Планета Сатурн

З пляцоўкі Вікіпедыя
Перайсці да: рух, знайсці
Сатурн
Saturn-cassini-March-27-2004.jpg
Сатурн, здымак КА «Касіні» (27.3.2004; натуральныя колеры).
Адкрыццё
Спосаб выяўлення

прамое назіранне

Арбітальныя характарыстыкі
Перыгелій

1 353 572 956 км
9,048 а. а.

Афелій

1 513 325 783 км
10,116 а. а.

Вялікая паўвось (a)

1 433 449 370 км
9,582 а. а.

Эксцэнтрысітэт арбіты (e)

0,055 723 219

Сідэрычны перыяд абарачэння

10 759 22 дзён (29,46 гадоў)[1]

Сінадычны перыяд абарачэння

378,09 дзён

Арбітальная хуткасць (v)

9,69 км/с

Даўгата ўзыходнага вузла (Ω)

113,642 811°

Аргумент перыцэнтра (ω)

336,013 862°

Спадарожнікі

62

Фізічныя характарыстыкі
Сплюшчанасць

0,097 96 ± 0,000 18

Экватарыяльны радыус

60 268 ± 4 км [2]

Палярны радыус

54 364 ± 10 км [2]

Плошча паверхні (S)

4,272×1010 км²[3]

Аб'ём (V)

8,2713×1014 км³ [4]

Сярэдняя шчыльнасць (ρ)

0,687 г/см³ [2][4]

Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g)

10,44 м/с²[4]

Другая касмічная хуткасць (v2)

35,5 км/с[4]

Перыяд вярчэння (T)

10г 34хв 13с ± 2с[5]

Нахіл восі

26,73°[4]

Схіленне паўночнага полюса (δ)

83,537°

Альбеда

0,342 (Бонд)
0,47 (геам.)[4]

Бачная зорная велічыня

ад +1.47 да −0.24 [6]

Абсалютная зорная велічыня

0,3

Вуглавы дыяметр

9%

Тэмпература
 
мін. сяр. макс.
узровень 1 бара
134 K
0,1 бара
84 K
Атмасфера
Склад:

~96 % Вадарод (H2)
~3 % Гелій
~0,4 % Метан
~0,01 % Аміяк
~0,01 % Дэйтэрыд вадарода (HD)
0,000 7 % Этан
Льды:
Аміячныя
Вадзяныя
Гідрасульфід амонію (NH4SH)

Сатурн — шостая планета ад Сонца і другая па памерах планета ў Сонечнай сістэме пасля Юпітэра. Сатурн, а таксама Юпітэр, Уран і Нептун, класіфікуюцца як газавыя гіганты. Сатурн названы ў гонар рымскага бога земляробства. Сімвал Сатурна — (Унікод: ).

У асноўным Сатурн складаецца з вадароду, з прымесямі гелію і слядамі вады, метану, аміяку і цяжкіх элементаў. Унутраная вобласць ўяўляе сабой невялікае ядро з жалеза, нікелю і лёду, пакрытае тонкім слоем металічнага вадароду і газападобным вонкавым слоем. Знешняя атмасфера планеты здаецца з космасу спакойнай і аднастайнай, хоць часам на ёй з'яўляюцца доўгачасовыя ўтварэнні. Хуткасць ветру на Сатурне можа дасягаць месцамі 1800 км/г, што значна больш, чым на Юпітэры. У Сатурна ёсць планетарнае магнітнае поле, якое займае прамежкавае становішча па напружанасці паміж магнітным полем Зямлі і магутным полем Юпітэра. Магнітнае поле Сатурна распасціраецца на 1 000 000 кіламетраў у напрамку Сонца. Ударная хваля была зафіксавана «Вояджэрам-1» на адлегласці ў 26,2 радыуса Сатурна ад самой планеты, магнітапаўза размешчана на адлегласці ў 22,9 радыуса.

Сатурн валодае сістэмай кольцаў, якая складаецца галоўным чынам з часцінак лёду, меншай колькасці цяжкіх элементаў і пылу. Вакол планеты абарачаюцца 63 вядомыя на дадзены момант спадарожнікі. Тытан — самы буйны з іх, а таксама другі па памерах спадарожнік у Сонечнай сістэме (пасля спадарожніка Юпітэра, Ганімеда), які пераўзыходзіць па сваіх памерах Меркурый і валодае адзінай сярод спадарожнікаў Сонечнай сістэмы шчыльнай атмасферай.

У цяперашні час на арбіце Сатурна знаходзіцца аўтаматычная міжпланетная станцыя «Касіні», якая была запушчана ў 1997 годзе і даляцела да сістэмы Сатурна ў 2004. У задачы станцыі ўваходзіць вывучэнне структуры кольцаў, а таксама дынамікі атмасферы і магнітасферы Сатурна.

Сатурн сярод планет Сонечнай сістэмы[правіць | правіць зыходнік]

Сатурн адносіцца да тыпу газавых планет: ён складаецца ў асноўным з газаў і не мае цвёрдай паверхні. Экватарыяльны радыус планеты роўны 60 300 км, палярны радыус — 54 400 км[7]; з усіх планет Сонечнай сістэмы Сатурн найбольш сплюшчаны. Маса планеты ў 95,2 разы перавышае масу Зямлі, аднак сярэдняя шчыльнасць Сатурна складае ўсяго 0,687 г/см3[7], што робіць яго адзінай планетай Сонечнай сістэмы, чыя сярэдняя шчыльнасць меншая за шчыльнасць вады. Таму, хоць масы Юпітэра і Сатурна адрозніваюцца больш, чым у 3 разы, іх экватарыяльны дыяметр адрозніваецца толькі на 19%. Шчыльнасць астатніх газавых гігантаў значна большая (1,27-1,64 г/см3). Паскарэнне свабоднага падзення на экватары складае 10,44 м/с², што супастаўна са значэннямі Зямлі і Нептуна, але нашмат менш, чым у Юпітэра.

Арбітальныя характарыстыкі і кручэнне[правіць | правіць зыходнік]

Сярэдняя адлегласць паміж Сатурнам і Сонцам складае 1430 млн км (9,58 а. а.)[7]. Рухаючыся з сярэдняй хуткасцю 9,69 км/с, Сатурн абарочваецца вакол Сонца за 10759 дзён (прыкладна 29,5 гадоў). Адлегласць ад Сатурна да Зямлі змяняецца ў межах ад 1195 (8,0 а. а.) да 1660 (11,1 а. а.) млн км, сярэдняя адлегласць падчас іх супрацьстаяння каля 1280 млн км[7]. Сатурн і Юпітэр знаходзяцца амаль у дакладным рэзанансе 2:5. Паколькі эксцэнтрысітэт арбіты Сатурна 0,056, то рознасць адлегласці да Сонца ў перыгеліі і афеліі складае 162 млн км[7].

Бачныя пры назіраннях характэрныя аб'екты атмасферы Сатурна круцяцца з рознай хуткасцю ў залежнасці ад шыраты. Як і ў выпадку Юпітэра, ёсць некалькі груп такіх аб'ектаў. Так званая «Зона 1» мае перыяд кручэння 10 гадзін 14 хвілін 00 секунд (гэта значыць хуткасць складае 844,3°/дзень). Яна распасціраецца ад паўночнага краю паўднёвага экватарыяльнага пояса да паўднёвага краю паўночнага экватарыяльнага пояса. На ўсіх астатніх шыротах Сатурна, якія складаюць «Зону 2», перыяд кручэння першапачаткова быў ацэнены ў 10 гадзін 39 хвілін 24 секунд (хуткасць 810,76°/дзень). Пасля дадзеныя былі перагледжаны: была дадзена новая ацэнка — 10 г, 34 хв і 13 с[5]. «Зона 3», наяўнасць якой мяркуецца на аснове назіранняў радыёвыпраменьвання планеты ў перыяд палёту «Вояджэра-1», мае перыяд кручэння 10 гадзін 39 мін 22,5 с (хуткасць 810,8°/дзень).

У якасці працягласці абароту Сатурна вакол восі прынята велічыня 10 гадзін, 34 хвіліны і 13 секунд[8]. Сатурн — адзіная планета, у якой восевая хуткасць кручэння на экватары большая за арбітальную хуткасць кручэння (9,87 км/сек і 9,69 км/сек адпаведна). Дакладная велічыня перыяду кручэння ўнутраных частак планеты застаецца цяжкавымернай. Калі апарат «Касіні» дасягнуў Сатурна ў 2004 годзе, было выяўлена, што згодна з назіраннямі радыёвыпраменьвання працягласць абароту ўнутраных частак прыкметна перавышае перыяд кручэння ў «Зоне 1» і «Зоне 2» і складае прыблізна 10 гадзін 45 хв 45 с (± 36 с)[9].

Дыферэнцыяльнае кручэнне атмасферы Сатурна падобна кручэнню атмасфер Юпітэра і Венеры, а таксама Сонца. Хуткасць кручэння Сатурна мяняецца не толькі па шыраце і глыбіні, але і ў часе. Упершыню гэта выявіў А. Вільямс[10]. Аналіз пераменнасці перыяду кручэння экватарыяльнай зоны Сатурна за 200 гадоў паказаў, што асноўны ўклад у гэтую пераменнасць ўносяць паўгадавы і гадавы цыклы[11].

У сакавіку 2007 года было выяўлена, што кручэнне дыяграмы накіраванасці bede радыёвыпраменьвання Сатурна спараджаецца канвекцыйнымі патокамі ў плазменным дыску, якія залежаць не толькі ад кручэння планеты, але і ад іншых фактараў. Было таксама паведамлена, што ваганне перыяду кручэння дыяграмы накіраванасці звязана з актыўнасцю гейзераў на спадарожніку Сатурна — Энцэладзе. Зараджаныя часціцы вадзяной пары на арбіце планеты прыводзяць да скажэння магнітнага поля і, як вынік, карціны радыёвыпраменьвання. Выяўленая карціна спарадзіла меркаванне, што на сённяшні дзень наогул не існуе карэктнага метаду вызначэння хуткасці кручэння ядра планеты[12][13][14].

Паходжанне[правіць | правіць зыходнік]

Паходжанне Сатурна (як і Юпітэра) тлумачаць дзве асноўныя гіпотэзы. Паводле гіпотэзы «кантракцыі», падабенства саставу Сатурна з Сонцам ў тым, што ў абодвух нябесных цел маецца вялікая доля вадароду, і, як вынік, малую шчыльнасць можна растлумачыць тым, што ў працэсе фарміравання планет на ранніх стадыях развіцця Сонечнай сістэмы ў газапылавым дыску ўтварыліся масіўныя «згушчэнні», якія далі пачатак планетам, г. зн. што Сонца і планеты фарміраваліся падобным чынам. Тым не менш, гэтая гіпотэза не можа растлумачыць адрозненні складу Сатурна і Сонца[15].

Гіпотэза «акрэцыі» сцвярджае, што працэс утварэння Сатурна адбываўся ў два этапы. Спачатку на працягу 200 мільёнаў гадоў[15] ішоў працэс фарміравання цвёрдых шчыльных цел, накшталт планет зямной групы. Падчас гэтага этапу з вобласці Юпітэра і Сатурна рассеялася частка газу, што затым паўплывала на адрозненне ў хімічным саставе Сатурна і Сонца. Затым пачаўся другі этап, калі самыя буйныя целы дасягнулі падвоенай масы Зямлі. На працягу некалькіх соцень тысяч гадоў доўжыўся працэс акрэцыі газу на гэтыя целы з першаснага протапланетнага воблака. На другім этапе тэмпература вонкавых слаёў Сатурна дасягала 2000 °C[15].

Атмасфера і будова[правіць | правіць зыходнік]

Верхнія слаі атмасферы Сатурна складаюцца на 96,3% з вадароду (па аб'ёме) і на 3,25% — з гелію[16] (у параўнанні з 10% у атмасферы Юпітэра). Маюцца прымешкі метану, аміяку, фосфіну been, этану і некаторых іншых газаў[17][18]. Аміячныя воблакі ў верхняй частцы атмасферы магутнейшыя, чым на Юпітэры. Воблакі ніжняй часткі атмасферы складаюцца з гідрасульфіду амонію (NH4SH) або вады[19].

Паводле дадзеных «Вояджэраў», на Сатурне дзьмуць моцныя вятры, апараты зарэгістравалі хуткасці паветраных патокаў 500 м/с[20]. Вятры дзьмуць у асноўным ва ўсходнім кірунку (ў напрамку восевага кручэння). Іх сіла слабее пры аддаленні ад экватара; пры аддаленні ад экватара з'яўляюцца таксама і заходнія атмасферныя плыні. Рад дадзеных паказвае, што цыркуляцыя атмасферы адбываецца не толькі ў слоі верхніх аблокаў, але і на глыбіні, па меншай меры, да 2 тыс. км. Акрамя таго, вымярэнні «Вояджэра-2» паказалі, што вятры ў паўднёвым і паўночным паўшар'ях сіметрычныя адносна экватара. Ёсць меркаванне, што сіметрычныя патокі неяк звязаныя пад слоем бачнай атмасферы[20].

У атмасферы Сатурна часам паяўляюцца ўстойлівыя ўтварэнні, якія ўяўляюць сабой звышмагутныя ўраганы. Аналагічныя аб'екты назіраюцца і на іншых газавых планетах Сонечнай сістэмы (гл. Вялікая чырвоная пляма на Юпітэры, Вялікая цёмная пляма на Нептуне). Гіганцкі «Вялікі белы авал» з'яўляецца на Сатурне прыкладна адзін раз у 30 гадоў, у апошні раз ён назіраўся ў 1990 годзе (менш буйныя ураганы ўтвараюцца часцей).

12 лістапада 2008 г камеры станцыі «Касіні» атрымалі выявы паўночнага полюса Сатурна ў інфрачырвоным дыяпазоне. На іх даследчыкі выявілі палярныя ззянні, падобных якім не назіралася яшчэ ні разу ў Сонечнай сістэме. Таксама дадзеныя ззянні назіраліся ва ўльтрафіялетавым і бачным дыяпазонах[21]. Палярныя ззянні ўяўляюць сабой яркія непарыўныя кольцы авальнай формы вакол полюса планеты[22]. Кольцы размяшчаюцца на шыраце, як правіла, у 70-80°[23]. Паўднёвыя кольцы размяшчаюцца на шыраце ў сярэднім 75 ± 1°, а паўночныя — бліжэй да полюса прыкладна на 1,5°, што звязана з тым, што ў паўночным паўшар'і магнітнае поле некалькі мацнейшае[24]. Часам кольцы становяцца спіральнай формы замест авальнай[21].

У адрозненне ад Юпітэра палярныя ззянні Сатурна не звязаныя з нераўнамернасцю кручэння плазменнага слоя ў знешніх частках магнітасферы планеты[23]. Як мяркуецца, яны ўзнікаюць з-за магнітнага перазамыкання beru пад дзеяннем сонечнага ветру[25]. Форма і выгляд палярных ззянняў Сатурна моцна змяняюцца з цягам часу[22]. Іх размяшчэнне і яркасць моцна звязаныя з ціскам сонечнага ветру: чым ён большы, тым ззянне ярчэй і бліжэй да полюса[22]. Сярэдняе значэнне магутнасці палярнага ззяння складае 50 ГВт ў дыяпазоне 80-170 нм (ультрафіялет) і 150-300 ГВт ў дыяпазоне 3-4 мкм (інфрачырвоны)[23].

Падчас бур і штормаў на Сатурне назіраюцца магутныя разрады маланак. Электрамагнітная актыўнасць Сатурна, выкліканая імі, вагаецца з гадамі ад амаль поўнай адсутнасці да вельмі моцных электрычных бур[26].

28 снежня 2010 года «Касіні» сфатаграфаваў шторм, які нагадвае цыгарэтны дым[27]. Яшчэ адзін, асабліва магутны шторм, быў зафіксаваны 20 мая 2011 года [28].

Шасцівугольнае ўтварэнне на паўночным полюсе[правіць | правіць зыходнік]

Гексаганальнае атмасфернае ўтварэнне на паўночным полюсе Сатурна

Воблакі на паўночным полюсе Сатурна ўтвараюць гіганцкі шасцівугольнік. Упершыню гэта выяўлена падчас пралётаў «Вояджэра» каля Сатурна ў 1980-х гадах[29][30][31], падобная з'ява ніколі не назіралася ні ў адным іншым месцы Сонечнай сістэмы. Шасцівугольнік размяшчаецца на шыраце 78°, і кожны яго бок складае прыблізна 13 800 км, гэта значыць больш чым дыяметр Зямлі. Перыяд яго кручэння — 10 гадзін 39 хвілін. Гэты перыяд супадае з перыядам змены інтэнсіўнасці радыёвыпраменьвання, які, у сваю чаргу, прыняты роўным перыяду кручэння ўнутранай часткі Сатурна.

Дзіўная структура аблокаў паказаная на інфрачырвоным здымку, атрыманым касмічным апаратам «Касіні» у кастрычніку 2006 года. Здымкі паказваюць, што шасцівугольнік заставаўся стабільным ўсе 20 гадоў пасля палёту «Вояджэра»[29], прычым шасцівугольная структура аблокаў захоўваецца падчас іх кручэння. Асобныя аблокі на Зямлі могуць мець форму шасцівугольніка, але, у адрозненне ад іх, шасцівугольнік на Сатурне блізкі да правільнага. Усярэдзіне яго могуць змясціцца чатыры Зямлі. Мяркуецца, што ў раёне гексагона маецца значная нераўнамернасць воблачнасці. Вобласці, у якіх воблачнасць практычна адсутнічае, маюць вышыню да 75 км[29].

Поўнага тлумачэння гэтай з'явы пакуль няма, аднак навукоўцам удалося правесці эксперымент, які даволі дакладна змадэляваў гэтую атмасферную структуру[32]. 30-літровы балон з вадой паставілі на вярчальную ўстаноўку, прычым ўнутры былі размешчаны маленькія кольцы, якія верцяцца хутчэй ёмістасці. Чым большая была хуткасць кальца, тым больш форма віхру, якая ўтваралася пры сукупным кручэнні элементаў устаноўкі, адрознівалася ад кругавой. У гэтым эксперыменце быў атрыманы, у тым ліку, і 6-вугольны віхор[33].

Унутраная будова[правіць | правіць зыходнік]

Унутраная будова Сатурна

У глыбіні атмасферы Сатурна растуць ціск і тэмпература, а вадарод пераходзіць у вадкі стан, аднак гэты пераход з'яўляецца паступовым[34]. На глыбіні каля 30 тыс. км вадарод становіцца металічным (ціск там дасягае каля 3 мільёнаў атмасфер). Цыркуляцыя электрычных токаў у металічным вадародзе стварае магнітнае поле (значна менш магутнае, чым у Юпітэра). У цэнтры планеты знаходзіцца масіўнае ядро з цвёрдых і цяжкіх матэрыялаў — сілікатаў, металаў і, як мяркуецца, лёду. Яго маса складае прыблізна ад 9 да 22 мас Зямлі[35]. Тэмпература ядра дасягае 11 700 °C, а энергія, якую яно выпраменьвае ў космас, у 2,5 разы большая за энергію, якую Сатурн атрымлівае ад Сонца. Значная частка гэтай энергіі генеруецца за кошт механізму Кельвіна — Гельмгольца beru (калі тэмпература планеты падае, то падае і ціск у ёй). У выніку яна сціскаецца, а патэнцыяльная энергія яе рэчыва пераходзіць у цеплыню. Пры гэтым, аднак, было паказана, што гэты механізм не можа з'яўляцца адзінай крыніцай энергіі планеты[36]. Мяркуецца, што дадатковая частка цяпла ствараецца за кошт кандэнсацыі і наступнага падзення кропель гелію праз слой вадароду (менш шчыльны, чым кроплі) углыб ядра[37][38]. Вынікам з'яўляецца пераход патэнцыяльнай энергіі гэтых кропель у цеплавую. Паводле ацэнак, вобласць ядра мае дыяметр прыблізна 25 000 км[38].

Магнітнае поле[правіць | правіць зыходнік]

Структура магнітасферы Сатурна

Магнітасфера Сатурна адкрыта касмічным апаратам «Піянер-11» у 1979 годзе. Па памерах саступае толькі магнітасферы Юпітэра. Магнітапаўза, мяжа паміж магнітасферай Сатурна і сонечным ветрам, размешчана на адлегласці парадку 20 радыусаў Сатурна ад яго цэнтра, а хвост магнітасферы працягваецца на сотні радыусаў. Магнітасфера Сатурна напоўнена плазмай, якая ствараецца планетай і яе спадарожнікамі. Сярод спадарожнікаў найбольшую ролю адыгрывае Энцэлад, гейзеры якога выкідваюць вадзяную пару, частка якой іанізуецца магнітным полем Сатурна[39][40].

Узаемадзеянне паміж магнітасферай Сатурна і сонечным ветрам генеруе яркія авалы палярнага ззяння вакол полюсаў планеты, назіраныя ў бачным, ультрафіялетавым і інфрачырвоным святле. Магнітнае поле Сатурна, гэтак жа як і Юпітэра, ствараецца за кошт эфекту дынама пры цыркуляцыі металічнага вадароду ў вонкавым ядры. Магнітнае поле з'яўляецца амаль дыпольным, гэтак жа як і ў Зямлі, з паўночным і паўднёвым магнітнымі палюсамі. Паўночны магнітны полюс знаходзіцца ў паўночным паўшар'і, а паўднёвы — у паўднёвым, у адрозненне ад Зямлі, дзе размяшчэнне геаграфічных палюсоў процілеглае размяшчэнню магнітных[25]. Велічыня магнітнага поля на экватары Сатурна 21 мкTл (0,21 Гс), што адпавядае дыпольныя магнітнаму моманту прыкладна ў 4,6 × 10 18 Tл•м3[41]. Магнітны дыполь Сатурна жорстка звязаны з яго воссю кручэння, таму магнітнае поле вельмі асіметрычнае. Дыполь некалькі зрушаны ўздоўж восі кручэння Сатурна да паўночнага полюса.

Унутранае магнітнае поле Сатурна адхіляе сонечны вецер ад паверхні планеты, прадухіляючы яго ўзаемадзеянне з атмасферай, і стварае вобласць, званую магнітасферай і напоўненую плазмай зусім іншага віду, чым плазма сонечнага ветру. Магнітасфера Сатурна — другая па велічыні магнітасфера ў Сонечнай сістэме, найбольшая — магнітасфера Юпітэра. Як і ў магнітасферы Зямлі, мяжа паміж сонечным ветрам і магнітасферай называецца магнітапаўзай. Адлегласць ад магнітапаўзы да цэнтра планеты (па прамой Сонца — Сатурн) мяняецца ад 16 да 27 Rs (Rs = 60 330 км — экватарыяльны радыус Сатурна)[42][40]. Адлегласць залежыць ад ціску сонечнага ветру, які залежыць ад сонечнай актыўнасці. Сярэдняя адлегласць да магнітапаўзы складае 22 Rs. З іншага боку планеты сонечны вецер расцягвае магнітнае поле Сатурна ў доўгі магнітны хвост.

Даследаванні Сатурна[правіць | правіць зыходнік]

Сатурн — адна з пяці планет Сонечнай сістэмы, лёгка бачных няўзброеным вокам з Зямлі. У максімуме бляск Сатурна перавышае першую зорную велічыню beru. Каб назіраць кольцы Сатурна, неабходны тэлескоп дыяметрам не менш за 15 мм[43]. Пры апертуры been інструмента ў 100 мм бачныя больш цёмная палярная шапка, цёмная паласа ў тропіках і цень кольцаў на планеце. А пры 150-200 мм стануць прыкметныя чатыры-пяць палос аблокаў у атмасферы і неаднароднасці ў іх, але іх кантраст будзе менш прыкметны, чым у юпітэрыянскіх.

Выгляд Сатурна ў сучасны тэлескоп (злева) і ў тэлескоп часоў Галілея (справа)

Упершыню назіраючы Сатурн праз тэлескоп у 1609-1610 гадах, Галілеа Галілей заўважыў, што Сатурн выглядае не як адзінае нябеснае цела, а як тры целы, якія амаль дакранаюцца адно да аднаго, і выказаў меркаванне, што гэта два вялікія «кампаньёны» (спадарожнікі) Сатурна. Праз два гады Галілей паўтарыў назіранні і, да свайго здзіўлення, не знайшоў спадарожнікаў[44].

У 1659 годзе Гюйгенс пры дапамозе больш магутнага тэлескопа высвятліў, што «кампаньёны» — гэта на самай справе тонкае плоскае кольца, якое апяразвае планету і не датыкаецца яе. Гюйгенс таксама адкрыў самы буйны спадарожнік Сатурна — Тытан. Пачынаючы з 1675 года вывучэннем планеты займаўся Касіні. Ён заўважыў, што кольца складаецца з двух кольцаў, падзеленых выразна бачным зазорам — шчылінай Касіні, і адкрыў яшчэ некалькі буйных спадарожнікаў Сатурна: Япет, Тэфію, Дыёну і Рэю[45].

У далейшым значных адкрыццяў не было да 1789 года, калі Уільям Гершэль адкрыў яшчэ два спадарожніка — Мімас і Энцэлад. Затым групай брытанскіх астраномаў быў адкрыты спадарожнік Гіперыён, з формай, вельмі далёкай ад сферычнай, які знаходзіцца ў арбітальным рэзанансе з Тытанам[46]. У 1899 годзе Уільям Пікерынг beru адкрыў Фебу, якая адносіцца да класа нерэгулярных спадарожнікаў і не круціцца сінхронна з Сатурнам як большасць спадарожнікаў. Перыяд яе абароту вакол планеты — больш за 500 дзён, пры гэтым абарот ідзе ў адваротным кірунку. У 1944 годзе Джэрардам Койперам была адкрыта наяўнасць магутнай атмасферы на іншым спадарожніку — Тытане[47][48]. Дадзеная з'ява для спадарожніка ўнікальная ў Сонечнай сістэме.

У 1990-х Сатурн, яго спадарожнікі і кольцы неаднаразова даследаваліся касмічным тэлескопам «Хабл». Доўгачасовыя назіранні далі нямала новай інфармацыі, якая была недаступная для «Піянера-11» і «Вояджэраў» пры іх аднаразовым пралёце міма планеты. Таксама было адкрыта некалькі спадарожнікаў Сатурна, і вызначана максімальная таўшчыня яго кольцаў. Пры вымярэннях, праведзеных 20-21 лістапада 1995 года, была вызначана іх дэталёвая структура[49]. У перыяд найбольшага нахілу кольцаў у 2003 годзе было атрымана 30 здымкаў планеты ў розных дыяпазонах даўжынь хваль, што на той момант дало найлепшы ахоп па спектры выпраменьванняў за ўсю гісторыю назіранняў[50]. Гэтыя выявы дазволілі навукоўцам лепш вывучыць дынамічныя працэсы, якія адбываюцца ў атмасферы, і стварыць мадэлі сезонных паводзін атмасферы. Таксама шырокамаштабныя назіранні Сатурна вяліся Паўднёвай Еўрапейскай абсерваторыяй у перыяд з 2000 па 2003 год. Было выяўлена некалькі маленькіх спадарожнікаў няправільнай формы[51].

Даследаванні з дапамогай касмічных апаратаў[правіць | правіць зыходнік]

Зацьменне Сонца Сатурнам 15 верасня 2006. Фота міжпланетнай станцыі Касіні з адлегласці 2 200 000 км. На фатаграфіі злева, над самым яркім кольцам бачная маленькая блакітная кропка — Зямля, планета[52]

У 1979 г. аўтаматычная міжпланетная станцыя (АМС) ЗША «Піянер-11» упершыню ў гісторыі праляцела паблізу Сатурна. Вывучэнне планеты пачалося 2 жніўня 1979 года. Канчатковае збліжэнне з Сатурнам адбылося 1 верасня 1979 года[53]. Падчас палёту апарат наблізіўся да слоя максімальнай воблачнасці планеты на адлегласць 21 400 км[54]. Былі атрыманы выявы планеты і некаторых яе падарожнікаў, аднак іх разрозненне было недастатковым для таго, каб разглядзець дэталі паверхні. Таксама, з-за малой асветленасці Сатурна Сонцам, выявы былі занадта цьмяныя. Апарат таксама праляцеў пад плоскасцю кольцаў для іх вывучэння. У ліку адкрыццяў было выяўленне тонкага F кольца. Акрамя таго, было выяўлена, што многія ўчасткі, бачныя з Зямлі як светлыя, былі бачныя з «Піянера-11» як цёмныя, і наадварот[53]. Таксама апаратам была вымерана тэмпература Тытана. Даследаванні планеты працягваліся да 15 верасня, пасля чаго апарат стаў аддаляцца ад Сатурна і Сонца[54].

У 1980-1981 гадах за «Піянерам-11» рушылі ўслед таксама амерыканскія АМС «Вояджэр-1» і «Вояджэр-2». «Вояджэр-1» зблізіўся з планетай 13 лістапада 1980 года, але яго даследаванне Сатурна пачалося на тры месяцы раней. Падчас праходжання быў ​​зроблены рад фатаграфій у высокім разрозненні. Удалося атрымаць выявы спадарожнікаў: Тытана, Мімаса, Энцэлад, Тэфіі, Дыёны, Рэі. Пры гэтым апарат праляцеў каля Тытана на адлегласці ўсяго 6500 км, што дазволіла сабраць звесткі пра яго атмасферу і тэмпературу[55]. Было ўстаноўлена, што атмасфера Тытана настолькі шчыльная, што не прапускае дастатковай колькасці святла ў бачным дыяпазоне, таму фотаздымкаў дэталей яго паверхні атрымаць не ўдалося. Пасля гэтага апарат пакінуў плоскасць экліптыкі Сонечнай сістэмы, каб засняць Сатурн з полюса[56].

Сатурн і яго спадарожнікі — Тытан, Янус, Мімас і Праметэй — на фоне кольцаў Сатурна, бачных з рэбра і дыска планеты-гіганта

Годам пазней, 25 жніўня 1981 года, да Сатурна наблізіўся «Вояджэр-2». За час свайго пралёту апарат зрабіў даследаванне атмасферы планеты з дапамогай радара. Былі атрыманы дадзеныя аб тэмпературы і шчыльнасці атмасферы. На Зямлю было адпраўлена каля 16 000 фотаздымкаў з назіраннямі. На жаль, у час палётаў сістэма павароту камеры заклінавалася на некалькі сутак, і частку неабходных выяў атрымаць не ўдалося. Затым апарат, выкарыстоўваючы сілу прыцягнення Сатурна, развярнуўся і паляцеў у напрамку да Урана[56]. Таксама гэтыя апараты ўпершыню выявілі магнітнае поле Сатурна і даследавалі яго магнітасферу, назіралі штормы ў атмасферы Сатурна, атрымалі дэталёвыя здымкі структуры кольцаў і высветлілі іх склад. Былі адкрыты шчыліна Максвела і шчыліна Кілера ў кольцах. Акрамя таго, каля кольцаў было адкрыта некалькі новых спадарожнікаў планеты.

У 1997 годзе да Сатурна была запушчана АМС «Касіні-Гюйгенс», якая пасля 7 гадоў палёту 1 ліпеня 2004 года дасягнула сістэмы Сатурна і выйшла на арбіту вакол планеты. Асноўнымі задачамі гэтай місіі, разлічанай першапачаткова на 4 гады, з'яўлялася вывучэнне структуры і дынамікі кольцаў і спадарожнікаў, а таксама вывучэнне дынамікі атмасферы і магнітасферы Сатурна і дэталёвае вывучэнне найбуйнейшага спадарожніка планеты — Тытана.

Да выхаду на арбіту ў чэрвені 2004 года АМС прайшла міма Фебы і паслала на Зямлю яе здымкі ў высокім разрозненні і іншыя дадзеныя. Акрамя таго, амерыканскі арбітальны апарат «Касіні» неаднаразова пралятаў ля Тытана. Былі атрыманы выявы вялікіх азёр і іх берагавой лініі са значнай колькасцю гор і астравоў. Затым спецыяльны еўрапейскі зонд «Гюйгенс been» аддзяліўся ад апарата і на парашуце 14 студзеня 2005 года спусціўся на паверхню Тытана. Спуск заняў 2 гадзіны 28 хвілін. Падчас спуску «Гюйгенс» адбіраў пробы атмасферы. Згодна з інтэрпрэтацыяй дадзеных з зонда «Гюйгенс», верхняя частка аблокаў складаецца з метанавага лёду, а ніжняя — з вадкіх метану і азоту[57].

З пачатку 2005 года навукоўцы назіралі за выпраменьваннем, якое ідзе з Сатурна. 23 студзеня 2006 года на Сатурне адбыўся шторм, які даў успышку, у 1000 раз вышэйшую па магутнасці за звычайнае выпраменьванне ў дыяпазоне радыёчастот[58]. У 2006 годзе НАСА паведаміла аб выяўленні апаратам відавочных слядоў вады, якія вывяргаюцца гейзерамі Энцэлада[59]. У траўні 2011 года навукоўцы НАСА заявілі, што Энцэлад «аказаўся найбольш прыстасаваным для жыцця месцам у Сонечнай сістэме пасля Зямлі»[60][61].

Сатурн і яго спадарожнікі: у цэнтры здымка — Энцэлад, справа, буйным планам, бачная палавінка Рэі, з-за якой выглядае Мімас. Фатаграфія зроблена зондам «Касіні», ліпень 2011[62]

Фотаздымкі, зробленыя «Касіні», дазволілі зрабіць іншыя значныя адкрыцці. Па іх былі выяўленыя раней неадкрытыя кольцы планеты па-за галоўнай яркай вобласцю кольцаў і ўнутры кольцаў G і Е. Дадзеныя кольцы атрымалі назвы R/2004 S1 і R/2004 S2[63]. Мяркуецца, што матэрыял для гэтых кольцаў мог ўтварыцца ад удару аб Янус або Эпіметэй метэарыта або каметы[64]. У ліпені 2006 года здымкі «Касіні» дазволілі ўстанавіць наяўнасць вуглевадароднага возера недалёка ад паўночнага полюса Тытана. Канчаткова гэты факт быў пацверджаны дадатковымі здымкамі ў сакавіку 2007 года[65]. У кастрычніку 2006 года на паўднёвым полюсе Сатурна быў выяўлены ўраган дыяметрам 8000 км[66].

У кастрычніку 2008 года «Касіні» перадаў выявы паўночнага паўшар'я планеты. З 2004 года, калі «Касіні» падляцеў да яе, адбыліся прыкметныя змены, і зараз яна афарбаваная ў незвычайныя колеры. Прычыны гэтага пакуль незразумелыя. Мяркуецца, што нядаўняя змена колераў звязана са зменай пор года. C 2004 па 2 лістапада 2009 года з дапамогай апарата былі адкрыты 8 новых спадарожнікаў. Асноўная місія «Касіні» скончылася ў 2008 годзе, калі апарат здзейсніў 74 віткі вакол планеты. Затым задачы зонда былі прадоўжаныя да верасня 2010 года, а потым да 2017 года для вывучэння поўнага цыкла сезонаў Сатурна[67].

У 2009 годзе з'явіўся сумесны амерыканска-еўрапейскі праект НАСА і ЕКА па запуску АМС Titan Saturn System Mission been для вывучэння Сатурна і яго спадарожнікаў Тытана і Энцэлада. У ходзе яго станцыя 7-8 гадоў будзе ляцець да сістэмы Сатурна, а затым стане спадарожнікам Тытана на два гады. Таксама з яе будуць спушчаныя паветраны шар-зонд ў атмасферу Тытана і пасадачны модуль (магчыма, плаваючы)[68][69].

Спадарожнікі[правіць | правіць зыходнік]

Найбуйнейшыя спадарожнікі — Мімас, Энцэлад, Тэфія, Дыёна, Рэя, Тытан і Япет — былі адкрытыя да 1789 года, аднак і па сёння застаюцца асноўнымі аб'ектамі даследаванняў. Дыяметры гэтых спадарожнікаў ляжаць у межах ад 397 (Мімас) да 5150 км (Тытан), вялікая паўвось арбіты ад 186 тыс. км (Мімаса) да 3561 тыс. км (Япет). Размеркаванне па масах адпавядае размеркаванню па дыяметрах. Найбольшым эксцэнтрысітэтам арбіты валодае Тытан, найменшым — Дыёна і Тефия. Усе спадарожнікі з вядомымі параметрамі знаходзяцца вышэй сінхроннай арбіты[70], што прыводзіць да іх паступовага аддалення.

Спадарожнікі Сатурна

Самы буйны са спадарожнікаў — Тытан. Таксама ён з'яўляецца другім па велічыні ў Сонечнай сістэме ў цэлым, пасля спадарожніка Юпітэра Ганімеда. Тытан складаецца прыкладна напалавіну з вадзянога лёду і напалавіну — са скальных парод. Такі склад падобны з ​​некаторымі іншымі буйнымі спадарожнікамі газавых планет, але Тытан моцна адрозніваецца ад іх складам і структурай сваёй атмасферы, якая пераважна складаецца з азоту, таксама ёсць невялікая колькасць метану і этану, якія ўтвараюць воблакі. Таксама Тытан з'яўляецца адзіным, акрамя Зямлі, целам у Сонечнай сістэме, для якога даказана існаванне вадкасці на паверхні[71]. Магчымасць узнікнення найпрасцейшых арганізмаў не выключаецца навукоўцамі[72]. Дыяметр Тытана на 50% большы, чым у Месяца. Таксама ён пераўзыходзіць памерамі планету Меркурый, хоць і саступае ёй па масе.

Іншыя асноўныя спадарожнікі таксама маюць характэрныя асаблівасці. Так, Япет мае два паўшар'і з розным альбеда (0,03-0,05 і 0,5 адпаведна). Таму, калі Джавані Касіні адкрыў дадзены спадарожнік, то выявіў, што ён бачны толькі тады, калі ён знаходзіцца па пэўны бок ад Сатурна[73]. Вядучае і задняе паўшар'і Дыёны і Рэі таксама маюць свае адрозненні. Вядучае паўшар'е[74] Дыёны моцна кратэраванае і аднастайнае па яркасці. Задняе паўшар'е ўтрымлівае цёмныя ўчасткі, а таксама павуціну тонкіх светлых палосак, якія з'яўляюцца ледзянымі хрыбтамі і абрывамі. Адметнай асаблівасцю Мімаса з'яўляецца велізарны ўдарны кратар Гершэль дыяметрам 130 км. Аналагічна Тефія мае кратэр Адысей дыяметрам 400 км. Энцэлад, згодна са здымкамі «Вояджэра-2», мае паверхню з ўчасткамі рознага геалагічнага ўзросту, масіўнымі кратэрамі ў сярэдніх і высокіх паўночных шыротах і нязначнымі кратэрамі бліжэй да экватара[75].

Па стане на люты 2010 года вядома 62 спадарожнікі Сатурна. 12 з іх адкрытыя пры дапамозе касмічных апаратаў: «Вояджэр-1» (1980), «Вояджэр-2» (1981), «Касіні» (2004-2007). Большасць спадарожнікаў, акрамя Гіперыёна і Фебы, мае сінхроннае ўласнае кручэнне — яны павернутыя да Сатурна заўсёды адным бокам. Інфармацыі аб кручэнні самых дробных спадарожнікаў няма. Тефію і Дыёну суправаджаюць па два спадарожнікі ў пунктах Лагранжа L4 і L5[76].

На працягу 2006 года каманда навукоўцаў пад кіраўніцтвам Дэвіда Джуіт з Гавайскага ўніверсітэта, якая працуе на японскім тэлескопе Субару been на Гаваях, абвясціла аб адкрыцці 9 спадарожнікаў Сатурна. Усе яны адносяцца да так званых нерэгулярных спадарожнікаў, якія маюць рэтраградную арбіту beru. Перыяд іх абароту вакол планеты складае ад 862 да 1300 дзён[77].

Кольцы[правіць | правіць зыходнік]

Параўнанне Сатурна і Зямлі (Фотамантаж)
Здымак Зямлі, зроблены міжпланетнай станцыяй Касіні каля Сатурна (19 ліпеня 2013 г.).

Сёння вядома, што ва ўсіх чатырох газападобных гігантаў ёсць кольцы, але ў Сатурна яны самыя прыкметныя. Кольцы размешчаны пад вуглом прыблізна 28° да плоскасці экліптыкі. Таму з Зямлі ў залежнасці ад узаемнага размяшчэння планет яны выглядаюць па-рознаму: іх можна ўбачыць і ў выглядзе кольцаў, і «з рабра». Як меркаваў яшчэ Гюйгенс, кольцы не з'яўляюцца суцэльным цвёрдым целам, а складаюцца з мільярдаў драбнюткіх часціц, якія знаходзяцца на каляпланетнай арбіце. Гэта было даказана спектраметрычнымі назіраннямі А. А. Белапольскага ў Пулкаўскай абсерваторыі[78] і двума іншымі навукоўцамі ў 1895-1896 гг.[79]

Існуе тры асноўныя кольцы і чацвёртае — больш тонкае. Усе разам яны адбіваюць больш святла, чым дыск самога Сатурна. Тры асноўныя кольцы прынята абазначаць першымі літарамі лацінскага алфавіта. Кольца B — цэнтральнае, самае шырокае і яркае, яно аддзяляецца ад знешняга кальца А шчылінай Касіні шырынёй амаль 4000 км, у якой знаходзяцца танчэйшыя, амаль празрыстыя кольцы. Усярэдзіне кольца А ёсць тонкая шчыліна, якая называецца падзяляльнай паласой Энке. Кальцо C, якое знаходзіцца яшчэ бліжэй да планеты, чым B, амаль празрыстае[80][81].

Кольцы Сатурна вельмі тонкія. Пры дыяметры каля 250 000 км іх таўшчыня не дасягае і кіламетра (хоць існуюць на паверхні кольцаў і своеасаблівыя горы[82]). Нягледзячы на свой ​​вялікі выгляд, колькасць рэчыва, якая складае кольцы, вельмі нязначная. Калі яго сабраць у адзін маналіт, яго дыяметр не перавысіў бы 100 км. На малюнках, атрыманых зондамі, відаць, што на самай справе кольцы ўтвораны з тысяч кольцаў, якія чаргуюцца са шчылінамі; карціна нагадвае дарожкі грампласцінак. Часцінкі, з якіх складаюцца кольцы, маюць памер ад 1 сантыметра да 10 метраў[83]. Па саставу яны на 93% складаюцца з лёду з нязначнымі прымесямі, якія могуць уключаць у сябе супалімеры, якія ўтвараюцца пад дзеяннем сонечнага выпраменьвання, і сілікаты, і на 7% з вугляроду[84][85].

Існуе ўзгодненасць руху часціц у кольцах і спадарожнікаў планеты. Некаторыя з іх, так званыя «спадарожнікі-пастухі», адыгрываюць ролю ва ўтрыманні кольцаў на іх месцах. Мімас, напрыклад, знаходзіцца ў рэзанансе 2:1 cа шчылінай Касіні і пад уздзеяннем яго прыцягнення рэчыва выдаляецца з яе[86], а Пан знаходзіцца ўсярэдзіне падзяляльнай паласы Энке[87]. У 2010 годзе былі атрыманы дадзеныя ад зонда Касіні, якія сведчаць аб тым, што кольцы Сатурна вагаюцца. Ваганні складваюцца з пастаянных адхіленняў, якія ўносіць Мімас, і самаадвольных узбурэнняў, якія ўзнікаюць з-за ўзаемадзеяння часціц кольца[88]. Паходжанне кольцаў Сатурна яшчэ не зусім яснае[89]. Паводле адной з тэорый, прапанаванай у 1849 годзе Эдуардам Рошам befr, кольцы ўтварыліся ад распаду вадкага спадарожніка пад дзеяннем прыліўных сіл[44]. Паводле іншай - спадарожнік распаўся з-за ўдару каметы або астэроіда[89].

Існуе гіпотэза, згодна з якой кольцы таксама могуць быць у аднаго са спадарожнікаў Сатурна — Рэі.

Год Раскрыццё кольцаў Сатурна (градусы) [90]
1965 0
1972 26,73
1980 0
1987 -26,73
1994 0
2002 26,73
2009 0
2016 -26,73

Назіраць кольцы Сатурна зручней за ўсё, калі іх раскрыццё максімальнае. У гэты час на Сатурне альбо зіма, альбо лета.

Чутка ў 1921 годзе[правіць | правіць зыходнік]

У 1921 годзе разнеслася чутка, што Сатурн пазбавіўся сваіх кольцаў, а іх часціцы ляцяць у тым ліку і на Зямлю. Чаканая падзея настолькі ўзрушыла розумы людзей, што публікаваліся разлікі, калі на Зямлю зваляцца часціцы кольца.

Чутка з'явілася з-за таго, што кольцы проста павярнуліся рабром да зямных назіральнікаў, а паколькі яны вельмі тонкія, то ў прыборы таго часу іх было немагчыма разглядзець. Людзі зразумелі «знікненне кольцаў» ў фізічным сэнсе, што і спарадзіла чутку[91].

Сатурн у культуры[правіць | правіць зыходнік]

Назва планеты[правіць | правіць зыходнік]

Выява бога Сатурна на сцяне замка

Сатурн, у гонар якога названа планета, быў першапачаткова рымскім богам земляробства. Пазней ён быў атаясамлены з Кронасам, правадыром тытанаў. Паколькі тытан Кронас пажыраў сваіх дзяцей, то ў старажытных грэкаў ён не быў папулярны. У рымлян ж бог Сатурн карыстаўся вялікай пашанай і павагай. Паводле легенды, ён навучыў людзей апрацоўваць зямлю, вырошчваць расліны і будаваць дамы. Час яго меркаванага праўлення апісваецца як «залаты век чалавецтва», і ў яго гонар праводзіліся святкаванні, якія называліся Сатурналіі[92]. Падчас гэтых урачыстасцей рабы на кароткі час атрымлівалі свабоду, таму што ў залаты век не было рабоў і гаспадароў. У індыйскай міфалогіі планеце Сатурн адпавядае Шані been[92].

Сатурн у фантастыцы, фільмах і гульнях[правіць | правіць зыходнік]

Сатурн стаў, як і іншыя планеты Сонечнай сістэмы, тэмай некаторых навукова-фантастычных кніг. Яшчэ ў 1752 годзе Вальтэр у аповесці «Мікрамегас» апісаў сустрэчу на Сатурне мясцовага жыхара і гіганцкай істоты з планеты, якая круціцца вакол Сірыуса. У сучаснай фантастыцы Роджэр Жалязны been апісаў насельнікаў Сатурна, як разумных бурбалак, якія пры дапамозе вадародных шарльераў beru падтрымліваюць вышыню свайго лунання ў вобласці, прыдатнай для іх жыцця. Там жа ён выказаў меркаванне, што планета можа быць карысная Зямлі, як крыніца ўнікальных газаў і арганічных злучэнняў[93].

У адным з апавяданняў фантаста Станіслава Лема («Суд», цыкл «Прыгоды зорнага навігатара Піркса»), кульмінацыя сюжэта разгортваецца каля Сатурна, праз кольцы якога «ўзбунтаваны» робат накіраваў зоркалёт.

Акрамя таго, у літаратуры часта ўпамінаецца яго спадарожнік Тытан, у тым ліку таму, што ён з'яўляецца самым буйным спадарожнікам Сатурна, мае шчыльную атмасферу, а таксама мае вадкасць (метан) на сваёй паверхні. Напрыклад, у «Д'ябальскім інтэрфейсе» Альфрэда Бестэра метанавая вада Тытана ўключае ў сябе вельмі каштоўны комплекс арганічных злучэнняў, патрэбных для Зямлі[93]. У кнізе Курта Вонегута «Сірэны Тытана» галоўныя персанажы пералятаюць жыць на гэты спадарожнік. Тытан таксама ўпамінаюцца ў кнізе чэшскага пісьменніка Іржы Кулханека «Стронцый» [94].

Шырокую ўвагу фантастаў прыцягнулі і кольцы Сатурна. Яны згадваюцца ў аповесці братоў Стругацкіх «Стажоры». На думку аднаго з герояў рамана, планетолага Юркоўскага, кольцы маюць штучнае паходжанне. У аповесці Айзека Азімава «Шлях марсіян» кольцы становяцца важнай крыніцай вады для марсіянскай калоніі Зямлі[93].

Сатурн з'яўляецца тэмай і для іншых відаў творчасці. У манге і анімэ-мультсерыяле «Сэйлар Мун» планету Сатурн ўвасабляе дзяўчына-ваяўніца Сэйлар Сатурн, яна ж Хатару Тамоэ. Яе атака заключаецца ў сіле смерці. Сэйлар Сатурн з'яўляецца ваінам смерці і перараджэння[95]. У гульні Dead Space 2 дзеянне адбываецца побач з Сатурнам на касмічнай станцыі, якая знаходзіцца на асколках Тытана. Сатурн і яго кольцы можна ўбачыць у дадзенай гульні як з ілюмінатара касмічнай станцыі, так і ў адкрытым космасе, выконваючы пастаўленыя задачы[96][97][98].

Гл. таксама[правіць | правіць зыходнік]

Заўвагі[правіць | правіць зыходнік]

  1. Courtney Seligman Rotation Period and Day Length (англ.) . cseligman.com. Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 31 ліпеня 2011.
  2. 2,0 2,1 2,2 Yeomans, Donald K. HORIZONS System. NASA JPL (2006-07-13). Архівавана з першакрыніцы 25 чэрвеня 2007. Праверана 8 жніўня 2007.—Перайдзіце ў "web interface" , выберыце "Ephemeris Type: ELEMENTS", "Target Body: Saturn Barycenter" і "Center: Sun".
  3. NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures. Solarsystem.nasa.gov (2011-03-22). Архівавана з першакрыніцы 5 кастрычніка 2011. Праверана 8 жніўня 2011.
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Williams, Dr. David R. Saturn Fact Sheet. NASA (September 7, 2006). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 31 ліпеня 2007.
  5. 5,0 5,1 Астрономы укоротили сутки на Сатурне. Lenta.ru (30 июля 2009). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 14 жніўня 2010.
  6. Schmude, Richard W Junior Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000. Georgia Journal of Science (2001). Праверана 14 кастрычніка 2007.
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 Saturn Fact Sheet (англ.) . Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 31 кастрычніка 2010.
  8. University of Louisville: Study puts new spin on Saturn’s rotation (англ.) . Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 31 кастрычніка 2010.
  9. Scientists Find That Saturn's Rotation Period is a Puzzle. NASA (June 28, 2004). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 22 сакавіка 2007.
  10. Williams A. S. //Monthly Notices Roy. Astron. Soc.,1894, 54, p.297.
  11. Кригель А. М. Полугодовые колебания в атмосферах планет.//Астрономический журн.-1986.-63,1.-С.166-169.
  12. NASA Jet Propulsion Laboratory (March 22, 2007). Enceladus Geysers Mask the Length of Saturn's Day. Прэс-рэліз. Праверана 2007-03-22.
  13. Gurnett, D. A.; Persoon, A. M.; Kurth, W. S.; Groene, J. B.; Averkamp, T. F.; Dougherty, M. K.; Southwood, D. J. (2007). "The Variable Rotation Period of the Inner Region of Saturn's Plasma Disc". Science 316 (5823): 442. doi:10.1126/science.1138562. PMID 17379775. Bibcode2007Sci...316..442G. 
  14. Gurnett, D. A.; Persoon, A. M.; Kurth, W. S.; Groene, J. B.; Averkamp, T. F.; Dougherty, M. K.; Southwood, D. J. (2007). "A New Spin on Saturn's Rotation". Science 316 (5823): 442. doi:10.1126/science.1138562. PMID 17379775. Bibcode2007Sci...316..442G. 
  15. 15,0 15,1 15,2 Астронет>Происхождение Солнечной системы (планетная космогония). Архівавана з першакрыніцы 11 жніўня 2011. Праверана 5 кастрычніка 2010.
  16. Saturn Universe Guide. Архівавана з першакрыніцы 16 жніўня 2012. Праверана 14 жніўня 2012.
  17. Courtin, R.; Gautier, D.; Marten, A.; Bezard, B. (1967). "The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra". Bulletin of the American Astronomical Society 15: 831. Bibcode1983BAAS...15..831C. 
  18. Fraser Cain Atmosphere of Saturn. Universe Today (January 22, 2009). Архівавана з першакрыніцы 5 кастрычніка 2011. Праверана 20 ліпеня 2011.
  19. Martinez, Carolina Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep. NASA (September 5, 2005). Архівавана з першакрыніцы 5 кастрычніка 2011. Праверана 29 красавіка 2007.
  20. 20,0 20,1 Hamilton, Calvin Voyager Saturn Science Summary. Solarviews (1997). Архівавана з першакрыніцы 5 кастрычніка 2011. Праверана 5 ліпеня 2007.
  21. 21,0 21,1 Kurth, W. S.; Bunce, E.J.; Clarke, J.T. et. al (2009). "Auroral Processes". Saturn from Cassini–Huygens. Springer Netherlands. pp. 333–374. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_12. ISBN 978-1-4020-9217-6. 
  22. 22,0 22,1 22,2 Clark, J.T.; Gerard, J.-C.; Grodent D. et. al (2005). "Morphological differences between Saturn’s ultraviolet aurorae and those of Earth and Jupiter" (pdf). Nature 433 (7027): 717–719. doi:10.1038/nature03331. PMID 15716945. Bibcode2005Natur.433..717C. http://www.thaispaceweather.com/BU2005.pdf. 
  23. 23,0 23,1 23,2 Bhardwaj, Anil; Gladstone, G. Randall (2000). "Auroral emissions of the giant planets" (pdf). Reviews of Geophysics 38 (3): 295–353. doi:10.1029/1998RG000046. Bibcode2000RvGeo..38..295B. http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf. 
  24. Nichols, J. D.; Badman, S. V.; Bunce, E. J. et. al (2009). "Saturn’s equinoctial auroras" (pdf). Geophysical research Letters 36 (24): L24102:1–5. doi:10.1029/2009GL041491. Bibcode2009GeoRL..3624102N. http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2010/09/pdf.pdf. 
  25. 25,0 25,1 Kivelson, Margaret Galland (2005). "The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn" (pdf). Space Science Reviews (Springer) 116 (1-2): 299–318. doi:10.1007/s11214-005-1959-x. Bibcode2005SSRv..116..299K. http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf. 
  26. News Flash: Cassini Captures First Movie of Lightning on Saturn. Архівавана з першакрыніцы 18 жніўня 2012. Праверана 14 жніўня 2012.
  27. На Сатурне сфотографировали "сигаретный дым" (руск.) . Лента.Ру (28 декабря 2010). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 28 снежня 2010.
  28. На Сатурне произошел шторм планетарного масштаба , Лента.ру (20 мая 2011). Праверана 21 мая 2011.
  29. 29,0 29,1 29,2 Гигантский гексагон на Сатурне интригует планетологов (руск.) . membrana.ru. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 31 ліпеня 2011.
  30. Godfrey, D. A. (1988). "A hexagonal feature around Saturn's North Pole". Icarus 76 (2): 335. doi:10.1016/0019-1035(88)90075-9. Bibcode1988Icar...76..335G. 
  31. Sanchez-Lavega, A.; Lecacheux, J.; Colas, F.; Laques, P. (1993). "Ground-based observations of Saturn's north polar SPOT and hexagon". Science 260 (5106): 329. doi:10.1126/science.260.5106.329. PMID 17838249. Bibcode1993Sci...260..329S. 
  32. Ball, Philip (May 19, 2006). "Geometric whirlpools revealed". Nature. doi:10.1038/news060515-17. 
  33. Гексагон Сатурна воссоздан в лаборатории
  34. Structure of Saturn's Interior. Windows to the Universe. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 19 ліпеня 2011.
  35. Fortney, Jonathan J. (2004). "Looking into the Giant Planets". Science 305 (5689): 1414–1415. doi:10.1126/science.1101352. PMID 15353790. 
  36. Patrick G. J. Irwin (2003). Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure. Springer. ISBN 3540006818. http://books.google.com/books?id=p8wCsJweUb0C&pg=PA63&dq=%22kelvin+helmholtz+mechanism%22&lr=&as_brr=0&ei=i_D2R5T7K4KMsgPumpyFCg&sig=_Lj-343MfJQN5lwPNXAp-zUInRY. 
  37. NASA – Saturn. NASA (2004). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 27 ліпеня 2007.
  38. 38,0 38,1 Saturn. BBC (2000). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 19 ліпеня 2011.
  39. Sittler, E. C.; Andre, N.; Blanc, M. et. al (2008). "Ion and neutral sources and sinks within Saturn’s inner magnetosphere: Cassini results" (pdf). Planetary and Space Science 56 (1): 3–18. doi:10.1016/j.pss.2007.06.006. Bibcode2008P&SS...56....3S. http://people.virginia.edu/~rej/papers08/sittlerPSS07.pdf. 
  40. 40,0 40,1 Gombosi, Tamas I.; Armstrong, Thomas P.; Arridge, Christopher S. et. al (2009). "Saturn's Magnetospheric Configuration". Saturn from Cassini-Huygens. Springer Netherlands. pp. 203–255. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_9. ISBN 978-1-4020-9217-6. 
  41. Belenkaya, E. S.; Alexeev, I. I.; Kalagaev, V. V.; Blohhina, M. S. (2006). "Definition of Saturn’s magnetospheric model parameters for the Pioneer 11 flyby" (pdf). Annales Geophysicae 24 (3): 1145–56. doi:10.5194/angeo-24-1145-2006. Bibcode2006AnGeo..24.1145B. http://hal.archives-ouvertes.fr/docs/00/31/80/22/PDF/angeo-24-1145-2006.pdf. 
  42. Russell, C.T. (1993). "Planetary Magnetospheres" (pdf). Reports on Progress in Physiscs 56 (6): 687–732. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. Bibcode1993RPPh...56..687R. http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf. 
  43. Eastman, Jack Saturn in Binoculars. The Denver Astronomical Society (1998). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 3 верасня 2008.
  44. 44,0 44,1 Baalke, Ron. Saturn: History of Discoveries. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, NASA.. Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 19 лістапада 2011.
  45. Catherine Saturn: History of Discoveries. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 26 чэрвеня 2011.
  46. Robert Nemiroff, Jerry Bonnell; Перевод: А. Козырева, Д. Ю. Цветков Гиперион: губчатый спутник Сатурна (руск.)  (26 июля 2005). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 сентября 2009.
  47. 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.
  48. G. P. Kuiper (1944). "Titan: a Satellite with an Atmosphere". Astrophysical Journal 100: 378. doi:10.1086/144679. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1944ApJ...100..378. 
  49. Dušek, Jiří (1995). "Saturn bez prstence - live III" (in slovensky). Kozmos XXVI: 20-21. ISSN 0323-049X. 
  50. NASA Press Release (2003). "Saturnove prstence v najväčšom sklone" (in slovensky). Kozmos XXXIV: 12. ISSN 0323-049X. 
  51. Kulhánek, Petr (2007). Magnetická pole v sluneční soustavě III. p. 15. ISSN 1211-0485. 
  52. Pale Blue Orb — Cassini Imaging
  53. 53,0 53,1 The Pioneer 10 & 11 Spacecraft. Mission Descriptions. Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2006. Праверана 23 чэрвеня 2011.
  54. 54,0 54,1 1973-019A – Pioneer 11. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 23 чэрвеня 2011.
  55. Cassini Solstice Mission: Saturn Then and Now -- Image Gallery. NASA/JPL. Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 6 снежня 2011.
  56. 56,0 56,1 Missions to Saturn. The Planetary Society (2007). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 24 ліпеня 2007.
  57. Here is the weather forecast: It will pour down liquid methane (англ.) . Telegraph Media Group (27 July 2006). Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 21 лістапада 2011.
  58. Astronomers Find Giant Lightning Storm At Saturn. ScienceDaily LLC (2006-02-15). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 23 чэрвеня 2011.
  59. NASA's Cassini Discovers Potential Liquid Water on Enceladus. NASA Jet Propulsion Laboratory (9 March 2006). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 3 чэрвеня 2011.
  60. Lovett, Richard A. (31 May 2011). Enceladus named sweetest spot for alien life. Nature. http://www.nature.com/news/2011/110531/full/news.2011.337.html. Retrieved on 2011-06-03. 
  61. Saturn's Enceladus Moves to Top of "Most-Likely-to-Have-Life" List. The Daily Galaxy (2 June 2011). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 3 чэрвеня 2011.
  62. "Кассини" сфотографировал сразу пять спутников Сатурна. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011.
  63. C. C. Porco и др. Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn's Rings and Small Satellites.. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011.
  64. Shiga, David Faint new ring discovered around Saturn. NewScientist.com (September 20, 2007). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 8 ліпеня 2007.
  65. Probe reveals seas on Saturn moon , BBC (March 14, 2007). Праверана 23 чэрвеня 2011.
  66. Rincon, Paul. Huge 'hurricane' rages on Saturn , BBC (November 10, 2006). Праверана 12 ліпеня 2007.
  67. Mission overview – introduction. Cassini Solstice Mission. NASA / JPL (2010). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 23 лістапада 2010.
  68. TANDEM/TSSM mission summary. European Space Agency (20 October 2009). Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 8 лістапада 2009.
  69. Nuclear-Powered Robot Ship Could Sail Seas of Titan (14 October 2009). Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 11 снежня 2011.
  70. Jacobson, R. A.; et al. (2008). "Revised orbits of Saturn's small inner satellites". Astronomical Journal 135 (1): 261–263. doi:10.1088/0004-6256/135/1/261. Bibcode2008AJ....135..261J. 
  71. Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al. (January 4, 2007). "The lakes of Titan". Nature 445 (1): 61—64. doi:10.1038/nature05438. 
  72. McKay, C. P.; Smith, H. D. (2005). "Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan". Icarus 178 (1): 274—276. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.018. 
  73. Mason, J.; Martinez, M.; Balthasar, H. Cassini Closes In On The Centuries-old Mystery Of Saturn's Moon Iapetus. CICLOPS website newsroom. Space Science Institute (2009-12-10). Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 22 снежня 2009.
  74. Накіраванае ў бок руху спадарожніка па арбіце
  75. Rothery, David A. (1999). Satellites of the Outer Planets: Worlds in their own right. Oxford University Press. ISBN 0-19-512555-X. 
  76. Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе — 6-е изд. — М.: Наука, 1984. — С. 161. — 304 с.
  77. Sheppard, S. S.; Jewitt, D. C.; and Kleyna, J. (June 30, 2006). "Satellites of Saturn". IAU Circular No 8727. http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/saturn2006.html. Retrieved on 2011-12-11. 
  78. Белопольский А. А. О вращении кольца Сатурна по измерениям спектрограмм, полученных в Пулкове // Известия Императорской Академии Наук. Серия 5. — 1895. — В. 1. — Т. 3. — С. 12—14.
  79. Куликовский П. Г. О некоторых вопросах изучения истории астрономии // Историко-астрономические исследования. — М.: Физматгиз, 1960. — В. VI. — С. 18.
  80. Saturnian Rings Fact Sheet (NASA).. Архівавана з першакрыніцы 23 жніўня 2011.
  81. Catalog Page for PIA08389. Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 12 снежня 2011.
  82. Membrana: На кольцах Сатурна открыты высокие горы. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 31 кастрычніка 2010.
  83. Zebker, H.A., Marouf, E.A., and Tyler, G.L. (1985). "Saturn's rings – Particle size distributions for thin layer model". Icarus 64 (3): 531–548. doi:10.1016/0019-1035(85)90074-0. Bibcode1985Icar...64..531Z. 
  84. Nicholson, P.D. and 16 co-authors (2008). "A close look at Saturn's rings with Cassini VIMS". Icarus 193 (1): 182–212. doi:10.1016/j.icarus.2007.08.036. Bibcode2008Icar..193..182N. 
  85. Poulet F.; Cuzzi J.N. (2002). "The Composition of Saturn's Rings". Icarus 160 (2): 350. doi:10.1006/icar.2002.6967. Bibcode2002Icar..160..350P. 
  86. Lecture 41:Planetary Rings. Richard Pogge, Prof. of Ohio State University (2007-11-19-11). Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 12 снежня 2011.
  87. Esposito, L. W. (2002). "Planetary rings" (PDF). Reports on Progress in Physics 65 (12): 1741–1783. doi:10.1088/0034-4885/65/12/201. Bibcode2002RPPh...65.1741E. http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.pdf. 
  88. Котляр, Павел. Кольца Сатурна дрожат по-галактически (руск.) , Infox.ru (2010-11-04). Праверана 3 лістапада 2010.
  89. 89,0 89,1 The Real Lord of the Rings. Архівавана з першакрыніцы 2 лютага 2012. Праверана 12 снежня 2011.
  90. "Справочник любителя астрономии", П. Г. Куликовский, 110 стр.
  91. "Занимательная астрономия", Я. И. Перельман, 142 стр.
  92. 92,0 92,1 Starry Night Times. Imaginova Corp. (2006). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 5 ліпеня 2007.
  93. 93,0 93,1 93,2 Гремлёв, Павел. "Планетарий. Сатурн.". Мир Фантастики. http://www.mirf.ru/Articles/art4363.htm. Retrieved on 2011-12-13. 
  94. Jaromír, Kopeček Kulhánek, Jiří - Stroncium. www.knihovnice.cz. Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 25 снежня 2008.
  95. Такэути, Наоко (6 марта 1996). "Акт 39". Bishoujo Senshi Sailor Moon Том 14. Kodansha. ISBN 4-06-178826-4. 
  96. Dead Space 2. Приключения некро-мана (руск.) . MGnews.ru (11 октября 2010 года). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 12 октября 2010.
  97. Dead Space 2 Review (англ.) . GamertechTV (30 декабря - 2010). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 студзеня 2011.
  98. Simon Priest Dead Space 2 details spill, set three years after original in 'Sprawl' (англ.) . StrategyInformer (10 декабря 2010). Архівавана з першакрыніцы 21 жніўня 2011. Праверана 16 студзеня 2011.

Літаратура[правіць | правіць зыходнік]

Commons

Спасылкі[правіць | правіць зыходнік]