Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна Сатурн Сату рн шоста за віддаленістю від Сонця та друга за розмірам

Сатурн (планета)

Сатурн (планета)
У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Сатурн.

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[]. 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.

Сатурн image
image
Фотографія Сатурна, зроблена космічним телескопом Хаббл 2001 року
Названа на честь Сатурн і У-сін
Орбітальні характеристики
Епоха J2000
Велика піввісь 1 433 449 370 км
9,582  а.о.
Перигелій 1 353 572 956 км
9,048 а.о.
Афелій 1 513 325 783 км
10,116 а. о.
Ексцентриситет 0,055 723 219
Орбітальний період 29,4571 років
Синодичний період 378,09 діб
Середня орбітальна швидкість 9,69 км/с
Нахил орбіти 2,485 240° до екліптики
5,51° до сонячного екватора
Довгота висхідного вузла 113,642 811°
Аргумент перицентру 336,013 862°
Супутники 145
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус 60 268 ± 4 км
9,4492 Землі
Полярний радіус 54 364 ± 10 км
8,5521 Землі
Сплюснутість 0,09796 ± 0,00018
Площа поверхні

4,27× 1010 км²


83,703 Землі
Об'єм 8,2713× 1014 км³
763,59 Землі
Маса 5,6846× 1026 кг
95,152 мас Землі
Середня густина 687 кг/м3
Прискорення вільного падіння на поверхні 10,44 м/с²
1,065 g
Друга космічна швидкість 35,5 км/с
Період обертання 10 год. 34 хв 13с ± 2с
Екваторіальна швидкість обертання 9,87 км/c
Нахил осі 26,73°
Пряме піднесення північного полюса 21 год 10 мін 44 с
317,68143°
Схилення північного полюса 52,88650°
Альбедо 0,342 (Бонд)
0,47 (геометричне)
Видима зоряна величина від +1.47 до −0.24
Атмосфера
Тиск на поверхні 0,636 (0,4-0,87) кПа
Шкальна висота 59.5 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
 •
image Сатурн у Вікісховищі

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

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

Середня відстань між Сатурном і Сонцем становить 9,58 а. о. (1430 млн км). Оскільки ексцентриситет орбіти Сатурна дорівнює 0,056, то різниця у відстані до Сонця в перигелії та афелії становить 162 млн км. 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. 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. 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).

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[] взагалі не існує коректного методу визначення швидкості обертання ядра планети.

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.

Гіпотеза «акреції» стверджує, що утворення Сатурна відбувалося у два етапи. Спочатку протягом 200 мільйонів років формувалися тверді щільні тіла на зразок планет земної групи. 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.

Атмосфера

Зовнішня атмосфера Сатурна складається на 96,3 % з молекулярного водню і на 3,25 % з гелію по об'єму Частка гелію в атмосфері Сатурна значно менша ніж на Сонці. 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.

В атмосфері було задетектовано сліди аміаку, ацетилену, етану, пропану, фосфіну і метану. Верхні шари хмар складаються з кристалів аміаку, а нижчі шари складаються з (NH4SH) або з води. 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.

Смуги хмар

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.

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 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

Шестикутник на Північному полюсі

image
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. Сторони шестикутника мають довжину приблизно 13 800 км, що більше, ніж діаметр Землі. 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.

Вихор на Південному полюсі

image
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. НАСА повідомило, що в листопаді 2006 року «Кассіні» спостерігав ураганоподібний шторм поблизу південного полюса, що мав чітко виражене око циклону. До цього часу око циклону не спостерігалось на жодних інших планетах, крім Землі (наприклад, Велика Червона Пляма Юпітера не має ока циклону)

Інші

Зараз[] 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

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. 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. У результаті магнітосфера Сатурна є значно меншою, ніж у Юпітера. Коли Вояджер-2 входив у магнітосферу Сатурна, сонячний вітер створював великий тиск і магнітосфера простягалась лише на 19 радіусів Сатурна (1,1 млн км). Через кілька годин вона розширилась і залишалась такою впродовж наступних 3 днів.

Магнітосфера Сатурна, як і земна, продукує полярне сяйво. 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

image
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

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.

image

Фізика планети

image
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[].

«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

Докладніше: Супутники Сатурна

Станом на травень 2023 року, відомо 145 супутників Сатурна. 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.

image
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 . 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

Докладніше: Дослідження Сатурна
image
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. 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.

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.

image
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. 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. 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. 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. 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.

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.

Космічні місії

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

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

Примітки

  1. Saturn regains status as planet with most moons in solar system. // Hannah Devlin and Nicola Davis. Fri 12 May 2023 18.07 BST
  2. 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. 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). . Georgia Journal of Science. Архів оригіналу за 16 жовтня 2007. Процитовано 14 жовтня 2007.
  7. (англ.)Факти про Сатурн на сайті NASA [ 2010-01-06 у Wayback Machine.]
  8. . Архів оригіналу за 12 січня 2012. Процитовано 21 березня 2012.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title ()
  9. . Архів оригіналу за 29 серпня 2011. Процитовано 21 березня 2012.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title ()
  10. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/
  11. http://www.sciencemag.org/content/316/5823/442
  12. Б. Ю. Левин, А. В. Витязев. Происхождение Солнечной системы (планетная космогония) // Физика Космоса. — 1986.(рос.)
  13. Saturn [ 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 .
  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. 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. 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. 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. . 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. — .
  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

  • Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — 548 с. : іл. — .
  • М.Пришляк. Астрономія: підручник для 11 класу. — Харків : Ранок, 2011. — С. 76. — .

Посилання

Вікіцитати містять висловлювання на тему: Сатурн (планета)
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Сатурн (планета)
  • (укр.) Сюжет про Сатурн — французький науково-популярний серіал (фр. Tous sur orbite !).
  • (англ.) Saturn The Cassini-Huygens mission — дослідження Сатурна місією Кассіні — Гюйгенс.
  • Сатурн — далека загадкова планета — відео

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

U Vikipediyi ye statti pro inshi znachennya cogo termina Saturn Satu rn shosta za viddalenistyu vid Soncya ta druga za rozmirami planeta Sonyachnoyi sistemi Saturn shvidko obertayetsya navkolo svoyeyi osi z periodom 10 23 godini skladayetsya perevazhno z ridkogo vodnyu i geliyu maye tovstij shar atmosferi Navkolo Soncya Saturn obertayetsya za 29 46 zemnogo roku na serednij vidstani 1427 mln km Ekvatorialnij diametr verhnoyi mezhi hmar 120 536 km a polyarnij na kilka soten kilometriv menshij dzherelo V atmosferi Saturna mistitsya 94 vodnyu i 6 geliyu za ob yemom Jogo masa u 95 raziv bilsha za masu Zemli magnitne pole trohi slabshe za zemne Vvazhayetsya sho Saturn maye nevelike yadro z silikativ i zaliza pokrite lodom i glibokim sharom ridkogo vodnyu Za ostannimi danimi vidomo pro isnuvannya 145 prirodnih suputnikiv Saturna najbilshij iz yakih Titan Saturn Fotografiya Saturna zroblena kosmichnim teleskopom Habbl 2001 rokuNazvana na chest Saturn i U sinOrbitalni harakteristikiEpoha J2000Velika pivvis 1 433 449 370 km 9 582 a o Perigelij 1 353 572 956 km 9 048 a o Afelij 1 513 325 783 km 10 116 a o Ekscentrisitet 0 055 723 219Orbitalnij period 29 4571 rokivSinodichnij period 378 09 dibSerednya orbitalna shvidkist 9 69 km sNahil orbiti 2 485 240 do ekliptiki 5 51 do sonyachnogo ekvatoraDovgota vishidnogo vuzla 113 642 811 Argument pericentru 336 013 862 Suputniki 145Fizichni harakteristikiEkvatorialnij radius 60 268 4 km 9 4492 ZemliPolyarnij radius 54 364 10 km 8 5521 ZemliSplyusnutist 0 09796 0 00018Plosha poverhni 4 27 1010 km 83 703 ZemliOb yem 8 2713 1014 km 763 59 ZemliMasa 5 6846 1026 kg 95 152 mas ZemliSerednya gustina 687 kg m3Priskorennya vilnogo padinnya na poverhni 10 44 m s 1 065 gDruga kosmichna shvidkist 35 5 km sPeriod obertannya 10 god 34 hv 13s 2sEkvatorialna shvidkist obertannya 9 87 km cNahil osi 26 73 Pryame pidnesennya pivnichnogo polyusa 21 god 10 min 44 s 317 68143 Shilennya pivnichnogo polyusa 52 88650 Albedo 0 342 Bond 0 47 geometrichne Vidima zoryana velichina vid 1 47 do 0 24AtmosferaTisk na poverhni 0 636 0 4 0 87 kPaShkalna visota 59 5 kmSklad 95 32 2 4 molekulyarnogo vodnyu 3 25 2 4 geliyu 4500 2000 ppm metanu 125 75 ppm amiaku 110 58 ppm dejteridu vodnyu 7 1 5 ppm etanu amiachnij lid vodyanij lid Saturn u Vikishovishi Na vidminu vid Yupitera smugi na Saturni dohodyat do duzhe visokih shirot 78 Sposterigayetsya velichezne ovalne utvorennya rozmirom iz Zemlyu roztashovane nedaleko vid pivnichnogo polyusa nazvane Velikoyu biloyu plyamoyu viyavleno kilka plyam menshogo rozmiru Cherez bilshu nizh na Yupiteri shvidkist potokiv ci uraganni vihori shvidko zgasayut i peremishuyutsya zi smugami Shvidkosti zonalnih vitriv poblizu ekvatora syagayut 400 500 m s a na shiroti 30 blizko 100 m s Nevisoka kontrastnist koloriv na vidimomu disku Saturna pov yazana z tim sho cherez nizki temperaturi v nadhmarnij atmosferi Saturna de pari amiaku vimorozhuyutsya utvoryuyetsya shar gustogo tumanu yakij hovaye strukturu poyasiv i zon tomu na Saturni voni pomitni ne tak chitko yak na Yupiteri Saturn maye pomitnu sistemu kilec sho skladayutsya zdebilshogo z chastinok krigi menshoyi kilkosti vazhkih elementiv i pilu Titan najbilshij sered suputnikiv Saturna drugij za rozmirami suputnik u Sonyachnij sistemi pislya suputnika Yupitera Ganimeda yakij perevershuye za svoyimi rozmirami planetu Merkurij i yedinij sered suputnikiv Sonyachnoyi sistemi maye dosit potuzhnu atmosferu Uchenim vidomi 118 suputnikiv planeti Saturn 1997 roku do Saturna bulo zapusheno avtomatichnu mizhplanetnu stanciyu Kassini Vona distalasya do sistemi Saturna 2004 roku j perebuvala na orbiti planeti do veresnya 2017 roku Do yiyi zavdan vhodilo vivchennya strukturi kilec a takozh dinamiki atmosferi j magnitosferi Saturna Saturn sered planet Sonyachnoyi sistemiSaturn nalezhit do gazovih gigantiv vin skladayetsya perevazhno z gaziv i ne maye tverdoyi poverhni Masa planeti u 95 raziv perevishuye masu Zemli odnak serednya gustina Saturna stanovit usogo 0 69 g sm ce yedina planeta Sonyachnoyi sistemi chiya serednya gustina mensha vid gustini vodi Tomu hocha masi Yupitera ta Saturna vidriznyayutsya bilshe nizh utrichi yihni ekvatorialni diametri vidriznyayutsya lishe na 19 Gustina inshih gazovih gigantiv znachno bilsha Priskorennya vilnogo padinnya na ekvatori stanovit 10 44 m s sho mozhna porivnyati zi znachennyami na Zemli ta Neptuni ale nabagato menshe nizh na Yupiteri Ekvatorialnij radius planeti dorivnyuye 60 300 km a polyarnij 54 400 km sered usih planet Sonyachnoyi sistemi Saturn maye najbilshe stisnennya Orbitalni harakteristiki j obertannya Serednya vidstan mizh Saturnom i Soncem stanovit 9 58 a o 1430 mln km Oskilki ekscentrisitet orbiti Saturna dorivnyuye 0 056 to riznicya u vidstani do Soncya v perigeliyi ta afeliyi stanovit 162 mln km Ruhayuchis iz serednoyu shvidkistyu 9 69 km s Saturn obertayetsya navkolo Soncya priblizno za 29 5 rokiv 10 759 dib Vidstan Saturna vid Zemli zminyuyetsya v mezhah vid 8 0 do 11 1 a o 1195 1660 mln km serednya vidstan pid chas protistoyannya blizko 1280 mln km Saturn i Yupiter obertayutsya majzhe v tochnomu rezonansi 2 5 Vidimi pid chas sposterezhen harakterni ob yekti atmosferi Saturna obertayutsya z riznoyu shvidkistyu zalezhno vid shiroti Yak j u vipadku Yupitera ye kilka grup takih ob yektiv Tak zvana Zona 1 maye period obertannya 10 god 14 hv 00 s 844 3 dobu Vona prostyagayetsya vid pivnichnogo krayu pivdennogo ekvatorialnogo poyasu do pivdennogo krayu pivnichnogo ekvatorialnogo poyasu Na inshih shirotah Saturna skladovih Zoni 2 period obertannya spochatku bulo ocineno v 10 god 39 hv 24 s 810 76 dobu Zgodom dani bulo pereglyanuto nova ocinka 10 god 34 hv ta 13 s Zona 3 nayavnist yakoyi peredbachayetsya na osnovi sposterezhen radioviprominyuvannya planeti pid chas polotu Voyadzhera 1 maye period obertannya 10 god 39 hv 22 5 s shvidkist 810 8 dobu Periodom obertannya Saturna navkolo osi vvazhayut 10 godin 34 hvilini i 13 sekund Tochna velichina periodu obertannya vnutrishnih chastin planeti zalishayetsya nevidomoyu Koli aparat Kassini 2004 roku dosyag Saturna za sposterezhennyami radioviprominyuvannya bulo viyavleno sho period obertannya vnutrishnih chastin pomitno perevishuye period obertannya v Zoni 1 ta Zoni 2 i stanovit priblizno 10 god 45 hv 45 s 36 s U berezni 2007 roku bulo viyavleno sho obertannya diagrami spryamovanosti radioviprominyuvannya Saturna utvoryuyetsya konvekcijnimi potokami v plazmovomu disku yaki zalezhat ne tilki vid obertannya planeti a j vid inshih faktoriv Bulo takozh povidomleno sho kolivannya periodu obertannya diagrami spryamovanosti pov yazano z aktivnistyu kriovulkana na suputniku Saturna Enceladi Zaryadzheni chastinki vodyanoyi pari na orbiti planeti prizvodyat do vikrivlennya magnitnogo polya i yak naslidok kartini radioviprominyuvannya Viyavlena kartina navodit na dumku sho na sogodni koli vzagali ne isnuye korektnogo metodu viznachennya shvidkosti obertannya yadra planeti Pohodzhennya Pohodzhennya Saturna yak i Yupitera poyasnyuyut dvi osnovni gipotezi Zgidno z gipotezoyu kontrakciyi sklad Saturna podibnij do Soncya velika chastka vodnyu i yak naslidok malu gustinu mozhna poyasniti tim sho pid chas formuvannya planet na rannih stadiyah rozvitku Sonyachnoyi sistemi v gazopilovomu disku utvorilisya masivni zgushennya sho dali pochatok planetam tobto Sonce i planeti formuvalisya odnakovo Cya gipoteza ne mozhe poyasniti vidminnosti u skladi Saturna i Soncya Gipoteza akreciyi stverdzhuye sho utvorennya Saturna vidbuvalosya u dva etapi Spochatku protyagom 200 miljoniv rokiv formuvalisya tverdi shilni tila na zrazok planet zemnoyi grupi U cej chas z oblasti Yupitera i Saturna bulo disipovano chastinu gazu sho nadali zumovilo riznicyu v himichnomu skladi Saturna i Soncya Drugij etap rozpochavsya koli najbilshi tila dosyagli podvoyenoyi masi Zemli Protyagom dekilkoh soten tisyach rokiv trivala akreciya gazu na ci tila z pervinnoyi protoplanetnoyi hmari Na drugomu etapi temperatura zovnishnih shariv Saturna syagala 2000 C AtmosferaZovnishnya atmosfera Saturna skladayetsya na 96 3 z molekulyarnogo vodnyu i na 3 25 z geliyu po ob yemu Chastka geliyu v atmosferi Saturna znachno mensha nizh na Sonci Chastka vmistu elementiv vazhchih za gelij tochno ne vidoma ale pripuskayetsya sho proporciyi taki zh yak i pri formuvanni Sonyachnoyi sistemi Povna masa cih vazhchih elementiv ocinyuyetsya v 19 31 mas Zemli yih znachna chastina znahoditsya v oblasti yadra Saturna V atmosferi bulo zadetektovano slidi amiaku acetilenu etanu propanu fosfinu i metanu Verhni shari hmar skladayutsya z kristaliv amiaku a nizhchi shari skladayutsya z NH4SH abo z vodi Ultrafioletove viprominyuvannya Soncya viklikaye fotoliz metanu u verhnih sharah atmosferi sho privodit do reakcij z utvorennyam vuglevodniv yaki potim opuskayut nizhche zavdyaki difuziyi Cej fotohimichnij cikl modulyuyetsya richnim sezonnim ciklom Saturna Smugi hmar Atmosferi Saturna vlastivij takij samij patern smug yak i atmosferi Yupitera odnak na Saturni ci smugi mensh pomitni j poblizu ekvatora znachno shirshi Nomenklatura dlya opisannya cih smug taka zh yak i dlya smug Yupitera Tonsha struktura hmarnih smug Saturna ne sposterigalas azh do prolotu Voyadzhera protyagom 1980 h Vidtodi nazemna teleskopiya pokrashilas nastilki sho stali mozhlivimi postijni sposterezhennya smug Temperatura ta tisk Sklad hmar zalezhit vid visoti j zminyuyetsya zi zbilshennyam tisku U verhnih sharah iz temperaturoyu 100 160 K i tiskom 0 5 2 bar hmari skladayutsya z amiachnogo lodu Hmari vodyanogo lodu pochinayut utvoryuvatisya na rivni de tisk stanovit blizko 2 5 bar i prodovzhuyutsya do rivnya 9 5 bar de temperatura zminyuyetsya v mezhah 185 270 K Dovgotrivali utvorennya Shestikutnik na Pivnichnomu polyusi Shestikutnik na pivnichnomu polyusi Saturna ta jogo vihor a takozh kilcya 02 04 2014 Dokladnishe Shestikutnik Saturna Postijne hmarne utvorennya v atmosferi Saturna poblizu Pivnichnogo polyusa na shiroti 78 yake maye formu shestikutnika bulo vpershe pomicheno na znimkah Voyadzhera Storoni shestikutnika mayut dovzhinu priblizno 13 800 km sho bilshe nizh diametr Zemli Usya struktura obertayetsya z periodom 10 god 39 hv 24 s sho zbigayetsya z periodom radioviprominyuvannya planeti Pripuskayetsya sho ce period obertannya vsiyeyi vnutrishnoyi chastini Saturna Vihor na Pivdennomu polyusi Shtorm na pivdennomu polyusi Saturna Znimki Pivdennogo polyusu zrobleni teleskopom Gabbla vkazuyut na prisutnist strumenevoyi techiyi odnak vidsutnist silnogo polyarnogo vihoru chi yakoyis geksagonalnoyi stoyachoyi hvili NASA povidomilo sho v listopadi 2006 roku Kassini sposterigav uraganopodibnij shtorm poblizu pivdennogo polyusa sho mav chitko virazhene oko ciklonu Do cogo chasu oko ciklonu ne sposterigalos na zhodnih inshih planetah krim Zemli napriklad Velika Chervona Plyama Yupitera ne maye oka ciklonu Inshi Zaraz koli v atmosferi Saturna ye takozh take utvorennya yak Velika bila plyama Ce nepostijnij shtorm sho maye periodichnist priblizno 28 rokiv i mozhe sposterigatisya z Zemli zavdyaki harakternomu bilomu koloru hmar Magnitne pole ta magnitosfera SaturnaDokladnishe Magnitosfera Saturna Saturn maye vlasne magnitne pole prostoyi simetrichnoyi formi magnitnij dipol Najbilsh imovirno magnitne pole generuyetsya yak i na Yupiteri strumami ridkogo metal gidrogennogo sharu sho zvutsya metal gidrogenne dinamo Cikavoyu osoblivistyu ye te sho vis dipolya zbigayetsya z vissyu obertannya planeti na vidminu vid Zemli Merkuriya ta Yupitera Jogo sila na ekvatori 0 2 gaus priblizno odna dvadcyata vid polya Yupitera abo zh vdvichi menshe nizh zemne magnitne pole U rezultati magnitosfera Saturna ye znachno menshoyu nizh u Yupitera Koli Voyadzher 2 vhodiv u magnitosferu Saturna sonyachnij viter stvoryuvav velikij tisk i magnitosfera prostyagalas lishe na 19 radiusiv Saturna 1 1 mln km Cherez kilka godin vona rozshirilas i zalishalas takoyu vprodovzh nastupnih 3 dniv Magnitosfera Saturna yak i zemna produkuye polyarne syajvo Vona maye simetrichnij viglyad Radiacijni poyasi mayut pravilnu formu u nih viyavleno porozhnini de zaryadzheni chastinki vimitayutsya suputnikami chi kilcyami Poblizu kilec koncentraciya chastinok neznachna Za suputnikami Saturna tyagnutsya hvosti z nejtralnih ta ionizovanih molekul i atomiv gazu sho utvoryuyut gigantski tori na orbitah Odnim iz dzherel takogo tora ye verhnya atmosfera Titana najbilshogo suputnika Saturna Kilcya SaturnaSaturn fotografiya z Voyadzhera 1 Dokladnishe Kilcya Saturna Vizitnoyu kartkoyu Saturna ye vidomi kilcya sho operizuyut planetu navkolo ekvatora j skladayutsya z bezlichi krizhanih chastok rozmirami chastok vid milimetra do dekilkoh metriv Vis obertannya Saturna nahilena do ploshini jogo orbiti na 26 44 tomu pid chas ruhu orbitoyu kilcya zminyuyut svoyu oriyentaciyu vidnosno Zemli Koli ploshina kilec peretinaye Zemlyu navit u seredni teleskopi pobachiti yih nemozhlivo tomu sho tovshina kilec usogo kilka desyatkiv metriv hocha yihnya shirina syagaye 137 000 km Kilcya obertayutsya navkolo Saturna i vidpovidno do zakoniv Keplera shvidkist obertannya vnutrishnih chastin kilcya bilsha nizh zovnishnih Isnuye tri golovnih kilcya nazvanih A B i C Voni dobre pomitni z Zemli Slabshi kilcya nazivayut D E ta F Pri blizhchomu rozglyadi kilec viyavlyayetsya duzhe bagato Mizh kilcyami isnuyut shilini de nemaye chastinok Najbilshu shilinu yaku mozhna pobachiti u serednij teleskop iz Zemli mizh kilcyami A i V nazvano shilinoyu Kassini Yasnimi nochami u potuzhnishi teleskopi mozhna pobachiti j mensh pomitni shilini Pohodzhennya Ye dvi osnovni gipotezi pro pohodzhennya kilec Persha z nih kazhe sho kilcya ye zalishkami znishenogo suputnika Saturna Druga stverdzhuye sho kilcya ye zalishkami protoplanetnoyi hmari z yakoyi utvorilisya vsi tila Sonyachnoyi sistemi Vseredini mezhi Rosha de obertayetsya bilsha chastina kilec utvorennya suputnikiv nemozhlive cherez gravitacijnij vpliv planeti sho rujnuye vsi bilsh mensh znachni tila Chastinki kilec bagatorazovo zishtovhuyutsya rujnuyutsya i zlipayutsya znovu U kilci E chastina lodu z yavlyayetsya zavdyaki gejzeram misyacya Encelada Fizika planetiSaturn ta jogo kilcya v ultrafioletovomu spektri Potik sonyachnoyi energiyi sho dosyagaye Saturna u 91 raz menshij nizh bilya Zemli Temperatura na nizhnij mezhi hmar Saturna stanovit 150 K Odnak teplovij potik vid Saturna vdvichi perevishuye potik energiyi sho Saturn otrimuye vid Soncya Dzherelom ciyeyi vnutrishnoyi energiyi mozhe buti energiya sho vidilyayetsya vnaslidok gravitacijnoyi diferenciaciyi rechovini koli vazhchij gelij povilno zanuryuyetsya v nadra planeti dzherelo Voyadzheri zafiksuvali ultrafioletove viprominyuvannya vodnyu v atmosferi serednih shirot i polyarni syajva na shirotah vishe 65 Taka aktivnist mozhe prizvesti do utvorennya skladnih vuglevodnevih molekul Polyarni syajva serednih shirot sho vidbuvayutsya tilki na osvitlenih Soncem dilyankah vinikayut z tih zhe prichin sho i polyarni syajva na Zemli Riznicya lishe v tomu sho na nashij planeti ce yavishe harakterne tilki dlya visokih shirot Suputniki SaturnaDokladnishe Suputniki Saturna Stanom na traven 2023 roku vidomo 145 suputnikiv Saturna Do 2000 roku suputnikiv bulo vidomo tilki 18 12 z nih ponad 100 km u diametri Orbita vnutrishnih suputnikiv Pana i Atlasa lezhit bilya zovnishnogo krayu kilcya A Nastupnij suputnik Prometej vidpovidaye za shilinu sho prilyagaye do vnutrishnogo krayu kilcya F Potim Pandora vidpovidalna za utvorennya inshoyi mezhi kilcya F Voni viyavleni na fotografiyah zroblenih iz kosmichnih aparativ Nastupni dva suputniki Epimetej i Yanus viyavleni z Zemli voni podilyayut spilnu orbitu Riznicya u vidstani do Saturna stanovit lishe 30 50 kilometriv Znimok z kosmichnogo aparata Kassini Gyujgens 6 zhovtnya 2004 r Mimas nezvichajnij tim sho na nomu viyavleno velicheznij krater nazvanij Gershelem yakij maye rozmir iz tretinu suputnika Jogo vkrito trishinami sho imovirno zumovleni priplivnimi deformaciyami oskilki sered suputnikiv Saturna Mimas najblizhchij do planeti Rozmir Gershelya 130 kilometriv Vin zagliblenij u poverhnyu na 10 kilometriv z centralnoyu girkoyu majzhe takoyu zh za visotoyu yak i gora Everest na Zemli Encelad maye najaktivnishu poverhnyu z usih suputnikiv u sistemi mozhlivo za vinyatkom Titana chiya poverhnya ne fotografuvalasya Na nomu vidni slidi potokiv sho zrujnuvali kolishnij relyef tomu vvazhayetsya sho nadra cogo suputnika mozhut buti aktivnimi j dosi Krim togo hocha krateri mozhut sposterigatisya na vsij poverhni na deyakih dilyankah ci utvorennya mayut nevelikij vik kilka soten miljoniv rokiv Ce maye oznachati sho chastina poverhni Encelada use she zminyuyetsya Vvazhayetsya sho prichinoyu aktivnosti ye vpliv priplivnih sil Saturna yaki rozigrivayut Encelad Tefiya vidoma svoyeyu velicheznoyu trishinoyu rozlomom dovzhinoyu 2000 km tri chverti dovzhini ekvatora suputnika Fotografiyi Tefiyi otrimani Voyadzherom 2 pokazali velikij gladkij krater iz tretinu diametra samogo suputnika nazvanij Vin bilshij nizh krater Gershel na Mimasi Pro pohodzhennya rozlomu isnuyut kilka gipotez u tomu chisli j ta yaka peredbachaye takij period v istoriyi Tefiyi koli vona bula ridkoyu Pri zamerzanni mogla utvoritisya trishina Temperatura poverhni Tefiyi 86 S Nastupni dva suputniki Kalipso i Telesto v minulomu nazvani Troyanskimi Tefiyami za analogiyeyu z troyancyami oskilki perebuvayut u tochkah Lagranzha na orbiti Tefiyi Odin iz nih vidstaye a inshij viperedzhaye Tefiyu na yiyi orbiti na 60 Diona na poverhni maye slidi vikidu svitlogo materialu u viglyadi ineyu bezlich krateriv i zvivistu dolinu Diona na svoyij orbiti tezh maye troyanciv Gelena na 60 poperedu ta Polidevkna 60 pozadu Ye she tri nepidtverdzhenih vidkrittya suputnikiv Odin iz nih blizkij do orbiti Dioni drugij roztashovano mizh orbitami Tefiyi i Dioni i tretij mizh Dionoyu i Reyeyu Usi tri viyavleni na fotografiyah zroblenih iz Voyadzhera 2 ale poki sho nide bilshe Reya maye staru sucilno vsiyanu kraterami poverhnyu Na nij yak i na Dioni vidilyayutsya yaskravi tonki smugi Ci utvorennya mabut skladayutsya z lodu sho zapovnyuye rozlomi v kori suputnikiv Mimas Encelad Tefiya Diona i Reya priblizno sferichni za formoyu i shvidshe za vse skladayutsya zdebilshogo z vodyanogo lodu Encelad vidbivaye majzhe 100 vidsotkiv sonyachnogo svitla sho pidtverdzhuye pripushennya pro krizhanu poverhnyu Mimas Tefiya Diona i Reya povnistyu vkriti kraterami Titan diametr yakogo 5150 km odin iz najcikavishih suputnikiv Saturna Vvazhayetsya sho sklad i procesi sho vidbuvayutsya v atmosferi cogo suputnika shozhi z timi yaki milyardi rokiv tomu mozhna bulo b pobachiti v zemnij atmosferi Jogo poverhnyu nemozhlivo rozdivitisya kriz imlu v gustij atmosferi sho skladayetsya na 85 z azotu blizko 12 argonu i menshe nizh 3 metanu Takozh sposterigayetsya nevelika kilkist etanu propanu acetilenu etilenu vodnyu kisnyu ta inshih skladovih Tisk bilya poverhni Titana 1 6 atmosferi Temperatura verhnih shariv atmosferi cogo suputnika blizka do 150 C a poverhni 180 C Poverhnya Titana skladayetsya z lodu z domishkoyu silikatnih porid Serednya gustina rechovini sho skladaye suputnik 1 9 g sm Na Titani ye chislenni ozera z ridkih etanu metanu j azotu Metan na Titani pid diyeyu svitla peretvoryuyetsya na etan acetilen etilen i u spoluchenni z azotom u soli cianistoyi kisloti Ostanni osoblivo cikavi molekuli ce budivelni ceglinki dlya aminokislot Nizka temperatura bezumovno galmuye utvorennya skladnishih organichnih rechovin U Titana nemaye magnitnogo polya odnak vin vzayemodiye z polem Saturna sho stvoryuye za nim magnitnij hvist Giperion suputnik nepravilnoyi formi na poverhni yakogo nemaye slidiv vnutrishnoyi aktivnosti Nepravilna forma suputnika viklikaye nezvichajne yavishe shorazu koli gigantskij Titan i Giperion zblizhayutsya Titan gravitacijnimi silami zminyuye oriyentaciyu Giperiona sho za zminnim bliskom suputnika mozhna vidstezhiti z Zemli Nepravilna forma Giperiona i slidi davnogo bombarduvannya meteoritami dozvolyayut nazvati Giperion najstarshim u sistemi Saturna Orbita Yapeta viddalena vid Saturna majzhe na 4 miljoni kilometriv Yapet vidomij neodnoridno yaskravoyu poverhneyu Suputnik podibno Misyacyu z Zemleyu zavzhdi obernenij do Saturna odnim bokom tozh orbitoyu vin ruhayetsya tilki odnim bokom vpered Cej bik u 10 raziv temnishij nizh protilezhnij Ce pov yazuyut iz tim sho pri rusi orbitoyu suputnik pidmitaye cim bokom pil i dribni chastki sho takozh obertayutsya navkolo Saturna Poverhnya staye temnishoyu a ce sprichinyaye posilenij nagriv Soncem viparovuvannya lodu z cogo boku ta jogo kondensaciyu na protilezhnomu i yak naslidok podalshe zbilshennya riznici zabarvlennya Feba obertayetsya navkolo planeti v napryamku protilezhnomu do obertannya bilshosti inshih suputnikiv i samogo Saturna navkolo svoyeyi osi Vona maye zagalom kulyastu formu i vidbivaye blizko 6 vidsotkiv sonyachnogo svitla Krim Giperiona ce yedinij suputnik ne obernenij do Saturna odnim bokom Usi ci osoblivosti obgruntovano dozvolyayut skazati sho Feba zahoplenij u gravitacijnu pastku asteroyid Doslidzhennya planetiDokladnishe Doslidzhennya Saturna Saturn mizh suputnikom Kassini ta Soncem 15 09 2006 Saturn odna z p yati planet Sonyachnoyi sistemi legko vidimih neozbroyenim okom iz Zemli U maksimumi blisk Saturna perevishuye pershu zoryanu velichinu Shob sposterigati kilcya Saturna potriben teleskop diametrom ne menshe 15 mm V aperturu 100 mm vidno temnishu polyarnu shapku temnu smugu tropikiv i tin kilec na planeti A u 150 200 mm teleskop stayut pomitnimi chotiri p yat smug hmar v atmosferi ta neodnoridnosti v nih ale yih kontrast mensh pomitnij nizh u yupiterianskih Vpershe sposterigayuchi Saturn u teleskop u 1609 1610 rokah Galileo Galilej pomitiv sho Saturn viglyadaye ne yak yedine nebesne tilo a yak tri tila sho majzhe torkayutsya odne odnogo i visunuv pripushennya sho ce dva velikih kompanjoni suputniki Saturna Dva roki po tomu Galilej povtoriv svoyi sposterezhennya i na svij podiv ne viyaviv suputnikiv 1659 roku Hristiyan Gyujgens za dopomogoyu potuzhnishogo teleskopa z yasuvav sho kompanjoni ce naspravdi tonke ploske kilce yake operizuye planetu i ne torkayetsya do neyi Gyujgens takozh vidkriv najbilshij suputnik Saturna Titan Pochinayuchi z 1675 roku planetu vivchav Kassini Vin pomitiv sho kilce skladayetsya z dvoh chastin rozdilenih pomitnim promizhkom shilinoyu Kassini i vidkriv she kilka velikih suputnikiv Saturna Yapet Tefiyu Dionu i Reyu Saturn ta jogo kilcya Znachnih vidkrittiv ne bulo do 1789 roku koli Vilyam Gershel vidkriv she dva suputniki Mimas i Encelad Potim grupoyu britanskih astronomiv bulo vidkrito suputnik Giperion iz formoyu sho znachno vidriznyayetsya vid kulyastoyi Suputnik perebuvaye v orbitalnomu rezonansi z Titanom 1899 roku Vilyam Pikering vidkriv Febu yaka nalezhit do klasu neregulyarnih suputnikiv i obertayetsya ne sinhronno z Saturnom yak bilshist suputnikiv Period yiyi obertannya navkolo planeti ponad 500 dniv obertannya vidbuvayetsya u protilezhnomu napryamku 1944 roku Dzherard Kojper vidkriv gustu atmosferu na Titani Yak dlya suputnika ce unikalna rich u Sonyachnij sistemi U 1990 h Saturn jogo suputniki i kilcya neodnorazovo doslidzhuvalisya kosmichnim teleskopom Gabbl Dovgotrivali sposterezhennya dali chimalo novoyi informaciyi yaka bula nedostupna dlya Pionera 11 i Voyadzheriv pid chas yih odnorazovih prolotiv povz planetu Takozh bulo vidkrito kilka suputnikiv Saturna i viznacheno maksimalnu tovshinu jogo kilec Vimirami sho zdijsneni 20 21 listopada 1995 roku bulo viznacheno yih detalnu strukturu U period maksimalnogo nahilu kilec 2003 bulo otrimano 30 zobrazhen planeti v riznih diapazonah dovzhin hvil sho na toj chas davalo najkrashe ohoplennya vidpovidno do spektra viprominyuvan za vsyu istoriyu sposterezhen Ci zobrazhennya dozvolili vchenim krashe vivchiti dinamichni procesi sho vidbuvayutsya v atmosferi i stvoriti modeli sezonnoyi povedinki atmosferi Takozh shirokomasshtabni sposterezhennya Saturna zdijsnyuvalisya Yevropejskoyu pivdennoyu observatoriyeyu v period iz 2000 po 2003 rik Bulo viyavleno kilka malenkih suputnikiv nepravilnoyi formi U travni 2023 roku Centr malih planet MPC zatverdiv nazvi she 28 suputnikiv vidkritih navkolo Saturna Yihni harakteristiki opublikovani u povidomlennyah na sajti Mizhnarodnogo astronomichnogo soyuzu MAS Novi suputniki vidshukali kanadski astronomi Edvard Eshton Edward Ashton i Brett Gledmen zavdyaki sposterezhennyam teleskopa CFHT Yim vdalosya viyaviti 120 til nepravilnoyi formi diametrami vid 2 do 5 kilometriv yaki ruhayutsya razom z Saturnom Razom iz novimi zagalnij spisok suputnikiv planeti Saturn rozshirivsya do 118 Kosmichni misiyi 1979 roku kosmichnij aparat Pioner 11 proletiv na vidstani 20 tis km vid Saturna i zrobiv foto planeti ta yiyi suputnikiv hocha rozdilna zdatnist bula nadto nizkoyu shob mozhna bulo rozglediti podrobici relyefu poverhni Voyadzher 1 vidvidav planetnu sistemu v listopadi 1980 i otrimav pershi zobrazhennya visokoyi rozdilnoyi zdatnosti U serpni 1981 roku robotu prodovzhiv Voyadzher 2 zasvidchivshi zminnij harakter atmosfernih utvoren na planeti Mizhplanetna stanciya Kassini Gyujgens vijshla na orbitu Saturna 1 lipnya 2004 roku Vona neodnorazovo prolitala bilya Titana j visadila na nogo spusknij aparat Gyujgens Zavdyaki otrimanim foto vdalosya rozglyanuti ozera ta gori na suputniku Otrimani zi stanciyi fotografiyi dozvolili vidkriti novi suputniki utochniti strukturu kilec viyaviti bliskavki na poverhni planeti Cikavi faktiV anglijskij movi den tizhnya subota angl Saturday pohodit vid nazvi planeti Saturn angl Saturn nazvanoyi svoyeyu chergoyu imenem rimskogo boga rilnictva Saturna PrimitkiSaturn regains status as planet with most moons in solar system Hannah Devlin and Nicola Davis Fri 12 May 2023 18 07 BST Saturn znovu stav planetoyu z najbilshoyu kilkistyu suputnikiv Avtor Tetyana Denisenko 13 05 2023 Yeomans Donald K 13 lipnya 2006 HORIZONS System NASA JPL Arhiv originalu za 25 chervnya 2007 Procitovano 8 serpnya 2007 Perejdite v web interface vyberite Ephemeris Type ELEMENTS Target Body Saturn Barycenter i Center Sun NASA Solar System Exploration Planets Saturn Facts amp Figures Solarsystem nasa gov 22 bereznya 2011 Arhiv originalu za 6 zhovtnya 2011 Procitovano 8 serpnya 2011 Williams Dr David R 7 veresnya 2006 Saturn Fact Sheet NASA Arhiv originalu za 21 serpnya 2011 Procitovano 31 lipnya 2007 Schmude Richard W Junior 2001 Georgia Journal of Science Arhiv originalu za 16 zhovtnya 2007 Procitovano 14 zhovtnya 2007 angl Fakti pro Saturn na sajti NASA 2010 01 06 u Wayback Machine Arhiv originalu za 12 sichnya 2012 Procitovano 21 bereznya 2012 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Obslugovuvannya CS1 Storinki z tekstom archived copy yak znachennya parametru title posilannya Arhiv originalu za 29 serpnya 2011 Procitovano 21 bereznya 2012 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Obslugovuvannya CS1 Storinki z tekstom archived copy yak znachennya parametru title posilannya http saturn jpl nasa gov news newsreleases http www sciencemag org content 316 5823 442 B Yu Levin A V Vityazev Proishozhdenie Solnechnoj sistemy planetnaya kosmogoniya Fizika Kosmosa 1986 ros Saturn 2013 02 23 u Wayback Machine Universe Guide Retrieved 29 March 2009 Guillot Tristan ta in 2009 Saturn s Exploration Beyond Cassini Huygens U Dougherty Michele K Esposito Larry W Krimigis Stamatios M red Saturn from Cassini Huygens Springer Science Business Media B V s 745 arXiv 0912 2020 Bibcode 2009sfch book 745G doi 10 1007 978 1 4020 9217 6 23 ISBN 978 1 4020 9216 9 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 PMID 10506563 Courtin R ta in 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 Cain Fraser 22 January 2009 Atmosphere of Saturn Universe Today Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2011 Procitovano 20 July 2011 Guerlet S Fouchet T Bezard B November 2008 Charbonnel C Combes F Samadi R red 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 Martinez Carolina 5 September 2005 Cassini Discovers Saturn s Dynamic Clouds Run Deep NASA Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2011 Procitovano 29 April 2007 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 amp P 105 143O doi 10 1007 s11038 009 9295 x 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 Sanchez Lavega A ta in 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 New images show Saturn s weird hexagon cloud MSNBC 12 grudnya 2009 Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2011 Procitovano 29 veresnya 2011 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 Sanchez Lavega A ta in 8 zhovtnya 2002 Hubble Space Telescope Observations of the Atmospheric Dynamics in Saturn s South Pole from 1997 to 2002 Bulletin of the American Astronomical Society T 34 American Astronomical Society s 857 Bibcode 2002DPS 34 1307S Procitovano 6 lipnya 2007 NASA catalog page for image PIA09187 NASA Planetary Photojournal Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2011 Procitovano 23 travnya 2007 Huge hurricane rages on Saturn BBC News 10 listopada 2006 Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2011 Procitovano 29 veresnya 2011 NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn NASA 9 listopada 2006 Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2011 Procitovano 20 listopada 2006 McDermott Matthew 2000 Saturn Atmosphere and Magnetosphere Thinkquest Internet Challenge Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2011 Procitovano 15 lipnya 2007 Russell C T ta in 1997 Saturn Magnetic Field and Magnetosphere UCLA IGPP Space Physics Center Arhiv originalu za 5 zhovtnya 2011 Procitovano 29 kvitnya 2007 Voyager Saturn s Magnetosphere NASA Jet Propulsion Laboratory 18 zhovtnya 2010 Arhiv originalu za 6 zhovtnya 2011 Procitovano 19 lipnya 2011 Atkinson Nancy 14 December 2010 Hot Plasma Explosions Inflate Saturn s Magnetic Field Universe Today Arhiv originalu za 6 zhovtnya 2011 Procitovano 24 August 2011 Russell Randy 3 chervnya 2003 Saturn Magnetosphere Overview Windows to the Universe Arhiv originalu za 6 zhovtnya 2011 Procitovano 19 lipnya 2011 Spahn F ta in 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 Arhiv originalu za 19 kvitnya 2015 Procitovano 19 kvitnya 2016 ICY TENDRILS REACHING INTO SATURN RING TRACED TO THEIR SOURCE Cassini Press Release Eastman Jack 1998 Saturn in Binoculars The Denver Astronomical Society Arhiv originalu za 21 serpnya 2011 Procitovano 3 veresnya 2008 Baalke Ron Saturn History of Discoveries Jet Propulsion Laboratory California Institute of Technology NASA Arhiv originalu za 2 lyutogo 2012 Procitovano 19 listopada 2011 Robert Nemiroff Jerry Bonnell Perevod A Kozyreva D Yu Cvetkov 26 iyulya 2005 Giperion gubchatyj sputnik Saturna rosijskoyu Arhiv originalu za 21 serpnya 2011 Procitovano 16 sentyabrya 2009 O L Kuskov V A Dorofeeva V A Kronrod A B Makalkin Sistemy Yupitera i Saturna Formirovanie sostav i vnutrennee stroenie M LKI 2009 S 476 ISBN 9785382009865 G P Kuiper 1944 Titan a Satellite with an Atmosphere Astrophysical Journal 100 378 doi 10 1086 144679 Dusek Jiri 1995 Saturn bez prstence live III Kozmos slovensky XXVI 20 21 ISSN 0323 049X NASA Press Release 2003 Saturnove prstence v najvacsom sklone Kozmos slovensky XXXIV 12 ISSN 0323 049X Kulhanek Petr 2007 Magneticka pole v slunecni soustave III Astropis 15 ISSN 1211 0485 Navkolo Saturna narahuvali she 28 suputnikiv 11 05 2023LiteraturaAstronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 548 s il ISBN 966 613 263 X M Prishlyak Astronomiya pidruchnik dlya 11 klasu Harkiv Ranok 2011 S 76 ISBN 978 617 540 424 9 PosilannyaVikicitati mistyat vislovlyuvannya na temu Saturn planeta Vikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Saturn planeta ukr Syuzhet pro Saturn francuzkij naukovo populyarnij serial fr Tous sur orbite angl Saturn The Cassini Huygens mission doslidzhennya Saturna misiyeyu Kassini Gyujgens Saturn daleka zagadkova planeta video

Дата публікації:
Топ