Saturn

Cechy fizyczne

Saturn jest sferoidem oblatanym, co oznacza, że jest spłaszczony na biegunach i puchnie wokół swojego równika. Średnica równikowa planety wynosi 120 536 km (74 898 mil), a jej średnica biegunowa (odległość od bieguna północnego do południowego) wynosi 108 728 km (67 560 mil); różnica wynosi 9%. Saturn ma kształt spłaszczony ze względu na bardzo szybką rotację, raz na 10,8 godziny.

Saturn jest jedyną planetą w Układzie Słonecznym, która jest mniej gęsta od wody. Mimo, że rdzeń planety jest bardzo gęsty, ma on gazową atmosferę, więc średnia gęstość właściwa planety wynosi 0,69 g/cm3. Oznacza to, że gdyby Saturna można było umieścić w dużym zbiorniku wody, to unoszyłby się on na wodzie.

Atmosfera

Zewnętrzna część atmosfery Saturna składa się z około 96% wodoru, 3% helu, 0,4% metanu i 0,01% amoniaku. Są też bardzo małe ilości acetylenu, etanu i fosforu.

Chmury Saturna ukazują pasmowy wzór, jak pasma chmur widziane na Jowiszu. Chmury Saturna są znacznie słabsze, a pasma są szersze na równiku. Najniższa warstwa chmur Saturna składa się z wodnego lodu i ma około 10 km (6 mil) grubości. Temperatura jest tu dość niska, wynosi 250 K (-10°F, -23°C). Naukowcy nie zgadzają się jednak co do tego. Warstwa powyżej, o grubości około 77 km (48 mil), składa się z lodu amonowo-wodorosiarczkowego, a powyżej jest to warstwa chmur lodu amoniakalnego o grubości 80 km (50 mil). Najwyższa warstwa składa się z wodoru i helu, która rozciąga się pomiędzy 200 km (124 mi) a 270 km (168 mi) ponad szczytami chmur wodnych. W mezosferze Saturna tworzą się również zorza polarna. Temperatura na szczytach chmur Saturna jest bardzo niska i wynosi 98 K (-283 °F, -175 °C). Temperatury w warstwach wewnętrznych są znacznie wyższe niż w warstwach zewnętrznych z powodu ciepła wytwarzanego przez wnętrze Saturna. Wiatry Saturna są jednymi z najszybszych w Układzie Słonecznym, osiągają 1800 km/h, czyli dziesięć razy szybciej niż wiatry na Ziemi.

Burze i plamy

Atmosfera Saturna znana jest również z tego, że tworzy owalne chmury, podobne do wyraźniejszych plam widzianych na Jowiszu. Te owalne plamki to burze cyklonowe, takie same jak cyklony widziane na Ziemi. W 1990 roku Kosmiczny Teleskop Hubble'a znalazł bardzo dużą białą chmurę w pobliżu równika Saturna. Burze takie jak ta w 1990 roku znane były jako Wielkie Białe Plamy. Te unikalne burze istnieją tylko przez krótki czas i zdarzają się tylko co 30 lat na Ziemi, w czasie przesilenia letniego na Półkuli Północnej. Wielkie Białe Plamy znaleziono również w 1876, 1903, 1933 i 1960 roku. Jeśli cykl ten będzie kontynuowany, kolejna burza utworzy się około 2020 roku.

Statek kosmiczny Voyager1 znalazł sześciokątny wzór chmur w pobliżu północnego bieguna Saturna na około 78°N. Sonda Cassini-Huygens potwierdziła to później w 2006 roku. W przeciwieństwie do bieguna północnego, biegun południowy nie wykazuje żadnych cech chmury sześciokątnej. Sonda odkryła również burzę podobną do huraganu zamkniętą na biegunie południowym, która wyraźnie wykazywała oko. Do czasu tego odkrycia ściany oczne były widoczne tylko na Ziemi.

Wnętrze

Wnętrze Saturna jest podobne do wnętrza Jowisza. W jego centrum znajduje się mały, skalisty rdzeń o wielkości Ziemi. Jest bardzo gorąco, jego temperatura osiąga 15.000 K (26.540 °F (14.727 °C)). Saturn jest tak gorący, że wypuszcza w przestrzeń więcej energii cieplnej niż otrzymuje od Słońca. Nad nim znajduje się grubsza warstwa wodoru metalicznego, o głębokości około 30.000 km (18.641 mil). Powyżej tej warstwy znajduje się region ciekłego wodoru i helu. Jej rdzeń jest ciężki, ma około 9 do 22 razy większą masę niż rdzeń Ziemi.

Pole magnetyczne

Saturn ma naturalne pole magnetyczne, które jest słabsze od pola Jowisza. Podobnie jak ziemskie, pole Saturna jest dipolem magnetycznym. Pole Saturna jest unikalne, ponieważ jest doskonale symetryczne, w przeciwieństwie do innych znanych planet. To oznacza, że pole jest dokładnie zgodne z osią planety. Saturn generuje fale radiowe, ale są one zbyt słabe, aby mogły być wykryte z Ziemi. Księżyc Tytan orbituje w zewnętrznej części pola magnetycznego Saturna i oddaje plazmę do pola z zjonizowanych cząstek w atmosferze Tytana.

Saturn w porównaniu z wielkością Ziemi


Rysunek Saturna autorstwa Roberta Hooke'a z 1666 r.


Północno-biegunowa chmura sześciokątna znaleziona najpierw przez Voyagera 1, a później przez Cassiniego

Obrót i orbita

Średnia odległość Saturna od Słońca wynosi ponad 1.400.000.000 km (869.000.000 mil), czyli około dziewięć razy więcej niż odległość Ziemi od Słońca. Potrzeba 10 759 dni, czyli około 29,8 roku, aby Saturn orbitował wokół Słońca. To jest znany jako okres orbitalny Saturna.

Voyager 1 zmierzył rotację Saturna jako 10 godzin 14 minut na równiku, 10 godzin 40 minut bliżej biegunów i 10 godzin 39 minut 24 sekundy dla wnętrza planety. Jest to tzw. okres rotacji.

Cassini zmierzył rotację Saturna jako 10 godzin 45 minut 45 sekund ± 36 sekund. Jest to około sześć minut, czyli jeden procent dłuższy niż radiowy okres obrotu mierzony przez statki kosmiczne Voyager 1 i Voyager 2, które latały z Saturnem w latach 1980 i 1981.

Okres rotacji Saturna jest obliczany na podstawie prędkości obrotowej fal radiowych emitowanych przez planetę. Statek kosmiczny Cassini-Huygens odkrył, że fale radiowe uległy spowolnieniu, co sugeruje, że okres rotacji zwiększył się. Ponieważ naukowcy nie uważają, że obroty Saturna faktycznie zwalniają, wyjaśnienie może leżeć w polu magnetycznym, które powoduje fale radiowe.

Pierścienie planetarne

Saturn jest najbardziej znany ze swoich pierścieni planetarnych, które są łatwe do zobaczenia za pomocą teleskopu. Istnieje siedem pierścieni o nazwach: A, B, C, D, E, F i G. Zostały one nazwane w kolejności, w jakiej zostały odkryte, co różni je od ich kolejności z planety. Z planety te pierścienie są: D, C, B, A, F, G i E.

Naukowcy wierzą, że pierścienie są materiałem pozostałym po zerwaniu się księżyca. Nowy pomysł mówi, że był to bardzo duży księżyc, z których większość rozbiła się na planecie. Pozostawiło to dużą ilość lodu, który utworzył pierścienie, a także niektóre z księżyców, takie jak Enceladus, które uważa się za wykonane z lodu.

Historia

Pierścienie zostały odkryte po raz pierwszy przez Galileusza w 1610 r., przy użyciu jego teleskopu. Nie wyglądały one jak pierścionki do Galileusza, więc nazwał je "uchwytami". Myślał, że Saturn to trzy oddzielne planety, które prawie się dotykały. W 1612 r., kiedy pierścienie były zwrócone w stronę krawędzi Ziemi, zniknęły, a następnie pojawiły się ponownie w 1613 r., co jeszcze bardziej zmyliło Galileusza. W 1655 r. Christiaan Huygens był pierwszą osobą, która rozpoznała, że Saturn był otoczony pierścieniami. Używając znacznie potężniejszego teleskopu niż Galileusza, zauważył, że Saturn "jest otoczony cienkim, płaskim, pierścieniem, nigdzie nie dotykającym...". W 1675 r. Giovanni Domenico Cassini odkrył, że pierścienie planety były w rzeczywistości wykonane z mniejszych pierścieni z odstępami. Największa szczelina pierścieniowa została później nazwana Dywizją Cassini. W 1859 r. James Clerk Maxwell pokazał, że pierścienie nie mogą być stałe, ale wykonane są z małych cząstek, z których każdy sam orbituje wokół Saturna, w przeciwnym razie stałyby się niestabilne lub się rozpadły. James Keeler badał pierścienie za pomocą spektroskopu w 1895 r., co potwierdziło teorię Maxwella.

Cechy fizyczne

Pierścienie sięgają od 6 630 km (4 120 mil) do 120 700 km (75 000 mil) powyżej równika planety. Jak udowodnił Maxwell, nawet jeśli na pierwszy rzut oka pierścienie wydają się być solidne i nienaruszone, to są one zbudowane z małych cząsteczek skały i lodu. Mają one tylko około 10 m grubości; wykonane są ze skały krzemionkowej, tlenku żelaza i cząsteczek lodu. Najmniejsze cząstki to tylko plamki pyłu, a największe to wielkość domu. Pierścienie C i D również wydają się mieć w sobie "falę", jak fale w wodzie. Te duże fale mają wysokość 500 m, ale każdego dnia poruszają się powoli na wysokości ok. 250 m. Niektórzy naukowcy uważają, że fale są powodowane przez księżyce Saturna. Inny pomysł to fale wywołane przez kometę, która uderzyła w Saturna w 1983 lub 1984 roku.

Największe luki w pierścieniach to widoczne z Ziemi dywizje Cassini i Encke. Dywizja Cassini jest największa, mierzy 4 800 km (2 983 mil) szerokości. Kiedy jednak statki kosmiczne Voyagera odwiedziły Saturna w 1980 roku, odkryły, że pierścienie są złożoną strukturą, zbudowaną z tysięcy cienkich szczelin i dzwonków. Naukowcy uważają, że jest to spowodowane siłą grawitacyjną niektórych księżyców Saturna. Malutki księżyc Pan orbituje wewnątrz pierścieni Saturna, tworząc szczelinę wewnątrz pierścieni. Inne pierścienie zachowują swoją strukturę dzięki sile grawitacji satelitów pasterskich, takich jak Prometeusz i Pandora. Inne szczeliny tworzą się dzięki sile grawitacji dużego księżyca znajdującego się dalej. Księżyc Mimas jest odpowiedzialny za usunięcie luki Cassiniego.

Ostatnie dane ze statku kosmicznego Cassini pokazały, że pierścienie mają swoją własną atmosferę, wolną od atmosfery planety. Atmosfera pierścieni jest zbudowana z gazu tlenowego, który powstaje, gdy ultrafioletowe światło Słońca rozbija lód wodny w pierścieniach. Reakcja chemiczna zachodzi również pomiędzy światłem ultrafioletowym a cząsteczkami wody, tworząc wodór gazowy. Atmosfera tlenu i wodoru wokół pierścieni jest bardzo szeroka. Oprócz tlenu i wodoru gazowego, pierścienie mają cienką atmosferę z wodorotlenku. Ten anion został odkryty przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a.

Mówi

Sonda kosmiczna Voyagera odkryła cechy w kształcie promieni, zwane szprychami. Byly one równiez widoczne pózniej przez teleskop Hubble'a. Sonda Cassini sfotografowała szprychy w 2005 roku. Są one postrzegane jako ciemne w świetle słonecznym, a pojawiają się w świetle, gdy znajdują się po nieoświetlonej stronie. Początkowo sądzono, że szprychy są wykonane z mikroskopijnych cząstek pyłu, ale nowe dowody wskazują, że są one wykonane z lodu. Obracają się one w tym samym czasie z magnetosferą planety, dlatego uważa się, że mają one związek z elektromagnetyzmem. Jednak to, co powoduje powstawanie szprych, jest nadal nieznane. Wyglądają one na sezonowe, znikające podczas przesilenia i pojawiające się ponownie podczas równonocy.

Szprychy w pierścieniach Saturna, sfotografowane przez Voyagera 2

Księżyce

Saturn ma 53 imiona księżyców, a kolejne dziewięć wciąż jest w trakcie badań. Wiele z tych księżyców jest bardzo małych: 33 mają mniej niż 10 km (6 mil) średnicy i 13 księżyców ma mniej niż 50 km (31 mil). Siedem księżyców jest na tyle dużych, że stanowią prawie idealną sferę spowodowaną przez własną grawitację. Te księżyce to Tytan, Rhea, Iapetus, Dione, Tethys, Enceladus i Mimas. Tytan jest największym księżycem, większym od planety Merkury, i jest jedynym księżycem w Układzie Słonecznym, który ma gęstą, gęstą atmosferę. Hyperion i Phoebe są kolejnymi największymi księżycami, o średnicy większej niż 200 km (124 mile).

W grudniu 2004 r. i styczniu 2005 r. wykonany przez człowieka satelita zwany sondą Cassini-Huygens wykonał wiele bliskich zdjęć Tytana. Jedna z części tego satelity, znana jako sonda Huygens, wylądowała następnie na Tytanie. Nazwany na cześć holenderskiego astronoma Christiaana Huygensa, był pierwszym statkiem kosmicznym, który wylądował w zewnętrznym Układzie Słonecznym. Sonda została zaprojektowana do unoszenia się na wodzie w przypadku wylądowania w cieczy. Enceladus, szósty co do wielkości księżyc, ma około 500 km (311 mil) średnicy. Jest to jeden z niewielu obiektów zewnętrznego układu słonecznego, który wykazuje aktywność wulkaniczną. W 2011 roku naukowcy odkryli połączenie elektryczne pomiędzy Saturnem a Enceladusem. Jest ono spowodowane przez zjonizowane cząsteczki wulkanów na małym księżycu oddziaływujące z polem magnetycznym Saturna. Podobne oddziaływania powodują północne światła na Ziemi.

Poszukiwania

Saturn został po raz pierwszy zbadany przez statek kosmiczny Pioneer 11 we wrześniu 1979 roku. Leciał on aż 20.000 km (12.427 mil) ponad szczytami chmur planety. Wykonał on zdjęcia planety i kilku jej księżyców, ale były to zdjęcia o niskiej rozdzielczości. Odkryła nowy, cienki pierścień zwany pierścieniem F. Odkryła również, że ciemne szczeliny pierścienia wydają się jasne, gdy patrzy się na nie w kierunku Słońca, co pokazuje, że szczeliny te nie są puste. Statek kosmiczny zmierzył temperaturę księżyca Tytana.

W listopadzie 1980 roku Voyager 1 odwiedził Saturna i wykonał zdjęcia w wyższej rozdzielczości planety, pierścieni i księżyców. Zdjęcia te były w stanie pokazać cechy powierzchniowe księżyców. Voyager 1 zbliżył się do Tytana i uzyskał wiele informacji o jego atmosferze. W sierpniu 1981 r. Voyager 2 kontynuował badania planety. Zdjęcia wykonane przez sondę kosmiczną pokazały, że zachodzą zmiany w pierścieniach i atmosferze. Statki kosmiczne Voyagera odkryły szereg księżyców krążących w pobliżu pierścieni Saturna, a także odkryły nowe szczeliny w pierścieniach.

W dniu 1 lipca 2004 roku sonda Cassini-Huygens weszła na orbitę wokół Saturna. Wcześniej leciała ona w pobliżu Phoebe, robiąc zdjęcia jej powierzchni w bardzo wysokiej rozdzielczości i zbierając dane. W dniu 25 grudnia 2004 r. sonda Huygens odłączyła się od sondy Cassini przed zejściem w dół w kierunku powierzchni Tytana i wylądowała tam 14 stycznia 2005 r. Wylądowała na suchej powierzchni, ale stwierdziła, że na Księżycu znajdują się duże ciała cieczy. Sonda Cassini kontynuowała zbieranie danych z Tytana i kilku lodowatych księżyców. Znalazła ona dowody na to, że na księżycu Enceladus wybuchła woda z jego gejzerów. Cassini udowodniła również w lipcu 2006 r., że na Tytanie znajdują się jeziora węglowodorowe, położone w pobliżu jego północnego bieguna. W marcu 2007 roku Cassini odkryło duże jezioro węglowodorowe wielkości Morza Kaspijskiego w pobliżu swojego północnego bieguna.

Cassini obserwował błyskawice występujące w Saturnie od początku 2005 roku. Moc pioruna została zmierzona jako 1000 razy większa od mocy pioruna na Ziemi. Astronomowie uważają, że piorun obserwowany w Saturnie jest najsilniejszy, jaki kiedykolwiek widziano.

Saturn widziany ze statku kosmicznego Cassini w 2007 r.


Rysunek Cassiniego na orbicie wokół Saturna

Powiązane strony

• Lista planet