Saturns (planēta)

Fiziskās īpašības

Saturns ir oblats sferoīds, kas nozīmē, ka tā polos tas ir saplacināts, bet ap ekvatoru tas izplešas. Planētas ekvatoriālais diametrs ir 120 536 km (74 898 jūdzes), bet polārais diametrs (attālums no ziemeļu poliem līdz dienvidu poliem) ir 108 728 km (67 560 jūdzes), kas ir 9% atšķirība. Saturnam ir saplacināta forma, jo tas griežas ļoti ātri - reizi 10,8 stundās.

Saturns ir vienīgā planēta Saules sistēmā, kuras blīvums ir mazāks nekā ūdens. Lai gan planētas kodols ir ļoti blīvs, tajā ir gāzveida atmosfēra, tāpēc planētas vidējais īpatnējais blīvums ir 0,69 g/cm3. Tas nozīmē, ka, ja Saturnu varētu ievietot lielā ūdens baseinā, tas peldētu.

Atmosfēra

Saturna atmosfēras ārējo daļu veido aptuveni 96 % ūdeņraža, 3 % hēlija, 0,4 % metāna un 0,01 % amonjaka. Ļoti neliels ir arī acetilēna, etāna un fosfīna daudzums.

Saturna mākoņiem ir joslains raksts, līdzīgs Jupitera mākoņu joslām. Saturna mākoņi ir daudz vājāki, un pie ekvatora joslas ir plašākas. Saturna zemāko mākoņu slāni veido ūdens ledus, un tā biezums ir aptuveni 10 km (6 jūdzes). Temperatūra šeit ir diezgan zema - 250 K (-10°F, -23°C). Tomēr zinātnieki par to nav vienisprātis. Augšējo, aptuveni 77 km (48 jūdžu) biezo slāni veido amonija hidrosulfīda ledus, un virs tā atrodas 80 km (50 jūdžu) biezs amonija ledus mākoņu slānis. Augstāko slāni veido ūdeņraža un hēlija gāzes, kas stiepjas no 200 km (124 jūdzes) līdz 270 km (168 jūdzes) virs ūdens mākoņu virsotnēm. Ir zināms, ka Saturnā mezosfērā veidojas arī auroras. Saturna mākoņu virsotnēs temperatūra ir ārkārtīgi zema - 98 K (-283 °F, -175 °C). Temperatūra iekšējos slāņos ir daudz augstāka nekā ārējos slāņos, jo Saturna iekšienē rodas siltums. Saturna vēji ir vieni no ātrākajiem Saules sistēmā, sasniedzot 1800 km/h (1118 mph), kas ir desmit reizes ātrāk nekā vēji uz Zemes.

Vētras un plankumi

Zināms, ka Saturna atmosfērā veidojas arī ovālas formas mākoņi, kas ir līdzīgi skaidrākiem plankumiem, kas redzami Jupiterī. Šie ovālie plankumi ir ciklonu vētras, tādi paši kā uz Zemes novērojamie cikloni. Kosmosa teleskops "Hubble" 1990. gadā netālu no Saturna ekvatora atrada ļoti lielu baltu mākoni. Tādas vētras kā 1990. gadā tika dēvētas par Lielajiem baltajiem plankumiem. Šīs unikālās vētras pastāv tikai īsu brīdi un notiek tikai aptuveni reizi 30 Zemes gados, vasaras saulgriežu laikā Ziemeļu puslodē. Lielie baltie plankumi tika konstatēti arī 1876., 1903., 1933. un 1960. gadā. Ja šis cikls turpināsies, vēl viena vētra izveidosies aptuveni 2020. gadā.

Kosmosa kuģis Voyager 1 atrada sešstūrainu mākoņu zīmējumu netālu no Saturna ziemeļu poliem aptuveni 78° ziemeļu platuma. Cassini-Huygens zonde to vēlāk apstiprināja 2006. gadā. Atšķirībā no ziemeļu polā, dienvidu polā nav redzamas sešstūrainas mākoņu pazīmes. Zondē tika atklāta arī dienvidu polā esoša viesuļvētrai līdzīga vētra, kurā bija skaidri redzama acs siena. Līdz šim atklājumam acu sienas bija novērotas tikai uz Zemes.

Interjers

Saturna iekšiene ir līdzīga Jupitera iekšienei. Tā centrā ir neliels akmeņains kodols, kas ir aptuveni Zemes lieluma. Tas ir ļoti karsts; tā temperatūra sasniedz 15 000 K (26 540 °F (14 727 °C)). Saturns ir tik karsts, ka kosmosā atdod vairāk siltumenerģijas, nekā saņem no Saules. Virs tā atrodas biezāks metāliskā ūdeņraža slānis, kas ir aptuveni 30 000 km (18 641 jūdžu) dziļumā. Virs šī slāņa atrodas šķidrā ūdeņraža un hēlija reģions. Kodols ir smags, tā masa ir aptuveni 9 līdz 22 reizes lielāka nekā Zemes kodola masa.

Magnētiskais lauks

Saturna dabiskais magnētiskais lauks ir vājāks nekā Jupiterim. Tāpat kā Zemes, arī Saturna lauks ir magnētiskais dipols. Saturna lauks ir unikāls ar to, ka tas ir pilnīgi simetrisks, atšķirībā no jebkuras citas zināmas planētas. Tas nozīmē, ka lauks ir precīzi vienā līnijā ar planētas asi. Saturns rada radioviļņus, taču tie ir pārāk vāji, lai tos varētu uztvert no Zemes. Mēness Titāns riņķo Saturna magnētiskā lauka ārējā daļā un no jonizētām daļiņām, kas atrodas Titāna atmosfērā, izdala plazmu, kas ietekmē šo lauku.

Saturns salīdzinājumā ar Zemes izmēru


Saturna zīmējums, ko 1666. gadā zīmējis Roberts Hūks


Ziemeļu polārais sešstūrainais mākonis, ko pirmo reizi atklāja "Voyager 1" un vēlāk "Cassini".

Rotācija un orbīta

Saturna vidējais attālums no Saules ir vairāk nekā 1 400 000 000 km (869 000 000 000 jūdžu), kas ir aptuveni deviņas reizes lielāks par attālumu no Zemes līdz Saulei. Saturns apskrien ap Sauli 10 759 dienās jeb aptuveni 29,8 gados. To sauc par Saturna orbitālo periodu.

Voyager 1 noteica, ka Saturna rotācija ir 10 stundas 14 minūtes pie ekvatora, 10 stundas 40 minūtes tuvāk poliem un 10 stundas 39 minūtes 24 sekundes planētas iekšienē. To sauc par tās rotācijas periodu.

Cassini izmērīja, ka Saturna rotācija ir 10 stundas 45 minūtes 45 sekundes ± 36 sekundes. Tas ir aptuveni par sešām minūtēm jeb vienu procentu ilgāk nekā Voyager 1 un Voyager 2 kosmiskie aparāti, kas aplidoja Saturnu 1980. un 1981. gadā.

Saturna rotācijas periodu aprēķina pēc planētas izdalīto radioviļņu rotācijas ātruma. Kosmosa kuģis Cassini-Huygens atklāja, ka radioviļņi palēninājušies, kas liecina, ka rotācijas periods palielinājies. Tā kā zinātnieki neuzskata, ka Saturna rotācija patiešām palēninās, izskaidrojums varētu būt magnētiskais lauks, kas izraisa radioviļņus.

Planetārie gredzeni

Saturns ir vislabāk pazīstams ar saviem planētas gredzeniem, kurus ir viegli pamanīt ar teleskopu. Saturnam ir septiņi gredzeni: A, B, C, D, E, F un G gredzeni. Tie nosaukti tādā secībā, kādā tie tika atklāti, kas atšķiras no to secības no planētas. No planētas gredzeni ir šādi: D, C, B, A, F, G un E.

Zinātnieki uzskata, ka gredzeni ir materiāls, kas palicis pēc mēness sadalīšanās. Jauna ideja vēsta, ka tas bija ļoti liels mēness, kura lielākā daļa ietriecās planētas iekšienē. Tas atstāja lielu daudzumu ledus, no kura veidojās gredzeni, kā arī daži mēness, piemēram, Encelads, kas, domājams, ir veidoti no ledus.

Vēsture

Pirmo reizi gredzenus 1610. gadā atklāja Galileo Galilejs, izmantojot savu teleskopu. Galileo tie neizskatījās pēc gredzeniem, tāpēc viņš tos nosauca par "rokturiem". Viņš domāja, ka Saturns ir trīs atsevišķas planētas, kas gandrīz pieskaras viena otrai. Kad 1612. gadā gredzeni atradās pretī Zemei, tie pazuda, bet 1613. gadā atkal parādījās, vēl vairāk mulsinot Galileo. 1655. gadā Krišjāns Hīgenss bija pirmais, kurš atzina, ka Saturnu ieskauj gredzeni. Izmantojot daudz jaudīgāku teleskopu nekā Galilejs, viņš pamanīja, ka Saturnu "ieskauj plāns, plakans gredzens, kas nekur nesaskaras...". Džovanni Domeniko Kasīni 1675. gadā atklāja, ka planētas gredzeni patiesībā sastāv no mazākiem gredzeniem ar spraugām. Lielāko gredzena spraugu vēlāk nosauca par Kasīni dalījumu. 1859. gadā Džeimss Klerks Maksvels pierādīja, ka gredzeni nevar būt cieti, bet ir veidoti no mazām daļiņām, no kurām katra riņķo ap Saturnu atsevišķi, citādi tie kļūtu nestabili vai sadalītos. Džeimss Kīlers 1895. gadā pētīja gredzenus, izmantojot spektroskopu, kas apstiprināja Maksvela teoriju.

Fiziskās īpašības

Gredzeni stiepjas no 6 630 km (4 120 jūdzes) līdz 120 700 km (75 000 jūdzes) virs planētas ekvatora. Kā pierādīja Maksvels, lai gan, raugoties no augšas, gredzeni šķiet viengabalaini un nepārplīsuši, tie sastāv no nelielām iežu un ledus daļiņām. To biezums ir tikai aptuveni 10 m (33 pēdas); tie ir veidoti no silīcija oksīda, dzelzs oksīda un ledus daļiņām. Mazākās daļiņas ir tikai putekļu plankumiņi, bet lielākās ir mājas lieluma. Arī C un D gredzenos, šķiet, ir "viļņi", līdzīgi viļņiem ūdenī. Šie lielie viļņi ir 500 m augsti, bet ik dienu lēni pārvietojas tikai aptuveni 250 m (820 pēdas). Daži zinātnieki uzskata, ka viļņus rada Saturna mēness. Cits viedoklis ir, ka viļņus radījusi komēta, kas 1983. vai 1984. gadā ietriekusies Saturnā.

Lielākās spraugas gredzenos ir Kasīni nodaļa un Enkes nodaļa, kas abas ir redzamas no Zemes. Kasīni rajons ir lielākais, tā platums ir 4800 km (2983 jūdzes). Tomēr, kad 1980. gadā Saturnu apmeklēja Voyager kosmiskie aparāti, tie atklāja, ka gredzeni ir sarežģīta struktūra, ko veido tūkstošiem tievu spraugu un gredzenu. Zinātnieki uzskata, ka to ir radījis dažu Saturna mēnesnīcu gravitācijas spēks. Mazais mēness Pans riņķo Saturna gredzenu iekšpusē, radot spraugu gredzenos. Citi gredzeni saglabā savu struktūru, pateicoties ganu pavadoņu, piemēram, Prometeja un Pandoras, gravitācijas spēkam. Citas spraugas veidojas, pateicoties liela mēness gravitācijas spēkam, kas atrodas tālāk. Mēness Mimass ir atbildīgs par Kasīni plaisas atbrīvošanu.

Nesenie dati, kas iegūti no Cassini kosmiskā aparāta, liecina, ka gredzeniem ir sava atmosfēra, kas nav atkarīga no planētas atmosfēras. Gredzenu atmosfēru veido skābekļa gāze, un tā veidojas, Saules ultravioletajai gaismai sadalot ūdens ledu gredzenos. Starp ultravioleto gaismu un ūdens molekulām notiek arī ķīmiska reakcija, radot ūdeņraža gāzi. Skābekļa un ūdeņraža atmosfēras ap gredzeniem ir ļoti plaši izvietotas. Papildus skābeklim un ūdeņraža gāzei gredzenos ir arī plāna atmosfēra, ko veido hidroksīds. Šo anjonu atklāja ar Hubeļa kosmosa teleskopu.

Spokes

Kosmosa zonde Voyager atklāja stariem līdzīgas formas iezīmes, ko sauc par spieķiem. Tās vēlāk pamanīja arī Hobla teleskops. Cassini zonde spieķus nofotografēja 2005. gadā. Tie ir redzami tumši, kad ir saules gaismā, un šķiet gaiši, kad ir pret neapgaismotu pusi. Sākotnēji tika uzskatīts, ka spieķi ir veidoti no mikroskopiskām putekļu daļiņām, bet jauni pierādījumi liecina, ka tie ir veidoti no ledus. Tās rotē vienlaikus ar planētas magnetosfēru, tāpēc tiek uzskatīts, ka tām ir saistība ar elektromagnētismu. Tomēr joprojām nav zināms, kas izraisa spieķu veidošanos. Šķiet, ka tiem ir sezonāls raksturs - saulgriežu laikā tie pazūd un atkal parādās ekvinokcijas laikā.

Saturna gredzenu spieķi, ko nofotografējis Voyager 2

Mēness

Saturnam ir 53 nosaukti mēness un vēl deviņi, kas vēl tiek pētīti. Daudzi no tiem ir ļoti mazi: 33 mēness diametrs ir mazāks par 10 km (6 jūdzes), bet 13 mēness diametrs ir mazāks par 50 km (31 jūdzi). Septiņi mēness ir pietiekami lieli, lai to gravitācijas rezultātā veidotos gandrīz ideāla sfēra. Šie mēness ir Titāns, Rēja, Iapets, Dione, Tetiks, Encelads un Mimasa. Titāns ir lielākais mēness, kas ir lielāks par Merkuriju, un tas ir vienīgais Saules sistēmas mēness, kuram ir bieza un blīva atmosfēra. Nākamie lielākie mēness ir Hiperions un Fēbe, kuru diametrs ir lielāks par 200 km (124 jūdzes).

2004. gada decembrī un 2005. gada janvārī cilvēka radīts satelīts Cassini-Huygens zondē tika uzņemtas daudzas tuvas Titāna fotogrāfijas. Viena no šā satelīta daļām, pazīstama kā Hjūigensa zonde, pēc tam nolaidās uz Titāna. Tas tika nosaukts holandiešu astronoma Krišjāna Hīgensa vārdā un bija pirmais kosmosa aparāts, kas nolaidās Saules sistēmas ārpusē. Zonde bija konstruēta tā, lai tā varētu peldēt gadījumā, ja tā nosēstos šķidrumā. Enceladas, kas ir sestais lielākais mēness, diametrs ir aptuveni 500 km (311 jūdžu). Tas ir viens no nedaudzajiem Saules sistēmas ārējiem objektiem, kas uzrāda vulkānisku aktivitāti. 2011. gadā zinātnieki atklāja elektrisko savienojumu starp Saturnu un Enceladu. To izraisa jonizētas daļiņas no mazā mēness vulkāniem, kas mijiedarbojas ar Saturna magnētiskajiem laukiem. Līdzīga mijiedarbība izraisa ziemeļblāzmu uz Zemes.

Izpēte

Pirmo reizi Saturnu 1979. gada septembrī izpētīja kosmiskais aparāts Pioneer 11. Tas lidoja pat 20 000 km (12 427 jūdžu) attālumā virs planētas mākoņu galotnēm. Tas uzņēma planētas un dažu tās mēnesu fotogrāfijas, taču to izšķirtspēja bija zema. Tā atklāja jaunu, plānu gredzenu, ko sauca par F gredzenu. Tā arī atklāja, ka, skatoties uz Saules pusi, tumšā gredzena spraugas izskatās gaišas, kas liecina, ka tajās nav tukša materiāla. Kosmosa kuģis izmērīja Titāna mēness temperatūru.

1980. gada novembrī "Voyager 1" apmeklēja Saturnu un uzņēma planētas, gredzenu un mēness fotogrāfijas ar lielāku izšķirtspēju. Šajās fotogrāfijās varēja redzēt mēness virsmas iezīmes. Voyager 1 pietuvojās Titānam un ieguva daudz informācijas par tā atmosfēru. 1981. gada augustā Voyager 2 turpināja planētas izpēti. Kosmosa zondes uzņemtie fotoattēli parādīja, ka notiek izmaiņas gredzenos un atmosfērā. Voyager kosmiskie aparāti atklāja vairākus Mēnešus, kas riņķo tuvu Saturna gredzeniem, kā arī atklāja jaunas gredzenu spraugas.

2004. gada 1. jūlijā zondes Cassini-Huygens orbītā ap Saturnu ielidoja zonde Cassini-Huygens. Pirms tam tā lidoja tuvu Fēbai, fotografējot tās virsmu ar ļoti augstu izšķirtspēju un vācot datus. 2004. gada 25. decembrī Huygensa zonde atdalījās no Cassini zondes, pirms devās lejup pret Titāna virsmu un 2005. gada 14. janvārī tur nolaidās. Tā piezemējās uz sausas virsmas, taču konstatēja, ka uz Mēness ir lieli šķidruma krājumi. Cassini zonde turpināja vākt datus par Titānu un vairākiem apledojušiem mēnešiem. Tā atrada pierādījumus, ka uz Encelada mēness no geizeriem izplūst ūdens. Cassini 2006. gada jūlijā arī pierādīja, ka Titānā ir ogļūdeņražu ezeri, kas atrodas tā ziemeļu polā. Tā 2007. gada martā atklāja lielu ogļūdeņražu ezeru Kaspijas jūras lielumā netālu no tā ziemeļu polā.

Cassini novēroja zibens parādīšanos Saturnā kopš 2005. gada sākuma. Tika izmērīts, ka zibens spēks ir 1000 reižu spēcīgāks nekā zibens uz Zemes. Astronomi uzskata, ka Saturnā novērotais zibens ir spēcīgākais, kāds jebkad redzēts.

Saturns, kā redzams no Cassini kosmosa kuģa 2007. gadā


Cassini zīmējums orbītā ap Saturnu

Saistītās lapas

• Planētu saraksts