[талланза верси][талланза верси]
Чулацам дӀабаьккхина Чулацам тӀетоьхна
Нисдарах лаьцна йаздина дац
Нисдарах лаьцна йаздина дац
МогӀа 126:
}}
 
'''Сату́рн'''  — [[Малх|Маьлхан]] тӀера 6-гӀа [[планета]] а ю, [[Маьлхан система|Маьлхан системехь]] йоккхаллин 2-гӀа а ю [[Юпитер]]ан тӀехьа. Сатурн, [[Юпитер]], [[Уран (планета)|Уран]], [[Нептун]] лоруш ю газан гиганташ. Сатурнан цӀе тиллина Шира Риман латталелоран делин цӀе. Сатурнан билгало ю марс ([[Юникод]]: {{Unicode|♄}}).
 
Сатурн хӀотталуш ю коьрта элемент водород ю. Кхийолу элементаш ю гелий а, кеззиг хи а, метан а, аммиак а, еза элементаш а. Сатурнан юккъехь ю ядро. Иза хӀотталуш ю ечигах а, никелех а, шах а. Цуьнан тӀоьхула чкъор ду эчиган водородех. Атмосфера тӀехьаьжча тийна хета, амма наггахь цун техь гучуйолу дукха хенахь летташ йолу йилбазмохаш. Механ чехкалла цкъацца 1800 км/сахьт кхочу. И мох Юпитеран тӀехь болчула чӀогӀа бу. Сатурнан магнитан майда ю 1 млн км Маьлхан агӀоне яржина.
<!--
В основном Сатурн состоит из [[водород]]а, с примесями гелия и следами воды, [[метан]]а, [[аммиак]]а и тяжёлых элементов. Внутренняя область представляет собой небольшое ядро из железа, никеля и льда, покрытое тонким слоем металлического водорода и [[газ]]ообразным внешним слоем.{{Переход|#Внутреннее строение|yellow}} Внешняя [[атмосфера]] планеты кажется из космоса спокойной и однородной, хотя иногда на ней появляются долговременные образования. Скорость ветра на Сатурне может достигать местами 1800 км/ч, что значительно больше, чем на Юпитере.{{Переход|#Атмосфера и строение|yellow}} У Сатурна имеется планетарное магнитное поле, занимающее промежуточное положение по [[Напряжённость магнитного поля|напряжённости]] между магнитным полем Земли и мощным полем Юпитера. [[Магнитное поле]] Сатурна простирается на 1 000 000 километров в направлении Солнца. Ударная волна была зафиксирована «[[Вояджер-1|Вояджером-1]]» на расстоянии в 26,2 радиуса Сатурна от самой планеты, [[магнитопауза]] расположена на расстоянии в 22,9 [[радиус]]а.{{Переход|#Магнитное поле|yellow}}
 
Сатурнан гонах ю яккхи чӀагарш. Уьш хӀотталуш ю шенах а, тӀулгех а, ченах а. Сатурнан гонах хьийзаш ю 62 хууш йолу спутник. Царех массарелла а йоккханиг ю Титан. Иза ю Маьлхан системехь йоккхалина шозлугӀа ([[Юпитер]]ан спутникан Ганимедан тӀехь).
Сатурн обладает заметной системой колец, состоящей главным образом из частичек льда, меньшего количества тяжёлых элементов и пыли.{{Переход|#Кольца|yellow}} Вокруг планеты обращается 62 известных на данный момент [[Спутник (космос)|спутника]]. [[Титан (спутник)|Титан]] — самый крупный из них, а также второй по размерам спутник в Солнечной системе (после спутника Юпитера, [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]]), который превосходит по своим размерам [[Меркурий (планета)|Меркурий]] и обладает единственной среди спутников Солнечной системы плотной атмосферой.{{Переход|#Спутники|yellow}}
 
<!--
Сатурн обладает заметной системой колец, состоящей главным образом из частичек льда, меньшего количества тяжёлых элементов и пыли.{{Переход|#Кольца|yellow}} Вокруг планеты обращается 62 известных на данный момент [[Спутник (космос)|спутника]]. [[Титан (спутник)|Титан]]  — самый крупный из них, а также второй по размерам спутник в Солнечной системе (после спутника Юпитера, [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]]), который превосходит по своим размерам [[Меркурий (планета)|Меркурий]] и обладает единственной среди спутников Солнечной системы плотной атмосферой.{{Переход|#Спутники|yellow}}
 
В настоящее время на орбите Сатурна находится автоматическая межпланетная станция «[[Кассини (КА)|Кассини]]», запущенная в 1997 году и достигшая системы Сатурна в 2004, в задачи которой входит изучение структуры колец, а также динамики атмосферы и [[Магнитосфера|магнитосферы]] Сатурна.{{Переход|#Исследования с помощью космических аппаратов|yellow}}
 
== Сатурн среди планет Солнечной системы ==
Сатурн относится к типу [[Газовая планета|газовых планет]]: он состоит в основном из газов и не имеет твёрдой поверхности. Экваториальный радиус планеты равен 60 300  км, полярный радиус  — 54 400 км<ref name="nssdc.gsfc.nasa.gov"/>; из всех планет Солнечной системы Сатурн обладает наибольшим сжатием. Масса планеты в 95 раз превышает массу Земли, однако средняя [[Плотность вещества|плотность]] Сатурна составляет всего 0,69 г/см³<ref name="nssdc.gsfc.nasa.gov"/>, что делает его единственной планетой Солнечной системы, чья средняя плотность меньше плотности воды. Поэтому, хотя массы Юпитера и Сатурна различаются более, чем в 3 раза, их экваториальный диаметр различается только на 19  %. Плотность остальных газовых гигантов значительно больше (1,27—1,64 г/см³). Ускорение свободного падения на экваторе составляет 10,44 м/с², что сопоставимо со значениями Земли и [[Нептун (планета)|Нептуна]], но намного меньше, чем у Юпитера.
 
=== Орбитальные характеристики и вращение ===
Среднее расстояние между Сатурном и [[Солнце]]м составляет 1430  млн км (9,58 [[Астрономическая единица|а. е.]])<ref name="nssdc.gsfc.nasa.gov">{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html|title=Saturn Fact Sheet|accessdate=2010-10-31|lang=en|archiveurl=http://www.webcitation.org/616VxHVlQ|archivedate=2011-08-21}}</ref>. Двигаясь со средней скоростью 9,69 км/с, Сатурн обращается вокруг [[Солнце|Солнца]] за 10 759 дней (примерно 29,5 лет). Расстояние от Сатурна до [[Земля|Земли]] меняется в пределах от 1195 (8,0 а. е.) до 1660 (11,1 а. е.) млн км, среднее расстояние во время их противостояния около 1280  млн км<ref name="nssdc.gsfc.nasa.gov"/>. Сатурн и [[Юпитер (планета)|Юпитер]] находятся почти в точном [[Орбитальный резонанс|резонансе]] 2:5. Поскольку [[Кеплеровы элементы орбиты#Эксцентриситет|эксцентриситет]] орбиты Сатурна 0,056, то разность расстояния до [[Солнце|Солнца]] в [[Апоцентр и перицентр|перигелии]] и [[Апоцентр и перицентр|афелии]] составляет 162  млн км<ref name="nssdc.gsfc.nasa.gov" />.
 
Видимые при наблюдениях характерные объекты атмосферы Сатурна вращаются с разной скоростью в зависимости от широты. Как и в случае Юпитера, имеется несколько групп таких объектов. Так называемая «Зона 1» имеет период вращения 10 ч 14 мин 00 с (то есть скорость составляет 844,3°/день). Она простирается от северного края южного экваториального пояса до южного края северного экваториального пояса. На всех остальных широтах Сатурна, составляющих «Зону 2», период вращения первоначально был оценён в 10 ч 39 мин 24 с (скорость 810,76°/день). Впоследствии данные были пересмотрены: была дана новая оценка  — 10 ч, 34 мин и 13 с<ref name="Лента.ру"/>. «Зона 3», наличие которой предполагается на основе наблюдений радиоизлучения планеты в период полёта «[[Вояджер-1|Вояджера−1]]», имеет период вращения 10 ч 39 мин 22,5 с (скорость 810,8°/день).
 
В качестве продолжительности оборота Сатурна вокруг оси принята величина 10 часов, 34 минуты и 13 секунд<ref>{{cite web|url=http://php.louisville.edu/news/news.php?news=1488|title=University of Louisville: Study puts new spin on Saturn’s rotation|accessdate=2010-10-31|lang=en|archiveurl=http://www.webcitation.org/616Vz2kBX|archivedate=2011-08-21}}</ref>.Точная величина периода вращения внутренних частей планеты остаётся трудноизмеряемой. Когда аппарат «[[Кассини (КА)|Кассини]]» достиг Сатурна в 2004 году, было обнаружено, что согласно наблюдениям радиоизлучения длительность оборота внутренних частей заметно превышает период вращения в «Зоне 1» и «Зоне 2» и составляет приблизительно 10 ч 45 мин 45 с (± 36 с)<ref>{{cite web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-062804.html|title=Scientists Find That Saturn's Rotation Period is a Puzzle|date=June 28, 2004|publisher=NASA|accessdate=2007-03-22|archiveurl=http://www.webcitation.org/616VzbaQF|archivedate=2011-08-21}}</ref>.
 
В марте 2007 года было обнаружено, что вращение [[Диаграмма направленности|диаграммы направленности]] радиоизлучения Сатурна порождено конвекционными потоками в плазменном диске, которые зависят не только от вращения планеты, но и от других факторов. Было также сообщено, что колебание периода вращения диаграммы направленности связано с активностью гейзера на спутнике Сатурна  — [[Энцелад (спутник)|Энцеладе]]. Заряженные частицы водяных паров на орбите планеты приводят к искажению магнитного поля и, как следствие, картины радиоизлучения. Обнаруженная картина породила мнение, что на сегодняшний день вообще не существует корректного метода определения скорости вращения ядра планеты<ref>{{cite press release
|url = http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=733
|title = Enceladus Geysers Mask the Length of Saturn's Day
МогӀа 200 ⟶ 202 :
 
Гипотеза «аккреции» гласит, что процесс образования Сатурна происходил в два этапа. Сначала в течение 200 миллионов лет<ref name="формирование планет" /> шёл процесс формирования твёрдых плотных тел, наподобие планет земной группы. Во время этого этапа из области Юпитера и Сатурна [[Диссипация атмосфер планет|диссипировала]] часть газа, что затем повлияло на различие в химическом составе Сатурна и Солнца. Затем начался второй этап, когда самые крупные тела достигли удвоенной массы Земли. На протяжении нескольких сотен тысяч лет длился процесс [[аккреция|аккреции]] газа на эти тела из первичного протопланетного облака.
На втором этапе температура наружных слоёв Сатурна достигала 2000  °C<ref name="формирование планет"/>.
 
== Атмосфера и строение ==
[[Файл:Северное сияние над северным полюсом Сатурна.jpg|290px|left|thumb|Полярное сияние над северным полюсом Сатурна. Сияния окрашены в голубой цвет, а лежащие внизу облака  — в красный. Прямо под сияниями видно обнаруженное ранее шестиугольное облако]]
Верхние слои атмосферы Сатурна состоят на 96,3  % из [[водород]]а (по объёму) и на 3,25  %  — из [[Гелий|гелия]]<ref>{{cite web|url=http://www.universeguide.com/Saturn.aspx|title=Saturn Universe Guide|accessdate=14-08-2012|archiveurl=http://www.webcitation.org/69y139OYZ|archivedate=2012-08-16}}</ref> (по сравнению с 10  % в атмосфере [[Юпитер]]а). Имеются примеси [[метан]]а, [[аммиак]]а, [[фосфин]]а, [[этан]]а и некоторых других газов<ref>{{cite journal
|title=The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra
|journal=Bulletin of the American Astronomical Society
МогӀа 248 ⟶ 250 :
В атмосфере Сатурна иногда появляются устойчивые образования, представляющие собой сверхмощные ураганы. Аналогичные объекты наблюдаются и на других газовых планетах Солнечной системы (см. [[Большое красное пятно]] на Юпитере, [[Большое тёмное пятно]] на [[Нептун]]е). Гигантский «[[Большой белый овал]]» появляется на Сатурне примерно один раз в 30 лет, в последний раз он наблюдался в 1990 году (менее крупные ураганы образуются чаще).
 
[[12 ноября]] [[2008 год]]а камеры станции «Кассини» получили изображения северного полюса Сатурна в инфракрасном диапазоне. На них исследователи обнаружили [[Полярное сияние|полярные сияния]], подобные которым не наблюдались ещё ни разу в Солнечной системе. Также данные сияния наблюдались в ультрафиолетовом и видимом диапазонах<ref name=Kurth>{{cite book|last=Kurth|first=W. S.|coauthors=Bunce, E.J.; Clarke, J.T. ''et. al''|title=Saturn from Cassini–Huygens|chapter=Auroral Processes|year=2009|publisher=Springer Netherlands|pages=333–374|isbn=978-1-4020-9217-6| doi=10.1007/978-1-4020-9217-6_12}}</ref>. Полярные сияния представляют собой яркие непрерывные кольца овальной формы, окружающие полюс планеты<ref name=Clark> {{cite journal|last=Clark|first=J.T.|coauthors=Gerard, J.-C.; Grodent D. ''et. al''|title=Morphological differences between Saturn’s ultraviolet aurorae and those of Earth and Jupiter|year=2005|volume=433|pages=717–719|doi=10.1038/nature03331| url=http://www.thaispaceweather.com/BU2005.pdf|format=pdf|journal = Nature|pmid=15716945|issue=7027|ref=Clark|bibcode = 2005Natur.433..717C }} </ref>. Кольца располагаются на широте, как правило, в 70—80°<ref name=Bhardwaj> {{cite journal|last=Bhardwaj|first=Anil|title=Auroral emissions of the giant planets|year=2000|journal=Reviews of Geophysics|volume=38|issue=3|pages=295–353|url=http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf|doi=10.1029/1998RG000046|format=pdf|last2=Gladstone|first2=G. Randall|ref=Bhardwaj|bibcode=2000RvGeo..38..295B}} </ref>. Южные кольца располагаются на широте в среднем {{nowrap|75 ± 1°}}, а северные  — ближе к полюсу примерно на 1,5°, что связано с тем, что в северном полушарии магнитное поле несколько сильнее<ref name=Nichols> {{cite journal|last=Nichols|first=J. D.|coauthors=Badman, S. V.; Bunce, E. J. ''et. al''|title=Saturn’s equinoctial auroras|year=2009|journal=Geophysical research Letters|pages=L24102:1–5|doi=10.1029/2009GL041491|ref=Nichols|issue=24|url=http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2010/09/pdf.pdf|format=pdf|volume=36|bibcode=2009GeoRL..3624102N}} </ref>. Иногда кольца становятся спиральной формы вместо овальной<ref name=Kurth />.
 
В отличие от Юпитера полярные сияния Сатурна не связаны с неравномерностью вращения плазменного слоя во внешних частях магнитосферы планеты<ref name=Bhardwaj/>. Предположительно, они возникают из-за [[Магнитное пересоединение|магнитного пересоединения]] под действием [[Солнечный ветер|солнечного ветра]]<ref name=Kivelson>{{cite journal|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/285-SSR11629905.pdf|format=pdf|title=The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn|first=Margaret Galland|last=Kivelson|journal=Space Science Reviews|publisher=Springer|year=2005|volume=116|issue=1-2| pages=299–318|doi=10.1007/s11214-005-1959-x|bibcode = 2005SSRv..116..299K }}</ref>. Форма и вид полярных сияний Сатурна сильно меняются с течением времени<ref name=Clark/>. Их расположение и яркость сильно связаны с давлением солнечного ветра: чем оно больше, тем сияния ярче и ближе к полюсу<ref name=Clark/>. Среднее значение мощности полярного сияния составляет 50 ГВт в диапазоне 80—170 [[Нанометр|нм]] (ультрафиолет) и 150—300 ГВт в диапазоне 3—4 мкм (инфракрасный)<ref name=Bhardwaj/>.
МогӀа 281 ⟶ 283 :
|year = 1993
|first = A.
|pmid = 17838249|doi=10.1126/science.260.5106.329|bibcode=1993Sci...260..329S}}</ref>, подобное явление никогда не наблюдалось ни в одном другом месте [[Солнечная система|Солнечной системы]]. Шестиугольник располагается на широте 78°, и каждая его сторона составляет приблизительно 13 800  км, то есть больше диаметра Земли. Период его вращения  — 10 часов 39 минут. Этот период совпадает с периодом изменения интенсивности радиоизлучения, который, в свою очередь, принят равным периоду вращения внутренней части Сатурна.
 
Странная структура облаков показана на инфракрасном изображении, полученном обращающимся вокруг Сатурна космическим аппаратом «Кассини» в октябре [[2006 год]]а. Изображения показывают, что шестиугольник оставался стабильным все 20 лет после полёта «Вояджера»<ref name="memgeks1"/>, причём шестиугольная структура облаков сохраняется во время их вращения. Отдельные облака на Земле могут иметь форму шестиугольника, но, в отличие от них, шестиугольник на Сатурне близок к правильному. Внутри него могут поместиться четыре Земли. Предполагается, что в районе гексагона имеется значительная неравномерность облачности. Области, в которых облачность практически отсутствует, имеют высоту до 75 км<ref name="memgeks1"/>.
МогӀа 299 ⟶ 301 :
| archiveurl = http://www.webcitation.org/616W0N0ci
| archivedate = 2011-08-21
}}</ref>. На глубине около 30 тыс. км водород становится [[Металлический водород|металлическим]] (давление там достигает около 3 миллионов [[Атмосфера (единица измерения)|атмосфер]]). Циркуляция электрических токов в металлическом водороде создаёт [[магнитное поле]] (гораздо менее мощное, чем у Юпитера). В центре планеты находится массивное ядро из твердых и тяжёлых материалов  — [[Силикаты (минералы)|силикатов]], [[Металлы|металлов]] и, предположительно, льда. Его масса составляет приблизительно от 9 до 22 масс Земли<ref>{{cite journal
|last = Fortney
|first = Jonathan J.
МогӀа 310 ⟶ 312 :
|accessdate=2007-04-30
|doi=10.1126/science.1101352
|pmid=15353790}}</ref>. Температура ядра достигает 11 700  °C, а энергия, которую оно излучает в космос, в 2,5 раза больше энергии, которую Сатурн получает от Солнца. Значительная часть этой энергии генерируется за счёт механизма Кельвина  — Гельмгольца (когда температура планеты падает, то падает и давление в ней). В результате она сжимается, а потенциальная энергия её вещества переходит в тепло. При этом, однако, было показано, что этот механизм не может являться единственным источником энергии планеты<ref>{{cite book | title = Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure | author = Patrick G. J. Irwin | publisher = Springer | year = 2003 | isbn = 3540006818 | url = http://books.google.com/books?id=p8wCsJweUb0C&pg=PA63&dq=%22kelvin+helmholtz+mechanism%22&lr=&as_brr=0&ei=i_D2R5T7K4KMsgPumpyFCg&sig=_Lj-343MfJQN5lwPNXAp-zUInRY }}</ref>. Предполагается, что дополнительная часть тепла создаётся за
счёт конденсации и последующего падения капель гелия через слой водорода (менее плотный, чем капли) вглубь ядра<ref>{{cite web
| url = http://www.nasa.gov/worldbook/saturn_worldbook.html
МогӀа 334 ⟶ 336 :
 
Взаимодействие между магнитосферой Сатурна и солнечным ветром генерирует яркие овалы полярного сияния вокруг полюсов планеты, наблюдаемые в видимом, ультрафиолетовом и инфракрасном свете.
Магнитное поле Сатурна, так же как и Юпитера, создается за счёт [[Магнитное динамо|эффекта динамо]] при циркуляции металлического водорода во внешнем ядре. Магнитное поле является почти дипольным, так же как и у Земли, с северным и южным магнитными полюсами. Северный магнитный полюс находится в северном полушарии, а южный  — в южном, в отличие от Земли, где расположение географических полюсов противоположно расположению магнитных<ref name=Kivelson />. Величина магнитного поля на экваторе Сатурна 21 мкTл (0,21 Гс), что соответствует дипольному магнитному моменту примерно в 4,6 × 10 <sup>18</sup> Tл•м<sup>3</sup><ref>{{cite journal|doi=10.5194/angeo-24-1145-2006|last=Belenkaya|first=E. S.|coauthors=Alexeev, I. I.; Kalagaev, V. V.; Blohhina, M. S.|title=Definition of Saturn’s magnetospheric model parameters for the Pioneer 11 flyby|year=2006|volume=24|issue=3|pages=1145–56|url=http://hal.archives-ouvertes.fr/docs/00/31/80/22/PDF/angeo-24-1145-2006.pdf|format=pdf|journal=Annales Geophysicae|bibcode = 2006AnGeo..24.1145B }}</ref>. Магнитный диполь Сатурна жёстко связан с его осью вращения, поэтому магнитное поле очень асимметрично. Диполь несколько смещён вдоль оси вращения Сатурна к северному полюсу.
 
Внутреннее магнитное поле Сатурна отклоняет солнечный ветер от поверхности планеты, предотвращая его взаимодействие с атмосферой, и создаёт область, называемую магнитосферой и наполненную плазмой совсем иного вида, чем плазма солнечного ветра. Магнитосфера Сатурна  — вторая по величине магнитосфера в Солнечной системе, наибольшая  — магнитосфера Юпитера. Как и в магнитосфере Земли, граница между солнечным ветром и магнитосферой называется магнитопаузой. Расстояние от магнитопаузы до центра планеты (по прямой Солнце  — Сатурн) варьируется от 16 до 27 Rs (Rs = 60 330 км  — экваториальный радиус Сатурна)<ref name=Russell1993>{{cite journal|last=Russell|first=C.T.|title= Planetary Magnetospheres |journal=Reports on Progress in Physiscs|volume=56|issue=6|pages=687–732|year=1993 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf|format=pdf|doi= 10.1088/0034-4885/56/6/001|bibcode=1993RPPh...56..687R}}</ref><ref name=Gombosi/>. Расстояние зависит от давления солнечного ветра, который зависит от [[Солнечная активность|солнечной активности]]. Среднее расстояние до магнитопаузы составляет 22 Rs. С другой стороны планеты солнечный ветер растягивает магнитное поле Сатурна в длинный магнитный хвост.
 
== Исследования Сатурна ==
Сатурн  — одна из пяти планет Солнечной системы, легко видимых невооружённым глазом с Земли. В максимуме блеск Сатурна превышает первую [[Видимая звёздная величина|звёздную величину]]. Чтобы наблюдать кольца Сатурна, необходим телескоп диаметром не менее 15 мм<ref name=binoculars>{{cite web
| last = Eastman
| first = Jack
МогӀа 349 ⟶ 351 :
| archiveurl = http://www.webcitation.org/616W4KJeF
| archivedate = 2011-08-21
}}</ref>. При [[Апертура (оптика)|апертуре]] инструмента в 100  мм видны более тёмная полярная шапка, тёмная полоса у тропика и тень колец на планете. А при 150—200  мм станут заметны четыре  — пять полос облаков в атмосфере и неоднородности в них, но их контраст будет заметно меньше, чем у юпитерианских.
 
[[Файл:SaturnInBadTelescope.jpg|thumb|right|290px|Вид Сатурна в современный телескоп (слева) и в телескоп времён Галилея (справа)]]
МогӀа 363 ⟶ 365 :
}}</ref>.
 
В [[1659 год]]у [[Гюйгенс, Христиан|Гюйгенс]] с помощью более мощного телескопа выяснил, что «компаньоны»  — это на самом деле тонкое плоское кольцо, опоясывающее планету и не касающееся её. Гюйгенс также открыл самый крупный спутник Сатурна  — [[Титан (спутник Сатурна)|Титан]]. Начиная с [[1675 год]]а изучением планеты занимался [[Кассини, Джованни Доменико|Кассини]]. Он заметил, что кольцо состоит из двух колец, разделённых чётко видимым зазором  — '''щелью Кассини''', и открыл ещё несколько крупных спутников Сатурна: [[Япет (спутник)|Япет]], [[Тефия (спутник)|Тефию]], [[Диона (спутник)|Диону]] и [[Рея (спутник)|Рею]]<ref>{{cite web
| url = http://huygensgcms.gsfc.nasa.gov/Shistory.htm
| title = Saturn: History of Discoveries
МогӀа 372 ⟶ 374 :
}}</ref>.
 
В дальнейшем значительных открытий не было до 1789 года, когда [[Гершель, Уильям|У. Гершель]] открыл ещё два спутника  — [[Мимас (спутник)|Мимас]] и [[Энцелад (спутник)|Энцелад]]. Затем группой британских астрономов был открыт спутник [[Гиперион (спутник)|Гиперион]], с формой, сильно отличающейся от сферической, находящийся в орбитальном резонансе с [[Титан (спутник Сатурна)|Титаном]]<ref name="astronet.ru_ap050726">{{cite web
| author = Robert Nemiroff, Jerry Bonnell; Перевод: А. Козырева, Д. Ю. Цветков
| datepublished = 26 июля 2005
МогӀа 381 ⟶ 383 :
| archiveurl = http://www.webcitation.org/616W5qEas
| archivedate = 2011-08-21
}}</ref>. В 1899 году [[Пикеринг, Уильям Генри|Уильям Пикеринг]] открыл [[Феба (спутник Сатурна)|Фебу]], которая относится к классу нерегулярных спутников и не вращается синхронно с Сатурном как большинство спутников. Период её обращения вокруг планеты  — более 500 дней, при этом обращение идёт в [[Ретроградное движение|обратном направлении]]. В 1944 году [[Койпер, Джерард Петер|Джерардом Койпером]] было открыто наличие мощной атмосферы на другом спутнике  — Титане<ref>{{книга
|автор = О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин.
|заглавие = Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение
МогӀа 415 ⟶ 417 :
 
=== Исследования с помощью космических аппаратов ===
[[Файл:Saturn eclipse.jpg|thumb||290px|Затмение [[Солнце|Солнца]] Сатурном [[15 сентября]] [[2006]]. Фото межпланетной станции [[Кассини (КА)|Кассини]] с расстояния 2,2  млн км. На фотографии слева, над самым ярким кольцом видна маленькая голубая точка  — [[Земля]]<ref name="Pale Blue Orb">[http://www.ciclops.org/view.php?id=2235 Pale Blue Orb  — Cassini Imaging]</ref>]]
{{main|Кассини-Гюйгенс|Вояджер (программа)|Пионер-11}}
 
В [[1979 год|1979  г.]] [[автоматическая межпланетная станция|автоматическая межпланетная станция (АМС)]] США «[[Пионер-11]]» впервые в истории пролетела вблизи Сатурна. Изучение планеты началось 2 августа 1979 года. Окончательное сближение с Сатурном состоялось 1 сентября 1979 года<ref name=nasapioner11/>. Во время полёта аппарат приблизился к слою максимальной облачности планеты на расстояние 21 400 км<ref name=pionercz/>. Были получены изображения планеты и некоторых её спутников, однако их разрешение было недостаточно для того, чтобы разглядеть детали поверхности. Также, ввиду малой освещённости Сатурна Солнцем, изображения были слишком тусклые. Аппарат также пролетел под плоскостью колец для их изучения. В числе открытий было обнаружение тонкого F кольца. Кроме того, было обнаружено, что многие участки, видимые с Земли как светлые, были видны с «Пионера-11» как тёмные, и наоборот<ref name=nasapioner11>{{cite web
|url = http://spaceprojects.arc.nasa.gov/Space_Projects/pioneer/PN10&11.html
|title = The Pioneer 10 & 11 Spacecraft
МогӀа 430 ⟶ 432 :
}}</ref>.
 
В [[1980]]—[[1981 год]]ах за «Пионером-11» последовали также американские АМС «[[Вояджер-1]]» и «[[Вояджер-2]]». «Вояджер-1» сблизился с планетой 13 ноября 1980 года, но его исследование Сатурна началось на три месяца раньше. Во время прохождения был сделан ряд фотографий в высоком разрешении. Удалось получить изображение спутников: [[Титан (спутник)|Титана]], [[Мимас (спутник)|Мимаса]], [[Энцелад (спутник)|Энцелада]], [[Тефия (спутник)|Тефии]], [[Диона (спутник)|Дионы]], [[Рея (спутник)|Реи]]. При этом аппарат пролетел около Титана на расстоянии всего 6500  км, что позволило собрать данные о его атмосфере и температуре<ref>{{cite web
| title = Cassini Solstice Mission: Saturn Then and Now -- Image Gallery
| url = http://saturn.jpl.nasa.gov/news/cassinifeatures/feature20101111b/
МогӀа 446 ⟶ 448 :
| archivedate = 2011-08-21
}}</ref>.
[[Файл:PIA10487 - Many Colors, Many Moons.jpg|thumb|right|290px|[[Сатурн (планета)|Сатурн]] и его спутники  — [[Титан (спутник)|Титан]], [[Янус (спутник)|Янус]], [[Мимас (спутник)|Мимас]] и [[Прометей (спутник)|Прометей]]  — на фоне [[Кольца Сатурна|колец Сатурна]], видимых с ребра и диска планеты-гиганта]]
 
Годом позже, 25 августа 1981 года, к Сатурну приблизился «Вояджер-2». За время своего пролёта аппарат произвёл исследование атмосферы планеты с помощью радара. Были получены данные о температуре и плотности атмосферы. На Землю было отправлено около 16 000 фотографий с наблюдениями. К сожалению, во время полётов система поворота камеры заклинилась на несколько суток, и часть необходимых изображений получить не удалось. Затем аппарат, используя силу притяжения Сатурна, развернулся и полетел по направлению к Урану<ref name="Voyager"/>. Также эти аппараты впервые обнаружили магнитное поле Сатурна и исследовали его [[Магнитосфера|магнитосферу]], наблюдали штормы в атмосфере Сатурна, получили детальные снимки структуры колец и выяснили их состав. Были открыты щель Максвелла и щель Килера в кольцах. Кроме того, около колец было открыто несколько новых спутников планеты.
 
В [[1997 год|1997  г.]] к Сатурну была запущена АМС «[[Кассини-Гюйгенс]]», которая после 7 лет полёта [[1 июля]] [[2004 год|2004  г.]] достигла системы Сатурна и вышла на орбиту вокруг планеты. Основными задачами этой миссии, рассчитанной первоначально на 4 года, являлось изучение структуры и динамики колец и спутников, а также изучение динамики атмосферы и [[Магнитосфера|магнитосферы]] Сатурна и детальное изучение крупнейшего спутника планеты  — [[Титан (спутник)|Титана]].
 
До выхода на орбиту в июне 2004 года АМС прошла мимо [[Феба (спутник Сатурна)|Фебы]] и послала на Землю её снимки в высоком разрешении и другие данные. Кроме того, американский орбитальный аппарат «Кассини» неоднократно пролетал у Титана. Были получены изображения больших озёр и их береговой линии со значительным количеством гор и островов. Затем специальный европейский зонд «[[Гюйгенс (зонд)|Гюйгенс]]» отделился от аппарата и на парашюте 14 января 2005 года спустился на поверхность Титана. Спуск занял 2 часа 28 минут. Во время спуска «Гюйгенс» отбирал пробы атмосферы. Согласно интерпретации данных с зонда «Гюйгенс», верхняя часть облаков состоит из [[метан]]ового льда, а нижняя  — из жидких метана и [[азот]]а<ref>{{cite web|url=http://www.telegraph.co.uk/news/1524945/Here-is-the-weather-forecast-It-will-pour-down-liquid-methane.html|title=Here is the weather forecast: It will pour down liquid methane|date=27 July 2006|publisher=Telegraph Media Group|lang=en|accessdate=2011-11-21|archiveurl=http://www.webcitation.org/659Xuj28M|archivedate=2012-02-02}}</ref>.
 
С начала 2005 года учёные наблюдали за излучением, идущим с Сатурна. 23 января 2006 года на Сатурне произошёл шторм, который дал вспышку, в 1000 раз превосходящую по мощности обычное излучение в диапазоне радиочастот<ref>{{cite web
МогӀа 473 ⟶ 475 :
| archivedate = 2011-08-21
}}</ref>. В мае 2011 года учёные НАСА заявили, что Энцелад «оказался наиболее приспособленным для жизни местом в Солнечной системе после Земли»<ref>{{cite journal |last1=Lovett |first1=Richard A. |title=Enceladus named sweetest spot for alien life |url=http://www.nature.com/news/2011/110531/full/news.2011.337.html |date=31 May 2011 |publisher=[[Nature (journal)|Nature]] |doi:10.1038/news.2011.337 |accessdate=2011-06-03 }}</ref><ref>{{cite web|last1=Kazan|first1=Casey|title=Saturn's Enceladus Moves to Top of "Most-Likely-to-Have-Life" List|url=http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2011/06/saturns-enceladus-moves-to-top-of-most-likely-to-have-life-list.html|date=2 June 2011|publisher=The Daily Galaxy|accessdate=2011-06-03|archiveurl=http://www.webcitation.org/616WAzkcp|archivedate=2011-08-21}}</ref>.
[[Файл:Сатурн и его спутники.jpg|thumb|right|290px|[[Сатурн (планета)|Сатурн]] и его спутники: в центре снимка  — [[Энцелад (спутник)|Энцелад]], справа, крупным планом, видна половинка [[Рея (спутник)|Реи]], из-за которой выглядывает [[Мимас (спутник)|Мимас]]. Фотография сделана зондом «[[Кассини-Гюйгенс|Кассини]]», июль 2011<ref name="cargo">{{cite web|url=http://www.lenta.ru/news/2011/08/03/cassini/|title="Кассини" сфотографировал сразу пять спутников Сатурна|archiveurl=http://www.webcitation.org/616WBvt5s|archivedate=2011-08-21}}</ref>]]
 
Фотографии, сделанные «Кассини», позволили сделать другие значительные открытия. По ним были обнаружены ранее неоткрытые кольца планеты вне главной яркой области колец и внутри колец G и Е. Данные кольца получили названия R/2004 S1 и R/2004 S2<ref name="r2004">{{cite web|author=C. C. Porco и др.|title=Cassini Imaging Science: Initial Results on Saturn's Rings and Small Satellites.|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/307/5713/1226|archiveurl=http://www.webcitation.org/616WCqWE2|archivedate=2011-08-21}}</ref>. Предполагается, что материал для этих колец мог образоваться вследствие удара о [[Янус (спутник)|Янус]] или [[Эпиметей (спутник)|Эпиметей]] метеорита или кометы<ref>{{cite web
МогӀа 518 ⟶ 520 :
== Спутники ==
{{main|Спутники Сатурна}}
Крупнейшие спутники  — Мимас, Энцелад, Тефия, Диона, Рея, Титан и Япет  — были открыты к 1789 году, однако и по сегодняшний день остаются основными объектами исследований.{{Переход|#Исследования Сатурна|yellow}} Диаметры этих спутников варьируются в пределе от 397 (Мимас) до 5150 км (Титан), большая полуось орбиты от 186 тыс. км (Мимас) до 3561 тыс. км (Япет). Распределение по массам соответствует распределению по диаметрам. Наибольшим эксцентриситетом орбиты обладает Титан, наименьшим  — Диона и Тефия. Все спутники c известными параметрами находятся выше [[Синхронная орбита|синхронной]] орбиты<ref name="Jacobson2008">{{cite journal | author= Jacobson, R. A.; ''et al.''| title= ''Revised orbits of Saturn's small inner satellites''| journal=[[Astronomical Journal]]| year= 2008| volume= 135 | issue= 1| pages= 261–263| bibcode=2008AJ....135..261J | doi= 10.1088/0004-6256/135/1/261}}</ref>, что приводит к их постепенному удалению.
[[Файл:Saturn-map.jpg|thumb|right|290px|Спутники Сатурна]]
 
Самый крупный из спутников  — [[Титан (спутник Сатурна)|Титан]]. Также он является вторым по величине в [[Солнечная система|Солнечной системе]] в целом, после спутника [[Юпитер (планета)|Юпитера]] [[Ганимед (спутник)|Ганимеда]]. Титан состоит примерно наполовину из водяного льда и наполовину  — из скальных пород. Такой состав схож с некоторыми другими крупными спутниками газовых планет, но Титан сильно отличается от них составом и структурой своей атмосферы, которая преимущественно состоит из [[азот]]а, также имеется небольшое количество [[метан]]а и [[этан]]а, которые образуют [[облака]]. Также Титан является единственным, кроме [[Земля|Земли]], телом в Солнечной системе, для которого доказано существование жидкости на поверхности<ref name="NatureDefinitive">{{cite journal|title=The lakes of Titan|author=Stofan, E. R.|coauthors= Elachi, C.; et al.|issue=1 |volume=445|pages=61—64|journal=Nature|date=January 4, 2007|doi= 10.1038/nature05438|accessdate=2007-08-27}}</ref>. Возможность возникновения простейших организмов не исключается учёными<ref>{{cite journal | journal = Icarus | volume= 178 | issue = 1 | pages = 274—276 | year= 2005 | doi = 10.1016/j.icarus.2005.05.018 | title = Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan | author = McKay, C. P.; Smith, H. D.}}</ref>. Диаметр Титана на 50  % больше, чем у Луны. Также он превосходит размерами планету [[Меркурий (планета)|Меркурий]], хотя и уступает ей по массе.
 
Другие основные спутники также имеют характерные особенности. Так, Япет имеет два полушария с разным [[альбедо]] (0,03—0,05 и 0,5 соответственно). Поэтому, когда [[Кассини, Джованни Доменико|Джованни Кассини]] открыл данный спутник, то обнаружил, что он виден только тогда, когда он находится по определённую сторону от Сатурна<ref name = "Mason">{{Cite web
МогӀа 537 ⟶ 539 :
| archiveurl = http://www.webcitation.org/659XxoFK3
| archivedate = 2012-02-02
}}</ref>. Ведущее и заднее полушария Дионы и Реи также имеют свои отличия. Ведущее полушарие<ref>Направленное в сторону движения спутника по орбите</ref> Дионы сильно [[Ударный кратер|кратерировано]] и однородно по яркости. Заднее полушарие содержит тёмные участки, а также паутину тонких светлых полосок, являющихся ледяными хребтами и обрывами. Отличительной особенностью Мимаса является огромный ударный кратер Гершель диаметром 130  км. Аналогично Тефия имеет кратер [[Одиссей (кратер)|Одиссей]] диаметром 400  км. Энцелад согласно изображениям «[[Вояджер-2]]» имеет поверхность с участками разного геологического возраста, массивными кратерами в средних и высоких северных широтах и незначительными кратерами ближе к экватору<ref name=Rothery>{{cite book|author=Rothery, David A.|title=Satellites of the Outer Planets: Worlds in their own right|publisher=Oxford University Press|year=1999|isbn=0-19-512555-X}}</ref>.
 
По состоянию на февраль [[2010]] г. известно 62 спутника Сатурна.
12 из них открыты при помощи космических аппаратов: «[[Вояджер-1]]» ([[1980]]), «[[Вояджер-2]]» ([[1981]]), «[[Кассини (КА)|Кассини]]» ([[2004]]—[[2007]]). Большинство спутников, кроме [[Гиперион (спутник)|Гипериона]] и [[Феба (спутник Сатурна)|Фебы]], имеет синхронное собственное вращение  — они повёрнуты к Сатурну всегда одной стороной. Информации о вращении самых мелких спутников нет. [[Тефия (спутник)|Тефии]] и [[Диона (спутник)|Дионе]] сопутствуют по два спутника в [[точка Лагранжа|точках Лагранжа]] L4 и L5<ref>{{книга
|автор=[[Цесевич, Владимир Платонович|Цесевич В. П.]]
|заглавие=Что и как наблюдать на небе
МогӀа 558 ⟶ 560 :
{{main|Кольца Сатурна}}
{{seealso|Кольца Реи}}
Сегодня известно, что у всех четырёх газообразных гигантов есть кольца, но у Сатурна они самые заметные. Кольца расположены под углом приблизительно 28° к плоскости эклиптики. Поэтому с Земли в зависимости от взаимного расположения планет они выглядят по-разному: их можно увидеть и в виде колец, и «с ребра». Как предполагал ещё [[Христиан Гюйгенс|Гюйгенс]], кольца не являются сплошным твёрдым телом, а состоят из миллиардов мельчайших частиц, находящихся на околопланетной орбите. Это было доказано [[спектрометрия|спектрометрическими]] наблюдениями [[Белопольский, Аристарх Аполлонович|А.  А.  Белопольского]] в [[Пулковская обсерватория|Пулковской обсерватории]]<ref>{{статья|автор=[[Белопольский, Аристарх Аполлонович|Белопольский А. А.]]|заглавие=О вращении кольца Сатурна по измерениям спектрограмм, полученных в Пулкове|издание=Известия Императорской Академии Наук. Серия 5|том=3|выпуск=1|год=1895|страницы=12—14}}</ref> и двумя другими учёными в 1895—1896  гг.<ref>{{статья
|автор=[[Куликовский, Пётр Григорьевич|Куликовский П. Г.]]
|заглавие=О некоторых вопросах изучения истории астрономии
МогӀа 571 ⟶ 573 :
}}</ref>
 
Существует три основных кольца и четвёртое  — более тонкое. Все вместе они отражают больше света, чем диск самого Сатурна. Три основных кольца принято обозначать первыми буквами латинского алфавита. Кольцо В  — центральное, самое широкое и яркое, оно отделяется от внешнего кольца А щелью Кассини шириной почти 4000  км, в которой находятся тончайшие, почти прозрачные кольца. Внутри кольца А есть тонкая щель, которая называется [[разделительная полоса Энке|разделительной полосой Энке]]. Кольцо С, находящееся ещё ближе к планете, чем В, почти прозрачно<ref name=RingFS>{{cite web|title=Saturnian Rings Fact Sheet (NASA).|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/satringfact.html|archiveurl=http://www.webcitation.org/619Pfz7uk|archivedate=2011-08-23}}</ref><ref name=RingIM>{{cite web|title=Catalog Page for PIA08389|url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08389|accessdate=2011-12-12|archiveurl=http://www.webcitation.org/659XyTfDv|archivedate=2012-02-02}}</ref>.
 
[[Кольца Сатурна]] очень тонкие. При диаметре около 250 000  км их толщина не достигает и километра (хотя существуют на поверхности колец и своеобразные горы<ref>{{cite web|url=http://www.membrana.ru/lenta/?9665|title=Membrana: На кольцах Сатурна открыты высокие горы|accessdate=2010-10-31|archiveurl=http://www.webcitation.org/616WF5MQ4|archivedate=2011-08-21}}</ref>). Несмотря на свой внушительный вид, количество вещества, составляющего кольца, крайне незначительно. Если его собрать в один монолит, его диаметр не превысил бы 100  км. На изображениях, полученных зондами, видно, что на самом деле кольца образованы из тысяч колец, чередующихся со щелями; картина напоминает дорожки грампластинок. Частички, из которых состоят кольца, имеют размер от 1 сантиметров до 10 метров<ref name="Zebker85">{{cite journal|title=Saturn's rings – Particle size distributions for thin layer model|author=Zebker, H.A., Marouf, E.A., and Tyler, G.L.|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]|year=1985| volume=64|issue=3|pages=531–548|doi=10.1016/0019-1035(85)90074-0|bibcode=1985Icar...64..531Z}}</ref>. По составу они на 93  % состоят изо льда с незначительными примесями, которые могут включать в себя [[сополимеры]], образующихся под действием солнечного излучения и [[Силикаты (минералы)|силикаты]] и на 7  % из углерода<ref>{{cite journal|title=A close look at Saturn's rings with Cassini VIMS|author=Nicholson, P.D. and 16 co-authors|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]|year=2008|volume=193|issue=1|pages=182–212|doi=10.1016/j.icarus.2007.08.036|bibcode=2008Icar..193..182N}}</ref><ref>{{cite journal|title= The Composition of Saturn's Rings|author=Poulet F.; Cuzzi J.N.|journal= Icarus |doi=10.1006/icar.2002.6967|volume= 160|page= 350 |year=2002|bibcode=2002Icar..160..350P|issue= 2}}</ref>.
 
Существует согласованность движения частиц в кольцах и спутников планеты. Некоторые из них, так называемые [[Спутник-пастух|«спутники-пастухи»]], играют роль в удержании колец на их местах. [[Мимас (спутник)|Мимас]], например, находится в резонансе 2:1 c [[щель Кассини|щелью Кассинии]] и под воздействием его притяжения вещество удаляется из неё<ref>{{cite web|title=Lecture 41:Planetary Rings|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast161/Unit6/rings.html|date=2007-11-19-11|publisher=Richard Pogge, Prof. of Ohio State University|accessdate=2011-12-12|archiveurl=http://www.webcitation.org/659Xz1U1h|archivedate=2012-02-02}}</ref>, а [[Пан (спутник)|Пан]] находится внутри разделительной полосы Энке<ref name=Esposito2002>{{cite journal|last=Esposito|first=L. W.|authorlink=Larry W. Esposito|title=Planetary rings |journal=Reports on Progress in Physics|year=2002|volume=65|issue=12|pages=1741–1783 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.pdf|format=PDF|doi=10.1088/0034-4885/65/12/201|bibcode = 2002RPPh...65.1741E }}</ref>. В 2010 году были получены данные от зонда [[Кассини (КА)|Кассини]], которые говорят о том, что кольца Сатурна колеблются. Колебания складываются из постоянных возмущений, которые вносит Мимас и самопроизвольных возмущений, возникающих из-за взаимодействия летящих в кольце частиц<ref>{{cite news|url=http://infox.ru/science/universe/2010/11/02/Kolca_Saturna_drozha.phtml|title=Кольца Сатурна дрожат по-галактически|last=Котляр|first=Павел|date=2010-11-04|publisher=Infox.ru|lang=ru|accessdate=2010-11-03}}</ref>. Происхождение колец Сатурна ещё не совсем ясно<ref name=RLoR>{{cite web|title=The Real Lord of the Rings|url=http://science.nasa.gov/headlines/y2002/12feb_rings.htm|accessdate=2011-12-12|archiveurl=http://www.webcitation.org/659XzSnqf|archivedate=2012-02-02}}</ref>. По одной из теорий, выдвинутой в 1849 году [[Рош, Эдуард Альбер|Эдуардом Рошем]], кольца образовались вследствие распада жидкого спутника под действием приливных сил<ref name="jplhistory"/>. По другой  — спутник распался из-за удара кометы или астероида<ref name=RLoR/>.
 
Существует гипотеза, согласно которой кольца также могут быть у одного из спутников Сатурна  — Реи.
 
== Сатурн в культуре ==
МогӀа 615 ⟶ 617 :
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html Страничка фактов о Сатурне] // на сайте НАСА {{ref-en}}
* [http://galspace.spb.ru/index49.html Сатурн: Властелин Колец]
* [http://wip.od.ua/%D1%81%D0%B0%D1%82%D1%83%D1%80%D0%BD/ Фотографии Сатурна, сделанные зондом «Кассини» с 2004 по 2009  гг.]
* [http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html История исследования Сатурна (НАСА)]
* [http://www.planetary.org/explore/topics/saturn/rings.html Параметры колец Сатурна]