Saturns (planēta)

Saturns  

Saturna attēls no starpplanētu zondes Cassini-Huygens
Orbitālie parametri
Epoha J2000
Afēlijs	1 513 325 783 km 10,11595804 AU
Perihēlijs	1 353 572 956 km 9,04807635 AU
Lielā pusass (rādiuss)	1 433 449 370 km 9,58201720 AU
Ekscentricitāte	0,0565
Apriņķojuma periods	10 832,327 dienas 29,657296 gadi
Sinodiskais periods	378,09 dienas
Vidējais apriņķošanas ātrums	9,69 km/s
Vidējā anomālija	320,346750°
Slīpums	2,485240° 5,51° attiecībā pret Saules ekvatoru
Uzlecošā mezgla garums	113,642811°
Pericentra arguments	336,013862°
Zināmie pavadoņi	146
Fiziskie parametri
Ekvatoriālais rādiuss	60 268 ± 4 km 9,4492 Zemes ekvatoriālie rādiusi
Polārais rādiuss	54 364 ± 10 km 8,5521 Zemes polārie rādiusi
Saspiedums	0,09796 ± 0,00018
Virsmas laukums	4,27·1010 km² 83,703 Zemes virsmas
Tilpums	8,2713·1014 km³ 763,59 Zemes tilpumi
Masa	5,6846·1026 kg 95,152 Zemes masas
Vidējais blīvums	0,687 g/cm³ (mazāks nekā ūdens blīvums)
Ekvatoriālais brīvās krišanas paātrinājums	8,96 m/s² 0,914 g
2. kosmiskais ātrums	35,5 km/s
Sideriskais periods	0,439 — 0,449 dienas (10 h 32 — 47 min)
Lineārais ātrums uz ekvatora	9,87 km/s 35 500 km/h
Ass slīpums	26,73°
Ziemeļu pola rektascensija	2 h 42 min 21 s 40,589°
Ziemeļu pola deklinācija	83,537°
Albedo	0,342 (saites) 0.47 (ģeom.)
Virsmas temperatūra min vid maks 1 bāra līmenī 134 K 0,1 bāra līmenī 84 K
Redzamais spožums	no +1,2 līdz -0,24
Leņķiskais diametrs	14,5" — 20,1" (ieskaitot gredzenus)
Atmosfēra
Scale height	59,5 km
Sastāvs	~96% ūdeņradis (H2) ~3% hēlijs ~0.4% metāns ~0.01% amonjaks ~0.01% ūdeņraža deiterīds (HD) 0.000 7% etāns Ledus: amonjaks ūdens amonija hidrogēnsulfīds (NH4SH)

Saturns ir sestā planēta no Saules un otra lielākā planēta Saules sistēmā pēc Jupitera. Pēc uzbūves tas pieder gāzu planētām — milzu planētām, kuru masa un tilpums galvenokārt saistīti ar vieglo elementu, pārsvarā ūdeņraža un hēlija, apvalkiem un kurām nav cietas virsmas klasiskajā izpratnē. Pateicoties salīdzinoši lielajam spožumam un lēnajai kustībai starp zvaigznēm, Saturns ir bijis pazīstams un novērots jau kopš senatnes. Saules sistēmas struktūrā Saturns atrodas starp Jupiteru un Urānu, ārējo planētu reģionā. Tas riņķo ap Sauli vidēji ap 9,5–9,6 astronomiskajām vienībām (1,4 miljardiem km), un viens apriņķojums ilgst aptuveni 29,4–29,5 Zemes gadus, kas raksturīgi ārējo planētu lēnajai orbitālajai dinamikai. Kā masīvs gravitācijas objekts Saturns, līdzīgi Jupiteram, ietekmē Saules sistēmas ārējo reģionu stabilitāti un piedalās komētu un citu ledus ķermeņu trajektoriju pārveidē.

Saturna raksturīgākā un vizuāli iespaidīgākā pazīme ir izteiktā gredzenu sistēma, kas ir visplašākā Saules sistēmā. Gredzeni sastāv galvenokārt no ledus daļiņām ar iežu un putekļu piemaisījumiem un veido sarežģītu struktūru ar vairākiem gredzeniem, spraugām un orbitālām rezonansēm (tostarp Kasīni spraugu). Gredzenu sistēma stiepjas līdz apmēram 282 000 km no planētas centra, taču tās vertikālais biezums galvenajos gredzenos parasti ir tikai daži desmiti metru, kas padara šo struktūru ārkārtīgi plānu astronomiskā mērogā. Fizikāli Saturns izceļas ar ļoti zemu vidējo blīvumu — aptuveni 0,69 g/cm³, tas ir, mazāku nekā ūdenim, kas uzsver planētas izteikto gāzveida uzbūvi. Saturnam ir arī bagātīga pavadoņu sistēma; apstiprināti 274 pavadoņi, tostarp Titāns, kas ir lielāks par Merkuru un izceļas ar blīvu atmosfēru un sarežģītiem ķīmiskajiem procesiem, kā arī Encelads, kura zemledus okeāns un geizeri padara to par īpaši nozīmīgu objektu planetoloģijas pētījumos.

Atklāšana un novērojumu vēsture

Saturns ir viens no senāk pazīstamajiem debess ķermeņiem, jo tas ir spožs un labi saskatāms ar neapbruņotu aci. Jau aizvēsturē tas tika iekļauts seno civilizāciju astronomiskajos un mitoloģiskajos priekšstatos. Senajā Divupē astronomi sistemātiski sekoja Saturna kustībai, fiksēja tā parādīšanās ciklus un izmantoja planētas ļoti lēno pārvietošanos debesīs ilgtermiņa prognozēs; akadiešu tradīcijā Saturns bija pazīstams kā Kajamānu (“pastāvīgais”) un tika saistīts ar dievu Ninurtu. Senajā Grieķijā planētu identificēja ar Kronu (dēvētu arī par Phainōn), savukārt romiešu tradīcijā ar dievu Saturnu, no kura cēlies arī mūsdienu planētas nosaukums. Saturna astronomiskais simbols ir . Tas attēlo dieva Saturna sirpi. Šī lēnā orbīta ap Sauli daudzās kultūrās padarīja Saturnu par laika, likteņa un cikliskuma simbolu.

Skats uz Saturnu caur mūsdienu teleskopu (pa kreisi) un caur Galileja laika teleskopu (pa labi)

Būtisks pavērsiens Saturna izpētē notika teleskopu izgudrošanas laikā. 1610. gadā Galileo Galilejs, izmantojot vienu no pirmajiem astronomiskajiem teleskopiem ar zemu izšķirtspēju, novēroja Saturnu kā savādas formas objektu ar it kā diviem sānu “izaugumiem” vai “ausīm”, dažkārt raksturojot to kā “trīskāršu” ķermeni. Instrumentu ierobežojumu dēļ Galilejs šo parādību interpretēja kā pavadoņus vai izvirzījumus. Vēlāk, mainoties gredzenu orientācijai pret Zemi (kad tie kļuva gandrīz redzami “šķautnē”), šie veidojumi viņam šķita pazūdam, kas uzskatāmi parādīja, cik sarežģīta bija novērojumu interpretācija pirms gredzenu dabas izpratnes. 17. gadsimta vidū izšķirošu soli spēra Kristiāns Heigenss, kurš, balstoties uz labākiem teleskopiem un ilgstošām novērojumu sērijām, pareizi izskaidroja Saturna formu. Viņš secināja, ka planētu ieskauj plāns, plakans gredzens, kas nav saistīts ar planētas virsmu un ir slīps pret ekliptiku. Šo skaidrojumu Heigenss sistemātiski izklāstīja darbā Systema Saturnium (1659), apkopojot arī agrāko novērotāju datus. Turpmāk gredzenu izpēte atklāja to sarežģīto struktūru. 1675. gadā Džovanni Domeniko Kasīni atklāja tumšu spraugu gredzenu sistēmā — Kasīni spraugu, kas parādīja, ka gredzeni nav viendabīgi. 18. un 19. gadsimtā kļuva skaidrs, ka gredzeni nevar būt ciets vai vienots objekts. Izšķirošu teorētisku pamatojumu sniedza Džeimss Klārks Maksvels, kurš matemātiski pierādīja, ka stabila gredzenu sistēma var pastāvēt tikai tad, ja tā sastāv no neskaitāmām sīkām, savstarpēji nesaistītām daļiņām, kas riņķo ap planētu.

Mūsdienās, pateicoties augstas izšķirtspējas Zemes un orbitālajām observatorijām, kā arī starpplanētu misijām, Saturna gredzeni tiek uzskatīti par dinamisku sistēmu, kurā notiek nepārtraukta daļiņu mijiedarbība, rezonanses ar pavadoņiem, struktūras izmaiņas un ilgtermiņa evolūcija. Saturna atklāšanas un novērojumu vēsture tādējādi spilgti ilustrē astronomijas attīstību — no mitoloģiskas debesu vērošanas un agrīnas astroloģijas līdz precīzai, uz novērojumiem un teoriju balstītai planetoloģijai.

Orbitālie parametri

Skats uz Saturnu no Zemes no 2001. līdz 2029. gadam (simulācija)

Saturns riņķo ap Sauli Saules sistēmas ārējā daļā ar vidējo attālumu (lielās pusass vērtību) 9,54–9,58 astronomiskās vienības (AU), kas atbilst apmēram 1,43 miljardiem kilometru. Šā attāluma dēļ planētas sideriskais orbītas periods ir ilgs 29,46 Zemes gadus (10 759 dienas). Saturna lēnā šķietamā kustība starp zvaigznēm jau kopš senatnes noteica tā īpašo vietu astronomiskajos novērojumos un kalendārajos ciklos. Saturna orbīta ir mēreni eliptiska, ar ekscentriskumu 0,0565, kas nozīmē ievērojamu attāluma starpību starp perihēliju un afēliju. Orbītas plakne ir nedaudz slīpa pret ekliptiku, tas ir, ap 2,485–2,5°, kas raksturīgi ārējām planētām. Šis slīpums, kombinācijā ar Saturna ass slīpumu, nosaka tā gredzenu redzamības ciklus. Aptuveni ik pēc 15 gadiem Zeme šķērso Saturna gredzenu plakni, un tad gredzeni no Zemes īslaicīgi kļūst gandrīz neredzami.

Saturnam raksturīga ļoti ātra rotācija ap savu asi. Saturna “diennakti” bieži noapaļo līdz 10,7 stundām, taču precīzas vērtības noteikšana ilgi bija sarežģīta, jo planētai nav cietas virsmas orientieru un tās magnētiskais lauks ir vāji asimetrisks. Vēsturiski rotācijas novērtēšanai tika izmantoti arī radioemisiju periodi, piemēram, Voyager laikmetā lietotā vērtība 10 h 39 min 24 s, kas atspoguļo magnetosfēras procesus un ne vienmēr tieši sakrīt ar planētas iekšienes rotāciju. 2019. gadā, analizējot Cassini-Heygens misijas datus (gredzenu viļņus un gravitācijas lauku), tika publicēts precīzāks iekšējās rotācijas novērtējums, tas ir, 10 h 33 min 38 s. Saturna straujā rotācija izraisa izteiktu ekvatoriālo saplacinājumu, padarot to par vienu no visvairāk saplacinātajām planētām Saules sistēmā. Vienlaikus Saturna atmosfēra negriežas kā stingrs ķermenis, tajā novērojama diferenciālā rotācija, kur dažādi platuma grādi rotē ar atšķirīgu leņķisko ātrumu. Ekvatoriālajā zonā mākoņu joslas pārvietojas ātrāk (raksturīgi periodi ap 10 h 10 min), savukārt virs 40° platuma periodi var būt par 30 min garāki. Zonālie vēji var sasniegt vairāk par 400 m/s. Šīs atšķirības ir būtiska Saturna atmosfēras dinamikas iezīme un sniedz svarīgu informāciju par iekšējo uzbūvi, enerģijas pārvadi un cirkulācijas mehānismiem.

Fizikālās īpašības

Saturna ekvatoriālais diametrs ir 120 536 km, tas ir 9,45 reizes lielāks nekā Zemei.

Atmosfēra un klimats

Saturnam ir ļoti blīva atmosfēra, kas sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija. Atmosfēras augšējo slāņu temperatūra ir −175 °C. Saturna virsmas vidējā temperatūra ir 143 kelvini.

Izpēte

Saturna izpēte mūsdienās ir veikta ar robotizētām kosmiskajām zondēm. Trīs pirmās Saturna izpētes misijas tika veiktas ar planētai garām lidojošām zondēm, kas paplašināja zināšanu bāzi par Saturna planetāro sistēmu, bet Cassini-Huygens starpplanētu zonde savu misiju veica Saturna orbītā.

Lidojumi garām Saturnam

Pioneer 11

Pirmo reizi cilvēku radīts objekts Saturnu sasniedza 1979. gadā, kad robotizētā kosmiskā zonde Pioneer 11 palidoja 21 000 km attālumā no planētas atmosfēras. Misijas laikā zonde uzņēma daudzus zemas izšķirtspējas planetārās sistēmas attēlus, kuru analīze liecināja, ka Saturns sastāv galvenokārt no šķidra ūdeņraža. Zonde atklāja arī tievo F gredzenu un vienu līdz tam nezināmu Saturna pavadoni.

Voyager misijas

1980. gada novembrī Saturnu sasniedza zonde Voyager 1, kuras uzdevums, lidojot garām planētai, bija tuvāka pašas planētas, tās gredzenu un lielāko pavadoņu izpēte. Zonde gar planētu lidoja 62 000 km attālumā no augšējās mākoņu robežas, atklāja trīs jaunus Saturna pavadoņus, G gredzenu un nosūtīja uz Zemi augstas izšķirtspējas attēlus.

Deviņus mēnešus pēc Voyager 1, 1981. gada augustā Saturnu sasniedza Voyager 2 zonde, kuras mērķis Saturna izpētē bija sekot Voyager 1 sūtītajiem datiem un attēliem. Voyager misijās iegūtie dati un attēli pastiprināja zinātnieku interesi par Saturna planetāro sistēmu un bija pamats Cassini-Huygens Saturna izpētes programmai.

Misija Saturna orbītā

Cassini-Huygens zonde mākslinieka skatījumā

2004. gada 1. jūlijā pēc septiņu gadu ceļojuma Cassini-Huygens zonde ielidoja Saturna orbītā. Tā veica divus lidojumus gar Saturna lielāko pavadoni, Titānu, pirms Huygens zondes palaišanas 2004. gada decembrī. Huygens zondes mērķis bija padziļināta Titāna izpēte. Zonde iegāja Titāna atmosfērā 2005. gada 14. janvārī un pēc 2,5 stundām nosēdās uz pavadoņa virsmas.

Savas misijas laikā Cassini veica virkni nozīmīgu atklājumu, starp kuriem kā vienu no svarīgākajiem var minēt pierādījumus ūdens eksistencei zem sasalušās virsmas uz Saturna pavadoņiem Titāna un Encelada, kas NASA zinātniekiem ļauj domāt, ka šie pavadoņi varētu būt potenciāli apdzīvojami.

Cassini Saturna orbītā pavadīja 13 gadus, 294 reizes apriņķojot planētu. Šajā laikā zondes raķešdegvielas rezerves bija izsīkušas, tāpēc tika nolemts Cassini iznīcināt, lai tā nejauši nesadurtos ar kādu no Saturna pavadoņiem. Cassini misija beidzās 2017. gada 15. septembrī, kad zonde sadega pēc ielidošanas Saturna atmosfērā.

Skatīt arī

• Saturna gredzeni
• Saturna pavadoņi

Ārējās saites

• Vikikrātuvē par šo tēmu ir pieejami multivides faili. Skatīt: Saturns.

• Encyclopædia Britannica raksts (angliski)
• Brockhaus Enzyklopädie raksts (vāciski)
• Krievijas Lielās enciklopēdijas raksts (2004-2017) (krieviski)
• Encyclopædia Universalis raksts (franciski)