Сатурн (планета)

Сату́рн — шоста за віддаленістю від Сонця та друга за розмірами планета Сонячної системи. Сатурн швидко обертається навколо своєї осі (з періодом — 10,23 години), складається переважно з рідкого водню і гелію, має товстий шар атмосфери. Навколо Сонця Сатурн обертається за 29,46 земних років на середній відстані 1427 млн км. Екваторіальний діаметр верхньої межі хмар — 120 536 км, а полярний — на кілька сотень кілометрів менший[джерело?]. В атмосфері Сатурна міститься 94 % водню і 6 % гелію (за об'ємом). Його маса у 95 разів більша за масу Землі, магнітне поле трохи слабше за земне. Вважається, що Сатурн має невелике ядро з силікатів і заліза, покрите льодом і глибоким шаром рідкого водню. На 2013 рік було відомо про існування 62 природних супутників Сатурна, найбільший з яких — Титан.

Сатурн 
Фотографія Сатурна, зроблена космічним телескопом Хаббл 2001 року
Названа на честь Сатурн
Орбітальні характеристики
Епоха J2000
Велика піввісь 1 433 449 370 км
9,582  а. о.
Перигелій 1 353 572 956 км
9,048а. о.
Афелій 1 513 325 783 км
10,116 а. о.
Ексцентриситет 0,055 723 219
Орбітальний період 29,4571 років
Синодичний період 378,09 діб
Середня орбітальна швидкість 9,69 км/с
Нахил орбіти 2,485 240° до екліптики
5,51° до сонячного екватора
Довгота висхідного вузла 113,642 811°
Аргумент перицентру 336,013 862°
Супутники 82[1]
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус 60 268 ± 4 км [2]
9,4492 Землі
Полярний радіус 54 364 ± 10 км
8,5521 Землі
Сплюснутість 0,09796 ± 0,00018
Площа поверхні

4,27×1010 км²[3]


83,703 Землі
Об'єм 8,2713×1014 км³[4]
763,59 Землі
Маса 5,6846×1026 кг
95,152 мас Землі
Середня густина 687 кг/м3
Прискорення вільного падіння на поверхні 10,44 м/с²
1,065 g
Друга космічна швидкість 35,5 км/с[4]
Період обертання 10 год. 34 хв 13с ± 2с[5]
Екваторіальна швидкість обертання 9,87 км/c
Нахил осі 26,73°[4]
Пряме піднесення північного полюса 21 год 10 мін 44 с
317,68143°
Схилення північного полюса 52,88650°
Альбедо 0,342 (Бонд)
0,47 (геометричне)
Видима зоряна величина від +1.47 до −0.24[6]
Атмосфера
Тиск на поверхні 0,636 (0,4-0,87) кПа
Шкальна висота 59.5 км
Склад  • 95,32 % (+/-2.4 %) молекулярного водню
 • 3,25 % (+/-2.4 %) гелію
 • 4500 (+/-2000) ppm метану
 • 125 (+/-75) ppm аміаку
 • 110 (+/-58) ppm дейтериду водню
 • 7 (+/-1.5) ppm етану
 • аміачний лід
 • водяний лід
 • гідросульфід амонію[7]
 Сатурн у Вікісховищі

На відміну від Юпітера, смуги на Сатурні доходять до дуже високих широт — 78 градусів. Спостерігається величезне овальне утворення розміром із Землю, розташоване недалеко від північного полюса, назване Великою Білою плямою, виявлено кілька плям меншого розміру. Через більшу, ніж на Юпітері швидкість потоків, ці ураганні вихори швидко згасають і перемішуються зі смугами. Швидкості зональних вітрів поблизу екватора сягають 400—500 м/с, а на широті 30 градусів — близько 100 м/с. Невисока контрастність кольорів на видимому диску Сатурна пов'язана з тим, що через низькі температури в надхмарній атмосфері Сатурна, де пари аміаку виморожуються, утворюється шар густого туману, який ховає структуру поясів і зон, тому на Сатурні вони помітні не так чітко, як на Юпітері.

Сатурн має помітну систему кілець, що складаються здебільшого з частинок криги, меншої кількості важких елементів і пилу. Титан — найбільший серед супутників Сатурна — другий за розмірами супутник у Сонячній системі (після супутника Юпітера, Ганімеда), який перевершує за своїми розмірами планету Меркурій і єдиний серед супутників Сонячної системи має досить потужну атмосферу.

1997 року до Сатурна було запущено автоматичну міжпланетну станцію «Кассіні». Вона дісталася до системи Сатурна 2004 року й перебувала на орбіті планети до вересня 2017 року. До її завдань входило вивчення структури кілець, а також динаміки атмосфери й магнітосфери Сатурна.

Сатурн серед планет Сонячної системи

Сатурн належить до газових гігантів: він складається переважно з газів і не має твердої поверхні. Маса планети у 95 разів перевищує масу Землі, однак середня густина Сатурна становить усього 0,69 г/см³, це єдина планета Сонячної системи, чия середня густина менша від густини води. Тому, хоча маси Юпітера та Сатурна відрізняються більше, ніж утричі, їхні екваторіальні діаметри відрізняються лише на 19 %. Густина інших газових гігантів значно більша. Прискорення вільного падіння на екваторі становить 10,44 м/с², що можна порівняти зі значеннями на Землі та Нептуні, але набагато менше, ніж на Юпітері. Екваторіальний радіус планети дорівнює 60 300 км, а полярний — 54 400 км; серед усіх планет Сонячної системи Сатурн має найбільше стиснення.

Орбітальні характеристики й обертання

Середня відстань між Сатурном і Сонцем становить 9,58 а.о. (1430 млн км)[7]. Оскільки ексцентриситет орбіти Сатурна дорівнює 0,056, то різниця у відстані до Сонця в перигелії та афелії становить 162 млн км[7]. Рухаючись із середньою швидкістю 9,69 км/с, Сатурн обертається навколо Сонця приблизно за 29,5 років (10 759 діб). Відстань Сатурна від Землі змінюється в межах від 8,0 до 11,1 а.о. (1195—1660 млн км), середня відстань під час протистояння — близько 1280 млн км[7]. Сатурн і Юпітер обертаються майже в точному резонансі (2:5).

Видимі під час спостережень характерні об'єкти атмосфери Сатурна обертаються з різною швидкістю залежно від широти. Як й у випадку Юпітера, є кілька груп таких об'єктів. Так звана «Зона 1» має період обертання 10 год 14 хв 00 с (844,3 °/добу). Вона простягається від північного краю південного екваторіального поясу до південного краю північного екваторіального поясу. На інших широтах Сатурна, складових «Зони 2», період обертання спочатку було оцінено в 10 год 39 хв 24 с (810,76 °/добу). Згодом дані було переглянуто: нова оцінка — 10 год, 34 хв та 13 с[8]. «Зона 3», наявність якої передбачається на основі спостережень радіовипромінювання планети під час польоту «Вояджера-1», має період обертання 10 год 39 хв 22,5 с (швидкість 810,8 °/добу).

Періодом обертання Сатурна навколо осі вважають 10 годин 34 хвилини і 13 секунд[9]. Точна величина періоду обертання внутрішніх частин планети залишається невідомою. Коли апарат «Кассіні» 2004 року досяг Сатурна, за спостереженнями радіовипромінювання було виявлено, що період обертання внутрішніх частин помітно перевищує період обертання в «Зоні 1» та «Зоні 2» і становить приблизно 10 год 45 хв 45 с (± 36 с)[10].

У березні 2007 року було виявлено, що обертання діаграми спрямованості радіовипромінювання Сатурна утворюється конвекційними потоками в плазмовому диску, які залежать не тільки від обертання планети, а й від інших факторів. Було також повідомлено, що коливання періоду обертання діаграми спрямованості пов'язано з активністю кріовулкана на супутнику Сатурна — Енцеладі. Заряджені частинки водяної пари на орбіті планети призводять до викривлення магнітного поля і, як наслідок, картини радіовипромінювання. Виявлена картина наводить на думку, що на сьогодні[коли?] взагалі не існує коректного методу визначення швидкості обертання ядра планети[11][12][12].

Походження

Походження Сатурна (як і Юпітера) пояснюють дві основні гіпотези. Згідно з гіпотезою «контракції», склад Сатурна, подібний до Сонця (велика частка водню), і, як наслідок, малу густину можна пояснити тим, що під час формування планет на ранніх стадіях розвитку Сонячної системи в газопиловому диску утворилися масивні «згущення», що дали початок планетам, тобто, Сонце і планети формувалися однаково. Ця гіпотеза не може пояснити відмінності у складі Сатурна і Сонця[13].

Гіпотеза «акреції» стверджує, що утворення Сатурна відбувалося у два етапи. Спочатку протягом 200 мільйонів років формувалися тверді щільні тіла на зразок планет земної групи[13]. У цей час з області Юпітера і Сатурна було дисиповано частину газу, що в подальшому зумовило різницю в хімічному складі Сатурна і Сонця. Другий етап розпочався, коли найбільші тіла досягли подвоєної маси Землі. Протягом декількох сотень тисяч років тривала акреція газу на ці тіла з первинної протопланетної хмари. На другому етапі температура зовнішніх шарів Сатурна сягала 2000 °C[13].

Атмосфера

Зовнішня атмосфера Сатурна складається на 96.3 % з молекулярного водню і на 3.25 % з гелію по об'єму.[14] Частка гелію в атмосфері Сатурна значно менша ніж на Сонці.[15] Частка вмісту елементів важчих за гелій точно не відома, але припускається, що пропорції такі ж, як і при формуванні Сонячної системи. Повна маса цих важчих елементів оцінюється в 19–31 мас Землі, їх значна частина знаходиться в області ядра Сатурна.[16]

В атмосфері було задетектовано сліди аміаку, ацетилену, етану, пропану, фосфіну і метану.[17][18][19] Верхні шари хмар складаються з кристалів аміаку, а нижчі шари складаються з гідросульфіду амонію (NH4SH) або з води.[20] Ультрафіолетове випромінювання Сонця викликає фотоліз метану у верхніх шарах атмосфери, що приводить до реакцій з утворенням вуглеводнів, які потім опускають нижче завдяки дифузії. Цей фотохімічний цикл модулюється річним сезонним циклом Сатурну.[19]

Смуги хмар

Атмосфері Сатурна властивий такий самий патерн смуг, як і атмосфері Юпітера, однак на Сатурні ці смуги менш помітні й поблизу екватора значно ширші. Номенклатура для описання цих смуг така ж, як і для смуг Юпітера. Тонша структура хмарних смуг Сатурна не спостерігалась аж до прольоту Вояджера протягом 1980-х. Відтоді, наземна телескопія покращилась настільки, що стали можливими постійні спостереження смуг[21].

Температура та тиск

Склад хмар залежить від висоти й змінюється зі збільшенням тиску. У верхніх шарах із температурою 100—160 K і тиском 0,5–2 бар хмари складаються з аміачного льоду. Хмари водяного льоду починають утворюватися на рівні, де тиск становить близько 2,5 бар, і продовжуються до рівня 9,5 бар, де температура змінюється в межах 185—270 K.

Шестикутник на Північному полюсі
Saturn — Шестикутник Північного полюсу та його вихор, а також кільця (2 квітня 2014)

Постійне хмарне утворення в атмосфері Сатурна поблизу Північного полюса (на широті 78°), яке має форму шестикутника, було вперше помічено на знімках Вояджера.[22][23] Сторони шестикутника мають довжину приблизно 13 800 km (8 600 mi), що більше, ніж діаметр Землі[24]. Уся структура обертається з періодом 10 год 39 хв 24 с (що збігається з періодом радіовипромінювання планети). Припускається, що це період обертання всієї внутрішньої частини Сатурна.[25]

Вихор на Південному полюсі
Шторм на південному полюсі Сатурна

Знімки Південного полюсу зроблені телескопом Хаббла вказують на присутність струменевої течії, однак відсутність сильного полярного вихору чи якоїсь гексагональної стоячої хвилі.[26] NASA повідомило що в листопаді 2006-го Cassini спостерігав урагано-подібний шторм поблизу південного полюса, що мав чітко виражене око циклону.[27][28] До цього часу око циклону не спостерігалось на жодних інших планетах, крім Землі (наприклад, Велика Червона Пляма Юпітера не має ока циклону[29])

Інші

Зараз[коли?] в атмосфері Сатурна є також таке утворення як Велика Біла Пляма. Це непостійний шторм, що має періодичність приблизно 28 років і може спостерігатися з Землі завдяки характерному білому кольору хмар.

Магнітне поле та магнітосфера Сатурна

Сатурн має власне магнітне поле простої симетричної форми — магнітний диполь. Найбільш імовірно, магнітне поле генерується як і на Юпітері — струмами рідкого метал-гідрогенного шару що звуться метал-гідрогенне динамо[30]. Цікавою особливістю є те, що вісь диполя збігається з віссю обертання планети на відміну від Землі, Меркурія та Юпітера. Його сила на екваторі — 0.2 Гаусс — приблизно одна двадцята від поля Юпітера, або ж вдвічі менше, ніж земне магнітне поле.[31] В результаті, магнітосфера Сатурна є значно меншою, ніж в Юпітера.[30] Коли Вояджер-2 входив у магнітосферу Сатурна, сонячний вітер створював великий тиск і магнітосфера простягалась лише на 19 радіусів Сатурна (1,1 мільйонів км)[32]. Через кілька годин вона розширилась і залишалась такою впродовж наступних 3 днів[33].

Магнітосфера Сатурна, як і земна, продукує полярне сяйво[34]. Вона має симетричний вигляд. Радіаційні пояси мають правильну форму, в них виявлено порожнини, де заряджені частки вимітаються супутниками чи кільцями. Поблизу кілець концентрація частинок незначна. За супутниками Сатурна тягнуться хвости з нейтральних та іонізованих молекул і атомів газу, що утворюють гігантські тори на орбітах. Одним із джерел такого тора є верхня атмосфера Титана, найбільшого супутника Сатурна.

Кільця Сатурна
Сатурн, фотографія з «Вояджера-1»

Візитною карткою Сатурна є відомі кільця, що оперізують планету навколо екватора й складаються з безлічі крижаних часток розмірами часток від міліметра до декількох метрів. Вісь обертання Сатурна нахилена до площини його орбіти на 26° 44', тому під час руху орбітою кільця змінюють свою орієнтацію відносно Землі. Коли площина кілець перетинає Землю, навіть у середні телескопи побачити їх неможливо, тому що товщина кілець — усього кілька десятків метрів, хоча їхня ширина сягає 137 000 км. Кільця обертаються навколо Сатурна і, відповідно до законів Кеплера, швидкість обертання внутрішніх частин кільця більша, ніж зовнішніх.

Існує три головних кільця, названих A, B і C. Вони добре помітні з Землі. Слабші кільця називають D, E та F. При ближчому розгляді кілець виявляється дуже багато. Між кільцями існують щілини, де немає частинок. Найбільшу щілину, яку можна побачити у середній телескоп із Землі (між кільцями А і В), названо щілиною Кассіні. Ясними ночами у потужніші телескопи можна побачити й менш помітні щілини.

Походження

Є дві основні гіпотези про походження кілець. Перша з них каже, що кільця є залишками знищеного супутника Сатурна. Друга стверджує, що кільця є залишками протопланетної хмари, з якої утворилися всі тіла Сонячної системи. Всередині межі Роша, де обертається більша частина кілець, утворення супутників неможливе через гравітаційний вплив планети, що руйнує всі більш-менш значні тіла. Частинки кілець багаторазово зіштовхуються, руйнуються і злипаються знову. У кільці E частина льоду з'являється завдяки гейзерам місяця Енцелада. [35] [36][37]

Фізика планети
Сатурн та його кільця в ультрафіолетовому спектрі

Потік сонячної енергії, що досягає Сатурна, у 91 раз менший, ніж біля Землі. Температура на нижній межі хмар Сатурна становить 150 К. Однак тепловий потік від Сатурна вдвічі перевищує потік енергії, що Сатурн отримує від Сонця. Джерелом цієї внутрішньої енергії може бути енергія, що виділяється внаслідок гравітаційної диференціації речовини, коли важчий гелій повільно занурюється в надра планети[джерело?].

«Вояджери» зафіксували ультрафіолетове випромінювання водню в атмосфері середніх широт і полярні сяйва на широтах вище 65 градусів. Така активність може призвести до утворення складних вуглеводневих молекул. Полярні сяйва середніх широт, що відбуваються тільки на освітлених Сонцем ділянках, виникають з тих же причин, що і полярні сяйва на Землі. Різниця лише в тому, що на нашій планеті це явище характерне тільки для високих широт.

Супутники Сатурна

Сатурн має понад 80 супутників[38] (до 2000 року було відомо 18) і 12 із них — понад 100 км у діаметрі.

Орбіта внутрішніх супутників, Пана і Атласа, лежить біля зовнішнього краю кільця А. Наступний супутник, Прометей, відповідає за щілину, що прилягає до внутрішнього краю кільця F. Потім — Пандора, відповідальна за утворення іншої межі кільця F. Вони виявлені на фотографіях, зроблених із космічних апаратів. Наступні два супутники — Епіметей і Янус — виявлені з Землі, вони поділяють спільну орбіту. Різниця у відстані до Сатурна становить лише 30-50 кілометрів.

Знімок з космічного апарата Кассіні-Гюйгенс 6 жовтня 2004 р.

Мімас незвичайний тим, що на ньому виявлено величезний кратер, названий Гершелем, який має розмір із третину супутника. Його вкрито тріщинами, що, імовірно, зумовлені припливними деформаціями, оскільки серед супутників Сатурна Мімас — найближчий до планети. Розмір Гершеля — 130 кілометрів. Він заглиблений у поверхню на 10 кілометрів, з центральною гіркою, майже такою ж за висотою, як і гора Еверест на Землі.

Енцелад має найактивнішу поверхню з усіх супутників у системі (можливо, за винятком Титана, чия поверхня не фотографувалася). На ньому видні сліди потоків, що зруйнували колишній рельєф, тому вважається, що надра цього супутника можуть бути активними й досі. Крім того, хоча кратери можуть спостерігатися на всій поверхні, на деяких ділянках ці утворення мають невеликий вік, кілька сотень мільйонів років. Це має означати, що частина поверхні Енцелада усе ще змінюється. Вважається, що причиною активності є вплив припливних сил Сатурна, які розігрівають Енцелад.

Тефія відома своєю величезною тріщиною-розломом, довжиною 2000 км — три чверті довжини екватора супутника. Фотографії Тефії, отримані «Вояджером 2», показали великий гладкий кратер із третину діаметра самого супутника, названий Одіссеєм. Він більший, ніж кратер Гершель на Мімасі. Про походження розлому існують кілька гіпотез, у тому числі й та, яка передбачає такий період в історії Тефії, коли вона була рідкою. При замерзанні могла утворитися тріщина. Температура поверхні Тефії −86 °С.

Наступні два супутники — Каліпсо і Телесто в минулому названі Троянськими Тефіями, за аналогією з троянцями, оскільки перебувають у точках Лагранжа на орбіті Тефії. Один з них відстає, а інший — випереджає Тефію на її орбіті на 60 градусів.

Діона на поверхні має сліди викиду світлого матеріалу у вигляді інею, безліч кратерів і звивисту долину. Діона на своїй орбіті теж має троянців: Гелена на 60 градусів попереду та Полідевкна 60 градусів позаду.

Є ще три непідтверджених відкриття супутників. Один з них близький до орбіти Діони, другий розташовано між орбітами Тефії і Діони, і третій — між Діоною і Реєю. Усі три виявлені на фотографіях, зроблених із «Вояджера 2», але поки що ніде більше.

Рея — має стару, суцільно всіяну кратерами поверхню. На ній, як і на Діоні, виділяються яскраві тонкі смуги. Ці утворення — мабуть, складаються з льоду, що заповнює розломи в корі супутників.

Мімас, Енцелад, Тефія, Діона і Рея приблизно сферичні за формою і, швидше за все, складаються здебільшого з водяного льоду. Енцелад відбиває майже 100 відсотків сонячного світла, що підтверджує припущення про крижану поверхню. Мімас, Тефія, Діона і Рея повністю вкриті кратерами.

Титан, діаметр якого 5150 км, — один з найцікавіших супутників Сатурна. Вважається, що склад і процеси, що відбуваються в атмосфері цього супутника схожі з тими, які мільярди років тому можна було б побачити в земній атмосфері. Його поверхню неможливо роздивитися крізь імлу в густій атмосфері, що складається на 85 % з азоту, близько 12 % аргону і менше ніж 3 % метану. Також спостерігається невелика кількість етану, пропану, ацетилену, етилену, водню, кисню та інших складових. Тиск біля поверхні Титана — 1,6 атмосфери. Температура верхніх шарів атмосфери цього супутника близька до −150 °C, а поверхні — −180 °C. Поверхня Титана складається з льоду з домішкою силікатних порід. Середня густина речовини, що складає супутник — 1,9 г/см³. На Титані є численні озера з рідких етану, метану й азоту. Метан на Титані під дією світла перетворюється на етан, ацетилен, етилен, і (у сполученні з азотом) у солі ціанистої кислоти. Останні — особливо цікаві молекули: це будівельні цеглинки для амінокислот. Низька температура, безумовно, гальмує утворення складніших органічних речовин. У Титана немає магнітного поля, однак він взаємодіє з полем Сатурна, що створює за ним магнітний хвіст.

Гіперіон — супутник неправильної форми, на поверхні якого немає слідів внутрішньої активності. Неправильна форма супутника викликає незвичайне явище: щоразу, коли гігантський Титан і Гіперіон зближаються, Титан гравітаційними силами змінює орієнтацію Гіперіона, що за змінним блиском супутника можна відстежити з Землі. Неправильна форма Гіперіона і сліди давнього бомбардування метеоритами дозволяють назвати Гіперіон найстаршим у системі Сатурна.

Орбіта Япета віддалена від Сатурна майже на 4 мільйони кілометрів. Япет відомий неоднорідно яскравою поверхнею. Супутник, подібно Місяцю з Землею, завжди обернений до Сатурна одним боком, тож орбітою він рухається тільки одним боком вперед. Цей бік у 10 разів темніший, ніж протилежний. Це пов'язують із тим, що при русі орбітою супутник «підмітає» цим боком пил і дрібні частки, що також обертаються навколо Сатурна. Поверхня стає темнішою, а це спричиняє посилений нагрів Сонцем, випаровування льоду з цього боку та його конденсацію на протилежному і, як наслідок, подальше збільшення різниці забарвлення.

Феба обертається навколо планети в напрямку, протилежному до обертання більшості інших супутників і самого Сатурна навколо своєї осі. Вона має, загалом, кулясту форму і відбиває близько 6 відсотків сонячного світла. Крім Гіперіона, це єдиний супутник, не обернений до Сатурна одним боком. Усі ці особливості обґрунтовано дозволяють сказати, що Феба — захоплений у гравітаційну пастку астероїд.

Дослідження планети
Сатурн між супутником Кассіні та Сонцем (15 вересня 2006 р.)

Сатурн — одна з п'яти планет Сонячної системи, легко видимих неозброєним оком із Землі. У максимумі блиск Сатурна перевищує першу зоряну величину. Щоб спостерігати кільця Сатурна, потрібен телескоп діаметром не менше 15 мм[39]. В апертуру 100 мм видно темнішу полярну шапку, темну смугу тропіків і тінь кілець на планеті. А у 150—200 мм телескоп стають помітними чотири — п'ять смуг хмар в атмосфері та неоднорідності в них, але їх контраст менш помітний, ніж у юпітеріанських.

Вперше спостерігаючи Сатурн у телескоп (у 1609–1610 роках) Галілео Галілей помітив, що Сатурн виглядає не як єдине небесне тіло, а як три тіла, що майже торкаються одне одного, і висунув припущення, що це два великих «компаньйони» (супутники) Сатурна. Два роки по тому Галілей повторив свої спостереження і, на свій подив, не виявив супутників[40].

1659 року Гюйгенс за допомогою потужнішого телескопа з'ясував, що «компаньйони» — це насправді тонке плоске кільце, яке оперізує планету і не торкається до неї. Гюйгенс також відкрив найбільший супутник Сатурна — Титан. Починаючи з 1675 року планету вивчав Кассіні. Він помітив, що кільце складається з двох частин, розділених помітним проміжком — щілиною Кассіні, і відкрив ще кілька великих супутників Сатурна: Япет, Тефію, Діону і Рею.

Сатурн та кільця — схема українською

Значних відкриттів не було до 1789 року, коли Вільям Гершель відкрив ще два супутники — Мімас і Енцелад. Потім групою британських астрономів було відкрито супутник Гіперіон, із формою, що значно відрізняється від кулястої. Супутник перебуває в орбітальному резонансі з Титаном[41]. 1899 року Вільям Пікерінг відкрив Фебу, яка належить до класу нерегулярних супутників і обертається не синхронно з Сатурном, як більшість супутників. Період її обертання навколо планети — понад 500 днів, обертання відбувається у протилежному напрямку. 1944 року Джерард Койпер відкрив густу атмосферу на Титані[42][43]. Як для супутника це унікальна річ у Сонячній системі.

У 1990-х Сатурн, його супутники і кільця неодноразово досліджувалися космічним телескопом Хаббл. Довготривалі спостереження дали чимало нової інформації, яка була недоступна для «Піонера-11» і «Вояджерів» під час їх одноразових прольотів повз планету. Також було відкрито кілька супутників Сатурна і визначено максимальну товщину його кілець. Вимірами, що здійснені 20-21 листопада 1995 року, було визначено їх детальну структуру[44]. У період максимального нахилу кілець (2003 року) було отримано 30 зображень планети в різних діапазонах довжин хвиль, що на той час давало найкраще охоплення відповідно до спектра випромінювань за всю історію спостережень[45]. Ці зображення дозволили вченим краще вивчити динамічні процеси, що відбуваються в атмосфері, і створити моделі сезонної поведінки атмосфери. Також широкомасштабні спостереження Сатурна здійснювалися Південною Європейською обсерваторією в період із 2000 по 2003 рік. Було виявлено кілька маленьких супутників неправильної форми[46].

Космічні місії

1979 року космічний апарат «Піонер-11» пролетів на відстані 20 тис. км від Сатурна і зробив фото планети та її супутників, хоча роздільна здатність була надто низькою, щоб можна було розгледіти подробиці рельєфу поверхні.

«Вояджер-1» відвідав планетну систему в листопаді 1980 і отримав перші зображення високої роздільної здатності. У серпні 1981 року роботу продовжив «Вояджер-2», засвідчивши змінний характер атмосферних утворень на планеті.

Міжпланетна станція «Кассіні-Гюйгенс» вийшла на орбіту Сатурна 1 липня 2004 року. Вона неодноразово пролітала біля Титана й висадила на нього спускний апарат «Гюйгенс». Завдяки отриманим фото вдалося розглянути озера та гори на супутнику. Отримані зі станції фотографії дозволили відкрити нові супутники, уточнити структуру кілець, виявити блискавки на поверхні планети.

Цікаві факти
  • В англійській мові день тижня субота (англ. Saturday) походить від назви планети Сатурн (англ. Saturn), названої у свою чергу іменем римського бога рільництва Сатурна.

Примітки
  1. 20 New Moons Found Around Saturn, Snagging Satellite Record from Jupiter.
  2. Yeomans, Donald K. (13 липня 2006). HORIZONS System. NASA JPL. Архів оригіналу за 25 червня 2007. Процитовано 8 серпня 2007.—Перейдите в «web interface», выберите «Ephemeris Type: ELEMENTS», «Target Body: Saturn Barycenter» и «Center: Sun».
  3. NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures. Solarsystem.nasa.gov. 22 березня 2011. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 8 серпня 2011.
  4. Williams, Dr. David R. (7 вересня 2006). Saturn Fact Sheet. NASA. Архів оригіналу за 21 серпня 2011. Процитовано 31 липня 2007.
  5. Астрономы укоротили сутки на Сатурне. Lenta.ru. 30 июля 2009. Архів оригіналу за 21 серпня 2011. Процитовано 14 серпня 2010.
  6. Schmude, Richard W Junior (2001). Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000. Georgia Journal of Science. Процитовано 14 жовтня 2007.
  7. (англ.)Факти про Сатурн на сайті NASA Архівовано 21 серпня 2011 у WebCite
  8. http://lenta.ru/news/2009/07/30/minutes/
  9. http://php.louisville.edu/news/news.php?news=1488
  10. http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-062804.html
  11. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/
  12. http://www.sciencemag.org/content/316/5823/442
  13. Б. Ю. Левин, А. В. Витязев. Происхождение Солнечной системы (планетная космогония) // Физика Космоса. — 1986.(рос.)
  14. Saturn. Universe Guide. Retrieved 29 March 2009.
  15. Guillot, Tristan та ін. (2009). Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens. У Dougherty, Michele K.; Esposito, Larry W.; Krimigis, Stamatios M. Saturn from Cassini-Huygens. Springer Science+Business Media B.V. с. 745. Bibcode:2009sfch.book..745G. ISBN 978-1-4020-9216-9. arXiv:0912.2020. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_23.
  16. Guillot, Tristan (1999). Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System. Science 286 (5437): 72–77. Bibcode:1999Sci...286...72G. PMID 10506563. doi:10.1126/science.286.5437.72.
  17. Courtin, R. та ін. (1967). The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra. Bulletin of the American Astronomical Society 15: 831. Bibcode:1983BAAS...15..831C.
  18. Cain, Fraser (22 січня 2009). Atmosphere of Saturn. Universe Today. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 20 липня 2011.
  19. Guerlet, S.; Fouchet, T.; Bézard, B. (November 2008). Ethane, acetylene and propane distribution in Saturn's stratosphere from Cassini/CIRS limb observations. У Charbonnel, C.; Combes, F.; Samadi, R. SF2A-2008: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics: 405. Bibcode:2008sf2a.conf..405G.
  20. Martinez, Carolina (5 September 2005). Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep. NASA. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 29 квітня 2007.
  21. Orton, Glenn S. (September 2009). Ground-Based Observational Support for Spacecraft Exploration of the Outer Planets. Earth, Moon, and Planets 105 (2–4): 143–152. Bibcode:2009EM&P..105..143O. doi:10.1007/s11038-009-9295-x.
  22. Godfrey, D. A. (1988). A hexagonal feature around Saturn's North Pole. Icarus 76 (2): 335. Bibcode:1988Icar...76..335G. doi:10.1016/0019-1035(88)90075-9.
  23. Sanchez-Lavega, A. та ін. (1993). Ground-based observations of Saturn's north polar SPOT and hexagon. Science 260 (5106): 329–32. Bibcode:1993Sci...260..329S. PMID 17838249. doi:10.1126/science.260.5106.329.
  24. New images show Saturn's weird hexagon cloud. MSNBC. 12 грудня 2009. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 29 вересня 2011.
  25. Godfrey, D. A. (9 March 1990). The Rotation Period of Saturn's Polar Hexagon. Science 247 (4947): 1206–1208. Bibcode:1990Sci...247.1206G. PMID 17809277. doi:10.1126/science.247.4947.1206.
  26. Sánchez-Lavega, A. та ін. (8 жовтня 2002). Hubble Space Telescope Observations of the Atmospheric Dynamics in Saturn's South Pole from 1997 to 2002. Bulletin of the American Astronomical Society 34. American Astronomical Society. с. 857. Bibcode:2002DPS....34.1307S. Процитовано 6 липня 2007.
  27. NASA catalog page for image PIA09187. NASA Planetary Photojournal. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 23 травня 2007.
  28. Huge 'hurricane' rages on Saturn. BBC News. 10 листопада 2006. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 29 вересня 2011.
  29. NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn. NASA. 9 листопада 2006. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 20 листопада 2006.
  30. McDermott, Matthew (2000). Saturn: Atmosphere and Magnetosphere. Thinkquest Internet Challenge. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 15 липня 2007.
  31. Russell, C. T. та ін. (1997). Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere. UCLA – IGPP Space Physics Center. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 29 квітня 2007.
  32. Voyager – Saturn's Magnetosphere. NASA Jet Propulsion Laboratory. 18 жовтня 2010. Архів оригіналу за 6 жовтня 2011. Процитовано 19 липня 2011.
  33. Atkinson, Nancy (14 грудня 2010). Hot Plasma Explosions Inflate Saturn's Magnetic Field. Universe Today. Архів оригіналу за 6 жовтня 2011. Процитовано 24 серпня 2011.
  34. Russell, Randy (3 червня 2003). Saturn Magnetosphere Overview. Windows to the Universe. Архів оригіналу за 6 жовтня 2011. Процитовано 19 липня 2011.
  35. Spahn, F. та ін. (2006). Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring. Science 311 (5766): 1416–1418. Bibcode:2006Sci...311.1416S. PMID 16527969. doi:10.1126/science.1121375.
  36. Finger-like Ring Structures In Saturn’s E Ring Produced By Enceladus’ Geysers (Saturn Images from NASA's Cassini Spacecraft).
  37. ICY TENDRILS REACHING INTO SATURN RING TRACED TO THEIR SOURCE (Cassini Press Release).
  38. У Сатурна теперь 82 известных спутника, которых оказалось больше, чем у Юпитера
  39. Eastman, Jack (1998). Saturn in Binoculars. The Denver Astronomical Society. Архів оригіналу за 21 серпня 2011. Процитовано 3 вересня 2008.
  40. Baalke, Ron. Saturn: History of Discoveries. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, NASA. Архів оригіналу за 2 лютого 2012. Процитовано 19 листопада 2011.
  41. Robert Nemiroff, Jerry Bonnell; Перевод: А. Козырева, Д. Ю. Цветков (26 июля 2005). Гиперион: губчатый спутник Сатурна (російською). Архів оригіналу за 21 серпня 2011. Процитовано 16 сентября 2009.
  42. О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин. Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение. — М. : ЛКИ, 2009. — С. 476. — ISBN 9785382009865.
  43. G. P. Kuiper (1944). Titan: a Satellite with an Atmosphere. Astrophysical Journal 100: 378. doi:10.1086/144679.
  44. Dušek, Jiří (1995). Saturn bez prstence - live III. Kozmos (slovensky) XXVI: 20–21. ISSN 0323-049X.
  45. NASA Press Release (2003). Saturnove prstence v najväčšom sklone. Kozmos (slovensky). XXXIV: 12. ISSN 0323-049X.
  46. Kulhánek, Petr (2007). Magnetická pole v sluneční soustavě III. Astropis: 15. ISSN 1211-0485.


Література

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.