Wiki junior Sunčev sistem/Saturn

Izvor: Wikiknjige
Idi na: navigacija, pretraga

Saturn je šesta planeta u Sunčevom sistemu. Udaljen je 9,54 AJ odnosno 1 429 400 000 km od Sunca, promjera 120 536 km (na ekvatoru) i masu 5,68 × 1026 kg. Saturn je po volumenu i masi druga planeta nakon Jupitera. Uz Jupiter, Uran i Neptun pripada grupi plinovitih divova, planeta vanjskog dijela Sunčevog sistema.

Najpoznatije obilježje Saturna su planetarni prstenovi koji ga okružuju u 7 pojaseva, označenih slovima A do G. Oko Saturna kruži i mnoštvo prirodnih satelita, kojih je do sada otkriveno 62.

Saturn odbija oko 47% Sunčeve svjetlosti (albedo 0,47). Saturn se za prosječne opozicije (kada je najbliži Zemlji) vidi pod uglom od 20 lučnih minuta, a magnituda mu je u prosjeku 0,7 (u najboljim uslovima: 0,43). Saturn je jedan od najsvjetlijih objekata na nebu (iza Sunca, Mjeseca, Jupitera i Venere) pa je zato i poznat od davnina. Mali teleskop je dovoljan da se ugledaju prstenovi.

Saturn je u rimskoj mitologiji otac vrhovnog boga Jupitera, dok je u grčkoj mitologiji poznat kao Kronos.

Fizičke osobine[uredite]

Saturn je spljošten na polovima i proširen na ekvatoru pa ima oblik elipsoida. Razlika između ekvatorskog i polarnog promjera je čak 10% (120, 536 km prema 108 728 km), što je posljedica brze rotacije planete. Druge plinovite planete (Jupiter, Uran, Neptun) su također spljošteni, ali ne toliko kao Saturn. Prosječna gustoća Saturna je 697 kg/m3 zbog čega je jedina planeta u Sunčevom sistemu čija je prosječna gustoća manja od gustoće vode.

Jedan Saturnov obilazak oko Sunca traje 29,35 godina, dok jedan okretaj oko ose traje u prosjeku 10 sati, 39 minuta i 25 sekundi.

Atmosfera[uredite]

Saturn nema jasno izražene pojaseve kao Jupiter, barem ne u vidljivom dijelu spektra. Razlog tome je sloj sumaglice koji nam zastire pogled u dubinu. Fotografije u infracrvenom svjetlu pokazuju pojaseve mnogo izraženijim. Saturnova atmosfera uglavnom se sastoji od vodika (93%) i helijuma (5%), uz nešto ostalih spojeva.

Pjege u atmosferi Saturna traju po nekoliko mjeseci. Svemirski teleskop Hubble je 1990. godine snimio na Saturnovom ekvatoru ogromni bijeli oval kojeg nije bilo u vrijeme prolaska letjelica Voyager. Uspoređivanjem sa starim zabilješkama, utvrđeno je da su slične pojave opažene 1876, 1903, 1933, i 1960. godine, otprilike uvijek u isto doba Saturnove godine, sredinom Saturnovog ljeta na sjevernoj polutci. Kasnije su promatrane i neke manje oluje.

Vjetrovi na ekvatoru pušu prema istoku, a dosežu brzine od 500 m/s. Brzina vjetrova opada s približavanjem polovima, pa na širinama iznad 35° vjetrovi pušu u oba smjera. Sloj u kojem pušu vjetrovi debeo je najmanje 2000 km, a simetrija koja je uočena između sjeverne i južne polutke sugerira da bi se vjetrovi mogli spajati negdje u unutrašnjosti.

Dok je Voyager 2 bio iza Saturna, njegovi radio-signali su na putu prema Zemlji prošli kroz gornje slojeve atmosfere, što je omogućilo mjerenje gustoće i temperature tih slojeva. Najniža temperatura, od 82 K, su izmjerena na razini s pritiskom od 7000 Pa. Na 10 000 Pa, temperature ispod sjevernog pola su bile oko 10 K niže od onih na umjerenim širinama.

Osobine unutrašnjosti planete[uredite]

Saturnova unutrašnjost je slična Jupiterovoj i sastoji se od kameno-ledene jezgre, 20 puta veće mase od Zemljine. Na jezgru se nastavlja sloj metalnog vodika iznad kojeg je sloj molekularnog vodika. Metalni vodik, nazvan tako zbog svojstava koje vodik poprima pri velikom pristiku, je mnogo dublje nego što je to slučaj kod masivnijeg Jupitera. Saturn je po sastavu 75% vodik i 25% helijum, s tragovima vode, metana i amonijaka. Taj sastav približno odgovara sastavu prvobitnog oblaka od kojeg je i nastao Sunčev sistem.

Saturnova unutrašnjost je vruća, temperature u središtu su čak 12 000 K, pa Saturn, kao i Jupiter i Neptun, više energije zrači u svemir nego što je prima od Sunca. Ravnotežna temperatura (ona koju bi imao da ga grije samo Sunce) za Saturn iznosi 90 K, ali je stvarna temperatura njegovih vanjskih dijelova 95 - 105 K.

Veća temperatura se može objasniti Kelvin-Helmholtzovim mehanizmom (potencijalna energija gravitacijskog polja sažimanjem prelazi u toplinsku), što ipak nije dostatno objašnjenje za svu proizvedenu energiju. Prema mjerenjima Voyagera 1, samo 7% volumena Saturna čine atomi helijuma (vodik prevladava), za razliku od 11% kod Jupitera. S obzirom da modeli predviđaju podjednake omjere kod obje planete pretpostavlja se da helijum polahko tone prema središtu, te da je to uzrok veće temperature. Kapljice helijuma padanjem kroz atmosferu stvaraju trenje kojim se oslobađa toplina.

Magnetosfera[uredite]

Saturn, kao i ostali plinoviti divovi, ima jako magnetsko polje koje se proteže do udaljenosti oko 20 do 35 Saturnovih polumjera. Ipak, Saturnovo polje je neusporedivo slabije od Jupiterovog prvenstveno zbog manje količine vodljivog materijala ("metalni" vodik je mnogo dublje), pa je na rubovima planeta po jačini otprilike jednako magnetskom polju na površini Zemlje. Os magnetskog polja se gotovo poklapa s osi rotacije planeta (ugao je manji od 1°).

Volumen Saturnove magnetosfere znatno se mijenja s intenzitetom sunčevog vjetra, a i rep Jupiterove magnetosfere znatno utječe na Saturnovo magnetsko polje. Radio-emisije sa Saturna utihnule su između posjeta Voyagera 1 (novembar 1980.) i Voyagera 2 (august 1981.), što bi mogla biti posljedica ulaska Saturna u Jupiterovu magnetosferu (iako nema izravnih dokaza).

Na Saturnovo magnetsko polje utječe i njegov satelit Diona. Pozitivni ioni vodika i kisika (H+ i O+) nastali nakon razbijanja molekula vode izbijenih s površine Dione i Tetisa čine unutrašnji torus koji se proteže do udaljenosti od 400 000 km od središta Saturna. Na unutrašnji torus se nastavlja područje plazme koje se proteže do udaljenosti od 1 000 000 km.

Kao i na Zemlji, međudjelovanje magnetosfere, atmosfere i sunčevog vjetra stvara veličanstveno polarno svjetlo.

Saturnovi prstenovi[uredite]

Saturn je karakterističan po svojim prstenovima, koji su lako vidljivi i kroz mali teleskop. Poznati su još od vremena kad je Galileo Galilej prvi upotrijebio teleskop u astronomske svrhe. Prstenovi su označavani slovima abecede, prema redoslijedu otkrivanja. Sastoje se od silikatnih stijena, željeznog oksida i leda. Prostiru se od 6 630 km do 120 700 km iznad Saturnovog ekvatora.

Prstenovi nisu jedno tijelo. Još je James Clerk Maxwell 1857. godine dokazao da prstenovi ne mogu biti jedno tijelo, već bezbroj samostalnih čestica, što je kasnije dokazano spektroskopskim mjerenjima. Pomoću Dopplerovog efekta je potvrđeno da se čestice bliže Saturnu kreću brže od onih daljih. Čestice prstenova su raznih veličina: od 100-metarskih tijela do mikrometarske prašine. Vjerojatno postoji i nekoliko tijela veličine par kilometara. Prstenovi su građeni od leda i nešto kamenja, pa imaju vrlo visok albedo (oko 0,7).

Saturnovi prstenovi su vrlo tanki. Iako su široki preko 250 000 km, nisu deblji od 1,5 km, pa bi sa sav njihov materijal mogao komprimirati u tijelo promjera 100 km.

Kroz teleskop se najbolje vide prstenovi A, B i C. Pukotina između dva najizraženija prstena (A i B) se zove Cassinijeva pukotina, a mnogo slabije izražena pukotina na vanjskom rubu A-prstena je dobila ime Enckeova pukotina. Pukotine su zapravo orbite s nepovoljnim rezonancijama u odnosu na Saturnove satelite, dakle imaju isto porijeklo kao i Kirkwoodove zone u asteroidnom pojasu.

Dolazak Voyagera 1 i 2 donio je nove spoznaje o prstenovima. Fotografije ovih dvaju letjelica su pokazale da se prstenovi sastoje od čak stotinjak hiljada manjih prstenčića. Čak su u Cassinijevoj pukotini pronađena 4 prstenčića. Otkrivena su i četiri nova veća prstena: slabašan prsten unutar prstena C nazvan je D prsten dok je prstenu iza prstena A pridruženo slovo F. Iza F prstena su pronađena još dva slabija prstena: G i E.

Zvijezda Delta Škorpiona (Djubba) prošla je (iz perspektive Voyagera 2) iza F-prstena, pa je praćenje treperenja ove zvijezde omogućilo određivanje detaljne strukture prstena F i to čak s 1000 puta boljom rezolucijom (rezolucija oko 100 m) nego što je bilo moguće ostvariti Voyagerovom kamerom. U F-prstenu su otkrivena i područja gdje se prsten sastoji od više međusobno isprepletenih niti, što se smatra utjecajem satelita Prometej.

Osim toga, uočene su i prolazne strukture u B-prstenu, zapravo valovi gustoće uzrokovane prolaskom nekih od Saturnovih satelita.

Voyagerove fotografije su otkrile i tajanstvene "žbice", koje se okreću oko Saturna kao kruto tijelo (prstenovi se okreću nezavisno jedan od drugog). Porijeklo im nije objašnjeno, ali se smatra da su vezane uz magnetsko polje Saturna, jer imaju period rotacije kao i magnetsko polje (10 h 39 min.). Dok se Voyager približavao Saturnu, žbice su izgledale tamnije od prstenova, no kasnije su iz drugog ugla su izgledale svjetlije. Svojstvo čestica u žbicama da bolje raspršuju svjetlost u smjeru suprotnom od izvora svjetlosti pokazuje da se radi o vrlo finoj prašini.

Postoji veza između saturnovih prstenova i satelita. Neki od satelita su "pastirski", t.j. čuvaju prstenove, a neki su odgovorni za nastanak pukotina u prstenovima. Atlas, Prometej (Prometheus) i Pandora su pastirski sateliti. Pandora i Prometej "čuvaju" prsten F, a Pan se nalazi u Enckeovoj pukotini.

Saturn i njegovi prstenovi najbolje se vide kada se Saturn nalazi u skoroj opoziciji. Prstenovi prividno nestaju ukoliko njihova ravnina siječe Zemlju u vrijeme posmatranja.

Trenutno postoje dvije teorije o tome kako su prstenovi nastali. Prva teorija je teorija o raspalom mjesecu, koju je postavio Édouard Roche i nastala je u 19. vijeku. Teorija se oslanja na postulatu da je jedan od Saturnovih prirodnih satelita upao u nisku orbitu, ispod tzv. Rocheove granice, tako da su ga rastrgale Saturnove plimne sile. Jedna varijacija ove teorije je da se mjesec raspao nakon sudara sa kometom. Druga teorija oslanja se na postulatu da su prsteni tu od nastanka planete, te su ostatak materije od originalne nebularne tvari od koje je Saturn nastao. Ova teorija danas nije šire prihvaćena jer se smatra da prsteni tijekom milijuna godina postanu nestabilni, te da su zbog toga nedavna tvorevina.

Saturnov prsten E je vrlo teško vidljiv čak i najboljim teleskopima. Širina mu je kao udaljenost između Zemlje i Mjeseca.

Prirodni sateliti[uredite]

Saturn ima 33 poznata satelita od kojih 30 imaju imena. Broj satelita vjerovatno nije potpun jer Saturnovi prstenovi smetaju u njihovom otkrivanju sa Zemlje.

Svi veći sateliti, osim Febe i Hiperiona imaju sinkronu rotaciju. Feba uz to ima retrogradnu te vrlo nagnutu putanju, pa se sumnja da je zarobljeni asteroid. Hiperion je jedino tijelo u Sunčevu Sustavu za koje se zna da ima kaotičnu rotaciju. Mnogi sateliti su u međusobnoj rezonanciji: Mimas - Tetida (1:2), Encelad - Diona (1:2) i Titan - Hiperion (3:4).

Trideset Saturnovih satelita su, po udaljenosti od Saturna: Pan, Atlas, Prometej, Pandora, Epimetej, Jan, Mimas, Encelad, Tetida, Telesto, Kalipso, Diona, Helena, Reja, Titan, Hiperion, Japet, Kiviuq, Ijiraq, Feba, Paaliaq, Skadi, Albiorix, Erriapo, Siarnaq, Tarvos, Mundilfari, Suttung, Thyrm, Ymir i S/2003S1.

Saturnovi prirodni sateliti podijeljeni su u grupe, koje nose ime po najistaknutijem satelitu:

  • Grupa Jan koje sačinjava: Jan, Mimas, Encelad, Tetida, Diona, Reja, Titan, Hiperion
  • Grupa Siarnaq : Kiviuq, Ijiraq, Paaliaq, Albiorix, Erriapo, Siarnaq i Tarvos
  • Grupa Feba : Feba, Skadi, S/2003S1, Mundilfari, Suttung, Thyrm i Ymir

Historija istraživanja[uredite]

Saturn je, zbog svog sjaja, poznat još od prethistorije. Galileo Galilej je, 1610. godine, prvi usmjerio teleskop prema njemu. Zbog nesavršenosti prvih teleskopa, Galileo nije prepoznao prstenove, već je mislio da se radi o tri tijela. Posebno se zakompliciralo promatranje u vrijeme prolaska Zemlje kroz ravninu prstenova, kada su oni prividno nestali (jer su vrlo tanki), što je zbunilo Galilea. Tek je 1659. godine danski astronom Christiaan Huygens u Saturnovom neobičnom obliku prepoznao prstenove. Huygens je objasnio da je njihovo nestajanje i mijenjanje uzrokovano promjenom nagiba orbite Zemlje prema Saturnu tokom njihovih ophoda oko Sunca.

Italijanski astronom Giovanni Domenico Cassini je 1675. otkrio pukotinu između u prstenovima, pa se ta pukotina između prstenova A i B danas naziva po njemu Cassinijevom pukotinom. I drugi razmaci između prstenova nose imena po astronomima koji su ih otkrili ili učestvovali u istraživanju Saturna (Guerin, Huygens, Maxwell, Encke).

Saturn su do sada posjetile 4 letjelice: Pioneer 11 (1979)., Voyager 1 (1980.), Voyager 2 (1981.) te Cassini-Huygens. Letjelica Cassini ušla je 1. jula 2004. u orbitu oko Saturna i počela 4-godišnju misiju istraživanja Saturna, njegovih prstenova, magnetosfere i satelita. Cassini nosi sondu Huygens koja će početkom 2005. biti bačena u atmosferu Saturnovog najvećeg satelita Titana.

Planeta Saturn u romanima i filmovima[uredite]

Saturn se rijetko pojavljuje kao središte radnje, ali su zbog prstena njegove slike popularne kao pozadina u mnogim filmovima.

  • 2001: Odiseja u svemiru (1968) Arthura C Clarkea - Saturn i njegov sistem su središte radnje umjesto Jupitera.
  • Saturn 3 (film) iz (1980) - većinom se događa u Saturnovom sistemu.