Планетата Сатурн

[Mozo]

За сфероидната форма на Сатурн са характерни силното „сплесване“ в областта на полюсите и „издуване“ в зоната на екватора. Разликата между неговия екваториален (120 536 km) и полярен (108 728 km) диаметър е почти 10%. Причина за това е бързото въртене и течното състояние на планетата. Сатурн е единствената планета в Слънчевата система, която е с по-малка плътност от водата — 0,69 g/cm3. Ядрото на планетата обаче е значително по-плътно от леката атмосфера.

Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (от вътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали. Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда (хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите).



За атмосферата на Сатурн са характерни облачни пояси подобни на тези на Юпитер, но много по-бледи и по-широки в областта на екватора. Облачните пояси на Сатурн за първи път са изследвани от апаратите Вояджър. Впоследствие обаче увеличението в разделителната способност на земните телескопи (виж също телескопа Хъбъл) позволява тези пояси да се наблюдават и от Земята. За атмосферата на Сатурн са характерни бури и турбуленции подобни на тези на Юпитер. През 1990 г. телескопът Хъбъл наблюдава голям бял облак близо до екватора на планетата, който не е бил забелязан при наблюденията, извършени от апаратите Вояджър. През 1994 г. е наблюдавана още една по-малка буря. При наблюдения в инфрачервения диапазон е открит полярният вихър (вид турбуленция) за който е характерно, че е значително по-топъл от заобикалящата го атмосфера и е единствен по рода си в Слънчевата система.


Въртене

Сатурн не се върти като твърдо тяло — определени са два периода на въртене в зависимост от географската ширина: Система I има период на въртене от 10 часа 14 минути и 00 секунди (844,3°/ден) и включва екваториалната зона от северната граница на южния екваториален пояс до южната граница на северния екваториален пояс. Всички други ширини са в Система II за която е определен период на въртене от 10 часа 39 минути и 24 секунди (810,76°/ден). Система III се базира на радионаблюдения на планетата и за нея е определен период на въртене от 10 часа 39 минути 22,4 секунди (810,8°/ден). Понеже периодът на Система III е много близък до този на Система II, то в повечето случаи астрономите използват Система II (виж също въртене на Юпитер).

Приближавайки се към Сатурн през 2004 г., апаратът Касини-Хюйгенс открива, че периодът на Система III се е увеличил до 10 часа 45 минути 45 секунди (при грешка ±36 секунди) За повече информация вижте тази статия (на английски). Причината за тази промяна засега е неизвестна.

По последни данни - 03.05.2006, продължителността на денонощието е 10 часа 47 минути 06 секунди (± 40 сек.)Space.com


Пръстените на Сатурн

Най-голямата забележителност на Сатурн вероятно са неговите пръстени — сами по себе си уникален обект в Слънчевата система. Виж пръстени на Сатурн за повече информация.


Исторически наблюдения

Пръстените на Сатурн за първи път са били забелязани от Галилео Галилей през 1610 г., но първоначално той погрешно смятал, че те са големи спътници в близост до планетата. В писмото до своя благодетел, херцогът на Тоскана, Галилей пише:
„Сатурн не е сам, а е съставен от три части които почти се докосват и не се движат или изменят една спрямо друга. Подредени са на една права, успоредна на зодиака, средната част е Сатурн, който е около три пъти по-голям от страничните части“.
Галилео също е описал Сатурн като имащ „уши“. През 1612 г. Земята пресича равнината на пръстените, вследствие на което те стават невидими и през 1613 г. след като Земята се отдалечава от равнината им, те стават отново наблюдаеми. Това явление обърква допълнително Галилео, който смятал пръстените на Сатурн за „дръжки“, стърчащи от двете страни на диска на планетата.

През 1655 г. Кристиян Хюйгенс наблюдава и правилно описва пръстените, използвайки много по-мощен телескоп от този на Галилей. През 1675 г. Джовани Доменико Касини открива, че пръстените се състоят от множество тесни пръстени с пролуки между тях. Най-голямата пролука в пръстените носи неговото име — деление на Касини.

Физически характеристики на пръстените

Пръстените на Сатурн могат да се наблюдават с обикновен любителски телескоп или с бинокъл с добро увеличение. Те се простират от 6 630 до 120 700 km над екватора на планетата и са съставени от силикатни скали, железен оксид и ледени частици с големина, варираща от песъчинки до малки автомобили.

Целият материал: