Сатурн (планета): відмінності між версіями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Інтерактивний перегляд історії
(Переглянути усі неперевірені зміни)
[неперевірена версія][очікує на перевірку]
← Попереднє редагування
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
Немає опису редагування
Мітки: Редагування з мобільного пристрою Редагування через мобільну версію
Збагачення метаданих джерела - DOI: 10.1126/science.286.5437.72.
 
(Не показані 28 проміжних версій 12 користувачів)
Рядок 1: Рядок 1:
{{Otheruses|Сатурн}}
{{Otheruses|Сатурн}}
{{Планета
{{Планета
|фон = #E8AB99
|фон = #E8AB97
|назва = Сатурн
|назва = Сатурн
|символ = [[Файл:Saturn symbol (black).svg|20px|alt=♄|Астрономічний символ Сатурна]]
|символ = [[Файл:Saturn symbol (black).svg|20px|alt=♄|Астрономічний символ Сатурна]]
Рядок 9: Рядок 9:
|пос_орбіта =
|пос_орбіта =
|епоха = [[J2000]]
|епоха = [[J2000]]
|апоцентр = 1&nbsp;513&nbsp;325&nbsp;783&nbsp;[[Кілометр|км]]<br />10,116&nbsp;[[Астрономічна одиниця|а. о.]]
|апоцентр = 1&nbsp;513&nbsp;325&nbsp;783&nbsp;[[Кілометр|км]]<br/>10,116&nbsp;[[Астрономічна одиниця|а. о.]]
|перицентр = 1&nbsp;353&nbsp;572&nbsp;956&nbsp;км<br />9,048а. о.
|перицентр = 1&nbsp;353&nbsp;572&nbsp;956&nbsp;км<br/>9,048 а.о.
|велика піввісь = 1&nbsp;433&nbsp;449&nbsp;370&nbsp;км<br />9,582&nbsp; а. о.
|велика піввісь = 1&nbsp;433&nbsp;449&nbsp;370&nbsp;км<br/>9,582&nbsp; а.о.
|ексцентриситет = 0,055 723 219
|ексцентриситет = 0,055 723 219
|орбітальний період = 29,4571 [[Юліанський рік (астрономія)|років]]
|орбітальний період = 29,4571 [[Юліанський рік (астрономія)|років]]
|синодичний період = 378,09 діб
|синодичний період = 378,09 діб
|середня швидкість = 9,69 км/с
|середня швидкість = 9,69 км/с
|нахил орбіти = 2,485&nbsp;240° до [[екліптика|екліптики]]<br />5,51° до сонячного екватора
|нахил орбіти = 2,485&nbsp;240° до [[екліптика|екліптики]]<br/>5,51° до сонячного екватора
|висх_довгота = 113,642 811°
|висх_довгота = 113,642 811°
|арг_перицентру = 336,013 862°
|арг_перицентру = 336,013 862°
|супутники = [[супутники Сатурна|82]]<ref>{{cite web|url=https://www.space.com/saturn-20-newfound-moons-naming-contest.html|title=20 New Moons Found Around Saturn, Snagging Satellite Record from Jupiter}}</ref>
|супутники = [[супутники Сатурна|145]]<ref name=":0">[https://www.theguardian.com/science/2023/may/12/saturn-regains-status-as-planet-with-most-moons-in-solar-system Saturn regains status as planet with most moons in solar system. // Hannah Devlin and Nicola Davis. Fri 12 May 2023 18.07 BST]</ref><ref name=":1">[https://life.pravda.com.ua/society/2023/05/13/254278/ Сатурн знову став планетою з найбільшою кількістю супутників. // Автор: Тетяна Денисенко. 13.05.2023]</ref>
|екват_радіус = 60&nbsp;268 ± 4&nbsp;км<ref name=horizons>
|екват_радіус = 60&nbsp;268 ± 4&nbsp;км<ref name=horizons>
{{cite web|last = Yeomans|first = Donald K.|date = 2006-07-13|url = http://ssd.jpl.nasa.gov/?horizons|title = HORIZONS System|publisher = NASA JPL|accessdate = 2007-08-08|archiveurl = https://www.webcitation.org/5ProZmu5R?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?horizons|archivedate = 2007-06-25|deadurl = no}}—Перейдите в «web interface», выберите «Ephemeris Type: ELEMENTS», «Target Body: Saturn Barycenter» и «Center: Sun».
{{cite web|last = Yeomans|first = Donald K.|date = 2006-07-13|url = http://ssd.jpl.nasa.gov/?horizons|title = HORIZONS System|publisher = NASA JPL|accessdate = 2007-08-08|archiveurl = https://www.webcitation.org/5ProZmu5R?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?horizons|archivedate = 2007-06-25|deadurl = no}}—Перейдите в «web interface», выберите «Ephemeris Type: ELEMENTS», «Target Body: Saturn Barycenter» и «Center: Sun».
Рядок 27: Рядок 27:
|площа поверхні = 4,27{{e|10}} км²<ref name="nasafact">{{cite web |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Facts |title=NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures |publisher=Solarsystem.nasa.gov |date=2011-03-22 |accessdate=2011-08-08 |archiveurl=https://www.webcitation.org/62DnOn9pq?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn |archivedate=6 жовтня 2011 |deadurl=no }}</ref>
|площа поверхні = 4,27{{e|10}} км²<ref name="nasafact">{{cite web |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn&Display=Facts |title=NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures |publisher=Solarsystem.nasa.gov |date=2011-03-22 |accessdate=2011-08-08 |archiveurl=https://www.webcitation.org/62DnOn9pq?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Saturn |archivedate=6 жовтня 2011 |deadurl=no }}</ref>
<br/>83,703 Землі
<br/>83,703 Землі
|об'єм = 8,2713{{e|14}} км³<ref name="fact"
|об'єм = 8,2713{{e|14}} км³<ref name="fact">{{cite web
⚫
|url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html|title = Saturn Fact Sheet
{{cite web
⚫
|publisher = NASA
⚫
|url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html
|title = Saturn Fact Sheet
⚫
|publisher = NASA
|last = Williams
|last = Williams
|first = Dr. David R.
|first = Dr. David R.
Рядок 39: Рядок 37:
|archivedate = 2011-08-21
|archivedate = 2011-08-21
|deadurl = yes
|deadurl = yes
⚫
}}</ref><br/>763,59 Землі
}}
⚫
</ref><br/>763,59 Землі
|маса = 5,6846{{e|26}} кг<br/>95,152 мас Землі
|маса = 5,6846{{e|26}} кг<br/>95,152 мас Землі
|густина = 687 кг/м<sup>3</sup>
|густина = 687 кг/м<sup>3</sup>
Рядок 74: Рядок 71:
|тиск на поверхні = 0,636 (0,4-0,87) [[Паскаль (одиниця)|кПа]]
|тиск на поверхні = 0,636 (0,4-0,87) [[Паскаль (одиниця)|кПа]]
|шкальна висота = 59.5 км
|шкальна висота = 59.5 км
|склад атмосфери ={{*}} 95,32&nbsp;% (+/-2.4&nbsp;%) [[водень|молекулярного водню]]<br/>{{*}} 3,25&nbsp;% (+/-2.4&nbsp;%) [[Гелій|гелію]]<br/>{{*}} 4500 (+/-2000) [[ppm]] [[метан]]у <br/>{{*}} 125 (+/-75) ppm [[аміак]]у<br/>{{*}} 110 (+/-58) ppm [[дейтерид водню|дейтериду водню]]<br/>{{*}} 7 (+/-1.5) ppm [[етан]]у<br/>{{*}} [[Аміак#Фізичні властивості|аміачний лід]]<br/>{{*}} [[лід|водяний лід]]<br/>{{*}} [[гідросульфід амонію]]<ref name=saturnfact/>
|склад атмосфери ={{*}} 95,32&nbsp;% (+/-2.4&nbsp;%) [[водень|молекулярного водню]]<br/>{{*}} 3,25&nbsp;% (+/-2.4&nbsp;%) [[Гелій|гелію]]<br/>{{*}} 4500 (+/-2000) [[ppm]] [[метан]]у<br/>{{*}} 125 (+/-75) ppm [[аміак]]у<br/>{{*}} 110 (+/-58) ppm [[дейтерид водню|дейтериду водню]]<br/>{{*}} 7 (+/-1.5) ppm [[етан]]у<br/>{{*}} [[Аміак#Фізичні властивості|аміачний лід]]<br/>{{*}} [[лід|водяний лід]]<br/>{{*}} [[гідросульфід амонію]]<ref name=saturnfact/>
}}
}}


'''Сату́рн''' — шоста за віддаленістю від [[Сонце|Сонця]] та друга за розмірами [[планета]] [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Сатурн швидко обертається навколо своєї осі (з періодом — 10,23 години), складається переважно з рідкого [[Водень|водню]] і [[Гелій|гелію]], має товстий шар [[Атмосфера планети|атмосфери]]. Навколо Сонця Сатурн обертається за 29,46 земних років на середній відстані 1427 млн [[кілометр|км]]. [[Екватор]]іальний [[діаметр]] верхньої межі хмар — 120 536 км, а полярний — на кілька сотень кілометрів менший{{Джерело?}}. В атмосфері Сатурна міститься 94 % водню і 6 % гелію (за об'ємом). Його маса у 95 разів більша за масу [[Земля|Землі]], магнітне поле трохи слабше за земне. Вважається, що Сатурн має невелике ядро з [[силікати|силікатів]] і [[залізо|заліза]], покрите [[лід|льодом]] і глибоким шаром рідкого [[Водень|водню]]. За останніми даними відомо про існування 82 природних супутників Сатурна, найбільший з яких — [[Титан (супутник)|Титан]].
'''Сату́рн''' — шоста за віддаленістю від [[Сонце|Сонця]] та друга за розмірами [[планета]] [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Сатурн швидко обертається навколо своєї осі (з періодом — 10,23 години), складається переважно з рідкого [[Водень|водню]] і [[Гелій|гелію]], має товстий шар [[Атмосфера планети|атмосфери]]. Навколо Сонця Сатурн обертається за 29,46 земного року на середній відстані 1427 млн [[кілометр|км]]. [[Екватор]]іальний [[діаметр]] верхньої межі хмар — 120 536 км, а полярний — на кілька сотень кілометрів менший{{Джерело?}}. В атмосфері Сатурна міститься 94 % водню і 6 % гелію (за об'ємом). Його маса у 95 разів більша за масу [[Земля|Землі]], магнітне поле трохи слабше за земне. Вважається, що Сатурн має невелике ядро з [[силікати|силікатів]] і [[залізо|заліза]], покрите [[лід|льодом]] і глибоким шаром рідкого [[Водень|водню]]. За останніми даними відомо про існування 145 природних супутників Сатурна, найбільший із яких — [[Титан (супутник)|Титан]].


На відміну від [[Юпітер (планета)|Юпітера]], смуги на Сатурні доходять до дуже високих широт — 78 градусів. Спостерігається величезне овальне утворення розміром із Землю, розташоване недалеко від північного полюса, назване [[Велика Біла Пляма|Великою Білою плямою]], виявлено кілька плям меншого розміру. Через більшу, ніж на [[Юпітер (планета)|Юпітері]] швидкість потоків, ці ураганні вихори швидко згасають і перемішуються зі смугами. Швидкості зональних вітрів поблизу екватора сягають 400—500 м/с, а на широті 30 градусів — близько 100 м/с. Невисока контрастність кольорів на видимому диску Сатурна пов'язана з тим, що через низькі температури в надхмарній атмосфері Сатурна, де пари [[аміак]]у виморожуються, утворюється шар густого туману, який ховає структуру поясів і зон, тому на Сатурні вони помітні не так чітко, як на Юпітері.
На відміну від [[Юпітер (планета)|Юпітера]], смуги на Сатурні доходять до дуже високих широт — 78°. Спостерігається величезне овальне утворення розміром із Землю, розташоване недалеко від [[Північний полюс|північного полюса]], назване [[Велика біла пляма|Великою білою плямою]], виявлено кілька плям меншого розміру. Через більшу, ніж на [[Юпітер (планета)|Юпітері]] швидкість потоків, ці ураганні вихори швидко згасають і перемішуються зі смугами. Швидкості зональних вітрів поблизу екватора сягають 400—500 м/с, а на широті 30° — близько 100 м/с. Невисока контрастність кольорів на видимому диску Сатурна пов'язана з тим, що через низькі температури в надхмарній атмосфері Сатурна, де пари [[аміак]]у виморожуються, утворюється шар густого туману, який ховає структуру поясів і зон, тому на Сатурні вони помітні не так чітко, як на Юпітері.


Сатурн має помітну систему [[Кільце (астрономія)|кілець]], що складаються здебільшого з частинок криги, меншої кількості важких елементів і пилу. Титан — найбільший серед супутників Сатурна — другий за розмірами супутник у Сонячній системі (після супутника Юпітера, [[Ганімед (супутник)|Ганімеда]]), який перевершує за своїми розмірами планету [[Меркурій (планета)|Меркурій]] і єдиний серед супутників Сонячної системи має досить потужну атмосферу. Ученим відомі 82 супутники планети Сатурн.
Сатурн має помітну систему [[Кільце (астрономія)|кілець]], що складаються здебільшого з частинок криги, меншої кількості важких елементів і пилу. Титан — найбільший серед супутників Сатурна — другий за розмірами супутник у Сонячній системі (після супутника Юпітера, [[Ганімед (супутник)|Ганімеда]]), який перевершує за своїми розмірами планету [[Меркурій (планета)|Меркурій]] і єдиний серед супутників Сонячної системи має досить потужну атмосферу. Ученим відомі 118 супутників планети Сатурн.


1997 року до Сатурна було запущено автоматичну міжпланетну станцію «[[Кассіні — Гюйгенс|Кассіні]]». Вона дісталася до системи Сатурна [[2004]] року й перебувала на орбіті планети до вересня 2017 року. До її завдань входило вивчення структури кілець, а також динаміки атмосфери й [[магнітосфера|магнітосфери]] Сатурна.
1997 року до Сатурна було запущено автоматичну міжпланетну станцію «[[Кассіні — Гюйгенс|Кассіні]]». Вона дісталася до системи Сатурна 2004 року й перебувала на орбіті планети до вересня 2017 року. До її завдань входило вивчення структури кілець, а також динаміки атмосфери й [[магнітосфера|магнітосфери]] Сатурна.


== Сатурн серед планет Сонячної системи ==
== Сатурн серед планет Сонячної системи ==
⚫
Сатурн належить до [[газові гіганти|газових гігантів]]: він складається переважно з газів і не має твердої поверхні. Маса планети у 95 разів перевищує масу Землі, однак середня [[густина]] Сатурна становить усього 0,69 г/см³, це єдина планета Сонячної системи, чия середня густина менша від густини води. Тому, хоча маси Юпітера та Сатурна відрізняються більше, ніж утричі, їхні екваторіальні діаметри відрізняються лише на 19 %. Густина інших газових гігантів значно більша. [[Прискорення вільного падіння]] на екваторі становить 10,44 м/с², що можна порівняти зі значеннями на Землі та [[Нептун (планета)|Нептуні]], але набагато менше, ніж на Юпітері. Екваторіальний [[радіус]] планети дорівнює 60 300 км, а полярний — 54 400 км; серед усіх планет Сонячної системи Сатурн має найбільше стиснення.

⚫
Сатурн належить до [[газові гіганти|газових гігантів]]: він складається переважно з газів і не має твердої поверхні. Маса планети у 95 разів перевищує масу Землі, однак середня [[густина]] Сатурна становить усього 0,69 г/см³, це єдина планета Сонячної системи, чия середня густина менша від густини води. Тому, хоча маси Юпітера та Сатурна відрізняються більше, ніж утричі, їхні екваторіальні діаметри відрізняються лише на 19 %. Густина інших газових гігантів значно більша. [[Прискорення вільного падіння]] на екваторі становить 10,44 м/с², що можна порівняти зі значеннями на Землі та [[Нептун (планета)|Нептуні]], але набагато менше, ніж на Юпітері. Екваторіальний радіус планети дорівнює 60 300 км, а полярний — 54 400 км; серед усіх планет Сонячної системи Сатурн має найбільше стиснення.


=== Орбітальні характеристики й обертання ===
=== Орбітальні характеристики й обертання ===
⚫
Середня відстань між Сатурном і Сонцем становить 9,58&nbsp;[[Астрономічна одиниця|а.&nbsp;о.]] (1430&nbsp;млн км)<ref name="saturnfact">{{ref-en}}[http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html Факти про Сатурн на сайті NASA] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100106203847/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html |date=2010-01-06 }}</ref>. Оскільки [[ексцентриситет]] орбіти Сатурна дорівнює 0,056, то різниця у відстані до [[Сонця]] в [[перигелій|перигелії]] та [[афелій|афелії]] становить 162&nbsp;млн км<ref name=saturnfact/>. Рухаючись із середньою швидкістю 9,69&nbsp;км/с, Сатурн обертається навколо Сонця приблизно за 29,5 років (10&nbsp;759 діб). Відстань Сатурна від Землі змінюється в межах від 8,0 до 11,1&nbsp;а.&nbsp;о. (1195—1660&nbsp;млн км), середня відстань під час [[Протистояння планети|протистояння]]&nbsp;— близько 1280&nbsp;млн км<ref name=saturnfact/>. Сатурн і [[Юпітер (планета)|Юпітер]] обертаються майже в точному [[резонанс]]і (2:5).


⚫
Видимі під час спостережень характерні об'єкти атмосфери Сатурна обертаються з різною швидкістю залежно від широти. Як й у випадку [[Юпітер (планета)|Юпітера]], є кілька груп таких об'єктів. Так звана «Зона 1» має період обертання 10 год 14 хв 00 с (844,3 °/добу). Вона простягається від північного краю південного екваторіального поясу до південного краю північного екваторіального поясу. На інших широтах Сатурна, складових «Зони 2», період обертання спочатку було оцінено в 10 год 39 хв 24 с (810,76 °/добу). Згодом дані було переглянуто: нова оцінка — 10 год, 34 хв та 13 с. «Зона 3», наявність якої передбачається на основі спостережень радіовипромінювання планети під час польоту «[[Вояджер-1|Вояджера-1]]», має період обертання 10 год 39 хв 22,5 с (швидкість 810,8 °/добу).
⚫
Середня відстань між Сатурном і Сонцем становить 9,58 [[а.о.]] (1430&nbsp;млн км)<ref name="saturnfact">{{ref-en}}[http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html Факти про Сатурн на сайті NASA] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100106203847/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html |date=2010-01-06 }}</ref>. Оскільки [[ексцентриситет]] орбіти Сатурна дорівнює 0,056, то різниця у відстані до [[Сонця]] в [[перигелій|перигелії]] та [[афелій|афелії]] становить 162&nbsp;млн км<ref name=saturnfact/>. Рухаючись із середньою швидкістю 9,69 км/с, Сатурн обертається навколо Сонця приблизно за 29,5 років (10&nbsp;759 діб). Відстань Сатурна від Землі змінюється в межах від 8,0 до 11,1 а.о. (1195—1660&nbsp;млн км), середня відстань під час [[протистояння]]&nbsp;— близько 1280&nbsp;млн км<ref name=saturnfact/>. Сатурн і [[Юпітер (планета)|Юпітер]] обертаються майже в точному [[резонанс]]і (2:5).

⚫
Видимі під час спостережень характерні об'єкти атмосфери Сатурна обертаються з різною швидкістю залежно від широти. Як й у випадку [[Юпітер (планета)|Юпітера]], є кілька груп таких об'єктів. Так звана «Зона 1» має період обертання 10 год 14 хв 00 с (844,3 °/добу). Вона простягається від північного краю південного екваторіального поясу до південного краю північного екваторіального поясу. На інших широтах Сатурна, складових «Зони 2», період обертання спочатку було оцінено в 10 год 39 хв 24 с (810,76 °/добу). Згодом дані було переглянуто: нова оцінка — 10 год, 34 хв та 13 с. «Зона 3», наявність якої передбачається на основі спостережень радіовипромінювання планети під час польоту «[[Вояджер-1|Вояджера-1]]», має період обертання 10 год 39 хв 22,5 с (швидкість 810,8 °/добу).


Періодом обертання Сатурна навколо осі вважають 10 годин 34 хвилини і 13 секунд<ref>{{Cite web |url=http://php.louisville.edu/news/news.php?news=1488 |title=Архівована копія |accessdate=2012-03-21 |archive-date=2012-01-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120112022212/http://php.louisville.edu/news/news.php?news=1488 }}</ref>. Точна величина періоду обертання внутрішніх частин планети залишається невідомою. Коли апарат «[[Кассіні-Гюйгенс|Кассіні]]» 2004 року досяг Сатурна, за спостереженнями [[радіовипромінювання]] було виявлено, що період обертання внутрішніх частин помітно перевищує період обертання в «Зоні 1» та «Зоні 2» і становить приблизно 10 год 45 хв 45 с (± 36 с)<ref>http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-062804.html</ref>.
Періодом обертання Сатурна навколо осі вважають 10 годин 34 хвилини і 13 секунд<ref>{{Cite web |url=http://php.louisville.edu/news/news.php?news=1488 |title=Архівована копія |accessdate=2012-03-21 |archive-date=2012-01-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120112022212/http://php.louisville.edu/news/news.php?news=1488 }}</ref>. Точна величина періоду обертання внутрішніх частин планети залишається невідомою. Коли апарат [[Кассіні — Гюйгенс|«Кассіні»]] 2004 року досяг Сатурна, за спостереженнями [[радіовипромінювання]] було виявлено, що період обертання внутрішніх частин помітно перевищує період обертання в «Зоні 1» та «Зоні 2» і становить приблизно 10&nbsp;год 45&nbsp;хв 45&nbsp;с (± 36&nbsp;с)<ref>{{Cite web |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-062804.html |title=Архівована копія |accessdate=2012-03-21 |archive-date=2011-08-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110829082445/http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-062804.html }}</ref>.


У березні 2007 року було виявлено, що обертання [[Діаграма спрямованості|діаграми спрямованості]] радіовипромінювання Сатурна утворюється конвекційними потоками в плазмовому диску, які залежать не тільки від обертання планети, а й від інших факторів. Було також повідомлено, що коливання періоду обертання діаграми спрямованості пов'язано з активністю [[кріовулкан]]а на супутнику Сатурна&nbsp;— [[Енцелад (супутник)|Енцеладі]]. Заряджені частинки водяної пари на орбіті планети призводять до викривлення магнітного поля і, як наслідок, картини радіовипромінювання. Виявлена картина наводить на думку, що на сьогодні{{коли?}} взагалі не існує коректного методу визначення швидкості обертання ядра планети<ref>http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/</ref><ref name="sciencemag.org">http://www.sciencemag.org/content/316/5823/442</ref><ref name="sciencemag.org"/>.
У березні 2007 року було виявлено, що обертання [[Діаграма спрямованості|діаграми спрямованості]] радіовипромінювання Сатурна утворюється конвекційними потоками в плазмовому диску, які залежать не тільки від обертання планети, а й від інших факторів. Було також повідомлено, що коливання періоду обертання діаграми спрямованості пов'язано з активністю [[Кріовулканізм|кріовулкана]] на супутнику Сатурна&nbsp;— [[Енцелад (супутник)|Енцеладі]]. Заряджені частинки водяної пари на орбіті планети призводять до викривлення магнітного поля і, як наслідок, картини радіовипромінювання. Виявлена картина наводить на думку, що на сьогодні{{коли?}} взагалі не існує коректного методу визначення швидкості обертання ядра планети<ref>http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/</ref><ref name="sciencemag.org">http://www.sciencemag.org/content/316/5823/442</ref><ref name="sciencemag.org"/>.


=== Походження ===
=== Походження ===
Походження Сатурна (як і Юпітера) пояснюють дві основні гіпотези. Згідно з гіпотезою «контракції», склад Сатурна, подібний до Сонця (велика частка водню), і, як наслідок, малу густину можна пояснити тим, що під час формування планет на ранніх стадіях розвитку Сонячної системи в газопиловому диску утворилися масивні «згущення», що дали початок планетам, тобто, Сонце і планети формувалися однаково. Ця гіпотеза не може пояснити відмінності у складі Сатурна і Сонця<ref name=kosmo>{{Стаття|посилання=http://www.astronet.ru/db/msg/1202789|назва=Происхождение Солнечной системы (планетная космогония)|автор=Б. Ю. Левин, А. В. Витязев|журнал=Физика Космоса| рік=1986}}{{ref-ru}}</ref>.
Походження Сатурна (як і Юпітера) пояснюють дві основні гіпотези. Згідно з гіпотезою «контракції», склад Сатурна, подібний до Сонця (велика частка водню), і, як наслідок, малу густину можна пояснити тим, що під час формування планет на ранніх стадіях розвитку Сонячної системи в газопиловому диску утворилися масивні «згущення», що дали початок планетам, тобто, Сонце і планети формувалися однаково. Ця гіпотеза не може пояснити відмінності у складі Сатурна і Сонця<ref name=kosmo>{{Стаття|посилання=http://www.astronet.ru/db/msg/1202789|назва=Происхождение Солнечной системы (планетная космогония)|автор=Б. Ю. Левин, А. В. Витязев|журнал=Физика Космоса| рік=1986}}{{ref-ru}}</ref>.


Гіпотеза «акреції» стверджує, що утворення Сатурна відбувалося у два етапи. Спочатку протягом 200 мільйонів років формувалися тверді щільні тіла на зразок [[планети земної групи|планет земної групи]]<ref name=kosmo/>. У цей час з області Юпітера і Сатурна було [[Планетарний вітер|дисиповано]] частину газу, що в подальшому зумовило різницю в хімічному складі Сатурна і Сонця. Другий етап розпочався, коли найбільші тіла досягли подвоєної маси Землі. Протягом декількох сотень тисяч років тривала [[Акреція (космос)|акреція]] газу на ці тіла з первинної протопланетної хмари. На другому етапі температура зовнішніх шарів Сатурна сягала 2000&nbsp;°C<ref name=kosmo/>.
Гіпотеза «акреції» стверджує, що утворення Сатурна відбувалося у два етапи. Спочатку протягом 200 мільйонів років формувалися тверді щільні тіла на зразок [[планети земної групи|планет земної групи]]<ref name=kosmo/>. У цей час з області Юпітера і Сатурна було [[Планетарний вітер|дисиповано]] частину газу, що надалі зумовило різницю в хімічному складі Сатурна і Сонця. Другий етап розпочався, коли найбільші тіла досягли подвоєної маси Землі. Протягом декількох сотень тисяч років тривала [[Акреція (космос)|акреція]] газу на ці тіла з первинної протопланетної хмари. На другому етапі температура зовнішніх шарів Сатурна сягала 2000&nbsp;°C<ref name=kosmo/>.


== Атмосфера ==
== Атмосфера ==
Зовнішня атмосфера Сатурна складається на 96.3&nbsp;% з молекулярного водню і на 3.25&nbsp;% з гелію по об'єму.<ref>[http://www.universeguide.com/Saturn.aspx Saturn]. Universe Guide. Retrieved 29 March 2009.</ref> Частка гелію в атмосфері Сатурна значно менша ніж на Сонці.<ref name=guillot_et_al2009>{{cite book | display-authors=1 | last1=Guillot | first1=Tristan | last2=Atreya | first2=Sushil | last3=Charnoz | first3=Sébastien | last4=Dougherty | first4=Michele K. | last5=Read | first5=Peter | contribution=Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens | title=Saturn from Cassini-Huygens | url=https://archive.org/details/saturnfromcassin00doug_340 | editor1-last=Dougherty | editor1-first=Michele K. | editor2-last=Esposito | editor2-first=Larry W. | editor3-last=Krimigis | editor3-first=Stamatios M. | isbn=978-1-4020-9216-9 | publisher=Springer Science+Business Media B.V. | page=[https://archive.org/details/saturnfromcassin00doug_340/page/n740 745] | date=2009 | doi=10.1007/978-1-4020-9217-6_23 | bibcode=2009sfch.book..745G | arxiv=0912.2020 }}</ref> Частка вмісту елементів важчих за гелій точно не відома, але припускається, що пропорції такі ж, як і при формуванні Сонячної системи. Повна маса цих важчих елементів оцінюється в 19–31 мас Землі, їх значна частина знаходиться в області ядра Сатурна.<ref name="science286">{{cite journal | last=Guillot | first=Tristan | title=Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System | journal=Science | date=1999 | volume=286 | issue=5437 | pages=72–77 | doi=10.1126/science.286.5437.72 | pmid=10506563| bibcode=1999Sci...286...72G }}</ref>
Зовнішня атмосфера Сатурна складається на 96,3&nbsp;% з молекулярного водню і на 3,25&nbsp;% з гелію по об'єму<ref>[http://www.universeguide.com/Saturn.aspx Saturn] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130223024842/http://www.universeguide.com/Saturn.aspx |date=2013-02-23 }}. Universe Guide. Retrieved 29 March 2009.</ref> Частка гелію в атмосфері Сатурна значно менша ніж на Сонці<ref name=guillot_et_al2009>{{cite book | display-authors=1 | last1=Guillot | first1=Tristan | last2=Atreya | first2=Sushil | last3=Charnoz | first3=Sébastien | last4=Dougherty | first4=Michele K. | last5=Read | first5=Peter | contribution=Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens | title=Saturn from Cassini-Huygens | url=https://archive.org/details/saturnfromcassin00doug_340 | editor1-last=Dougherty | editor1-first=Michele K. | editor2-last=Esposito | editor2-first=Larry W. | editor3-last=Krimigis | editor3-first=Stamatios M. | isbn=978-1-4020-9216-9 | publisher=Springer Science+Business Media B.V. | page=[https://archive.org/details/saturnfromcassin00doug_340/page/n740 745] | date=2009 | doi=10.1007/978-1-4020-9217-6_23 | bibcode=2009sfch.book..745G | arxiv=0912.2020 }}</ref>. Частка вмісту елементів важчих за гелій точно не відома, але припускається, що пропорції такі ж, як і при формуванні Сонячної системи. Повна маса цих важчих елементів оцінюється в 19—31 мас Землі, їх значна частина знаходиться в області ядра Сатурна<ref name="science286">{{cite journal | last=Guillot | first=Tristan | title=Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System | journal=Science | date=1999 | volume=286 | issue=5437 | pages=72–77 | doi=10.1126/science.286.5437.72 | pmid=10506563| bibcode=1999Sci...286...72G |issn = 0036-8075}}</ref>.


В атмосфері було задетектовано сліди [[аміак]]у, [[ацетилен]]у, [[етан]]у, [[пропан]]у, [[фосфін]]у і [[метан]]у.<ref name="baas15_831">{{cite journal | display-authors=1 | title=The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra | journal=Bulletin of the American Astronomical Society | date=1967 | volume=15 | page=831 | bibcode=1983BAAS...15..831C | last1=Courtin | first1=R. | last2=Gautier | first2=D. | last3=Marten | first3=A. | last4=Bezard | first4=B. }}</ref><ref name="cain2009_24029">{{cite web | url=http://www.universetoday.com/24029/atmosphere-of-saturn/ | title=Atmosphere of Saturn | publisher=Universe Today | first1=Fraser | last1=Cain | date=22 January 2009 | accessdate=20 July 2011 | archiveurl=https://www.webcitation.org/62D9wWBZg?url=http://www.universetoday.com/24029/atmosphere-of-saturn/ | archivedate=5 жовтня 2011 | deadurl=no }}</ref><ref name="pfsaa2008">{{Cite journal | last1=Guerlet | first1=S. | last2=Fouchet | first2=T. | last3=Bézard | first3=B. | title=Ethane, acetylene and propane distribution in Saturn's stratosphere from Cassini/CIRS limb observations | journal=SF2A-2008: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics
В атмосфері було задетектовано сліди [[аміак]]у, [[ацетилен]]у, [[етан]]у, [[пропан]]у, [[фосфін]]у і [[метан]]у<ref name="baas15_831">{{cite journal | display-authors=1 | title=The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra | journal=Bulletin of the American Astronomical Society | date=1967 | volume=15 | page=831 | bibcode=1983BAAS...15..831C | last1=Courtin | first1=R. | last2=Gautier | first2=D. | last3=Marten | first3=A. | last4=Bezard | first4=B. }}</ref><ref name="cain2009_24029">{{cite web | url=http://www.universetoday.com/24029/atmosphere-of-saturn/ | title=Atmosphere of Saturn | publisher=Universe Today | first1=Fraser | last1=Cain | date=22 January 2009 | accessdate=20 July 2011 | archiveurl=https://www.webcitation.org/62D9wWBZg?url=http://www.universetoday.com/24029/atmosphere-of-saturn/ | archivedate=5 жовтня 2011 | deadurl=no }}</ref><ref name="pfsaa2008">{{Cite journal | last1=Guerlet | first1=S. | last2=Fouchet | first2=T. | last3=Bézard | first3=B. | title=Ethane, acetylene and propane distribution in Saturn's stratosphere from Cassini/CIRS limb observations | journal=SF2A-2008: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics
| editor1-first=C. | editor1-last=Charbonnel
| editor1-first=C. | editor1-last=Charbonnel
| editor2-first=F. | editor2-last=Combes
| editor2-first=F. | editor2-last=Combes
| editor3-first=R. | editor3-last=Samadi
| editor3-first=R. | editor3-last=Samadi
| page=405 |date=November 2008 | bibcode=2008sf2a.conf..405G | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008sf2a.conf..405G}}</ref> Верхні шари хмар складаються з кристалів аміаку, а нижчі шари складаються з [[Гідросульфід амонія|гідросульфіду амонію]] (NH<sub>4</sub>SH) або з води.<ref name=martinez20050905>{{cite web | last=Martinez | first=Carolina | date=5 September 2005 | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini-090505-clouds.html | title=Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep | publisher=NASA | accessdate=29 April 2007 | archiveurl=https://www.webcitation.org/62D9wz6i7?url=http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini-090505-clouds.html | archivedate=5 жовтня 2011 | deadurl=no }}</ref> [[Ультрафіолетове випромінювання]] Сонця викликає [[фотоліз]] метану у верхніх шарах атмосфери, що приводить до реакцій з утворенням [[вуглеводні]]в, які потім опускають нижче завдяки дифузії. Цей фотохімічний цикл модулюється річним сезонним циклом Сатурну.<ref name=pfsaa2008/>
| page=405 |date=November 2008 | bibcode=2008sf2a.conf..405G | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008sf2a.conf..405G}}</ref>. Верхні шари хмар складаються з кристалів аміаку, а нижчі шари складаються з [[Гідросульфід амонія|гідросульфіду амонію]] (NH<sub>4</sub>SH) або з води<ref name=martinez20050905>{{cite web | last=Martinez | first=Carolina | date=5 September 2005 | url=http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini-090505-clouds.html | title=Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep | publisher=NASA | accessdate=29 April 2007 | archiveurl=https://www.webcitation.org/62D9wz6i7?url=http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/whycassini/cassini-090505-clouds.html | archivedate=5 жовтня 2011 | deadurl=no }}</ref>. [[Ультрафіолетове випромінювання]] Сонця викликає [[фотоліз]] метану у верхніх шарах атмосфери, що приводить до реакцій з утворенням [[вуглеводні]]в, які потім опускають нижче завдяки дифузії. Цей фотохімічний цикл модулюється річним сезонним циклом Сатурна<ref name=pfsaa2008/>.


=== Смуги хмар ===
=== Смуги хмар ===
Рядок 117: Рядок 112:


=== Температура та тиск ===
=== Температура та тиск ===
Склад хмар залежить від висоти й змінюється зі збільшенням тиску. У верхніх шарах із температурою 100—160 K і тиском 0,5–2 [[бар (одиниця тиску)|бар]] хмари складаються з аміачного льоду. Хмари водяного льоду починають утворюватися на рівні, де тиск становить близько 2,5 бар, і продовжуються до рівня 9,5 бар, де температура змінюється в межах 185—270 K.
Склад хмар залежить від висоти й змінюється зі збільшенням тиску. У верхніх шарах із температурою 100—160 K і тиском 0,5—2 [[бар (одиниця тиску)|бар]] хмари складаються з аміачного льоду. Хмари водяного льоду починають утворюватися на рівні, де тиск становить близько 2,5 бар, і продовжуються до рівня 9,5 бар, де температура змінюється в межах 185—270 K.


=== Довготривалі утворення ===
=== Довготривалі утворення ===


==== Шестикутник на Північному полюсі ====
==== Шестикутник на Північному полюсі ====
[[Файл:PIA18274-Saturn-NorthPolarHexagon-Cassini-20140402.jpg|thumb|150px|right|Saturn — [[Шестикутник Сатурна|Шестикутник Північного полюсу]] та його вихор, а також кільця (2 квітня 2014)]]
[[Файл:PIA18274-Saturn-NorthPolarHexagon-Cassini-20140402.jpg|thumb|150px|right|[[Шестикутник Сатурна|Шестикутник на північному полюсі Сатурна]] та його вихор, а також кільця (02.04.2014).]]
{{main|Шестикутник Сатурна}}
{{main|Шестикутник Сатурна}}
Постійне хмарне утворення в атмосфері Сатурна поблизу Північного полюса (на широті 78°), яке має форму шестикутника, було вперше помічено на знімках Вояджера.<ref>{{cite journal
Постійне хмарне утворення в атмосфері Сатурна поблизу Північного полюса (на широті 78&nbsp;°), яке має форму шестикутника, було вперше помічено на знімках Вояджера<ref>{{cite journal
|bibcode=1988Icar...76..335G|doi=10.1016/0019-1035(88)90075-9
|bibcode=1988Icar...76..335G|doi=10.1016/0019-1035(88)90075-9
|title = A hexagonal feature around Saturn's North Pole
|title = A hexagonal feature around Saturn's North Pole
Рядок 148: Рядок 143:
|first = A.
|first = A.
|pmid = 17838249|doi=10.1126/science.260.5106.329|bibcode=1993Sci...260..329S
|pmid = 17838249|doi=10.1126/science.260.5106.329|bibcode=1993Sci...260..329S
|pages = 329–32}}</ref> Сторони шестикутника мають довжину приблизно {{Convert|13800|km|mi|-2|abbr=on}}, що більше, ніж діаметр Землі<ref name="Hexagon ref">
|pages = 329–32}}</ref>. Сторони шестикутника мають довжину приблизно 13&nbsp;800&nbsp;км, що більше, ніж діаметр Землі<ref name="Hexagon ref">
{{cite news
{{cite news
|url = http://www.msnbc.msn.com/id/34352533/ns/technology_and_science-space/t/new-images-show-saturns-weird-hexagon-cloud/
|url = http://www.msnbc.msn.com/id/34352533/ns/technology_and_science-space/t/new-images-show-saturns-weird-hexagon-cloud/
Рядок 159: Рядок 154:
|deadurl = no
|deadurl = no
}}
}}
</ref>. Уся структура обертається з періодом 10 год 39 хв 24 с (що збігається з періодом радіовипромінювання планети). Припускається, що це період обертання всієї внутрішньої частини Сатурна.<ref name=science247_4947_1206>{{cite journal | first1=D. A. | last1=Godfrey | title=The Rotation Period of Saturn's Polar Hexagon | url=https://archive.org/details/sim_science_1990-03-09_247_4947/page/1206 | journal=Science | date=9 March 1990 | volume = 247 | issue = 4947 | pages = 1206–1208 | doi = 10.1126/science.247.4947.1206 | pmid = 17809277 |bibcode = 1990Sci...247.1206G }}</ref>
</ref>. Уся структура обертається з періодом 10&nbsp;год 39&nbsp;хв 24&nbsp;с (що збігається з періодом радіовипромінювання планети). Припускається, що це період обертання всієї внутрішньої частини Сатурна<ref name=science247_4947_1206>{{cite journal | first1=D. A. | last1=Godfrey | title=The Rotation Period of Saturn's Polar Hexagon | url=https://archive.org/details/sim_science_1990-03-09_247_4947/page/1206 | journal=Science | date=9 March 1990 | volume = 247 | issue = 4947 | pages = 1206–1208 | doi = 10.1126/science.247.4947.1206 | pmid = 17809277 |bibcode = 1990Sci...247.1206G }}</ref>.


==== Вихор на Південному полюсі ====
==== Вихор на Південному полюсі ====
[[Файл:Looking saturn in the eye.jpg|thumb|left|125px|Шторм на південному полюсі Сатурна]]
[[Файл:Looking saturn in the eye.jpg|thumb|left|125px|Шторм на південному полюсі Сатурна]]
Знімки Південного полюсу зроблені [[Телескоп Хаббла|телескопом Хаббла]] вказують на присутність [[Висотна струменева течія|струменевої течії]], однак відсутність сильного полярного вихору чи якоїсь гексагональної стоячої хвилі.<ref>{{cite web
Знімки Південного полюсу зроблені [[Габбл (телескоп)|телескопом Габбла]] вказують на присутність [[Висотна струменева течія|струменевої течії]], однак відсутність сильного полярного вихору чи якоїсь гексагональної стоячої хвилі<ref>{{cite web
|display-authors=1|author=Sánchez-Lavega, A.|author2=Pérez-Hoyos, S.|author3=French, R. G.
|display-authors=1|author=Sánchez-Lavega, A.|author2=Pérez-Hoyos, S.|author3=French, R. G.
|url=http://aas.org/archives/BAAS/v34n3/dps2002/10.htm
|url=http://aas.org/archives/BAAS/v34n3/dps2002/10.htm
Рядок 172: Рядок 167:
|accessdate = 6 липня 2007
|accessdate = 6 липня 2007
|publisher = American Astronomical Society
|publisher = American Astronomical Society
|date=8 жовтня 2002 |bibcode=2002DPS....34.1307S}}</ref> [[NASA]] повідомило що в листопаді 2006-го Cassini спостерігав [[ураган]]о-подібний шторм поблизу південного полюса, що мав чітко виражене [[око циклону]].<ref>
|date=8 жовтня 2002 |bibcode=2002DPS....34.1307S}}</ref>. [[НАСА]] повідомило, що в листопаді 2006 року «Кассіні» спостерігав ураганоподібний шторм поблизу південного полюса, що мав чітко виражене [[око циклону]]<ref>
{{cite web
{{cite web
|url = http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09187
|url = http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09187
Рядок 193: Рядок 188:
|deadurl = no
|deadurl = no
}}
}}
</ref> До цього часу око циклону не спостерігалось на жодних інших планетах, крім Землі (наприклад, Велика Червона Пляма Юпітера не має ока циклону<ref>
</ref>. До цього часу око циклону не спостерігалось на жодних інших планетах, крім Землі (наприклад, Велика Червона Пляма Юпітера не має ока циклону<ref>
{{cite web
{{cite web
|url = http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=703
|url = http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=703
Рядок 207: Рядок 202:


=== Інші ===
=== Інші ===
Зараз{{коли?}} в атмосфері Сатурна є також таке утворення як [[Велика Біла Пляма]]. Це непостійний шторм, що має періодичність приблизно 28 років і може спостерігатися з Землі завдяки характерному білому кольору хмар.
Зараз{{коли?}} в атмосфері Сатурна є також таке утворення як [[Велика біла пляма]]. Це непостійний шторм, що має періодичність приблизно 28 років і може спостерігатися з Землі завдяки характерному білому кольору хмар.


== Магнітне поле та магнітосфера Сатурна ==
== Магнітне поле та магнітосфера Сатурна ==
{{main|Магнітосфера Сатурна}}
{{main|Магнітосфера Сатурна}}
Сатурн має власне [[магнітне поле]] простої симетричної форми&nbsp;— магнітний [[диполь]]. Найбільш імовірно, магнітне поле генерується як і на Юпітері&nbsp;— струмами рідкого метал-гідрогенного шару що звуться метал-гідрогенне динамо<ref name="mag 2" />. Цікавою особливістю є те, що вісь диполя збігається з віссю обертання планети на відміну від Землі, [[Меркурій (планета)|Меркурія]] та Юпітера. Його сила на екваторі&nbsp;— 0.2&nbsp;[[Гаусс]]&nbsp;— приблизно одна двадцята від поля Юпітера, або ж вдвічі менше, ніж земне магнітне поле.<ref name="mag">
Сатурн має власне [[магнітне поле]] простої симетричної форми&nbsp;— магнітний [[диполь]]. Найбільш імовірно, магнітне поле генерується як і на Юпітері&nbsp;— струмами рідкого метал-гідрогенного шару що звуться метал-гідрогенне динамо<ref name="mag 2" />. Цікавою особливістю є те, що вісь диполя збігається з віссю обертання планети на відміну від Землі, [[Меркурій (планета)|Меркурія]] та Юпітера. Його сила на екваторі&nbsp;— 0,2&nbsp;[[Гаус (одиниця вимірювання)|гаус]]&nbsp;— приблизно одна двадцята від поля Юпітера, або ж вдвічі менше, ніж земне магнітне поле<ref name="mag">
{{cite web
{{cite web
|display-authors = 1
|display-authors = 1
Рядок 225: Рядок 220:
|deadurl = no
|deadurl = no
}}
}}
</ref> В результаті, [[магнітосфера]] Сатурна є значно меншою, ніж в Юпітера.<ref name="mag 2">
</ref>. У результаті [[магнітосфера]] Сатурна є значно меншою, ніж у Юпітера<ref name="mag 2">
{{cite web
{{cite web
|url = http://library.thinkquest.org/C005921/Saturn/satuAtmo.htm
|url = http://library.thinkquest.org/C005921/Saturn/satuAtmo.htm
Рядок 238: Рядок 233:
|deadurl = no
|deadurl = no
}}
}}
</ref> Коли Вояджер-2 входив у магнітосферу Сатурна, [[сонячний вітер]] створював великий тиск і магнітосфера простягалась лише на 19 радіусів Сатурна (1,1 мільйонів км)<ref>
</ref>. Коли Вояджер-2 входив у магнітосферу Сатурна, [[сонячний вітер]] створював великий тиск і магнітосфера простягалась лише на 19 радіусів Сатурна (1,1&nbsp;млн км)<ref>
{{cite web
{{cite web
|url = http://voyager.jpl.nasa.gov/science/saturn_magnetosphere.html
|url = http://voyager.jpl.nasa.gov/science/saturn_magnetosphere.html
Рядок 263: Рядок 258:
|deadurl = no
|deadurl = no
}}
}}
</ref>. Вона має симетричний вигляд. Радіаційні пояси мають правильну форму, в них виявлено порожнини, де заряджені частинки вимітаються супутниками чи кільцями. Поблизу кілець концентрація частинок незначна. За супутниками Сатурна тягнуться хвости з нейтральних та іонізованих молекул і атомів газу, що утворюють гігантські [[тор (геометрія)|тори]] на орбітах. Одним із джерел такого тора є верхня атмосфера [[Титан (супутник)|Титана]], найбільшого супутника Сатурна.
</ref>. Вона має симетричний вигляд. [[Радіаційні пояси]] мають правильну форму, у них виявлено порожнини, де заряджені частинки вимітаються супутниками чи кільцями. Поблизу кілець концентрація частинок незначна. За супутниками Сатурна тягнуться хвости з нейтральних та іонізованих молекул і атомів газу, що утворюють гігантські [[тор (геометрія)|тори]] на орбітах. Одним із джерел такого тора є верхня атмосфера [[Титан (супутник)|Титана]], найбільшого супутника Сатурна.


== Кільця Сатурна ==
== Кільця Сатурна ==
[[Файл:Saturn false color Voyager-1.jpg|міні|Сатурн, фотографія з [[Вояджер-1|«Вояджера-1»]]]]
[[Файл:Saturn false color Voyager-1.jpg|міні|Сатурн, фотографія з [[Вояджер-1|«Вояджера-1»]]]]
{{main|Кільця Сатурна}}
{{main|Кільця Сатурна}}
Візитною карткою Сатурна є відомі кільця, що оперізують планету навколо [[екватор]]а й складаються з безлічі крижаних часток розмірами часток від міліметра до декількох метрів. Вісь обертання Сатурна нахилена до площини його [[орбіта|орбіти]] на 26° 44', тому під час руху орбітою кільця змінюють свою орієнтацію відносно [[Земля (планета)|Землі]]. Коли площина кілець перетинає Землю, навіть у середні телескопи побачити їх неможливо, тому що товщина кілець — усього кілька десятків метрів, хоча їхня ширина сягає 137 000 км. Кільця обертаються навколо Сатурна і, відповідно до [[Закони Кеплера|законів Кеплера]], швидкість обертання внутрішніх частин кільця більша, ніж зовнішніх.
Візитною карткою Сатурна є відомі кільця, що оперізують планету навколо [[екватор]]а й складаються з безлічі крижаних часток розмірами часток від міліметра до декількох метрів. Вісь обертання Сатурна нахилена до площини його [[орбіта|орбіти]] на 26° 44', тому під час руху орбітою кільця змінюють свою орієнтацію відносно [[Земля (планета)|Землі]]. Коли площина кілець перетинає Землю, навіть у середні телескопи побачити їх неможливо, тому що товщина кілець — усього кілька десятків метрів, хоча їхня ширина сягає 137 000 км. Кільця обертаються навколо Сатурна і, відповідно до [[Закони Кеплера|законів Кеплера]], швидкість обертання внутрішніх частин кільця більша, ніж зовнішніх.


Існує три головних кільця, названих A, B і C. Вони добре помітні з Землі. Слабші кільця називають D, E та F. При ближчому розгляді кілець виявляється дуже багато. Між кільцями існують щілини, де немає частинок. Найбільшу щілину, яку можна побачити у середній телескоп із Землі (між кільцями А і В), названо щілиною [[Кассіні Джованні Доменіко|Кассіні]]. Ясними ночами у потужніші [[телескоп]]и можна побачити й менш помітні щілини.
Існує три головних кільця, названих A, B і C. Вони добре помітні з Землі. Слабші кільця називають D, E та F. При ближчому розгляді кілець виявляється дуже багато. Між кільцями існують щілини, де немає частинок. Найбільшу щілину, яку можна побачити у середній телескоп із Землі (між кільцями А і В), названо [[Щілина Кассіні|щілиною Кассіні]]. Ясними ночами у потужніші [[телескоп]]и можна побачити й менш помітні щілини.


=== Походження ===
=== Походження ===
Є дві основні гіпотези про походження кілець. Перша з них каже, що кільця є залишками знищеного супутника Сатурна. Друга стверджує, що кільця є залишками протопланетної хмари, з якої утворилися всі тіла [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Всередині [[Межа Роша|межі Роша]], де обертається більша частина кілець, утворення супутників неможливе через гравітаційний вплив планети, що руйнує всі більш-менш значні тіла. Частинки кілець багаторазово зіштовхуються, руйнуються і злипаються знову. У кільці E частина льоду з'являється завдяки гейзерам місяця Енцелада.
Є дві основні гіпотези про походження кілець. Перша з них каже, що кільця є залишками знищеного супутника Сатурна. Друга стверджує, що кільця є залишками протопланетної хмари, з якої утворилися всі тіла [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Всередині [[Межа Роша|межі Роша]], де обертається більша частина кілець, утворення супутників неможливе через гравітаційний вплив планети, що руйнує всі більш-менш значні тіла. Частинки кілець багаторазово зіштовхуються, руйнуються і злипаються знову. У кільці E частина льоду з'являється завдяки гейзерам місяця Енцелада<ref name=Spahn>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Spahn | first1=F. | last2=Schmidt | first2=Jürgen | last3=Albers | first3=Nicole | last4=Hörning | first4=Marcel | last5=Makuch | first5=Martin | last6=Seiß | first6=Martin | last7=Kempf | first7=Sascha | last8=Srama | first8=Ralf | last9=Dikarev | first9=Valeri | title=Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring | journal=Science | volume=311 | issue=5766 | pages=1416–1418 | date=2006 | doi=10.1126/science.1121375 | pmid=16527969 | bibcode=2006Sci...311.1416S }}</ref><ref>{{cite web|url=http://ciclops.org/view_event/205?js=1|title=Finger-like Ring Structures In Saturn’s E Ring Produced By Enceladus’ Geysers (Saturn Images from NASA's Cassini Spacecraft)|publisher=|accessdate=2016-04-19|archive-date=2015-04-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20150419052155/http://ciclops.org/view_event/205?js=1}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.ciclops.org/view.php?id=8016|title=ICY TENDRILS REACHING INTO SATURN RING TRACED TO THEIR SOURCE (Cassini Press Release)|publisher=}}</ref>.
<ref name=Spahn>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Spahn | first1=F. | last2=Schmidt | first2=Jürgen | last3=Albers | first3=Nicole | last4=Hörning | first4=Marcel | last5=Makuch | first5=Martin | last6=Seiß | first6=Martin | last7=Kempf | first7=Sascha | last8=Srama | first8=Ralf | last9=Dikarev | first9=Valeri | title=Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring | journal=Science | volume=311 | issue=5766 | pages=1416–1418 | date=2006 | doi=10.1126/science.1121375 | pmid=16527969 | bibcode=2006Sci...311.1416S }}</ref>
<ref>{{cite web|url=http://ciclops.org/view_event/205?js=1|title=Finger-like Ring Structures In Saturn’s E Ring Produced By Enceladus’ Geysers (Saturn Images from NASA's Cassini Spacecraft)|publisher=|accessdate=2016-04-19|archive-date=2015-04-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20150419052155/http://ciclops.org/view_event/205?js=1}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.ciclops.org/view.php?id=8016|title=ICY TENDRILS REACHING INTO SATURN RING TRACED TO THEIR SOURCE (Cassini Press Release)|publisher=}}</ref>
{{Панорама|Saturn's rings dark side mosaic uk.jpg|2200px|}}
{{Панорама|Saturn's rings dark side mosaic uk.jpg|2200px|}}


== Фізика планети ==
== Фізика планети ==
[[Файл:Saturn's Rings in Ultraviolet Light.png|міні|праворуч||Сатурн та його кільця в [[ультрафіолет]]овому [[спектр]]і]]
[[Файл:Saturn's Rings in Ultraviolet Light.png|міні|праворуч||Сатурн та його кільця в [[ультрафіолет]]овому [[спектр]]і]]
Потік сонячної енергії, що досягає Сатурна, у 91 раз менший, ніж біля Землі. Температура на нижній межі хмар Сатурна становить 150 К. Однак тепловий потік ''від'' Сатурна вдвічі перевищує потік енергії, що Сатурн отримує від Сонця. Джерелом цієї внутрішньої енергії може бути енергія, що виділяється внаслідок гравітаційної диференціації речовини, коли важчий [[гелій]] повільно занурюється в надра планети{{Джерело?}}.
Потік сонячної енергії, що досягає Сатурна, у 91 раз менший, ніж біля Землі. Температура на нижній межі хмар Сатурна становить 150 К. Однак тепловий потік ''від'' Сатурна вдвічі перевищує потік енергії, що Сатурн отримує від Сонця. Джерелом цієї внутрішньої енергії може бути енергія, що виділяється внаслідок гравітаційної диференціації речовини, коли важчий [[гелій]] повільно занурюється в надра планети{{Джерело?}}.


«[[Вояджер]]и» зафіксували [[ультрафіолетове випромінювання]] [[водень|водню]] в [[атмосфера планети|атмосфері]] середніх [[широта|широт]] і [[полярне сяйво|полярні сяйва]] на широтах вище 65 градусів. Така активність може призвести до утворення складних [[вуглеводи|вуглеводневих]] молекул. Полярні сяйва середніх широт, що відбуваються тільки на освітлених Сонцем ділянках, виникають з тих же причин, що і полярні сяйва на Землі. Різниця лише в тому, що на нашій планеті це явище характерне тільки для високих широт.
«[[Вояджер]]и» зафіксували [[ультрафіолетове випромінювання]] [[водень|водню]] в [[атмосфера планети|атмосфері]] середніх [[широта|широт]] і [[полярне сяйво|полярні сяйва]] на широтах вище 65°. Така активність може призвести до утворення складних [[вуглеводи|вуглеводневих]] молекул. Полярні сяйва середніх широт, що відбуваються тільки на освітлених Сонцем ділянках, виникають з тих же причин, що і полярні сяйва на Землі. Різниця лише в тому, що на нашій планеті це явище характерне тільки для високих широт.


== Супутники Сатурна ==
== Супутники Сатурна ==
{{main|Супутники Сатурна}}
{{main|Супутники Сатурна}}
Сатурн має понад 80 супутників<ref>[https://www.segodnya.ua/lifestyle/science/planeta-saturn-ustanovila-novyy-rekord-v-solnechnoy-sisteme-1342232.html У Сатурна теперь 82 известных спутника, которых оказалось больше, чем у Юпитера]</ref> (до [[2000]] року було відомо 18) і 12 із них&nbsp;— понад 100&nbsp;км у діаметрі.
Станом на травень 2023 року, відомо 145 супутників Сатурна<ref name=":0"/><ref name=":1"/>. До 2000 року супутників було відомо тільки 18, 12 з них&nbsp;— понад 100&nbsp;км у діаметрі.


Орбіта внутрішніх супутників, [[Пан (супутник)|Пана]] і [[Атлас (супутник)|Атласа]], лежить біля зовнішнього краю кільця А. Наступний супутник, [[Прометей (супутник)|Прометей]], відповідає за щілину, що прилягає до внутрішнього краю кільця F. Потім — [[Пандора (супутник)|Пандора]], відповідальна за утворення іншої межі кільця F. Вони виявлені на фотографіях, зроблених із космічних апаратів. Наступні два супутники — [[Епіметей (супутник)|Епіметей]] і [[Янус (супутник)|Янус]] — виявлені з Землі, вони поділяють спільну орбіту. Різниця у відстані до Сатурна становить лише 30-50 кілометрів.
Орбіта внутрішніх супутників, [[Пан (супутник)|Пана]] і [[Атлас (супутник)|Атласа]], лежить біля зовнішнього краю кільця А. Наступний супутник, [[Прометей (супутник)|Прометей]], відповідає за щілину, що прилягає до внутрішнього краю кільця F. Потім — [[Пандора (супутник)|Пандора]], відповідальна за утворення іншої межі кільця F. Вони виявлені на фотографіях, зроблених із космічних апаратів. Наступні два супутники — [[Епіметей (супутник)|Епіметей]] і [[Янус (супутник)|Янус]] — виявлені з Землі, вони поділяють спільну орбіту. Різниця у відстані до Сатурна становить лише 30—50 кілометрів.


[[Файл:Saturn from Cassini Orbiter (2004-10-06).jpg|міні|Знімок з космічного апарата [[Кассіні-Гюйгенс]] 6 жовтня 2004 р.]]
[[Файл:Saturn from Cassini Orbiter (2004-10-06).jpg|міні|Знімок з космічного апарата «Кассіні — Гюйгенс» 6 жовтня 2004 р.]]


'''[[Мімас (супутник)|Мімас]]''' незвичайний тим, що на ньому виявлено величезний [[кратер]], названий [[Гершель (кратер)|Гершелем]], який має розмір із третину супутника. Його вкрито тріщинами, що, імовірно, зумовлені припливними деформаціями, оскільки серед супутників Сатурна Мімас — найближчий до планети. Розмір Гершеля — 130 кілометрів. Він заглиблений у поверхню на 10 кілометрів, з центральною гіркою, майже такою ж за висотою, як і гора [[Еверест]] на Землі.
'''[[Мімас (супутник)|Мімас]]''' незвичайний тим, що на ньому виявлено величезний [[кратер]], названий [[Гершель (кратер, Мімас)|Гершелем]], який має розмір із третину супутника. Його вкрито тріщинами, що, імовірно, зумовлені припливними деформаціями, оскільки серед супутників Сатурна Мімас — найближчий до планети. Розмір Гершеля — 130 кілометрів. Він заглиблений у поверхню на 10 кілометрів, з центральною гіркою, майже такою ж за висотою, як і гора [[Еверест]] на Землі.


'''[[Енцелад (супутник)|Енцелад]]''' має найактивнішу поверхню з усіх супутників у системі (можливо, за винятком Титана, чия поверхня не фотографувалася). На ньому видні сліди потоків, що зруйнували колишній рельєф, тому вважається, що надра цього супутника можуть бути активними й досі. Крім того, хоча кратери можуть спостерігатися на всій поверхні, на деяких ділянках ці утворення мають невеликий вік, кілька сотень мільйонів років. Це має означати, що частина поверхні Енцелада усе ще змінюється. Вважається, що причиною активності є вплив припливних сил Сатурна, які розігрівають Енцелад.
'''[[Енцелад (супутник)|Енцелад]]''' має найактивнішу поверхню з усіх супутників у системі (можливо, за винятком Титана, чия поверхня не фотографувалася). На ньому видні сліди потоків, що зруйнували колишній рельєф, тому вважається, що надра цього супутника можуть бути активними й досі. Крім того, хоча кратери можуть спостерігатися на всій поверхні, на деяких ділянках ці утворення мають невеликий вік, кілька сотень мільйонів років. Це має означати, що частина поверхні Енцелада усе ще змінюється. Вважається, що причиною активності є вплив припливних сил Сатурна, які розігрівають Енцелад.


'''[[Тефія (супутник)|Тефія]]''' відома своєю величезною тріщиною-[[розлом]]ом, довжиною 2000 км — три чверті довжини екватора супутника. Фотографії Тефії, отримані «Вояджером 2», показали великий гладкий кратер із третину діаметра самого супутника, названий [[Одіссей (кратер)|Одіссеєм]]. Він більший, ніж кратер Гершель на Мімасі. Про походження розлому існують кілька гіпотез, у тому числі й та, яка передбачає такий період в історії Тефії, коли вона була рідкою. При замерзанні могла утворитися [[тріщина]]. Температура поверхні Тефії −86 °С.
'''[[Тефія (супутник)|Тефія]]''' відома своєю величезною тріщиною-[[розлом]]ом, довжиною 2000 км — три чверті довжини екватора супутника. Фотографії Тефії, отримані «Вояджером-2», показали великий гладкий кратер із третину діаметра самого супутника, названий [[Одіссей (кратер)|Одіссеєм]]. Він більший, ніж кратер Гершель на Мімасі. Про походження розлому існують кілька гіпотез, у тому числі й та, яка передбачає такий період в історії Тефії, коли вона була рідкою. При замерзанні могла утворитися [[тріщина]]. Температура поверхні Тефії −86 °С.


Наступні два супутники — '''[[Каліпсо (супутник)|Каліпсо]]''' і '''[[Телесто (супутник)|Телесто]]''' в минулому названі Троянськими Тефіями, за аналогією з [[троянці (астероїди)|троянцями]], оскільки перебувають у [[точки Лагранжа|точках Лагранжа]] на орбіті Тефії. Один з них відстає, а інший — випереджає Тефію на її орбіті на 60 градусів.
Наступні два супутники — '''[[Каліпсо (супутник)|Каліпсо]]''' і '''[[Телесто (супутник)|Телесто]]''' в минулому названі Троянськими Тефіями, за аналогією з [[троянці (астероїди)|троянцями]], оскільки перебувають у [[точки Лагранжа|точках Лагранжа]] на орбіті Тефії. Один із них відстає, а інший — випереджає Тефію на її орбіті на 60°.


'''[[Діона (супутник)|Діона]]''' на поверхні має сліди викиду світлого матеріалу у вигляді інею, безліч кратерів і звивисту долину.
'''[[Діона (супутник)|Діона]]''' на поверхні має сліди викиду світлого матеріалу у вигляді інею, безліч кратерів і звивисту долину. Діона на своїй орбіті теж має троянців: [[Гелена (супутник)|Гелена]] на 60° попереду та [[Полідевк (супутник)|Полідевкна]] 60° позаду.
Діона на своїй орбіті теж має троянців: [[Гелена (супутник)|Гелена]] на 60 градусів попереду та [[Полідевк (супутник)|Полідевкна]] 60 градусів позаду.


Є ще три непідтверджених відкриття супутників. Один з них близький до орбіти Діони, другий розташовано між орбітами Тефії і Діони, і третій — між Діоною і Реєю. Усі три виявлені на фотографіях, зроблених із «Вояджера 2», але поки що ніде більше.
Є ще три непідтверджених відкриття супутників. Один із них близький до орбіти Діони, другий розташовано між орбітами Тефії і Діони, і третій — між Діоною і Реєю. Усі три виявлені на фотографіях, зроблених із «Вояджера 2», але поки що ніде більше.


'''[[Рея (супутник)|Рея]]''' — має стару, суцільно всіяну кратерами поверхню. На ній, як і на Діоні, виділяються яскраві тонкі смуги. Ці утворення — мабуть, складаються з льоду, що заповнює розломи в корі супутників.
'''[[Рея (супутник)|Рея]]''' — має стару, суцільно всіяну кратерами поверхню. На ній, як і на Діоні, виділяються яскраві тонкі смуги. Ці утворення — мабуть, складаються з льоду, що заповнює розломи в корі супутників.
Рядок 309: Рядок 301:
[[Мімас (супутник)|Мімас]], [[Енцелад (супутник)|Енцелад]], [[Тефія (супутник)|Тефія]], [[Діона (супутник)|Діона]] і [[Рея (супутник)|Рея]] приблизно сферичні за формою і, швидше за все, складаються здебільшого з водяного льоду. Енцелад відбиває майже 100 відсотків сонячного світла, що підтверджує припущення про крижану поверхню. Мімас, Тефія, Діона і Рея повністю вкриті кратерами.
[[Мімас (супутник)|Мімас]], [[Енцелад (супутник)|Енцелад]], [[Тефія (супутник)|Тефія]], [[Діона (супутник)|Діона]] і [[Рея (супутник)|Рея]] приблизно сферичні за формою і, швидше за все, складаються здебільшого з водяного льоду. Енцелад відбиває майже 100 відсотків сонячного світла, що підтверджує припущення про крижану поверхню. Мімас, Тефія, Діона і Рея повністю вкриті кратерами.


'''[[Титан (супутник)|Титан]],''' діаметр якого 5150&nbsp;км,&nbsp;— один з найцікавіших супутників Сатурна. Вважається, що склад і процеси, що відбуваються в атмосфері цього супутника схожі з тими, які мільярди років тому можна було б побачити в земній атмосфері. Його поверхню неможливо роздивитися крізь імлу в густій атмосфері, що складається на 85&nbsp;% з [[азот]]у, близько 12&nbsp;% [[аргон]]у і менше ніж 3&nbsp;% [[метан]]у. Також спостерігається невелика кількість [[етан]]у, [[пропан]]у, [[ацетилен]]у, [[етилен]]у, [[водень|водню]], [[кисень|кисню]] та інших складових. Тиск біля поверхні Титана&nbsp;— 1,6 [[атмосфера (одиниця)|атмосфери]]. Температура верхніх шарів атмосфери цього супутника близька до −150&nbsp;°C, а поверхні&nbsp;— {{s|−180 °C}}. Поверхня Титана складається з льоду з домішкою силікатних порід. Середня густина речовини, що складає супутник&nbsp;— 1,9 г/см³. На Титані є численні озера з рідких етану, метану й азоту. Метан на Титані під дією світла перетворюється на етан, ацетилен, етилен, і (у сполученні з азотом) у [[ціаніди|солі ціанистої кислоти]]. Останні&nbsp;— особливо цікаві молекули: це будівельні цеглинки для [[амінокислота|амінокислот]]. Низька температура, безумовно, гальмує утворення складніших [[органічна речовина|органічних речовин]]. У Титана немає магнітного поля, однак він взаємодіє з полем Сатурна, що створює за ним магнітний хвіст.
'''[[Титан (супутник)|Титан]]''', діаметр якого 5150&nbsp;км,&nbsp;— один із найцікавіших супутників Сатурна. Вважається, що склад і процеси, що відбуваються в атмосфері цього супутника схожі з тими, які мільярди років тому можна було б побачити в земній атмосфері. Його поверхню неможливо роздивитися крізь імлу в густій атмосфері, що складається на 85&nbsp;% з [[азот]]у, близько 12&nbsp;% [[аргон]]у і менше ніж 3&nbsp;% [[метан]]у. Також спостерігається невелика кількість [[етан]]у, [[пропан]]у, [[ацетилен]]у, [[етилен]]у, [[водень|водню]], [[кисень|кисню]] та інших складових. Тиск біля поверхні Титана&nbsp;— 1,6 [[Атмосфера (одиниця вимірювання)|атмосфери]]. Температура верхніх шарів атмосфери цього супутника близька до −150&nbsp;°C, а поверхні&nbsp;— {{s|−180 °C}}. Поверхня Титана складається з льоду з домішкою силікатних порід. Середня густина речовини, що складає супутник&nbsp;— 1,9 г/см³. На Титані є численні озера з рідких етану, метану й азоту. Метан на Титані під дією світла перетворюється на етан, ацетилен, етилен, і (у сполученні з азотом) у [[ціаніди|солі ціанистої кислоти]]. Останні&nbsp;— особливо цікаві молекули: це будівельні цеглинки для [[амінокислота|амінокислот]]. Низька температура, безумовно, гальмує утворення складніших [[органічна речовина|органічних речовин]]. У Титана немає магнітного поля, однак він взаємодіє з полем Сатурна, що створює за ним магнітний хвіст.


'''[[Гіперіон (супутник)|Гіперіон]]''' — супутник неправильної форми, на поверхні якого немає слідів внутрішньої активності. Неправильна форма супутника викликає незвичайне явище: щоразу, коли гігантський Титан і Гіперіон зближаються, Титан гравітаційними силами змінює орієнтацію Гіперіона, що за змінним блиском супутника можна відстежити з Землі. Неправильна форма Гіперіона і сліди давнього бомбардування [[метеорит]]ами дозволяють назвати Гіперіон найстаршим у системі Сатурна.
'''[[Гіперіон (супутник)|Гіперіон]]''' — супутник неправильної форми, на поверхні якого немає слідів внутрішньої активності. Неправильна форма супутника викликає незвичайне явище: щоразу, коли гігантський Титан і Гіперіон зближаються, Титан гравітаційними силами змінює орієнтацію Гіперіона, що за змінним блиском супутника можна відстежити з Землі. Неправильна форма Гіперіона і сліди давнього бомбардування [[метеорит]]ами дозволяють назвати Гіперіон найстаршим у системі Сатурна.
Рядок 318: Рядок 310:


== Дослідження планети ==
== Дослідження планети ==
{{Main|Дослідження Сатурна}}
⚫
[[Файл:Saturn eclipse.jpg|міні|ліворуч|200пкс|Сатурн між супутником Кассіні та [[Сонце]]м (15 вересня 2006 р.)]]


⚫
[[Файл:Saturn eclipse.jpg|міні|ліворуч|200пкс|Сатурн між супутником «Кассіні» та [[Сонце]]м (15.09.2006)]]
⚫
Сатурн&nbsp;— одна з п'яти планет Сонячної системи, легко видимих неозброєним оком із Землі. У максимумі блиск Сатурна перевищує першу [[видима зоряна величина|зоряну величину]]. Щоб спостерігати кільця Сатурна, потрібен [[телескоп]] діаметром не менше 15 мм<ref name=binoculars>{{cite web

⚫
Сатурн&nbsp;— одна з п'яти планет Сонячної системи, легко видимих неозброєним оком із Землі. У максимумі блиск Сатурна перевищує першу [[видима зоряна величина|зоряну величину]]. Щоб спостерігати кільця Сатурна, потрібен [[телескоп]] діаметром не менше 15&nbsp;мм<ref name=binoculars>{{cite web
|last = Eastman
|last = Eastman
|first = Jack
|first = Jack
Рядок 333: Рядок 327:
}}</ref>. В [[Апертура|апертуру]] 100&nbsp;мм видно темнішу полярну шапку, темну смугу тропіків і тінь кілець на планеті. А у 150—200&nbsp;мм телескоп стають помітними чотири&nbsp;— п'ять смуг хмар в атмосфері та неоднорідності в них, але їх контраст менш помітний, ніж у юпітеріанських.
}}</ref>. В [[Апертура|апертуру]] 100&nbsp;мм видно темнішу полярну шапку, темну смугу тропіків і тінь кілець на планеті. А у 150—200&nbsp;мм телескоп стають помітними чотири&nbsp;— п'ять смуг хмар в атмосфері та неоднорідності в них, але їх контраст менш помітний, ніж у юпітеріанських.


Вперше спостерігаючи Сатурн у телескоп (у [[1609]]–[[1610]] роках) [[Галілео Галілей]] помітив, що Сатурн виглядає не як єдине небесне тіло, а як три тіла, що майже торкаються одне одного, і висунув припущення, що це два великих «компаньйони» (супутники) Сатурна. Два роки по тому Галілей повторив свої спостереження і, на свій подив, не виявив супутників<ref name="jplhistory">
Вперше спостерігаючи Сатурн у телескоп (у 1609—1610 роках) [[Галілео Галілей]] помітив, що Сатурн виглядає не як єдине небесне тіло, а як три тіла, що майже торкаються одне одного, і висунув припущення, що це два великих «компаньйони» (супутники) Сатурна. Два роки по тому Галілей повторив свої спостереження і, на свій подив, не виявив супутників<ref name="jplhistory">
{{cite web
{{cite web
|url = http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html
|url = http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html
Рядок 346: Рядок 340:
</ref>.
</ref>.


[[1659]] року [[Хрістіан Гюйгенс|Гюйгенс]] за допомогою потужнішого телескопа з'ясував, що «компаньйони» — це насправді тонке плоске кільце, яке оперізує планету і не торкається до неї. Гюйгенс також відкрив найбільший супутник Сатурна — Титан. Починаючи з [[1675]] року планету вивчав [[Джованні Доменіко Кассіні|Кассіні]]. Він помітив, що кільце складається з двох частин, розділених помітним проміжком — щілиною Кассіні, і відкрив ще кілька великих супутників Сатурна: Япет, Тефію, Діону і Рею.
1659 року [[Християн Гюйгенс]] за допомогою потужнішого телескопа з'ясував, що «компаньйони» — це насправді тонке плоске кільце, яке оперізує планету і не торкається до неї. Гюйгенс також відкрив найбільший супутник Сатурна — Титан. Починаючи з 1675 року планету вивчав [[Джованні Доменіко Кассіні|Кассіні]]. Він помітив, що кільце складається з двох частин, розділених помітним проміжком — [[Щілина Кассіні|щілиною Кассіні]], і відкрив ще кілька великих супутників Сатурна: Япет, Тефію, Діону і Рею.


[[Файл:Saturn diagram uk.svg|thumb|400px|right|Сатурн та його кільця ]]
[[Файл:Saturn diagram uk.svg|thumb|400px|right|Сатурн та його кільця ]]
Значних відкриттів не було до [[1789]] року, коли [[Вільям Гершель]] відкрив ще два супутники&nbsp;— Мімас і Енцелад. Потім групою британських астрономів було відкрито супутник Гіперіон, із формою, що значно відрізняється від кулястої. Супутник перебуває в орбітальному резонансі з Титаном<ref name="astronet.ru_ap050726">
Значних відкриттів не було до 1789 року, коли [[Фрідріх Вільгельм Гершель|Вільям Гершель]] відкрив ще два супутники&nbsp;— Мімас і Енцелад. Потім групою британських астрономів було відкрито супутник Гіперіон, із формою, що значно відрізняється від кулястої. Супутник перебуває в орбітальному резонансі з Титаном<ref name="astronet.ru_ap050726">
{{cite web
{{cite web
|author = Robert Nemiroff, Jerry Bonnell; Перевод: А. Козырева, Д. Ю. Цветков
|author = Robert Nemiroff, Jerry Bonnell; Перевод: А. Козырева, Д. Ю. Цветков
Рядок 361: Рядок 355:
|deadurl = no
|deadurl = no
}}
}}
</ref>. [[1899]] року [[Вільям Пікерінг]] відкрив Фебу, яка належить до класу нерегулярних супутників і обертається не синхронно з Сатурном, як більшість супутників. Період її обертання навколо планети&nbsp;— понад 500 днів, обертання відбувається у протилежному напрямку. [[1944]] року [[Джерард Койпер]] відкрив густу атмосферу на Титані<ref>{{книга
</ref>. 1899 року [[Вільям Генрі Пікерінг|Вільям Пікерінг]] відкрив Фебу, яка належить до класу нерегулярних супутників і обертається не синхронно з Сатурном, як більшість супутників. Період її обертання навколо планети&nbsp;— понад 500 днів, обертання відбувається у протилежному напрямку. 1944 року [[Джерард Койпер]] відкрив густу атмосферу на Титані<ref>{{книга
|автор = О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин.
|автор = О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин.
|заголовок = Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение
|заголовок = Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение
Рядок 368: Рядок 362:
{{cite journal|author= G. P. Kuiper|year= 1944 | url= http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1944ApJ...100..378|title = Titan: a Satellite with an Atmosphere | journal =Astrophysical Journal|volume = 100 |pages = 378| doi =10.1086/144679}}</ref>. Як для супутника це унікальна річ у [[Сонячна система|Сонячній системі]].
{{cite journal|author= G. P. Kuiper|year= 1944 | url= http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1944ApJ...100..378|title = Titan: a Satellite with an Atmosphere | journal =Astrophysical Journal|volume = 100 |pages = 378| doi =10.1086/144679}}</ref>. Як для супутника це унікальна річ у [[Сонячна система|Сонячній системі]].


У [[1990-ті|1990-х]] Сатурн, його супутники і кільця неодноразово досліджувалися космічним телескопом [[Габбл (телескоп)|Хаббл]]. Довготривалі спостереження дали чимало нової інформації, яка була недоступна для «Піонера-11» і «Вояджерів» під час їх одноразових прольотів повз планету. Також було відкрито кілька супутників Сатурна і визначено максимальну товщину його кілець. Вимірами, що здійснені 20-21 листопада [[1995]] року, було визначено їх детальну структуру<ref>{{cite journal
У 1990-х Сатурн, його супутники і кільця неодноразово досліджувалися космічним телескопом [[Габбл (телескоп)|Габбл]]. Довготривалі спостереження дали чимало нової інформації, яка була недоступна для «Піонера-11» і «Вояджерів» під час їх одноразових [[Проліт повз планету|прольотів повз планету]]. Також було відкрито кілька супутників Сатурна і визначено максимальну товщину його кілець. Вимірами, що здійснені 20—21 листопада 1995 року, було визначено їх детальну структуру<ref>{{cite journal
| title = Saturn bez prstence - live III
| title = Saturn bez prstence - live III
| journal = Kozmos
| journal = Kozmos
Рядок 377: Рядок 371:
| pages = 20-21
| pages = 20-21
| issn=0323-049X
| issn=0323-049X
| language = slovensky }}</ref>. У період максимального нахилу кілець ([[2003]] року) було отримано 30 зображень планети в різних діапазонах [[довжина хвилі|довжин хвиль]], що на той час давало найкраще охоплення відповідно до спектра випромінювань за всю історію спостережень<ref>{{ cite journal
| language = slovensky }}</ref>. У період максимального нахилу кілець (2003) було отримано 30 зображень планети в різних діапазонах [[довжина хвилі|довжин хвиль]], що на той час давало найкраще охоплення відповідно до спектра випромінювань за всю історію спостережень<ref>{{ cite journal
| title = Saturnove prstence v najväčšom sklone
| title = Saturnove prstence v najväčšom sklone
| author = NASA Press Release
| author = NASA Press Release
Рядок 385: Рядок 379:
| page = 12
| page = 12
| issn=0323-049X
| issn=0323-049X
| language = slovensky}}</ref>. Ці зображення дозволили вченим краще вивчити динамічні процеси, що відбуваються в атмосфері, і створити моделі сезонної поведінки атмосфери. Також широкомасштабні спостереження Сатурна здійснювалися [[ESO|Південною Європейською обсерваторією]] в період із 2000 по 2003 рік. Було виявлено кілька маленьких супутників неправильної форми<ref name="Astropis">{{cite journal
| language = slovensky}}</ref>. Ці зображення дозволили вченим краще вивчити динамічні процеси, що відбуваються в атмосфері, і створити моделі сезонної поведінки атмосфери. Також широкомасштабні спостереження Сатурна здійснювалися [[Європейська південна обсерваторія|Європейською південною обсерваторією]] в період із 2000 по 2003 рік. Було виявлено кілька маленьких супутників неправильної форми<ref name="Astropis">{{cite journal
| title = Magnetická pole v sluneční soustavě III
| title = Magnetická pole v sluneční soustavě III
| journal= Astropis
| journal= Astropis
Рядок 393: Рядок 387:
| page = 15
| page = 15
| issn=1211-0485}}</ref>.
| issn=1211-0485}}</ref>.

У травні [[2023]] року, [[Центр малих планет]] (MPC) затвердив назви ще 28 супутників, відкритих навколо Сатурна. Їхні характеристики опубліковані у повідомленнях на сайті [[Міжнародний астрономічний союз|Міжнародного астрономічного союзу]] (МАС). Нові супутники відшукали канадські астрономи Едвард Ештон (Edward Ashton) і [[Бретт Гледмен]] завдяки спостереженням телескопа CFHT. Їм вдалося виявити 120 тіл неправильної форми діаметрами від 2 до 5 кілометрів, які рухаються разом з Сатурном. Разом із новими, загальний список супутників планети Сатурн розширився до 118<ref>[https://nnews.com.ua/navkolo-saturna-narahuvaly-shhe-28-suputnykiv.html Навколо Сатурна нарахували ще 28 супутників. 11.05.2023]</ref>.


=== Космічні місії ===
=== Космічні місії ===
Рядок 399: Рядок 395:
«[[Вояджер-1]]» відвідав планетну систему в листопаді 1980 і отримав перші зображення високої роздільної здатності. У серпні 1981 року роботу продовжив «[[Вояджер-2]]», засвідчивши змінний характер атмосферних утворень на планеті.
«[[Вояджер-1]]» відвідав планетну систему в листопаді 1980 і отримав перші зображення високої роздільної здатності. У серпні 1981 року роботу продовжив «[[Вояджер-2]]», засвідчивши змінний характер атмосферних утворень на планеті.


Міжпланетна станція «[[Кассіні-Гюйгенс]]» вийшла на орбіту Сатурна 1 липня 2004 року. Вона неодноразово пролітала біля Титана й висадила на нього спускний апарат «Гюйгенс». Завдяки отриманим фото вдалося розглянути озера та гори на супутнику. Отримані зі станції фотографії дозволили відкрити нові супутники, уточнити структуру кілець, виявити [[блискавка|блискавки]] на поверхні планети.
Міжпланетна станція «[[Кассіні — Гюйгенс|Кассіні — Гюйгенс]]» вийшла на орбіту Сатурна 1 липня 2004 року. Вона неодноразово пролітала біля Титана й висадила на нього спускний апарат «Гюйгенс». Завдяки отриманим фото вдалося розглянути озера та гори на супутнику. Отримані зі станції фотографії дозволили відкрити нові супутники, уточнити структуру кілець, виявити [[блискавка|блискавки]] на поверхні планети.

== Цікаві факти ==
== Цікаві факти ==
* В англійській мові день тижня [[субота]] ({{lang-en|Saturday}}) походить від назви планети Сатурн ({{lang-en|Saturn}}), названої у свою чергу іменем римського бога рільництва [[Сатурн (міфологія)|Сатурна]].
* В англійській мові день тижня [[субота]] ({{lang-en|Saturday}}) походить від назви планети Сатурн ({{lang-en|Saturn}}), названої, своєю чергою, іменем римського бога рільництва [[Сатурн (міфологія)|Сатурна]].


== Примітки ==
== Примітки ==
{{примітки|1}}
{{примітки|1}}



== Література ==
== Література ==
Рядок 431: Рядок 425:
{{commonscat|Saturn (planet)}}
{{commonscat|Saturn (planet)}}
* {{ref-uk}} [https://www.youtube.com/watch?v=2HT_shMOnMQ&list=PLsFoEbPGCGQGRtBcAu_3PGHxdVv5pdB_r&index=4 Сюжет про Сатурн]&nbsp;— французький науково-популярний серіал «[[Всі на орбіту!]]» ({{lang-fr|Tous sur orbite !}}).
* {{ref-uk}} [https://www.youtube.com/watch?v=2HT_shMOnMQ&list=PLsFoEbPGCGQGRtBcAu_3PGHxdVv5pdB_r&index=4 Сюжет про Сатурн]&nbsp;— французький науково-популярний серіал «[[Всі на орбіту!]]» ({{lang-fr|Tous sur orbite !}}).
* {{ref-en}} [http://www.exploratorium.edu/saturn/saturn.html Saturn The Cassini-Huygens mission]&nbsp;— дослідження Сатурну місією [[Кассіні — Гюйгенс]].
* {{ref-en}} [http://www.exploratorium.edu/saturn/saturn.html Saturn The Cassini-Huygens mission]&nbsp;— дослідження Сатурна місією [[Кассіні — Гюйгенс]].
* [https://youtu.be/2FWmCZ2SjUY Сатурн — далека загадкова планета] — відео ''[[Tokar.ua]]''
* [https://youtu.be/2FWmCZ2SjUY Сатурн — далека загадкова планета] — відео ''[[Tokar.ua]]''


Рядок 439: Рядок 433:


[[Категорія:Сатурн]]
[[Категорія:Сатурн]]
[[Категорія:Газові гіганти]]

Поточна версія на 21:49, 1 серпня 2024

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Сатурн.
Сатурн ♄
Фотографія Сатурна, зроблена космічним телескопом Хаббл 2001 року
Названа на честьСатурн і У-сін
Орбітальні характеристики
Епоха J2000
Велика піввісь1 433 449 370 км
9,582  а.о.
Перигелій1 353 572 956 км
9,048 а.о.
Афелій1 513 325 783 км
10,116 а. о.
Ексцентриситет0,055 723 219
Орбітальний період29,4571 років
Синодичний період378,09 діб
Середня орбітальна швидкість9,69 км/с
Нахил орбіти2,485 240° до екліптики
5,51° до сонячного екватора
Довгота висхідного вузла113,642 811°
Аргумент перицентру336,013 862°
Супутники145[1][2]
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус60 268 ± 4 км[3]
9,4492 Землі
Полярний радіус54 364 ± 10 км
8,5521 Землі
Сплюснутість0,09796 ± 0,00018
Площа поверхні4,27× 1010 км²[4]
83,703 Землі
Об'єм8,2713× 1014 км³[5]
763,59 Землі
Маса5,6846× 1026 кг
95,152 мас Землі
Середня густина687 кг/м3
Прискорення вільного падіння на поверхні10,44 м/с²
1,065 g
Друга космічна швидкість35,5 км/с[5]
Період обертання10 год. 34 хв 13с ± 2с
Екваторіальна швидкість обертання9,87 км/c
Нахил осі26,73°[5]
Пряме піднесення північного полюса21 год 10 мін 44 с
317,68143°
Схилення північного полюса52,88650°
Альбедо0,342 (Бонд)
0,47 (геометричне)
Видима зоряна величинавід +1.47 до −0.24[6]
Атмосфера
Тиск на поверхні0,636 (0,4-0,87) кПа
Шкальна висота59.5 км
Склад • 95,32 % (+/-2.4 %) молекулярного водню
 • 3,25 % (+/-2.4 %) гелію
 • 4500 (+/-2000) ppm метану
 • 125 (+/-75) ppm аміаку
 • 110 (+/-58) ppm дейтериду водню
 • 7 (+/-1.5) ppm етану
 • аміачний лід
 • водяний лід
 • гідросульфід амонію[7]
CMNS: Сатурн у Вікісховищі

Сату́рн — шоста за віддаленістю від Сонця та друга за розмірами планета Сонячної системи. Сатурн швидко обертається навколо своєї осі (з періодом — 10,23 години), складається переважно з рідкого водню і гелію, має товстий шар атмосфери. Навколо Сонця Сатурн обертається за 29,46 земного року на середній відстані 1427 млн км. Екваторіальний діаметр верхньої межі хмар — 120 536 км, а полярний — на кілька сотень кілометрів менший[джерело?]. В атмосфері Сатурна міститься 94 % водню і 6 % гелію (за об'ємом). Його маса у 95 разів більша за масу Землі, магнітне поле трохи слабше за земне. Вважається, що Сатурн має невелике ядро з силікатів і заліза, покрите льодом і глибоким шаром рідкого водню. За останніми даними відомо про існування 145 природних супутників Сатурна, найбільший із яких — Титан.

На відміну від Юпітера, смуги на Сатурні доходять до дуже високих широт — 78°. Спостерігається величезне овальне утворення розміром із Землю, розташоване недалеко від північного полюса, назване Великою білою плямою, виявлено кілька плям меншого розміру. Через більшу, ніж на Юпітері швидкість потоків, ці ураганні вихори швидко згасають і перемішуються зі смугами. Швидкості зональних вітрів поблизу екватора сягають 400—500 м/с, а на широті 30° — близько 100 м/с. Невисока контрастність кольорів на видимому диску Сатурна пов'язана з тим, що через низькі температури в надхмарній атмосфері Сатурна, де пари аміаку виморожуються, утворюється шар густого туману, який ховає структуру поясів і зон, тому на Сатурні вони помітні не так чітко, як на Юпітері.

Сатурн має помітну систему кілець, що складаються здебільшого з частинок криги, меншої кількості важких елементів і пилу. Титан — найбільший серед супутників Сатурна — другий за розмірами супутник у Сонячній системі (після супутника Юпітера, Ганімеда), який перевершує за своїми розмірами планету Меркурій і єдиний серед супутників Сонячної системи має досить потужну атмосферу. Ученим відомі 118 супутників планети Сатурн.

1997 року до Сатурна було запущено автоматичну міжпланетну станцію «Кассіні». Вона дісталася до системи Сатурна 2004 року й перебувала на орбіті планети до вересня 2017 року. До її завдань входило вивчення структури кілець, а також динаміки атмосфери й магнітосфери Сатурна.

Сатурн серед планет Сонячної системи

[ред. | ред. код]

Сатурн належить до газових гігантів: він складається переважно з газів і не має твердої поверхні. Маса планети у 95 разів перевищує масу Землі, однак середня густина Сатурна становить усього 0,69 г/см³, це єдина планета Сонячної системи, чия середня густина менша від густини води. Тому, хоча маси Юпітера та Сатурна відрізняються більше, ніж утричі, їхні екваторіальні діаметри відрізняються лише на 19 %. Густина інших газових гігантів значно більша. Прискорення вільного падіння на екваторі становить 10,44 м/с², що можна порівняти зі значеннями на Землі та Нептуні, але набагато менше, ніж на Юпітері. Екваторіальний радіус планети дорівнює 60 300 км, а полярний — 54 400 км; серед усіх планет Сонячної системи Сатурн має найбільше стиснення.

Орбітальні характеристики й обертання

[ред. | ред. код]

Середня відстань між Сатурном і Сонцем становить 9,58 а. о. (1430 млн км)[7]. Оскільки ексцентриситет орбіти Сатурна дорівнює 0,056, то різниця у відстані до Сонця в перигелії та афелії становить 162 млн км[7]. Рухаючись із середньою швидкістю 9,69 км/с, Сатурн обертається навколо Сонця приблизно за 29,5 років (10 759 діб). Відстань Сатурна від Землі змінюється в межах від 8,0 до 11,1 а. о. (1195—1660 млн км), середня відстань під час протистояння — близько 1280 млн км[7]. Сатурн і Юпітер обертаються майже в точному резонансі (2:5).

Видимі під час спостережень характерні об'єкти атмосфери Сатурна обертаються з різною швидкістю залежно від широти. Як й у випадку Юпітера, є кілька груп таких об'єктів. Так звана «Зона 1» має період обертання 10 год 14 хв 00 с (844,3 °/добу). Вона простягається від північного краю південного екваторіального поясу до південного краю північного екваторіального поясу. На інших широтах Сатурна, складових «Зони 2», період обертання спочатку було оцінено в 10 год 39 хв 24 с (810,76 °/добу). Згодом дані було переглянуто: нова оцінка — 10 год, 34 хв та 13 с. «Зона 3», наявність якої передбачається на основі спостережень радіовипромінювання планети під час польоту «Вояджера-1», має період обертання 10 год 39 хв 22,5 с (швидкість 810,8 °/добу).

Періодом обертання Сатурна навколо осі вважають 10 годин 34 хвилини і 13 секунд[8]. Точна величина періоду обертання внутрішніх частин планети залишається невідомою. Коли апарат «Кассіні» 2004 року досяг Сатурна, за спостереженнями радіовипромінювання було виявлено, що період обертання внутрішніх частин помітно перевищує період обертання в «Зоні 1» та «Зоні 2» і становить приблизно 10 год 45 хв 45 с (± 36 с)[9].

У березні 2007 року було виявлено, що обертання діаграми спрямованості радіовипромінювання Сатурна утворюється конвекційними потоками в плазмовому диску, які залежать не тільки від обертання планети, а й від інших факторів. Було також повідомлено, що коливання періоду обертання діаграми спрямованості пов'язано з активністю кріовулкана на супутнику Сатурна — Енцеладі. Заряджені частинки водяної пари на орбіті планети призводять до викривлення магнітного поля і, як наслідок, картини радіовипромінювання. Виявлена картина наводить на думку, що на сьогодні[коли?] взагалі не існує коректного методу визначення швидкості обертання ядра планети[10][11][11].

Походження

[ред. | ред. код]

Походження Сатурна (як і Юпітера) пояснюють дві основні гіпотези. Згідно з гіпотезою «контракції», склад Сатурна, подібний до Сонця (велика частка водню), і, як наслідок, малу густину можна пояснити тим, що під час формування планет на ранніх стадіях розвитку Сонячної системи в газопиловому диску утворилися масивні «згущення», що дали початок планетам, тобто, Сонце і планети формувалися однаково. Ця гіпотеза не може пояснити відмінності у складі Сатурна і Сонця[12].

Гіпотеза «акреції» стверджує, що утворення Сатурна відбувалося у два етапи. Спочатку протягом 200 мільйонів років формувалися тверді щільні тіла на зразок планет земної групи[12]. У цей час з області Юпітера і Сатурна було дисиповано частину газу, що надалі зумовило різницю в хімічному складі Сатурна і Сонця. Другий етап розпочався, коли найбільші тіла досягли подвоєної маси Землі. Протягом декількох сотень тисяч років тривала акреція газу на ці тіла з первинної протопланетної хмари. На другому етапі температура зовнішніх шарів Сатурна сягала 2000 °C[12].

Атмосфера

[ред. | ред. код]

Зовнішня атмосфера Сатурна складається на 96,3 % з молекулярного водню і на 3,25 % з гелію по об'єму[13] Частка гелію в атмосфері Сатурна значно менша ніж на Сонці[14]. Частка вмісту елементів важчих за гелій точно не відома, але припускається, що пропорції такі ж, як і при формуванні Сонячної системи. Повна маса цих важчих елементів оцінюється в 19—31 мас Землі, їх значна частина знаходиться в області ядра Сатурна[15].

В атмосфері було задетектовано сліди аміаку, ацетилену, етану, пропану, фосфіну і метану[16][17][18]. Верхні шари хмар складаються з кристалів аміаку, а нижчі шари складаються з гідросульфіду амонію (NH4SH) або з води[19]. Ультрафіолетове випромінювання Сонця викликає фотоліз метану у верхніх шарах атмосфери, що приводить до реакцій з утворенням вуглеводнів, які потім опускають нижче завдяки дифузії. Цей фотохімічний цикл модулюється річним сезонним циклом Сатурна[18].

Смуги хмар

[ред. | ред. код]

Атмосфері Сатурна властивий такий самий патерн смуг, як і атмосфері Юпітера, однак на Сатурні ці смуги менш помітні й поблизу екватора значно ширші. Номенклатура для описання цих смуг така ж, як і для смуг Юпітера. Тонша структура хмарних смуг Сатурна не спостерігалась аж до прольоту Вояджера протягом 1980-х. Відтоді, наземна телескопія покращилась настільки, що стали можливими постійні спостереження смуг[20].

Температура та тиск

[ред. | ред. код]

Склад хмар залежить від висоти й змінюється зі збільшенням тиску. У верхніх шарах із температурою 100—160 K і тиском 0,5—2 бар хмари складаються з аміачного льоду. Хмари водяного льоду починають утворюватися на рівні, де тиск становить близько 2,5 бар, і продовжуються до рівня 9,5 бар, де температура змінюється в межах 185—270 K.

Довготривалі утворення

[ред. | ред. код]

Шестикутник на Північному полюсі

[ред. | ред. код]
Шестикутник на північному полюсі Сатурна та його вихор, а також кільця (02.04.2014).
Докладніше: Шестикутник Сатурна

Постійне хмарне утворення в атмосфері Сатурна поблизу Північного полюса (на широті 78 °), яке має форму шестикутника, було вперше помічено на знімках Вояджера[21][22]. Сторони шестикутника мають довжину приблизно 13 800 км, що більше, ніж діаметр Землі[23]. Уся структура обертається з періодом 10 год 39 хв 24 с (що збігається з періодом радіовипромінювання планети). Припускається, що це період обертання всієї внутрішньої частини Сатурна[24].

Вихор на Південному полюсі

[ред. | ред. код]
Шторм на південному полюсі Сатурна

Знімки Південного полюсу зроблені телескопом Габбла вказують на присутність струменевої течії, однак відсутність сильного полярного вихору чи якоїсь гексагональної стоячої хвилі[25]. НАСА повідомило, що в листопаді 2006 року «Кассіні» спостерігав ураганоподібний шторм поблизу південного полюса, що мав чітко виражене око циклону[26][27]. До цього часу око циклону не спостерігалось на жодних інших планетах, крім Землі (наприклад, Велика Червона Пляма Юпітера не має ока циклону[28])

Інші

[ред. | ред. код]

Зараз[коли?] в атмосфері Сатурна є також таке утворення як Велика біла пляма. Це непостійний шторм, що має періодичність приблизно 28 років і може спостерігатися з Землі завдяки характерному білому кольору хмар.

Магнітне поле та магнітосфера Сатурна

[ред. | ред. код]
Докладніше: Магнітосфера Сатурна

Сатурн має власне магнітне поле простої симетричної форми — магнітний диполь. Найбільш імовірно, магнітне поле генерується як і на Юпітері — струмами рідкого метал-гідрогенного шару що звуться метал-гідрогенне динамо[29]. Цікавою особливістю є те, що вісь диполя збігається з віссю обертання планети на відміну від Землі, Меркурія та Юпітера. Його сила на екваторі — 0,2 гаус — приблизно одна двадцята від поля Юпітера, або ж вдвічі менше, ніж земне магнітне поле[30]. У результаті магнітосфера Сатурна є значно меншою, ніж у Юпітера[29]. Коли Вояджер-2 входив у магнітосферу Сатурна, сонячний вітер створював великий тиск і магнітосфера простягалась лише на 19 радіусів Сатурна (1,1 млн км)[31]. Через кілька годин вона розширилась і залишалась такою впродовж наступних 3 днів[32].

Магнітосфера Сатурна, як і земна, продукує полярне сяйво[33]. Вона має симетричний вигляд. Радіаційні пояси мають правильну форму, у них виявлено порожнини, де заряджені частинки вимітаються супутниками чи кільцями. Поблизу кілець концентрація частинок незначна. За супутниками Сатурна тягнуться хвости з нейтральних та іонізованих молекул і атомів газу, що утворюють гігантські тори на орбітах. Одним із джерел такого тора є верхня атмосфера Титана, найбільшого супутника Сатурна.

Кільця Сатурна

[ред. | ред. код]
Сатурн, фотографія з «Вояджера-1»
Докладніше: Кільця Сатурна

Візитною карткою Сатурна є відомі кільця, що оперізують планету навколо екватора й складаються з безлічі крижаних часток розмірами часток від міліметра до декількох метрів. Вісь обертання Сатурна нахилена до площини його орбіти на 26° 44', тому під час руху орбітою кільця змінюють свою орієнтацію відносно Землі. Коли площина кілець перетинає Землю, навіть у середні телескопи побачити їх неможливо, тому що товщина кілець — усього кілька десятків метрів, хоча їхня ширина сягає 137 000 км. Кільця обертаються навколо Сатурна і, відповідно до законів Кеплера, швидкість обертання внутрішніх частин кільця більша, ніж зовнішніх.

Існує три головних кільця, названих A, B і C. Вони добре помітні з Землі. Слабші кільця називають D, E та F. При ближчому розгляді кілець виявляється дуже багато. Між кільцями існують щілини, де немає частинок. Найбільшу щілину, яку можна побачити у середній телескоп із Землі (між кільцями А і В), названо щілиною Кассіні. Ясними ночами у потужніші телескопи можна побачити й менш помітні щілини.

Походження

[ред. | ред. код]

Є дві основні гіпотези про походження кілець. Перша з них каже, що кільця є залишками знищеного супутника Сатурна. Друга стверджує, що кільця є залишками протопланетної хмари, з якої утворилися всі тіла Сонячної системи. Всередині межі Роша, де обертається більша частина кілець, утворення супутників неможливе через гравітаційний вплив планети, що руйнує всі більш-менш значні тіла. Частинки кілець багаторазово зіштовхуються, руйнуються і злипаються знову. У кільці E частина льоду з'являється завдяки гейзерам місяця Енцелада[34][35][36].

Фізика планети

[ред. | ред. код]
Сатурн та його кільця в ультрафіолетовому спектрі

Потік сонячної енергії, що досягає Сатурна, у 91 раз менший, ніж біля Землі. Температура на нижній межі хмар Сатурна становить 150 К. Однак тепловий потік від Сатурна вдвічі перевищує потік енергії, що Сатурн отримує від Сонця. Джерелом цієї внутрішньої енергії може бути енергія, що виділяється внаслідок гравітаційної диференціації речовини, коли важчий гелій повільно занурюється в надра планети[джерело?].

«Вояджери» зафіксували ультрафіолетове випромінювання водню в атмосфері середніх широт і полярні сяйва на широтах вище 65°. Така активність може призвести до утворення складних вуглеводневих молекул. Полярні сяйва середніх широт, що відбуваються тільки на освітлених Сонцем ділянках, виникають з тих же причин, що і полярні сяйва на Землі. Різниця лише в тому, що на нашій планеті це явище характерне тільки для високих широт.

Супутники Сатурна

[ред. | ред. код]
Докладніше: Супутники Сатурна

Станом на травень 2023 року, відомо 145 супутників Сатурна[1][2]. До 2000 року супутників було відомо тільки 18, 12 з них — понад 100 км у діаметрі.

Орбіта внутрішніх супутників, Пана і Атласа, лежить біля зовнішнього краю кільця А. Наступний супутник, Прометей, відповідає за щілину, що прилягає до внутрішнього краю кільця F. Потім — Пандора, відповідальна за утворення іншої межі кільця F. Вони виявлені на фотографіях, зроблених із космічних апаратів. Наступні два супутники — Епіметей і Янус — виявлені з Землі, вони поділяють спільну орбіту. Різниця у відстані до Сатурна становить лише 30—50 кілометрів.

Знімок з космічного апарата «Кассіні — Гюйгенс» 6 жовтня 2004 р.

Мімас незвичайний тим, що на ньому виявлено величезний кратер, названий Гершелем, який має розмір із третину супутника. Його вкрито тріщинами, що, імовірно, зумовлені припливними деформаціями, оскільки серед супутників Сатурна Мімас — найближчий до планети. Розмір Гершеля — 130 кілометрів. Він заглиблений у поверхню на 10 кілометрів, з центральною гіркою, майже такою ж за висотою, як і гора Еверест на Землі.

Енцелад має найактивнішу поверхню з усіх супутників у системі (можливо, за винятком Титана, чия поверхня не фотографувалася). На ньому видні сліди потоків, що зруйнували колишній рельєф, тому вважається, що надра цього супутника можуть бути активними й досі. Крім того, хоча кратери можуть спостерігатися на всій поверхні, на деяких ділянках ці утворення мають невеликий вік, кілька сотень мільйонів років. Це має означати, що частина поверхні Енцелада усе ще змінюється. Вважається, що причиною активності є вплив припливних сил Сатурна, які розігрівають Енцелад.

Тефія відома своєю величезною тріщиною-розломом, довжиною 2000 км — три чверті довжини екватора супутника. Фотографії Тефії, отримані «Вояджером-2», показали великий гладкий кратер із третину діаметра самого супутника, названий Одіссеєм. Він більший, ніж кратер Гершель на Мімасі. Про походження розлому існують кілька гіпотез, у тому числі й та, яка передбачає такий період в історії Тефії, коли вона була рідкою. При замерзанні могла утворитися тріщина. Температура поверхні Тефії −86 °С.

Наступні два супутники — Каліпсо і Телесто в минулому названі Троянськими Тефіями, за аналогією з троянцями, оскільки перебувають у точках Лагранжа на орбіті Тефії. Один із них відстає, а інший — випереджає Тефію на її орбіті на 60°.

Діона на поверхні має сліди викиду світлого матеріалу у вигляді інею, безліч кратерів і звивисту долину. Діона на своїй орбіті теж має троянців: Гелена на 60° попереду та Полідевкна 60° позаду.

Є ще три непідтверджених відкриття супутників. Один із них близький до орбіти Діони, другий розташовано між орбітами Тефії і Діони, і третій — між Діоною і Реєю. Усі три виявлені на фотографіях, зроблених із «Вояджера 2», але поки що ніде більше.

Рея — має стару, суцільно всіяну кратерами поверхню. На ній, як і на Діоні, виділяються яскраві тонкі смуги. Ці утворення — мабуть, складаються з льоду, що заповнює розломи в корі супутників.

Мімас, Енцелад, Тефія, Діона і Рея приблизно сферичні за формою і, швидше за все, складаються здебільшого з водяного льоду. Енцелад відбиває майже 100 відсотків сонячного світла, що підтверджує припущення про крижану поверхню. Мімас, Тефія, Діона і Рея повністю вкриті кратерами.

Титан, діаметр якого 5150 км, — один із найцікавіших супутників Сатурна. Вважається, що склад і процеси, що відбуваються в атмосфері цього супутника схожі з тими, які мільярди років тому можна було б побачити в земній атмосфері. Його поверхню неможливо роздивитися крізь імлу в густій атмосфері, що складається на 85 % з азоту, близько 12 % аргону і менше ніж 3 % метану. Також спостерігається невелика кількість етану, пропану, ацетилену, етилену, водню, кисню та інших складових. Тиск біля поверхні Титана — 1,6 атмосфери. Температура верхніх шарів атмосфери цього супутника близька до −150 °C, а поверхні — −180 °C. Поверхня Титана складається з льоду з домішкою силікатних порід. Середня густина речовини, що складає супутник — 1,9 г/см³. На Титані є численні озера з рідких етану, метану й азоту. Метан на Титані під дією світла перетворюється на етан, ацетилен, етилен, і (у сполученні з азотом) у солі ціанистої кислоти. Останні — особливо цікаві молекули: це будівельні цеглинки для амінокислот. Низька температура, безумовно, гальмує утворення складніших органічних речовин. У Титана немає магнітного поля, однак він взаємодіє з полем Сатурна, що створює за ним магнітний хвіст.

Гіперіон — супутник неправильної форми, на поверхні якого немає слідів внутрішньої активності. Неправильна форма супутника викликає незвичайне явище: щоразу, коли гігантський Титан і Гіперіон зближаються, Титан гравітаційними силами змінює орієнтацію Гіперіона, що за змінним блиском супутника можна відстежити з Землі. Неправильна форма Гіперіона і сліди давнього бомбардування метеоритами дозволяють назвати Гіперіон найстаршим у системі Сатурна.

Орбіта Япета віддалена від Сатурна майже на 4 мільйони кілометрів. Япет відомий неоднорідно яскравою поверхнею. Супутник, подібно Місяцю з Землею, завжди обернений до Сатурна одним боком, тож орбітою він рухається тільки одним боком вперед. Цей бік у 10 разів темніший, ніж протилежний. Це пов'язують із тим, що при русі орбітою супутник «підмітає» цим боком пил і дрібні частки, що також обертаються навколо Сатурна. Поверхня стає темнішою, а це спричиняє посилений нагрів Сонцем, випаровування льоду з цього боку та його конденсацію на протилежному і, як наслідок, подальше збільшення різниці забарвлення.

Феба обертається навколо планети в напрямку, протилежному до обертання більшості інших супутників і самого Сатурна навколо своєї осі. Вона має, загалом, кулясту форму і відбиває близько 6 відсотків сонячного світла. Крім Гіперіона, це єдиний супутник, не обернений до Сатурна одним боком. Усі ці особливості обґрунтовано дозволяють сказати, що Феба — захоплений у гравітаційну пастку астероїд.

Дослідження планети

[ред. | ред. код]
Докладніше: Дослідження Сатурна
Сатурн між супутником «Кассіні» та Сонцем (15.09.2006)

Сатурн — одна з п'яти планет Сонячної системи, легко видимих неозброєним оком із Землі. У максимумі блиск Сатурна перевищує першу зоряну величину. Щоб спостерігати кільця Сатурна, потрібен телескоп діаметром не менше 15 мм[37]. В апертуру 100 мм видно темнішу полярну шапку, темну смугу тропіків і тінь кілець на планеті. А у 150—200 мм телескоп стають помітними чотири — п'ять смуг хмар в атмосфері та неоднорідності в них, але їх контраст менш помітний, ніж у юпітеріанських.

Вперше спостерігаючи Сатурн у телескоп (у 1609—1610 роках) Галілео Галілей помітив, що Сатурн виглядає не як єдине небесне тіло, а як три тіла, що майже торкаються одне одного, і висунув припущення, що це два великих «компаньйони» (супутники) Сатурна. Два роки по тому Галілей повторив свої спостереження і, на свій подив, не виявив супутників[38].

1659 року Християн Гюйгенс за допомогою потужнішого телескопа з'ясував, що «компаньйони» — це насправді тонке плоске кільце, яке оперізує планету і не торкається до неї. Гюйгенс також відкрив найбільший супутник Сатурна — Титан. Починаючи з 1675 року планету вивчав Кассіні. Він помітив, що кільце складається з двох частин, розділених помітним проміжком — щілиною Кассіні, і відкрив ще кілька великих супутників Сатурна: Япет, Тефію, Діону і Рею.

Сатурн та його кільця 

Значних відкриттів не було до 1789 року, коли Вільям Гершель відкрив ще два супутники — Мімас і Енцелад. Потім групою британських астрономів було відкрито супутник Гіперіон, із формою, що значно відрізняється від кулястої. Супутник перебуває в орбітальному резонансі з Титаном[39]. 1899 року Вільям Пікерінг відкрив Фебу, яка належить до класу нерегулярних супутників і обертається не синхронно з Сатурном, як більшість супутників. Період її обертання навколо планети — понад 500 днів, обертання відбувається у протилежному напрямку. 1944 року Джерард Койпер відкрив густу атмосферу на Титані[40][41]. Як для супутника це унікальна річ у Сонячній системі.

У 1990-х Сатурн, його супутники і кільця неодноразово досліджувалися космічним телескопом Габбл. Довготривалі спостереження дали чимало нової інформації, яка була недоступна для «Піонера-11» і «Вояджерів» під час їх одноразових прольотів повз планету. Також було відкрито кілька супутників Сатурна і визначено максимальну товщину його кілець. Вимірами, що здійснені 20—21 листопада 1995 року, було визначено їх детальну структуру[42]. У період максимального нахилу кілець (2003) було отримано 30 зображень планети в різних діапазонах довжин хвиль, що на той час давало найкраще охоплення відповідно до спектра випромінювань за всю історію спостережень[43]. Ці зображення дозволили вченим краще вивчити динамічні процеси, що відбуваються в атмосфері, і створити моделі сезонної поведінки атмосфери. Також широкомасштабні спостереження Сатурна здійснювалися Європейською південною обсерваторією в період із 2000 по 2003 рік. Було виявлено кілька маленьких супутників неправильної форми[44].

У травні 2023 року, Центр малих планет (MPC) затвердив назви ще 28 супутників, відкритих навколо Сатурна. Їхні характеристики опубліковані у повідомленнях на сайті Міжнародного астрономічного союзу (МАС). Нові супутники відшукали канадські астрономи Едвард Ештон (Edward Ashton) і Бретт Гледмен завдяки спостереженням телескопа CFHT. Їм вдалося виявити 120 тіл неправильної форми діаметрами від 2 до 5 кілометрів, які рухаються разом з Сатурном. Разом із новими, загальний список супутників планети Сатурн розширився до 118[45].

Космічні місії

[ред. | ред. код]

1979 року космічний апарат «Піонер-11» пролетів на відстані 20 тис. км від Сатурна і зробив фото планети та її супутників, хоча роздільна здатність була надто низькою, щоб можна було розгледіти подробиці рельєфу поверхні.

«Вояджер-1» відвідав планетну систему в листопаді 1980 і отримав перші зображення високої роздільної здатності. У серпні 1981 року роботу продовжив «Вояджер-2», засвідчивши змінний характер атмосферних утворень на планеті.

Міжпланетна станція «Кассіні — Гюйгенс» вийшла на орбіту Сатурна 1 липня 2004 року. Вона неодноразово пролітала біля Титана й висадила на нього спускний апарат «Гюйгенс». Завдяки отриманим фото вдалося розглянути озера та гори на супутнику. Отримані зі станції фотографії дозволили відкрити нові супутники, уточнити структуру кілець, виявити блискавки на поверхні планети.

Цікаві факти

[ред. | ред. код]
  • В англійській мові день тижня субота (англ. Saturday) походить від назви планети Сатурн (англ. Saturn), названої, своєю чергою, іменем римського бога рільництва Сатурна.

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ а б Saturn regains status as planet with most moons in solar system. // Hannah Devlin and Nicola Davis. Fri 12 May 2023 18.07 BST
  2. ↑ а б Сатурн знову став планетою з найбільшою кількістю супутників. // Автор: Тетяна Денисенко. 13.05.2023
  3. ↑ Yeomans, Donald K. (13 липня 2006). HORIZONS System. NASA JPL. Архів оригіналу за 25 червня 2007. Процитовано 8 серпня 2007.—Перейдите в «web interface», выберите «Ephemeris Type: ELEMENTS», «Target Body: Saturn Barycenter» и «Center: Sun».
  4. ↑ NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures. Solarsystem.nasa.gov. 22 березня 2011. Архів оригіналу за 6 жовтня 2011. Процитовано 8 серпня 2011.
  5. ↑ а б в Williams, Dr. David R. (7 вересня 2006). Saturn Fact Sheet. NASA. Архів оригіналу за 21 серпня 2011. Процитовано 31 липня 2007.
  6. ↑ Schmude, Richard W Junior (2001). Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000. Georgia Journal of Science. Архів оригіналу за 16 жовтня 2007. Процитовано 14 жовтня 2007.
  7. ↑ а б в г (англ.)Факти про Сатурн на сайті NASA [Архівовано 2010-01-06 у Wayback Machine.]
  8. ↑ Архівована копія. Архів оригіналу за 12 січня 2012. Процитовано 21 березня 2012.{{cite web}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title (посилання)
  9. ↑ Архівована копія. Архів оригіналу за 29 серпня 2011. Процитовано 21 березня 2012.{{cite web}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title (посилання)
  10. ↑ http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/
  11. ↑ а б http://www.sciencemag.org/content/316/5823/442
  12. ↑ а б в Б. Ю. Левин, А. В. Витязев. Происхождение Солнечной системы (планетная космогония) // Физика Космоса. — 1986.(рос.)
  13. ↑ Saturn [Архівовано 2013-02-23 у Wayback Machine.]. Universe Guide. Retrieved 29 March 2009.
  14. ↑ Guillot, Tristan та ін. (2009). Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens. У Dougherty, Michele K.; Esposito, Larry W.; Krimigis, Stamatios M. (ред.). Saturn from Cassini-Huygens. Springer Science+Business Media B.V. с. 745. arXiv:0912.2020. Bibcode:2009sfch.book..745G. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_23. ISBN 978-1-4020-9216-9.
  15. ↑ Guillot, Tristan (1999). Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System. Science. 286 (5437): 72—77. Bibcode:1999Sci...286...72G. doi:10.1126/science.286.5437.72. ISSN 0036-8075. PMID 10506563.
  16. ↑ Courtin, R. та ін. (1967). The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra. Bulletin of the American Astronomical Society. 15: 831. Bibcode:1983BAAS...15..831C.
  17. ↑ Cain, Fraser (22 January 2009). Atmosphere of Saturn. Universe Today. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 20 July 2011.
  18. ↑ а б Guerlet, S.; Fouchet, T.; Bézard, B. (November 2008). Charbonnel, C.; Combes, F.; Samadi, R. (ред.). Ethane, acetylene and propane distribution in Saturn's stratosphere from Cassini/CIRS limb observations. SF2A-2008: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics: 405. Bibcode:2008sf2a.conf..405G.
  19. ↑ Martinez, Carolina (5 September 2005). Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep. NASA. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 29 April 2007.
  20. ↑ Orton, Glenn S. (September 2009). Ground-Based Observational Support for Spacecraft Exploration of the Outer Planets. Earth, Moon, and Planets. 105 (2–4): 143—152. Bibcode:2009EM&P..105..143O. doi:10.1007/s11038-009-9295-x.
  21. ↑ Godfrey, D. A. (1988). A hexagonal feature around Saturn's North Pole. Icarus. 76 (2): 335. Bibcode:1988Icar...76..335G. doi:10.1016/0019-1035(88)90075-9.
  22. ↑ Sanchez-Lavega, A. та ін. (1993). Ground-based observations of Saturn's north polar SPOT and hexagon. Science. 260 (5106): 329—32. Bibcode:1993Sci...260..329S. doi:10.1126/science.260.5106.329. PMID 17838249.
  23. ↑ New images show Saturn's weird hexagon cloud. MSNBC. 12 грудня 2009. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 29 вересня 2011.
  24. ↑ Godfrey, D. A. (9 March 1990). The Rotation Period of Saturn's Polar Hexagon. Science. 247 (4947): 1206—1208. Bibcode:1990Sci...247.1206G. doi:10.1126/science.247.4947.1206. PMID 17809277.
  25. ↑ Sánchez-Lavega, A. та ін. (8 жовтня 2002). Hubble Space Telescope Observations of the Atmospheric Dynamics in Saturn's South Pole from 1997 to 2002. Bulletin of the American Astronomical Society. Т. 34. American Astronomical Society. с. 857. Bibcode:2002DPS....34.1307S. Процитовано 6 липня 2007.
  26. ↑ NASA catalog page for image PIA09187. NASA Planetary Photojournal. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 23 травня 2007.
  27. ↑ Huge 'hurricane' rages on Saturn. BBC News. 10 листопада 2006. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 29 вересня 2011.
  28. ↑ NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn. NASA. 9 листопада 2006. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 20 листопада 2006.
  29. ↑ а б McDermott, Matthew (2000). Saturn: Atmosphere and Magnetosphere. Thinkquest Internet Challenge. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 15 липня 2007.
  30. ↑ Russell, C. T. та ін. (1997). Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere. UCLA – IGPP Space Physics Center. Архів оригіналу за 5 жовтня 2011. Процитовано 29 квітня 2007.
  31. ↑ Voyager – Saturn's Magnetosphere. NASA Jet Propulsion Laboratory. 18 жовтня 2010. Архів оригіналу за 6 жовтня 2011. Процитовано 19 липня 2011.
  32. ↑ Atkinson, Nancy (14 December 2010). Hot Plasma Explosions Inflate Saturn's Magnetic Field. Universe Today. Архів оригіналу за 6 жовтня 2011. Процитовано 24 August 2011.
  33. ↑ Russell, Randy (3 червня 2003). Saturn Magnetosphere Overview. Windows to the Universe. Архів оригіналу за 6 жовтня 2011. Процитовано 19 липня 2011.
  34. ↑ Spahn, F. та ін. (2006). Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring. Science. 311 (5766): 1416—1418. Bibcode:2006Sci...311.1416S. doi:10.1126/science.1121375. PMID 16527969.
  35. ↑ Finger-like Ring Structures In Saturn’s E Ring Produced By Enceladus’ Geysers (Saturn Images from NASA's Cassini Spacecraft). Архів оригіналу за 19 квітня 2015. Процитовано 19 квітня 2016.
  36. ↑ ICY TENDRILS REACHING INTO SATURN RING TRACED TO THEIR SOURCE (Cassini Press Release).
  37. ↑ Eastman, Jack (1998). Saturn in Binoculars. The Denver Astronomical Society. Архів оригіналу за 21 серпня 2011. Процитовано 3 вересня 2008.
  38. ↑ Baalke, Ron. Saturn: History of Discoveries. Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, NASA. Архів оригіналу за 2 лютого 2012. Процитовано 19 листопада 2011.
  39. ↑ Robert Nemiroff, Jerry Bonnell; Перевод: А. Козырева, Д. Ю. Цветков (26 июля 2005). Гиперион: губчатый спутник Сатурна (російською) . Архів оригіналу за 21 серпня 2011. Процитовано 16 сентября 2009.
  40. ↑ 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.
  41. ↑ G. P. Kuiper (1944). Titan: a Satellite with an Atmosphere. Astrophysical Journal. 100: 378. doi:10.1086/144679.
  42. ↑ Dušek, Jiří (1995). Saturn bez prstence - live III. Kozmos (slovensky) . XXVI: 20—21. ISSN 0323-049X.
  43. ↑ NASA Press Release (2003). Saturnove prstence v najväčšom sklone. Kozmos (slovensky) . XXXIV: 12. ISSN 0323-049X.
  44. ↑ Kulhánek, Petr (2007). Magnetická pole v sluneční soustavě III. Astropis: 15. ISSN 1211-0485.
  45. ↑ Навколо Сатурна нарахували ще 28 супутників. 11.05.2023

Література

[ред. | ред. код]

Посилання

[ред. | ред. код]
Вікіцитати містять висловлювання на тему: Сатурн (планета)
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Сатурн (планета)
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сатурн_(планета)&oldid=43200193