Saturn

 

Saturn je najlepše telo v vsem sončnem sistemu. Ima rumenkasto sploščeno ploskev, po kateri potekajo pasovi, ki pa so manj izraziti kot pri Jupitru. Planet obdaja sistem obročev , ki so lepo vidni tudi z manjšim teleskopom.

ZGODOVINA OPAZOVANJA SATURNA

Najzgodnejše opazovanje Saturna je bilo zapisano v Mezopotaniji okoli 650 let pred kristusom.
To so bila opazovanja narejena z golim očesom Babilonskih astronomov-svečenikov, ki so jih našli v knjižnjici v Nineveh-u. Opazovanja so večinoma opisovala gibanje Saturna glede na ostala telesa na nebu. Saturnovo gibanje je opisal tudi Ptolomej v Syntaxi okoli leta 228 pred kristusom. V 16 stoletju je Kopernikus opravil pozicijska opazovanja Saturna in ugotovil, da so v Ptolomejevi knjigi napake.
 Prvo teleskopsko opazovanje Saturna je bilo opravljeno v juliju leta 1610. Pri opazovanju je Galileo uporabljal teleskop z 32 kratno povečavo ravno v času, ko je lahko opazoval njegove prstane. Mladi astronom Cristian Huygens, tedaj star komaj 26 let je z teleskopom s 50 kratno povečavo odkril Saturnov največji satelit Titan. V letu 1675 je Cassini odkril drugi satelit imenovan Rhea, v letu 1575 pa je odkril prazen prostor med prstani.

 Saturn je prvo obiskalo vesoljsko plovilo Pioneer 11 v septembra leta 1979 in se je Saturnovi atmosferi približal na 20.880 km. Pioneer 11 je 10 dni meril in fotografiral saturn. Odkril je še dva prstana (prstana F in G), ter 11. satelit s premerom 400 km, ki se je nahajal blizu zunanjega roba A prstana.
 Voyeger 1 je 12. novembra 1980 letel mimo Saturna na razdalji 124.200 km nad Saturnovo atmosfero. Naredil je detaljna opazovanja Saturna, njegovih prstanov in njegovih lun. Fotografiral je 6 neodkritih lun, ki so se sicer domnevale, ampak se niso mogle potrditi.
 25. avgusta 1981 se je Voyager 2 približal na razdaljo 109.300 km Saturnovi atmosferi. Sonda je raziskovala Saturnove prstane in njene satelite.
 

PODATKI O SATURNOVI POTI OKOLI SONCA

 Saturn je šesti planet, ki kroži okoli Sonca in drugi med planeti velikani. Saturn je skoraj dvekrat toliko oddaljen kot Jupiter.
Od Sonca je povprečno oddaljen 776.000.000 km to je 9,54 AE (astronomske enote). Ekscentričnost ali sploščenost tira znaša 0,056. Obhodna doba ali revolucijski čas 10.759 dni to je 29,4 leta. Srednja hitrost gibanja Saturna po njegovi krožnici je 9,6 km/s.
Siderska perioda 10.759,20 dneva
Povprečna tirna hitrost 9,6 km/s
Naklon tira 2° 29´ 21,6´´
Sploščenost tira 0,056
Navidezni premer

največji 20,9"

najmanjši 15,0"
Vrtilni čas (ekvatorialni) 10h 13m 59s
Obratna vrednost mase (Sonce =1) 3498,5
Gostota (voda=1) 0,71
Masa (Zemlja=1) 95,17
Prostornina (Zemlja=1) 744
Ubežna hitrost 32,26 km
Površinska težnost (Zemlja=1) 1,16
Povprečna površinska temperatura -180 °C
Albedo 0,61
Najsvetlejša magnituda -0,3
Premer (ekvatorialni) 120.536 km
Premer (polarni) 108.728 km
Sploščenost 0,1

 

PODATKI O PLANETU

Saturn je v splošnem podoben Jupitru. Saturn je manjši po velikosti saj znaša premer Saturna 120.536 km na ekvatorju in 108.728 km na polih in masi planeta, ki znaša okoli 5,68×1026 kg. Zaradi hitrega vrtenja je na poljih sploščen in zaradi tega sploščenost planeta znaša 0,1.
   Vrtilni čas na ekvatorju je 10 ur in 14 minut, obrat polov pa traja bistveno dlje. Vizualno je vrtilni čas težje določitikot pri Jupitru, saj ni izrazitih površinskih tvorb.
   čeprav je njegova masa 95-krat večja od Zemljine je površinska težnost le 1,16 krat večja in znaša okoli 0,71 g/cm3. Zanimivo dejstvo je, da je povprečna gostota Saturnove krogle manjša od vode in bi planet celo plaval, če bi ga lahko vrgli v ogromen ocean.
Saturnova ubežna hitrost znaša 32,2 km/s.

   Saturn oddaja radijski signal s periodo 10 ur 39,4 minut, kar je verjetno vrtilni čas notranjega jedraRazsežnost magnetosfere se spreminja, a sega približno do Titana. Magnetno polje 1000-krat močnejše od Zemljinega in magnetna os se skoraj prekriva z osjo vrtenja, a simetrijsko središče polje je premaknjeno za okoli 2400 km severno po osi in polje je na severnem polju močnejše kot na južnem.

 Podobno kot Jupiter tudi Saturn oddaja več energije, kot jo prejema od Sonca. Saturn je imel dovolj časa, da bi izgubil vso svojo toploto, ki jo je dobil v času nastajanjain predpostavljajo, da ima sevanje deloma gravitacijski izvor. Nastaja ko kapljice helija počasi tonejo skozi lažji vodik. To bi tudi pojasnilo, zakaj je v Saturnovih zgornjih oblakih majn helija kot pri Jupitru.
Saturnovi letni časi so zelo dolgi in to pomeni, da so temperaturne razlike med obema poloblama merljive in znašajo okoli 10 stopinj.
  

Saturnova atmosfera im albedo 0,61za primerjavo Zemljin albedo je o,36. Temperatura na zgornjem robu atmosfereznaša od -180 do -150 stopinj C. Saturn ima podobno kot Jupiter razburkano atmosfero, saj po površini pihajo vetrovi s hitrostmi do 1800 km/h, kar je mnogo hitreje kot na Jupitru. Veliko presenečenje je bilo, da vetrovni pasovi ne sledijo svetlim in temnim pasovom, temveč so simetrični glede na ekvator. Saturnovi oblaki so predvsem sestavljeni iz amoniaka in metana.

Plinasto površje sestavlja v glavnem vodik in helijin manjša količina drugih plinov. Pod oblaki je tekoči vodik sprva mulekularni, globje od 30.000 km pa preide v kovinsko obliko.
Skalnato jedro ni mnogo večje od Zemlje, je pa mnogo masivnejše. Temperatura v notranjosti naj bi znašala okoli 15.000 stopinj C.

OPAZOVANJE SATURNA Z ZEMLJE

 Saturn je opazen na nočnem nebu s prostim očesom. Pri pogledu skozi teleskopom pa bi videli tudi njegove prstane. Saturnov maksimalni premer na nebu znaša 21 sekund, minimalni pa 15 sekund. Njegova najmočnejša svetilnost znaša -0,3 m (magnituda)

SATURNOVI PRSTANI

Pri opazovanju Saturna smo lahko razločili le tri prstane. Dva sta velika (prstana A in B) ter enega ožjega (prstan C). S prihodom vesoljske sonde Voyager 1 pa se je ugotovilo, da obstajajo še nadaljnji štirje prstani. Vesoljska sonda je raziskala tudi sestavo prstanov in ugotovila, da so večinoma sestavljeni iz vodnega ledu in z ledom prevlečene skale.

Premer Saturnovih prstanov je okrog 250 000 km debeli pa so okrog 1 km. Nastanek prstanov je neznan, verjetno pa nastajajo z razpadanjem satelitov, ki so včasih krožili okrog Saturna.

 

IME

status
imena

notranji
polmer

zunanji
polmer

širina

približni
položaj

približna
masa (kg)
D prstan U 60.000 72.600 12.600 (prstan)  
Guerinova vrzel U 72.600 73.800 1.200 (vrzel)  
C prstan U 73.800 91.800 18.000 (prstan) 1,1x1018
Maxwellova vrzel U 91.800 92.300 500 (vrzel)  
B prstan U 92.300 115.800 23.500 (prstan) 2,8x1019
Cassinijeva vrzel U 115.800 120.600 4.800 (vrzel)  
Huygensova reža Z 117.200 (n/d) 250-400 (podvrzel)  
A prstan U 120.600 136.200 15.600 (prstan) 6,2x1018
Keelerjeva vrzel U (n/d) (n/d) 230 25%  
Enckejev minim S (n/d) (n/d) 5.460 29%-53%  
Enckejeva vrzel U 132.600 (n/d) 325 78%  
F prstan U 141.000 (povp.) (n/d) (prstan)  
G prstan U 150.000 (povp.) (n/d) (prstan)  
E prstan U 240.000 480.000 240.000 (prstan)  

Ta kategorizacija ni ravno pravilna, kajti gostota delcev v prstanu se spreminja na zapleten način in ne v urejena področja. Prav tako so spremembe v samih prstanih, vrzeli niso popolnoma prazne, prstani pa niso popolnoma krožni.

SATURNOVI SATELITI

satelit

razdalja
(1000 km)

polmer
(km)

masa
(kg)

odkritelj

datum
Pan 134 10 Showalter 1990
Atlas 138 14 Terrile 1980
Prometej 139 46 2,70x1017 Collins 1980
Pandora 142 46 2,20x1017 Collins 1980
Epimetej 151 57 5,60x1018 Walker 1980
Janus 151 89 2,01x1018 Dollfus 1966
Mimas 186 196 3,80x1019 Herschel 1789
Enceladus 238 260 8,40x1019 Herschel 1789
Tetis 295 530 7,55x1020 Cassini 1684
Telesto 295 15 Reitsema 1980
Kalipso 295 13 Pascu 1980
Diona 377 560 1,05x1021 Cassini 1684
Helene 377 16 Laques 1980
Rea 527 765 2,49x1021 Cassini 1672
Titan 1222 2575 1,35x1023 Huygens 1655
Hiperion 1481 143 1,77x1019 Bond 1848
Japet 3561 730 1,88x1021 Cassini 1671
Feba 12952 110 4,00x1018 Pickering 1898


ENCELADUS

Enceladus je ena od notranjih Saturnovih lun. Po velikosti je precej podoben Mimasu, vendar ima svetlejšo površino. Zaradi tega reflektira skoraj 100% sončeve svetlobe, ki ga doseže. Na Enceladusu obstaja pet različnih tipov površine. Deli satelita kažejo kraterje, ki niso večji od 35 kilometrov v premeru. Na ostalih področjih, pa so kraterji zelo redki, kar kaže na to, da se je površina geološko spreminjala. Tukaj se nahajajo razpokane planjave, nagrbana področja in ostale površinske deformacije. Zato raziskovalci menijo, da je notranjost satelita morda tekoča. Možno je, da se Enceladus segreva s plimno mehaniko, podobno tisti, s katero se segreva Jupitrov satelit Io. Vpet naj bi bil med Saturnovo gravitacijsko polje ter gravitacijskima poljema Tetisa in Dione. Ker Enceladus odbija toliko sončeve svetlobe, je na njegovi površini okrog -201 stopinj C.

 

REA

Reo je odkril leta 1672 Giovanni Cassini. Rea ima gostoto 1,33 g/cm3 in je v večini sestavljena iz ledu. Nizka gostota daje slutiti, da ima Rea kamnito jedro, ki obsega eno tretjino skupne mase. Ostala masa pa je večinoma vodni led. Temperatura na Rei je med -174 stopinj C, na sončni strani, in med -200 in -220 stopinj C v senci.
Reina površina je posuta s kraterji. Površino lahko razdelimo na dve geološki območji; glede na gostoto kraterjev. Prvo območje vsebuje kraterje, ki so večji od 40 km v premeru. Drugo območje, deli polarnih območij in ekvatorijalno območje, pa vsebuje kraterje, ki niso večji od 40 km v premeru. To dejstvo nakazuje na določene geološke aktivnosti v preteklosti.

TITAN

Titan je je največji satelit planeta Saturn in drugi po velikosti v našem Sončnem sistemu. Leta 1655 ga je odkril Christiaan Huygens, prvič pa so ga podrobneje raziskali s sondo Voyager 1, ki je leta 1980, letela mimo Saturna. Titan je zanimiv, ker ima obsežno atmosfero, oranžne barve.

Titan meri v premeru 5.140 km. Leži približno 1.220.000 km od centra Saturna, za en obhod okoli planeta pa potrebuje okoli 16 dni. Njegova ubežna hitrost je 2,4 km/s in je podobna lunini.
Njegova površina je skrita pod atmosfero, ki je 1,6 krat debelejša od Zemljine. Hladna atmosfera se večinoma sestoji iz: 90% dušika, 6% metana in nekaj vodika. Atmosferski pritisk na površini znaša okoli 16,320 kg/m2, temperatura pa okoli -168 stopinj C.
Kaj je na površini Titana, je nejasno. Površinska temperatura je blizu trojne metanove točke, kar pomeni da lahko metan obstoja kot trdna snov, tekočina ali plin. Predvidevajo, da bi lahko na površju obstajal metanski ocean, ki naj bi bil globok okoli 350 metrov. Plinasti metan na sončni svetlobi razpade in ta proces teče samo enosmerno. Zato se mora metan v atmosferi neprestano nadomeščati, verjetno s Titanove površine. Vendar so raziskave z radarjem pokazale, da ocean ne more segati čez celo površje in da morajo obstajati kopna področja. To "kopno" je verjetno sestavljeno iz vodnega ledu ter trdnega ogljikovega dioksida in silikatov.
Za notranjost Titana obstajata dve razlagi. Po prvi; obdaja skalnato jedro tekoča voda z nekaj raztopljenega amoniaka in metana. Po drugi; obdajajo skalno jedro ledene plasti z različnimi kristalnimi strukturami. Skale predstavljo okoli 55 procentov mase Titana.

Na Titanu obstajajo vse sestavine, ki so potrebne za življenje, vendar pa zelo nizke temperature onemogočajo njegov nastanek. Nekateri znanstveniki razmišljajo o tem, da bi Titan naselili, ko bo toplejši. Vendar to ne bo šlo, ker zaradi nizke ubežne hitrosti Titan ne bi mogel več obdržati toplejše atmosfere.

JAPET

Japet je sedemnajsta Saturnova luna. Njegova gostota je podobna gostoti, ki jo ima Rea. Ta podatek nakazuje, da ima Japet zelo majhno količino kamninskega materiala. Ena polobla je temna in je malo rdeče pobarvana, druga polobla pa je svetla. Predvidevajo, da je temna barva prišla z materiali, ki so na njega padli iz vesolja ali pa da je prišel material iz notranjosti lune.