziej odległym satelitą jest Phoebe; krąży wokół północy w przeciwnym kierunku w odległości około 13 milionów km (patrz Satelity planet).

Saturn jest jedną z ośmiu głównych planet Układu Słonecznego. Jego główną cechą wyróżniającą są duże i niezwykle piękne pierścienie.

Informacje ogólne:

Planeta waży 95 razy więcej niż Ziemia. Jej waga wynosi 568 · 10 24 (568 septylionów = 568 i 24 zera) kilogramów.
Ten olbrzym może pomieścić Ziemię 750 razy, będąc drugą co do wielkości planetą w Układzie Słonecznym.
Planeta składa się z gazów, z czego 94% to wodór, a reszta to głównie hel.
Dzień na planecie trwa 10 i kwadrans.
Jeden obrót wokół Słońca zajmuje prawie 30 ziemskich lat.
Temperatura powierzchni sięga -190 stopni Celsjusza. Planeta należy do osobnej klasy „lodowych gigantów” Układu Słonecznego i znajduje się prawie 10 razy dalej od Słońca niż Ziemia (dla porównania: nasz glob znajduje się 150 milionów km od tej gorącej gwiazdy).
Średnica pierścieni wynosi około 300 000 km. Na szybkiej rakiecie latałbyś z jednego końca na drugi przez 2 dni.
Ta ogromna kula otoczona pierścieniami lodu wiruje z prędkością 60 000 km/h.

Historia pochodzenia nazwy planety

Jego blask na niebie zauważono już w VII wieku p.n.e. mi. mieszkańcy starożytnej Asyrii (współczesny Irak). Wiele wieków później Grecy nazwali tę planetę Kronos, na cześć swojego boga żniw, być może ze względu na jej szczególne położenie na niebie podczas letnich żniw. Rzymskim bogiem rolnictwa był Saturn , dlatego dzisiaj planeta ma taką nazwę. Nawiasem mówiąc, jeden dzień tygodnia - sobota - również nosi imię tego rzymskiego boga (sobota).

Pierścionki

W 1610 r Galileo Galilei jako pierwszy zauważył w swoim teleskopie pierścienie Saturn. Widział jakieś małe przedmioty, chociaż nie rozumiał, co to było. W swoim dzienniku naukowiec narysował to, co zobaczył. Później, 45 lat później, holenderski fizyk H. Huygens odpowiedział na to pytanie. Uświadomił sobie również, że wokół planety porusza się nie tylko jeden pierścień, ale kilka gigantycznych.

Dziś astronomowie Wiadomo, że istnieje 7 głównych pierścieni. A każdy z nich ma swoją własną charakterystykę. Na przykład pierścień A jest prawie przezroczysty, więc światło łatwo przez niego przechodzi. Pierścień B jest gęsty i bogaty w materiał. C jest jeszcze bardziej przezroczyste niż A, a pierścień D jest całkowicie nie do odróżnienia. Pierścienie można zobaczyć z Ziemi jedynie dzięki Słońcu, ponieważ są one składa się z cząstek lodu które odbijają dużą ilość światła słonecznego.

Błyszczące pierścienie są niesamowicie duże. Rozprzestrzeniły się tak szeroko, że zmieściłyby się pomiędzy naszą planetą a orbitą Księżyca. Jednak ich szerokość nie jest większa niż jedno lub dwa piętra nowoczesnego wieżowca. Są nieco podobne do dysków stałych, ale składają się z miliardów kawałków różnych kosmicznych śmieci. Będąc wewnątrz jednego z pierścieni, czułbyś się, jakbyś wpadł w burzę gradową.

Osobliwości

Saturn jest szóstą planetą od Słońca. Jego atmosfera składa się z 5 warstw. Ta ogromna kula wodoru i helu obraca się wokół własnej osi, zmieniając jednocześnie swój kształt. Coś podobnego dzieje się z pizzą, gdy kucharz ją rzuca. Obracając się, staje się płaski i rozciąga się po bokach.

Saturn ma bardzo niską gęstość. Jest to jedyna planeta w Układzie Słonecznym, która mniej gęsta niż woda. Jest napompowany, a gazy zajmują dużo miejsca w stosunku do całkowitej masy. Gdyby istniał ogromny ocean, który mógłby pomieścić planetę, wówczas ta wielka kula nie zatonęłaby, lecz unosiłaby się na wodzie.

Ten lodowy gigant ma również bardzo potężny system pogodowy. Wygląda na bardzo cichą i spokojną planetę, chociaż tak nie jest. Burze mogą tam trwać dni, tygodnie, a nawet miesiące. Prędkość wiatru może osiągnąć 1600 km/h. Uważa się, że istnieje piorun milion razy silniejszy niż na Ziemi.

Wierni towarzysze kuli lodowej

Największy satelita planety - Tytan. Jest większy od Merkurego i dwukrotnie większy od Księżyca. Został odkryty przez Christiana Huygensa w 1655 roku. W porównaniu do Tytana, Enceladus- jeden z małych satelitów. To malutki obiekt, którego średnica wynosi zaledwie 500 km (1/8 Księżyca). Została odkryta w 1789 roku przez Williama Herschela. Enceladus to błyszcząca kula lodu i skał. Jest aktywny geologicznie. Naukowcy obserwują na nim ciągłe erupcje. Astronomowie wciąż odkrywają nieznane wcześniej księżyce Władcy Pierścieni, więc ich dokładna liczba nie jest znana.

Orbiter Cassini

W 1997 roku 5,5-tonowa sonda Cassini wyleciała w stronę Saturna. Urządzenie dotarło do tego niesamowitego giganta w 2004 roku. Wiele o planecie wiadomo dzięki satelicie Cassini. Jeździ po pierścieniach, satelitach i samej planecie. Naukowcy codziennie dokładnie badają obrazy otrzymane ze statku kosmicznego.

Wniosek

Nasz raport pomógł nam rzucić okiem na to. Planeta z uszami, jak przedstawił ją Galileusz w swoich notatkach, okazała się prawdziwą perłą Układu Słonecznego. Zachwyca miłośników kosmosu swoim mieniącym się pięknem i zadziwia naukowców swoją matematyczną perfekcją.

Jeżeli ta wiadomość była dla Ciebie przydatna, będzie mi miło Cię poznać

Saturn jest drugą co do wielkości planetą w naszym Układzie Słonecznym i szóstą planetą od Słońca. Saturn, podobnie jak Uran, Jowisz i Neptun, są gazowymi olbrzymami. Planeta otrzymała swoją nazwę na cześć boga rolnictwa.

Planeta składa się głównie z wodoru, z niewielkimi śladami helu oraz śladami metanu, wody, amoniaku i ciężkich pierwiastków. Jeśli chodzi o wnętrze, jest to niewielki rdzeń złożony z niklu, żelaza i lodu, pokryty gazową warstwą zewnętrzną i małą warstwą metalicznego wodoru. Oglądana z kosmosu atmosfera zewnętrzna wydaje się jednorodna i spokojna, chociaż czasami widoczne są formacje długoterminowe. Saturn posiada planetarne pole magnetyczne o natężeniu pośrednim pomiędzy potężnym polem Jowisza a polem magnetycznym Ziemi. Prędkość wiatru na planecie może sięgać nawet 1800 km/h, czyli znacznie więcej niż na Jowiszu.

Saturn ma wyraźny układ pierścieni, który składa się głównie z cząstek lodu z mniejszą ilością pyłu i ciężkich pierwiastków. Obecnie na orbicie Saturna znajdują się 62 znane satelity. Największym z nich jest Tytan. Spośród wszystkich satelitów jest drugim co do wielkości (po Ganimedesie).

Na orbicie Saturna znajduje się automatyczna stacja międzyplanetarna o nazwie Cassini. Naukowcy wypuścili go w 1997 roku. A w 2004 roku dotarł do układu Saturna, którego zadania obejmują badanie struktury pierścieni oraz dynamiki magnetosfery i atmosfery.

Nazwa planety

Planeta Saturn została nazwana na cześć rzymskiego boga rolnictwa. Później utożsamiano go z przywódcą Tytanów – Kronosem. Ponieważ tytan Kronos pożerał swoje dzieci, nie cieszył się popularnością wśród Greków. Wśród Rzymian bóg Saturn cieszył się dużym szacunkiem i szacunkiem. Według starożytnej legendy nauczył ludzkość uprawiać ziemię, budować domy i uprawiać rośliny. Czasy jego rzekomego panowania określane są jako „złoty wiek ludzkości”, urządzano na jego cześć uroczystości zwane Saturnaliami. Podczas tych uroczystości niewolnicy na krótki czas otrzymywali wolność. W mitologii indyjskiej planeta odpowiada Shani.

Pochodzenie Saturna

Warto zauważyć, że pochodzenie Saturna wyjaśniają dwie główne hipotezy (podobnie jak w przypadku Jowisza). Zgodnie z hipotezą „koncentracji” podobny skład Saturna i Słońca polega na tym, że te ciała niebieskie zawierają dużą ilość wodoru. W rezultacie niską gęstość tłumaczy się faktem, że na początkowych etapach rozwoju Układu Słonecznego w dysku gazowo-pyłowym utworzyły się masywne „kondensacje”, które dały początek planetom. Okazuje się, że planety i Słońce powstały w podobny sposób. Tak czy inaczej, hipoteza ta nie wyjaśnia różnic w składzie Słońca i Saturna.

Hipoteza „akrecji” mówi, że proces powstawania Saturna składał się z dwóch etapów. Najpierw w ciągu dwustu milionów lat miał miejsce proces powstawania stałych, gęstych ciał przypominających planety ziemskie. Na tym etapie część gazu rozproszyła się z okolic Saturna i Jowisza, co w przyszłości wpłynęło na różnicę w składzie chemicznym Słońca i Saturna. Po czym rozpoczął się etap 2, podczas którego największe ciała były w stanie osiągnąć masę dwukrotnie większą od Ziemi. W ciągu kilkuset tysięcy lat miał miejsce proces akrecji na te ciała gazu z pierwotnego obłoku protoplanetarnego. Temperatura w drugim etapie zewnętrznych warstw planety osiągnęła 2000 °C.

Saturn wśród innych planet

Jak wspomniano powyżej, Saturn jest jedną z planet gazowych: nie ma stałej powierzchni i składa się głównie z gazów. Promień polarny planety wynosi 54 400 km, promień równikowy wynosi 60 300 km. Spośród innych planet Saturn charakteryzuje się największą kompresją. Masa planety przekracza masę Ziemi 95,2 razy, ale jej średnia gęstość jest mniejsza niż gęstość wody. Chociaż masy Saturna i Jowisza różnią się ponad trzykrotnie, ich średnica równikowa różni się tylko o 19%. Jeśli chodzi o gęstość pozostałych planet gazowych, jest ona znacznie wyższa i wynosi 1,27-1,64 g/cm3. Przyspieszenie grawitacyjne wzdłuż równika wynosi 10,44 m/s2, co jest porównywalne z przyspieszeniem Neptuna i Ziemi, ale znacznie mniejsze niż Jowisza.

Charakterystyka rotacyjna i orbitalna Saturna

Średnia odległość między Słońcem a Saturnem wynosi 1430 milionów km. Poruszając się z prędkością 9,69 km/s, planeta obiega Słońce w ciągu 29,5 lat (10 759 dni). Odległość Saturna od naszej planety waha się od 8,0 AU. e. (119 mln km) do 11,1 a. e. (1660 milionów km), średnia odległość w okresie ich konfrontacji wynosi około 1280 milionów km. Jowisz i Saturn znajdują się w niemal dokładnym rezonansie 2:5 do Słońca w aphelium i peryhelium wynoszącym 162 miliony km.

Rotacja różnicowa atmosfery planety jest podobna do rotacji atmosfer Wenus i Jowisza, a także Słońca. A. Williams jako pierwszy odkrył, że prędkość obrotowa Saturna może zmieniać się nie tylko pod względem głębokości i szerokości geograficznej, ale także w czasie. Analiza zmienności rotacji strefy równikowej na przestrzeni 200 lat wykazała, że największy udział w tej zmienności mają cykle roczny i półroczny.

Atmosfera i budowa Saturna

Górne warstwy atmosfery składają się z 96,3% wodoru i 3,25% helu. Występują zanieczyszczenia amoniakiem, metanem, etanem, fosfiną i niektórymi innymi gazami. W górnej części atmosfery chmury amoniaku są silniejsze niż chmury Jowisza, podczas gdy chmury w dolnej części składają się z wody lub wodorosiarczku amonu.

Według danych Voyagera na planecie wieją silne wiatry. Urządzenia udało się zarejestrować prędkość wiatru do 500 m/s. Wieją głównie w kierunku wschodnim. Ich siła słabnie wraz z odległością od równika (mogą pojawić się zachodnie prądy atmosferyczne). Badania wykazały, że cyrkulacja atmosferyczna może zachodzić w warstwie górnych chmur, ale także na głębokości do 2000 km. Co więcej, na podstawie pomiarów Voyagera 2 okazało się, że wiatry na półkuli północnej i południowej są symetryczne względem równika. Zakłada się, że symetryczne przepływy łączą się pod warstwą widzialnej atmosfery.

Czasami w atmosferze Saturna pojawiają się stabilne formacje, które są superpotężnymi huraganami. Dokładnie te same obiekty można prześledzić na pozostałych planetach gazowych Układu Słonecznego. Mniej więcej raz na 30 lat na Saturnie pojawia się „Wielki Biały Owal”, który ostatni raz widziano w 2010 roku (nie tak duże huragany powstają częściej).

Podczas burz i burz na Saturnie obserwuje się silne wyładowania atmosferyczne. Aktywność elektromagnetyczna, którą powodują, zmienia się na przestrzeni lat, od prawie całkowitego braku do niezwykle potężnych burz elektrycznych.

28 grudnia 2010 roku sonda Cassini sfotografowała burzę przypominającą dym papierosowy. Kolejną silną burzę zaobserwowali astronomowie 20 maja 2011 roku.

Struktura wewnętrzna

Głęboko w atmosferze planety wzrasta temperatura i ciśnienie, a wodór przechodzi w stan ciekły, ale to przejście jest stopniowe. Na głębokości 30 tys. km wodór staje się metaliczny (3 miliony atmosfer - ciśnienie). Pole magnetyczne powstaje w wyniku cyrkulacji prądu elektrycznego w metalicznym wodorze. Nie jest tak potężny jak Jowisz. W centralnej części planety znajduje się potężny rdzeń złożony z ciężkich i stałych materiałów - metali, krzemianów i prawdopodobnie lodu. Jego waga jest w przybliżeniu od 9 do 22 razy większa od masy naszej planety. Temperatura rdzenia – 11 700°C. Należy również zauważyć, że energia wyemitowana przez Saturna w przestrzeń kosmiczną jest dwa i pół razy większa niż energia, którą otrzymuje od Słońca. Znaczna część tej energii jest generowana dzięki mechanizmowi Kelvina-Helmholtza. Kiedy temperatura spada, ciśnienie w niej odpowiednio maleje, maleje, a energia zamienia się w ciepło. Ale taki mechanizm nie może być jedynym źródłem energii dla Saturna. Naukowcy sugerują, że dodatkowe ciepło pojawia się w wyniku kondensacji, a następnie opadania kropli helu przez warstwę wodoru w głąb jądra. W rezultacie energia potencjalna kropelek zamienia się w energię cieplną. Zdaniem naukowców rdzeń ma średnicę około 25 tys. km.

Księżyce Saturna

Największe księżyce Saturna to Enceladus, Mimas, Dione, Tetyda, Tytan, Rhea i Japetus. Po raz pierwszy odkryto je w 1789 roku, ale do dziś pozostają głównym obiektem badań. Ich średnice wahają się od 397 do 5150 km. Rozkład masy odpowiada rozkładowi średnic. Tethys i Dione mają najmniejsze mimośrody orbitalne, Tytan ma największe. Wszystkie satelity o znanych parametrach znajdują się powyżej orbity synchronicznej, co prowadzi do ich powolnego usuwania.

Od 2010 roku znanych jest 62 satelitów Saturna. Co więcej, 12 z nich zostało odkrytych przez statki kosmiczne: Cassini, Voyager 1, Voyager 2. Większość satelitów, z wyjątkiem Phoebe i Hyperiona, charakteryzuje się własnym synchronicznym obrotem - każdy z nich zawsze zwraca się w jedną stronę w stronę Saturna. Nie ma informacji o rotacji małych satelitów. Dione i Tethys towarzyszą dwa satelity w punktach Lagrange'a L4 i L5.

Przez cały 2006 rok zespół naukowców pod ścisłym kierownictwem Davida Jewitta pracującego na Hawajach zidentyfikował dziewięć satelitów Saturna za pomocą teleskopu Subaru. Sklasyfikowali je jako satelity nieregularne charakteryzujące się orbitą wsteczną. Czas ich obrotu wokół Saturna waha się od 862 do 1300 dni.

Pierwsze wysokiej jakości zdjęcia jednego z satelitów Tetydy uzyskano dopiero w 2015 roku.

Niesamowita i tajemnicza planeta Saturn została nazwana na cześć rzymskiego boga, który był odpowiedzialny za rolnictwo. Ludzie starają się doskonale badać każdą planetę, w tym Saturna. Po Jowiszu Saturn zajmuje drugie miejsce pod względem wielkości w Układzie Słonecznym. Nawet za pomocą zwykłego teleskopu można z łatwością zobaczyć tę niesamowitą planetę. Wodór i hel to główne pierwiastki składowe planety. Dlatego życie na planecie jest przeznaczone dla tych, którzy oddychają tlenem. Następnie sugerujemy przeczytanie bardziej interesujących faktów na temat planety Saturn.

1. Na Saturnie, podobnie jak na Ziemi, występują pory roku.

2. Jeden „sezon” na Saturnie trwa ponad 7 lat.

3. Planeta Saturn jest spłaszczoną kulą. Faktem jest, że Saturn obraca się wokół własnej osi tak szybko, że się spłaszcza.

4. Saturn jest uważany za planetę o najniższej gęstości w całym Układzie Słonecznym.

5. Gęstość Saturna wynosi tylko 0,687 g/cm3, podczas gdy Ziemia ma gęstość 5,52 g/cm3.

6. Liczba satelitów planety wynosi 63.

7. Wielu starożytnych astronomów wierzyło, że pierścienie Saturna są jego satelitami. Galileusz był pierwszym, który o tym mówił.

8. Pierścienie Saturna odkryto po raz pierwszy w 1610 roku.

9. Statki kosmiczne odwiedziły Saturna tylko 4 razy.

10. Nadal nie wiadomo, jak długo trwa dzień na tej planecie, jednak wielu sugeruje, że wynosi on nieco ponad 10 godzin.

11. Jeden rok na tej planecie równa się 30 latom na Ziemi

12. Kiedy zmieniają się pory roku, planeta zmienia swój kolor.

13. Pierścienie Saturna czasami znikają. Faktem jest, że pod kątem widać jedynie żebra pierścieni, które trudno zauważyć.

14. Saturna można zobaczyć przez teleskop.

15. Naukowcy nie zdecydowali jeszcze, kiedy powstały pierścienie Saturna.

16. Pierścienie Saturna mają jasne i ciemne strony. Jednak z Ziemi widać tylko jasne strony.

17. Saturn jest uznawany za drugą co do wielkości planetę w Układzie Słonecznym.

18. Saturn jest uważany za szóstą planetę od Słońca.

19. Saturn ma swój własny symbol - sierp.

20. Saturn składa się z wody, wodoru, helu i metanu.

21. Pole magnetyczne Saturna rozciąga się na ponad 1 milion kilometrów.

22. Pierścienie tej planety składają się z kawałków lodu i pyłu.

23. Dziś stacja międzyplanetarna Kasain znajduje się na orbicie wokół Saturna.

24. Ta planeta składa się głównie z gazów i praktycznie nie ma stałej powierzchni.

25. Masa Saturna przekracza masę naszej planety ponad 95 razy.

26. Aby dostać się z Saturna do Słońca, trzeba pokonać 1430 milionów km.

27. Saturn jest jedyną planetą, która obraca się wokół własnej osi szybciej niż wokół swojej orbity.

28. Prędkość wiatru na tej planecie czasami osiąga 1800 km/h.

29. To najbardziej wietrzna planeta, ponieważ wynika to z jej szybkiego obrotu i wewnętrznego ciepła.

30. Saturn jest uznawany za całkowite przeciwieństwo naszej planety.

31. Saturn ma własne jądro, które składa się z żelaza, lodu i niklu.

32. Grubość pierścieni tej planety nie przekracza kilometra.

33. Jeśli umieścisz Saturna w wodzie, będzie mógł się na niej unosić, ponieważ jego gęstość jest 2 razy mniejsza niż woda.

34. Na Saturnie odkryto zorzę polarną.

35. Nazwa planety pochodzi od rzymskiego boga rolnictwa.

36. Pierścienie planety odbijają więcej światła niż jej dysk.

37. Kształt chmur nad tą planetą przypomina sześciokąt.

38. Nachylenie osi Saturna jest podobne do osi Ziemi.

39. Na północnym biegunie Saturna znajdują się dziwne chmury przypominające czarny wir.

40. Saturn ma satelitę Tytana, który z kolei został uznany za drugiego co do wielkości we Wszechświecie.

41. Nazwy pierścieni planety są nazywane alfabetycznie i w kolejności ich odkrycia.

42. Pierścienie A, B i C są uznawane za pierścienie główne.

43. Po raz pierwszy statek kosmiczny odwiedził planetę w 1979 roku.

44. Jeden z satelitów tej planety, Japetus, ma interesującą strukturę. Z jednej strony ma kolor czarnego aksamitu, z drugiej strony jest biały jak śnieg.

45. Pierwsza wzmianka o Saturnie w literaturze pojawiła się w 1752 roku przez Woltera.

47. Całkowita szerokość pierścieni wynosi 137 milionów kilometrów.

48. Księżyce Saturna składają się głównie z lodu.

49. Istnieją 2 rodzaje satelitów tej planety - regularne i nieregularne.

50. Obecnie istnieją tylko 23 regularne satelity, które krążą po orbitach znajdujących się w pobliżu Saturna.

51. Nieregularne satelity obracają się po wydłużonych orbitach planety.

52. Niektórzy naukowcy uważają, że nieregularne satelity zostały przechwycone przez tę planetę całkiem niedawno, ponieważ znajdują się daleko od niej.

53. Satelita Japetus jest pierwszym i najstarszym obiektem należącym do tej planety.

54. Satelita Tethys wyróżnia się ogromnymi kraterami.

55. Saturn został uznany za najpiękniejszą planetę w Układzie Słonecznym.

56. Niektórzy astronomowie sugerują, że na jednym z księżyców planety (Enceladus) istnieje życie.

57. Na księżycu Enceladusie odkryto źródło światła, wody i materii organicznej.

58. Uważa się, że ponad 40% satelitów Układu Słonecznego kręci się wokół tej planety.

59. Uważa się, że powstał ponad 4,6 miliarda lat temu.

60. W 1990 roku naukowcy zaobserwowali największą burzę w całym Wszechświecie, która miała miejsce na Saturnie i jest znana jako Wielki Biały Owal.

Gazowa gigantyczna konstrukcja

61. Saturn jest uznawany za najlżejszą planetę w całym Układzie Słonecznym.

62. Wskaźniki grawitacji na Saturnie i Ziemi są różne. Na przykład, jeśli na Ziemi masa osoby wynosi 80 kg, to na Saturnie będzie to 72,8 kg.

63. Temperatura górnej warstwy planety wynosi -150°C.

64. W jądrze planety temperatura sięga 11 700 °C.

65. Najbliższym sąsiadem Saturna jest Jowisz.

66. Grawitacja na tej planecie wynosi 2, podczas gdy na Ziemi wynosi 1.

67. Najbardziej odległym satelitą Saturna jest Phoebe, który znajduje się w odległości 12 952 000 kilometrów.

68. Herschel własnoręcznie odkrył jednocześnie 2 satelity Saturna: Mimmas i Eceladus w 1789 roku.

69. Kassaini natychmiast odkrył 4 satelity tej planety: Japetus, Rhea, Tethys i Dione.

70. Co 14-15 lat można zobaczyć krawędzie pierścieni Saturna ze względu na nachylenie orbity.

71. Oprócz pierścieni w astronomii zwyczajowo oddziela się między nimi szczeliny, które również mają nazwy.

72. Zwyczajowo oprócz głównych pierścieni oddziela się te, które składają się z pyłu.

73. Kiedy w 2004 roku Cassini po raz pierwszy przeleciała pomiędzy pierścieniami F i G, uderzyło w nią ponad 100 000 mikrometeorytów.

74. Według nowego modelu pierścienie Saturna powstały w wyniku zniszczenia satelitów.

75. Najmłodszym satelitą Saturna jest satelita Helena.

Zdjęcie słynnego, najsilniejszego, sześciokątnego wiru na planecie Saturn. Zdjęcie wykonane przez sondę Cassini z wysokości około 3000 km. z powierzchni planety.

76. Pierwszym statkiem kosmicznym, który odwiedził Saturna był Pioneer 11, a rok później Voyager 1 i Voyager 2.

77. W astronomii indyjskiej Saturn jest zwykle nazywany Shani jako jedno z 9 ciał niebieskich.

78. Pierścienie Saturna w opowiadaniu Izaaka Asimowa „Ścieżka Marsjan” stają się głównym źródłem wody dla kolonii marsjańskiej.

79. Saturn był także zaangażowany w japońską kreskówkę „Sailor Moon”, planeta Saturn uosabia wojowniczkę śmierci i odrodzenia.

80. Waga planety wynosi 568,46 x 1024 kg.

81. Kepler tłumacząc wnioski Galileusza na temat Saturna popełnił błąd i uznał, że zamiast pierścieni Saturna odkrył 2 satelity Marsa. Zawstydzenie zostało rozwiązane już po 250 latach.

82. Całkowitą masę pierścieni szacuje się na około 3 × 1019 kilogramów.

83. Prędkość orbitalna wynosi 9,69 km/s.

84. Maksymalna odległość Saturna od Ziemi wynosi zaledwie 1,6585 miliarda km, minimalna zaś 1,1955 miliarda km.

85. Pierwsza prędkość ucieczki planety wynosi 35,5 km/s.

86. Planety takie jak Jowisz, Uran i Neptun, podobnie jak Saturn, mają pierścienie. Jednak wszyscy naukowcy i astronomowie zgodzili się, że tylko pierścienie Saturna są niezwykłe.

87. Interesujące jest to, że słowo Saturn w języku angielskim ma ten sam rdzeń, co słowo Saturday.

88. Żółte i złote paski, które można zobaczyć na planecie, są wynikiem działania stałych wiatrów.

90. Dziś najbardziej gorące i zawzięte spory między naukowcami toczą się właśnie z powodu sześciokąta, który powstał na powierzchni Saturna.

91. Wielu naukowców wielokrotnie udowodniło, że jądro Saturna jest znacznie większe i masywniejsze niż jądro Ziemi, jednak dokładne liczby nie zostały jeszcze ustalone.

92. Nie tak dawno temu naukowcy odkryli, że w pierścieniach wydają się tkwić igły. Jednak później okazało się, że były to po prostu warstwy cząstek naładowanych elektrycznie.

93. Rozmiar promienia biegunowego na planecie Saturn wynosi około 54364 km.

94. Promień równikowy planety wynosi 60 268 km.