Saturn.html |
| | | ca | | | de | | | en | | | es | | | fr | | | it | | | nl | | | no | | | pl | | | pt | | | ru | | | ro | | | fi | | | sv | | | tr | | | vo | | |
| |  |
|
|
|
|---|---|
| Odkrycie | |
| Odkrywca | Starożytni Babilończycy |
| Data odkrycia | XV w p.n.e |
| Charakterystyka orbity (J2000) | |
| Średnia odległość od Słońca |
1 426 725 413 km 9,537 070 32 j.a. |
| Długość orbity | 8,958 Tm 59,879 j.a. |
| Mimośród | 0,054 150 6 |
| Peryhelium | 1 349 467 375 km 9,020 632 24 j.a. |
| Aphelium | 1 503 983 449 km 10,053 508 40 j.a. |
| Okres orbitalny | 10 759,5 dni (29,46 lat) |
| Okres synodyczny | 378,09 dni |
| Prędkość orbitalna | min. — 9,136 km/s śred. — 9,638 km/s maks. — 10,182 km/s |
| Inklinacja | 2,484 46° |
| Satelity naturalne | 60 potwierdzonych[1] |
| Fizyczne właściwości | |
| Średnica równikowa | 120 536 km (9,449 Ziemi) |
| Średnica biegunowa | 108 726 km (8,552 Ziemi) |
| Spłaszczenie | 0,097 96 |
| Powierzchnia | 4,27×1010 km2 (83,703 Ziemi) |
| Objętość | 7,46×1014 km3 (763,59 Ziemi) |
| Masa | 5,68460 ×1026 kg (95,162 Ziemi, 0,00029 M☉) |
| Gęstość | 0,687 30 g/cm3 (mniejsza niż wody) |
| Przyspieszenie grawitacyjne na równiku |
10,44 m/s2 (1,065 g)[2] |
| Prędkość ucieczki | 35,49 km/s |
| Okres rotacji | 10h 39min 22,4s |
| Prędkość obrotu (na równiku) |
35 500 km/h (9,87 km/s) |
| Nachylenie osi | 26,73° |
| Deklinacja | 83,54° |
| Albedo | 0,47 |
| Temperatura wewnętrzna |
12 000K |
| Temperatura powierzchni |
min. — 82K (-191 °C) śred. — 143K (-130 °C) maks. — b.d. |
| Budowa atmosfery | |
| Ciśnienie | 140 kPa |
| Wodór | ~93% |
| Hel | ~6% |
| Metan | ~0,2% |
| Para wodna | ~0,1% |
| Amoniak | ~0,01% |
| Etan | ~0,0005% |
| Fosforowodór | ~0,0001% |
Saturn – szósta planeta Układu Słonecznego pod względem oddalenia od Słońca. Jest to gazowy olbrzym, drugi pod względem masy i wielkości po Jowiszu, a przy tym paradoksalnie o najmniejszej gęstości ze wszystkich planet całego Układu Słonecznego. Saturn znany był już w świecie starożytnym. Charakterystyczną jego cechą są pierścienie składające się głównie z lodu i (w mniejszej ilości) z odłamków skalnych. Obecnie znamy 61 naturalnych satelitów Saturna (3 niepotwierdzone ostatecznie). Nazwa planety pochodzi od imienia rzymskiego boga – Saturna.
Spis treści |
edytuj Właściwości fizyczne
Saturn jest wyraźnie spłaszczony na biegunach i "wydęty" na równiku (owalna sferoida); jego średnica biegunowa jest o ok. 10% krótsza od równikowej. Jest to wynikiem szybkiej rotacji wokół osi i gazowo-ciekłej budowy obiektu. Pozostałe gazowe olbrzymy także są spłaszczone, ale w mniejszym stopniu. Saturn jest jedyną planetą Układu Słonecznego, która posiada mniejszą gęstość niż woda. Choć samo jądro planety jest gęstsze niż woda, to średnia gęstość planety wynosi 0,69 g/cm³ ze względu na gazową atmosferę. Ciało o takiej gęstości unosiłoby się na powierzchni wody.
Szybka rotacja i gazowa struktura planety jest przyczyną intensywnych przepływów materii w atmosferze Saturna. Prędkość wiatrów na planecie osiąga 1800 km/h.
edytuj Charakterystyka ruchu obrotowego
Okres obrotu planety podlega tzw. rotacji różnicowej - obrót atmosfery na równiku jest szybszy niż na biegunach i trwa 10 h 14 min 10 s. W takim tempie Saturn jest w stanie obrócić się o 810° w ciągu doby. Na większych szerokościach geograficznych czas obrotu jest o ok. 25 min dłuższy i wynosi w przybliżeniu 10 h 39 min 24 s.
Na podstawie danych emisji radiowych rejestrowanych przez sondy Voyager określono radiowy okres rotacji Saturna na 10 h 39 min 22,4 s. Podczas przelotu sondy Cassini w 2004 aparatura radiowa sondy wykryła, że czas rotacji się zwiększył i wynosił 10 h 45 min 45 s.
Dzięki ostatnim pomiarom wykonanym przez magnetometr znajdujący się na pokładzie sondy Cassini wiemy, że doba na Saturnie trwa 10 godzin, 47 minut i 6 sekund z błędem 40 sekund - wyniki te opublikowała w Nature grupa astronomów NASA Jet Propulsion Laboratory w Pasadenie. Pole magnetyczne Saturna jest generowane w ciekłym metalicznym jądrze planety. Jego natężenie zmienia się cyklicznie na skutek rotacji ciała i dzięki temu może posłużyć do oszacowania jej tempa. Jest to najdokładniejszy pomiar w historii. Przy okazji okazało się bowiem, że obserwacje radiowe nie nadają się do dokładnych pomiarów długości doby, bo natężenie tego promieniowania zmienia się znacznie i trudno odseparować jego fluktuacje od ewentualnych i rzeczywistych zmian długości doby na Saturnie.
edytuj Pierścienie Saturna
Saturn jest znany z powodu swoich pierścieni. W XVII wieku wierzono, że Saturn ma pięści, natomiast inni że ma uszy. Naprawdę widziano tylko lodowe pierścienie.
edytuj Historia odkrycia
Pierścienie te po raz pierwszy zaobserwował Galileo Galilei w 1610 przy pomocy zbudowanego przez siebie teleskopu, ale nie był w stanie wytłumaczyć ich istnienia. W liście do Wielkiego Księcia Toskanii pisał: "Saturn nie jest samotnym ciałem, ale jest złożony z trzech elementów które prawie się nie stykają i nigdy się nie przemieszczają względem siebie. Układają się one w jednym równoleżniku na tle Zodiaku, a centralna część jest trzykrotnie większa od zewnętrznych". On także określił Saturna, jakoby miał posiadać "ucho". W 1612 pierścienie były zorientowane w stronę Ziemi, co umożliwiało obserwacje, ale następnie poczęły "znikać", by ponownie się pojawić w 1613 tym samym mieszając Galileusza. Nie doczekał on rozwiązania tej zagadki.
Następnie pierścienie Saturna były obserwowane regularnie od 1655 przez angielskiego uczonego Christiana Huygensa, korzystającego z potężniejszych teleskopów od tych za czasów Galileusza. Jego obserwacje nie wykazały jednak nic ponad odkrycia włoskiego astronoma.
W 1675 Włoch Giovanni Domenico Cassini odkrył lukę pomiędzy dwoma największymi pierścieniami, która potem na jego cześć została nazwana Przerwą Cassiniego.
edytuj Fizyczne właściwości pierścieni
| Nazwa | Odległość od środka planety (km) | Szerokość (km) | Nazwany na cześć |
|---|---|---|---|
| Pierścień D | 66,900 - 74,510 | 7,500 | |
| Pierścień C (3) | 74,658 - 92,000 | 17,500 | |
| Przerwa Coulomba | 77,800 ? (2) | 100 | Charles-Augustin de Coulomb (?) |
| Przerwa Maxwella | 87,491 (2) | 270 | James Clerk Maxwell |
| Pierścień B | 92,000 - 117,580 | 25,500 | |
| Przerwa Cassiniego | 117,580 - 122,170 | 4,700 | Giovanni Cassini |
| Przerwa Huygensa | 117,680 ? (2) | 285-440 | Christiaan Huygens |
| Pierścień A | 122,170 - 136,775 | 14,600 | |
| Przerwa Enckego | 133,589 (2) | 325 | Johann Encke |
| Przerwa Keelera | 136,530 (2) | 35 | James Keeler |
| Pierścień R/2004 S 1(1) | 137,630 (2) | ? | |
| PierścieńR/2004 S 2(1) | 138,900 (2) | ? | |
| Pierścień F | 140,180 (2) | 30-500 | |
| Pierścień G | 170,000 - 175,000 | 5,000 | |
| Pierścień E | 181,000 - 483,000 | 302,000 |
Przypisy
(1) nazwa tymczasowa
(2) odległość od środka przerwy
(3) Pierścień C oddzielony od pierścienia D przez przegrodę Guerin(nazwa z 1998 roku)
Pierścienie, przy sprzyjających warunkach, można już dostrzec używając niewielkiego teleskopu. Rozprzestrzeniają się od 6 630 km do 120 700 km od równika planety. Zbudowane są one z krzemionki, tlenków żelaza oraz brył lodu o wielkości od pyłku kurzu do samochodu. Istnieją dwie główne teorie opisujące pochodzenia pierścieni Saturna. Pierwsza teoria zaproponowana przez Édouarda Roche'a zakłada, że dzisiejsze pierścienie były niegdyś księżycem Saturna, który przekroczył granicę Roche'a i został rozerwany przez siły pływowe planety. W wyniku tego powstało wiele różnych wielkości brył, które pod wpływem grawitacji Saturna przybrały znaną nam dzisiaj postać pierścieni. Według alternatywnej hipotezy księżyc ów mógł również rozkruszyć się pod wpływem kolizji z jakimś innym ciałem, np. kometą. Wówczas siły grawitacji planety również mogłyby spowodować powstanie pierścieni. Jeszcze inna teoria przewiduje natomiast, że pierścienie mogą być przechwyconą przez grawitację planety pierwotną materią międzygwiezdną. Jednak ta teoria nie jest dzisiaj powszechnie akceptowana, jako że istnieją przesłanki, aby sądzić, że materia pierścieni jest młodsza.
Podczas gdy największe przerwy: Cassiniego i Encke można obserwować z Ziemi, Voyager odkrył tysiące zawiłych przerw i "malutkich pierścieni". Taka budowa może wynikać z grawitacyjnego oddziaływania Saturna na wiele mniejszych ciał różnego pochodzenia (księżyce, komety, asteroidy). Niektóre nieregularne przerwy mogą powstawać poprzez obieg mniejszych księżyców, takich jak Pan. Z drugiej strony wiele innych, być może jeszcze nie odkrytych przerw (lub "malutkich pierścieni"), może istnieć dzięki grawitacyjnemu "podparciu" o takie satelity jak: Prometeusz czy Pandora. Pozostałe bardziej regularne przerwy wynikają najprawdopodobniej z rezonansu orbitalnego zachodzącego pomiędzy bryłami pierścienia a masywniejszymi księżycami, np. Mimas podtrzymuje zachowanie Przerwy Cassiniego.
Dane przesłane przez sondę Cassini wskazują, że pierścienie posiadały własną, niezależną od Saturna szczątkową atmosferę. W jej skład miałyby wchodzić przede wszystkim tlen i wodór, pochodzące głównie z rozkładu ciekłego lodu zawartego w lodowych bryłach pierścienia.
edytuj Magnetyzm pierścieni
Przed 1980 struktura magnetyzmu pierścieni była tłumaczona wyłącznie oddziaływaniem grawitacyjnym Saturna i w mniejszym stopniu większych księżyców. W 1981 Voyager wykrył specyficzne promieniowanie radiowe dochodzące z pierścieni planety, zwłaszcza pierścienia B, którego natura pozostawała niewyjaśniona. Odkryto również, że zmiany pola elektromagnetycznego pierścieni są zsynchronizowane z magnetosferą Saturna. Dokładny mechanizm tych zjawisk wciąż pozostaje nieznany.
Jednakże w lutym 2005 Cassini, wyposażony w wyższej jakości sprzęt niż Voyager, nie wychwycił żadnych anomalii magnetycznych, w związku z czym pojawia się przypuszczenie, że owe specyficzne promieniowanie radiowe pojawia się i znika sezonowo.
edytuj Księżyce Saturna
Saturn imponuje ilością (drugą po Jowiszu) księżyców - z 61 dotychczas odkrytych przy czym istnienie 3 jest wciąż dyskusyjne, 48 ma już oficjalne nazwy. Nigdy jednak nie będzie możliwe ustalenie ostatecznej liczby satelitów - bryły lodu, z których składa się pierścień, mogą być czasami wytrącane przez grawitację planety, stając się tymczasowo satelitą. Tym bardziej nie istnieje wyraźna granica pomiędzy dużą skałą pierścienia, a małym księżycem. Dzięki siłom pływowym Saturna, księżyce się stopniowo przemieszczają w stosunku do miejsc, w których się pierwotnie ukształtowały.
edytuj Misje badawcze Saturna
Dotychczas udało się zrealizować trzy misje badawcze: pierwszy Pioneer 11 dotarł do Saturna w 1979, następnie misja bliźniaczych sond Voyager 1 i 2 oraz orbiter Cassini-Huygens, którego ekspedycja wciąż trwa.
edytuj Sonda Pioneer 11
Saturn pierwszy raz został odwiedzony przez sondę Pioneer 11 w 1979. Przeleciała ona w odległości 20 000 km od planety. Pozyskano wówczas niewielką ilość niskiej jakości zdjęć Saturna i kilku jego większych księżyców. Ich jakość nie była wystarczająco dobra, aby ustalić właściwości powierzchni. Sonda również wnikliwie studiowała pierścienie; wyodrębniła bardzo mały pierścień F. Udało się także zaobserwować, że ciemne plamy pierścieni (nieregularne przerwy) zwrócone w kierunku Słońca stają się jaskrawe, co oznacza iż są wypełnione jakąś materią. Sonda także ustaliła temperaturę atmosfery Tytana.
edytuj Sondy Voyager
W listopadzie 1980 Voyager 1 pomyślnie dotarł do Saturna. On jako pierwszy dostarczył szeregu wysokiej jakości obrazów planety, jego pierścieni i księżyców, oraz ukazał charakterystykę ich powierzchni. Voyager 1 wykonał bardzo bliski przelot przy Tytanie, największym satelicie planety, i odkrył jego gęstą, podobną do ziemskiej atmosferę. Była ona jednak na tyle nieprzepuszczalna, że nie udało się dostrzec jego powierzchni. Grawitacja Tytana zmieniła trajektorię lotu sondy i skierowała ją poza płaszczyznę ekliptyki, kończąc tym samym jej misję badawczą.
Rok później bliźniacza sonda Voyager 2 przybyła tutaj kontynuować badanie Układu Słonecznego. Otrzymano wówczas większe ilości zdjęć planety i jej satelitów, jak również dowiedziono zmian zachodzących w atmosferze planety. Kończąc swoją misję na Saturnie, sonda została skierowana przez jego grawitację w kierunku Urana.
edytuj Sonda Cassini-Huygens
Ostatnią sondą badającą Saturna jest Cassini-Huygens. 21 lipca 2004 próbnik wszedł na orbitę Saturna, stając się jego satelitą. Wcześniej, bo 11 czerwca pojazd minął jednego z najbardziej oddalonych księżyców - Febe, któremu wykonał serię zdjęć. 25 grudnia od orbitera odłączył się próbnik Huygens, który z powodzeniem 14 stycznia następnego roku osiadł na Tytanie. Przez cały czas swojej pracy, urządzenie przesyłało mnóstwo danych na temat atmosfery i powierzchni satelity, a następnie zamarzło. Planowany czas realizacji misji Cassiniego przewidziany był do 2008, ale już dziś przewiduje się przedłużenie misji co najmniej do 2010 roku.
edytuj Obserwacje
Saturn bardzo ładnie prezentuje się przez niewielki, amatorski teleskop o średnicy rzędu 100 mm. Przy bardzo dobrej pogodzie można dostrzec przerwę Cassiniego znajdującą się w jego pierścieniach. Pierścienie Saturna są już widoczne przy niewielkim powiększeniu - 40x.
edytuj Usytuowanie na niebie
W naszych szerokościach geograficznych Saturn przez większą część roku jest widoczny na niebie. Możliwość obserwacji zależy od usytuowania pierścieni, które (choć rzadko) potrafią przysłonić tarczę planety. Najlepsze warunki powstają gdy planeta znajdzie się w opozycji z Ziemią. Opozycje powtarzają się z okresem synodycznym, czyli dla Saturna co 378 dni.
edytuj Galeria
 Saturn w cieniu nieoświetlonych pierścieni. Zdjęcie wykonane 1 września 1979 przez sondę Pioneer 11 |
 Zdjęcie ciemnej strony pierścieni zrobione przez Cassini 27 października 2004 |
Przypisy
- ↑ Saturnian Satellite Fact Sheet na stronie NASA (ang.). [dostęp 4 marca 2006].
- ↑ Wyznaczone na poziomie, na którym ciśnienie równe jest normalnemu ciśnieniu atmosferycznemu
edytuj Zobacz też
- Podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii
- Chronologiczny wykaz odkryć planet, planet karłowatych i ich księżyców w Układzie Słonecznym
edytuj Linki zewnętrzne
|
|||||||||||||
