Показват се публикациите с етикет Сатурн. Показване на всички публикации
Показват се публикациите с етикет Сатурн. Показване на всички публикации
Мимас
Мимас е един от най-вътрешните спътници на Сатурн.Открит е на 17 септември 1789г от Уилям Хершел.
Мимас носи името на гигант със змиевидна опашка от древногръцката митология,син на Гея и Уран.
Преди 1847 г. астрономите са наричали всички спътници Сатурн 1 до Сатурн 7, включвайки в поредицата и Титан, Мимас и Енцелад. През 1847 г. синът на Уилям Хершел — Джон Хершел в своята публикация „Резултати от астрономически наблюдения направени на Нос добра надежда“ предлага използването на съвременните имена на спътниците, като им дава имената на титаните и братята и сестрите на бога Кронос.
Средният диаметър на Мимас е 397,2 км,Масата 3,84*10 19 кг,средната плътност 1,17 g/cm3,повърхностната гравитация е 0,077 m/s2,Албедо 0,77,няма атмосферно налягане.
Физически характеристики
Ниската плътност на Мимас от 1,17 g/cm3 сочи че той е съставен предимно от лед и сравнително малко количество скален материал. Поради приливните сили на които е подложен, спътникът има форма на елипсоид като дългата му ос е с 10% по-дълга от късата.
Един от кратерите, наречен Хершел, е изненадващо голям в сравнение с големината на спътника. Кратерът е с диаметър 130 км., което е една трета от диаметъра на Мимас. Хершел е дълбок 10 км., с централна част, висока почти колкото планината Еверест на Земята. Този централен връх се издига на 6 км. от дъното на кратера. Ударът вероятно е бил много близко до разрушаването на спътника. Следите от него личат и на обратната страна на Мимас.
Въпреки, че Мимас е силно набразден от кратери, те не са еднакви. Повечето от повърхността е покрита с кратери с диаметър над 40 км., но в южния полярен регион почти липсват кратери с диаметър над 20 км. Това навежда на мисълта, че някои процеси са заличили големите кратери в тези области.
Снимки на Мимас
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Мимас носи името на гигант със змиевидна опашка от древногръцката митология,син на Гея и Уран.
Преди 1847 г. астрономите са наричали всички спътници Сатурн 1 до Сатурн 7, включвайки в поредицата и Титан, Мимас и Енцелад. През 1847 г. синът на Уилям Хершел — Джон Хершел в своята публикация „Резултати от астрономически наблюдения направени на Нос добра надежда“ предлага използването на съвременните имена на спътниците, като им дава имената на титаните и братята и сестрите на бога Кронос.
Средният диаметър на Мимас е 397,2 км,Масата 3,84*10 19 кг,средната плътност 1,17 g/cm3,повърхностната гравитация е 0,077 m/s2,Албедо 0,77,няма атмосферно налягане.
Ниската плътност на Мимас от 1,17 g/cm3 сочи че той е съставен предимно от лед и сравнително малко количество скален материал. Поради приливните сили на които е подложен, спътникът има форма на елипсоид като дългата му ос е с 10% по-дълга от късата.
Един от кратерите, наречен Хершел, е изненадващо голям в сравнение с големината на спътника. Кратерът е с диаметър 130 км., което е една трета от диаметъра на Мимас. Хершел е дълбок 10 км., с централна част, висока почти колкото планината Еверест на Земята. Този централен връх се издига на 6 км. от дъното на кратера. Ударът вероятно е бил много близко до разрушаването на спътника. Следите от него личат и на обратната страна на Мимас.
Въпреки, че Мимас е силно набразден от кратери, те не са еднакви. Повечето от повърхността е покрита с кратери с диаметър над 40 км., но в южния полярен регион почти липсват кратери с диаметър над 20 км. Това навежда на мисълта, че някои процеси са заличили големите кратери в тези области.
Снимки на Мимас
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Диона
Диона е дванадесетият (от познатите) спътник на Сатурн.Открита е на 21 март 1684г от Джовани Касини.Носи името на дъщерята на Уран и на Гея,Диона забременяла от Зевс (Юпитер) и родила Афродита (Венера).Понякога този спътник е наричан и Сатурн 4.
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.
Средния диаметър е 1118 км,масата 1,096*10 21 кг,средната плътност 1,50 g/cm3,повърхностната гравитация е 0,022 m/s2,втората космичеста скорост е 0,5 km/s,Албедо 0,55,средната температура на повърхността е 87 К.
Физически характеристики
Диона е най-плътният спътник на Сатурн (като изключим Титан, чиято плътност се увеличава поради гравитационното му свиване). Тя е съставена основно от воден лед, но трябва да има и известна част по-плътен материал, като силикатни скали например.
Диона и Рея са много подобни. Имат подбен състав и разнообразен терен. И двете се въртят синхронно и имат различни водещо и задно полукълба.
Диона е съставена предимно от лед, но се предполага, че във вътрешността ѝ се намират значителни количества плътни материални като силикатни скали. Въпреки по-малките си размери, по строеж Диона наподобява Рея. Двата спътника имат сходно албедо и разнообразен терен, както и различни водещи и задни полукълба. Водещото полукълбо на Диона е покрито с множество кратери и е с еднородна яркост, докато задното полукълбо е покрито с мрежа от ледени хребети. Някои тях пресичат кратери, което издава, че са образувани сравнително скоро.
Кратери
На ледената повърхност на Диона се намират области, покрити с множество кратери, няколко от които са с диаметър, по-голям от 100 km, равнини с кратери, по-малки от 30 km, и ледени жили. Голяма част от областите с гъсто покритие на кратери се наблюдават на повърхността на задното покулбо и по-малко на водещото полукълбо. Учените считат, че в миналото на Диона преди няколко милиарда години някой от по-големите тела, сблъскали се със спътника, биха могли да го завъртят на 180° спрямо посоката на орбиталното му движение, разменяйки положенията на водещото и задното полукълбо.
Подобно на Калисто, на Диона липсват високи релефни черти характерни за Луната и Меркурий. Счита се, че причината за това е сравнително ниската якост на ледената кора позволяваща „свличания“ на материал.
Топография
Преди да бъде изследван от близко разстояние от Касини на 13 декември 2004 г., произходът на светлия материал на повърхността на спътника остава загадка. Единствената известна информация за материала е ниското му албедо и това, че е достатъчно тънък, за да позволи наблюдения на релефа под него.
Според една теория скоро след формирането на Диона, когато спътника е бил все още геологичски активен, са протичали процеси като криовулканизъм, довели до образуването на „жили“ по повърхността, съставени от кондензирал лед и скален материал. Впоследствие геологичните процеси са затихнали, но водещото полукълбо все още е било подложено на активно бомбандиране от метеорити, довели до елиминиране на жилите в това полукълбо и запазването им само в задното.
Според нови данни от Касини обаче жилите не са депозити на материали с вулканичен произход, а тектонични разломи и пукнатини. Все още обаче не е известно защо те се налюдават само в задното полукълбо.
Коорбитални спътници
Диона е коорбитален с Елена и Полидевк, Елена е разположен на водещата точка на Лагранж на Диона, поради която причина в миналото е бил известен и под името Диона Б. Полидевк се намира на задната точка на Лагранж.
В древногръцката митология Елена била амазонката, която се била с Ахил.
Открита от Лак и Лекашо през 1980 г.
Снимки на Диона
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.
Средния диаметър е 1118 км,масата 1,096*10 21 кг,средната плътност 1,50 g/cm3,повърхностната гравитация е 0,022 m/s2,втората космичеста скорост е 0,5 km/s,Албедо 0,55,средната температура на повърхността е 87 К.
Диона е най-плътният спътник на Сатурн (като изключим Титан, чиято плътност се увеличава поради гравитационното му свиване). Тя е съставена основно от воден лед, но трябва да има и известна част по-плътен материал, като силикатни скали например.
Диона и Рея са много подобни. Имат подбен състав и разнообразен терен. И двете се въртят синхронно и имат различни водещо и задно полукълба.
Диона е съставена предимно от лед, но се предполага, че във вътрешността ѝ се намират значителни количества плътни материални като силикатни скали. Въпреки по-малките си размери, по строеж Диона наподобява Рея. Двата спътника имат сходно албедо и разнообразен терен, както и различни водещи и задни полукълба. Водещото полукълбо на Диона е покрито с множество кратери и е с еднородна яркост, докато задното полукълбо е покрито с мрежа от ледени хребети. Някои тях пресичат кратери, което издава, че са образувани сравнително скоро.
На ледената повърхност на Диона се намират области, покрити с множество кратери, няколко от които са с диаметър, по-голям от 100 km, равнини с кратери, по-малки от 30 km, и ледени жили. Голяма част от областите с гъсто покритие на кратери се наблюдават на повърхността на задното покулбо и по-малко на водещото полукълбо. Учените считат, че в миналото на Диона преди няколко милиарда години някой от по-големите тела, сблъскали се със спътника, биха могли да го завъртят на 180° спрямо посоката на орбиталното му движение, разменяйки положенията на водещото и задното полукълбо.
Подобно на Калисто, на Диона липсват високи релефни черти характерни за Луната и Меркурий. Счита се, че причината за това е сравнително ниската якост на ледената кора позволяваща „свличания“ на материал.
Преди да бъде изследван от близко разстояние от Касини на 13 декември 2004 г., произходът на светлия материал на повърхността на спътника остава загадка. Единствената известна информация за материала е ниското му албедо и това, че е достатъчно тънък, за да позволи наблюдения на релефа под него.
Според една теория скоро след формирането на Диона, когато спътника е бил все още геологичски активен, са протичали процеси като криовулканизъм, довели до образуването на „жили“ по повърхността, съставени от кондензирал лед и скален материал. Впоследствие геологичните процеси са затихнали, но водещото полукълбо все още е било подложено на активно бомбандиране от метеорити, довели до елиминиране на жилите в това полукълбо и запазването им само в задното.
Според нови данни от Касини обаче жилите не са депозити на материали с вулканичен произход, а тектонични разломи и пукнатини. Все още обаче не е известно защо те се налюдават само в задното полукълбо.
Диона е коорбитален с Елена и Полидевк, Елена е разположен на водещата точка на Лагранж на Диона, поради която причина в миналото е бил известен и под името Диона Б. Полидевк се намира на задната точка на Лагранж.
В древногръцката митология Елена била амазонката, която се била с Ахил.
Открита от Лак и Лекашо през 1980 г.
Снимки на Диона
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Тетида
Тетида е деветият (от познатите) спътник на Сатурн,открит е на 21 март 1684г. от Джовани Доменико Касини.
Средния диаметър на спътника е 1059,8 км,масата е 6,176*10 20 кг.,плътността 0,99 g/cm3,повърхностна гравитация 0,16 m/s2,Албедото е 0,8,средната температура на повърхността е 86 К.
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.В гръцката митология Тетида била титанка и морска богиня, която била сестра и жена на Океан.
Физически характеристики
Тетида е изградена предимно от лед и е сходна по строеж с Диона и Рея. Плътността на спътника е 1,21 g/cm3, сочеща, че той е изграден почти изцяло от лед. Повърхността му е осеяна с множество кратери и се наблюдават пукнатини и разломи в леда.
На Тетида се наблюдават два основни вида терен: райони, гъсто осеяни с кратери, и тъмни пояси с по-малко кратери, простиращи се по дължината на спътника. За последния вид терен се счита, че в миналото на Тетида е бил геологически активен.
На задното полукълбо на Тетида се намира кратера Одисей, чийто диаметър от 400 km съставлява почти 2/5 от диаметъра на спътника. Въпреки че очертанията на кратера са видни, релефът му е почти гладък поради слягването на ледената кора на Тетида в период на милиони години.
Друга забележителност на Тетида е Ithaca Chasma („Пропастта Итака“), широка 100 km и дълбока от 3 до 5 km и простираща се на дължина 2000 km или приблизително 3/4 от обиколката на Тетида. Предложени са две теории за произхода на пропастта Итака. Според първата тя е образувана вследствие на разширението на спътника, след като течната в миналото вода във вътрешността му е замръзнала (леда има по-малка плътност от водата). Това разширение е причинило разломи по повърхността на Тетида, което също е заличило много от по-старите кратери. Според другата теория пропастта се е образувала след сблъсъка с астероида образувал кратера Одисей под действието на сеизмичните вълни, породени от удара.
Температурата на повърхността на Тетида е -187°C.
Kо-орбиталните спътници Телесто и Калисто
Телесто е десетият (от познатите) спътник на Сатурн,Диаметъра му е 29 км.В гръцката митология Телесто била дъщеря на Океан и Тетида.Открита от Смит, Реитсема, Ларсън и Фонтен през 1980 г.
Калипсо е единадесетият (от познатите) спътник на Сатурн,диаметъра му е 26 км.В гръцката митология Калипсо била морската нимфа, на чийто остров Одисей останал седем години.
Окрита от Паску, Сейделман, Баум и Кюри през 1980 г. чрез използване на прототипи на оборудване за космическия телескоп Хъбъл.
Калипсо и Телесто са едни от най-малките луни в Слънчевата система.
Снимки на Тетида
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Средния диаметър на спътника е 1059,8 км,масата е 6,176*10 20 кг.,плътността 0,99 g/cm3,повърхностна гравитация 0,16 m/s2,Албедото е 0,8,средната температура на повърхността е 86 К.
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.В гръцката митология Тетида била титанка и морска богиня, която била сестра и жена на Океан.
Тетида е изградена предимно от лед и е сходна по строеж с Диона и Рея. Плътността на спътника е 1,21 g/cm3, сочеща, че той е изграден почти изцяло от лед. Повърхността му е осеяна с множество кратери и се наблюдават пукнатини и разломи в леда.
На Тетида се наблюдават два основни вида терен: райони, гъсто осеяни с кратери, и тъмни пояси с по-малко кратери, простиращи се по дължината на спътника. За последния вид терен се счита, че в миналото на Тетида е бил геологически активен.
На задното полукълбо на Тетида се намира кратера Одисей, чийто диаметър от 400 km съставлява почти 2/5 от диаметъра на спътника. Въпреки че очертанията на кратера са видни, релефът му е почти гладък поради слягването на ледената кора на Тетида в период на милиони години.
Друга забележителност на Тетида е Ithaca Chasma („Пропастта Итака“), широка 100 km и дълбока от 3 до 5 km и простираща се на дължина 2000 km или приблизително 3/4 от обиколката на Тетида. Предложени са две теории за произхода на пропастта Итака. Според първата тя е образувана вследствие на разширението на спътника, след като течната в миналото вода във вътрешността му е замръзнала (леда има по-малка плътност от водата). Това разширение е причинило разломи по повърхността на Тетида, което също е заличило много от по-старите кратери. Според другата теория пропастта се е образувала след сблъсъка с астероида образувал кратера Одисей под действието на сеизмичните вълни, породени от удара.
Температурата на повърхността на Тетида е -187°C.
Телесто е десетият (от познатите) спътник на Сатурн,Диаметъра му е 29 км.В гръцката митология Телесто била дъщеря на Океан и Тетида.Открита от Смит, Реитсема, Ларсън и Фонтен през 1980 г.
Калипсо е единадесетият (от познатите) спътник на Сатурн,диаметъра му е 26 км.В гръцката митология Калипсо била морската нимфа, на чийто остров Одисей останал седем години.
Окрита от Паску, Сейделман, Баум и Кюри през 1980 г. чрез използване на прототипи на оборудване за космическия телескоп Хъбъл.
Калипсо и Телесто са едни от най-малките луни в Слънчевата система.
Снимки на Тетида
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Рея
Рея е четиринадесетия спътник на Сатурн и втори по големина, след Титан.Открит е на 23 декември 1671г. от Джовани Доменико Касини.
Носи името на майката на Зевс и жената на Кронос в древногръцката митология.Освен наименованието Рея се исползва и Сатурн 4.
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.
Среден диаметър 1528 км,площ 7 300 000 км2,маса 2,3166*10 21 кг.,средната плътност е 1,23 g/сm3,Повърхностната гравитация 0,26 m/s2,албедото е 0,65,минималната температура на повърхността е 54 К,а максималната е 99 К.Няма атмосферно налягане.
Физически характеристики
Рея се състои предимно от лед и има плътност, равна на 1,240 kg/m3. Счита се, че скалното ядро е не повече от 1/3 масата на спътника. Чертите на повърхността са подобни на тези на Диона — релефът на „водещото“ (в посока на орбалното движение) полукълбо е различен от този на „задното“, което издава сходен състав и процеси, довели до формирането на Рея и Диона. Температурата на повърхността на Рея е 99 K (−174°C) при директна осветеност и между 73 K (−200°C) и 53 K (−220°C) на сянка.
Рея е покрита с множество кратери и тънки светли линейни черти на повърхността, която може да се раздели на две части: на една от тях се съдържат кратери с диаметър по-голям от 40 km, а на другата, главно в полярните и екваториални райони, всички кратери са под 40 km. Наличието на тези две части издава събитие, довело до образуването на нова повърхност в миналото на Рея.
Водещото полукълбо е гъсто покрито с кратери и е равномерно светло. По начин подобен на този на Калисто, кратерите на повърхността са загубили релефа си вследствие на свойството на ледената покривка да „тече“ в продължение на милиони години.
На задното полукълбо е разположена мрежа от светли откоси и сравнително малко на брой кратери. За откосите се спекулира, че представляват материал, изхвърлен от ледените вулкани, които са били активни в далечното минало на спътника, когато вътрешността му е била все още течна. Повече информация относно терена на Рея се очаква при близкия подход на Касини на 25 ноември 2005 г.
Снимки на Рея
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Носи името на майката на Зевс и жената на Кронос в древногръцката митология.Освен наименованието Рея се исползва и Сатурн 4.
Касини нарича спътниците на Сатурн,които той е открил Sidera Lodoicea или Звездите на Луи (Диона,Тетида,Рея,Япет).Касини ги нарича така в чест на своя крал Луи 14.
Среден диаметър 1528 км,площ 7 300 000 км2,маса 2,3166*10 21 кг.,средната плътност е 1,23 g/сm3,Повърхностната гравитация 0,26 m/s2,албедото е 0,65,минималната температура на повърхността е 54 К,а максималната е 99 К.Няма атмосферно налягане.
Рея се състои предимно от лед и има плътност, равна на 1,240 kg/m3. Счита се, че скалното ядро е не повече от 1/3 масата на спътника. Чертите на повърхността са подобни на тези на Диона — релефът на „водещото“ (в посока на орбалното движение) полукълбо е различен от този на „задното“, което издава сходен състав и процеси, довели до формирането на Рея и Диона. Температурата на повърхността на Рея е 99 K (−174°C) при директна осветеност и между 73 K (−200°C) и 53 K (−220°C) на сянка.
Рея е покрита с множество кратери и тънки светли линейни черти на повърхността, която може да се раздели на две части: на една от тях се съдържат кратери с диаметър по-голям от 40 km, а на другата, главно в полярните и екваториални райони, всички кратери са под 40 km. Наличието на тези две части издава събитие, довело до образуването на нова повърхност в миналото на Рея.
Водещото полукълбо е гъсто покрито с кратери и е равномерно светло. По начин подобен на този на Калисто, кратерите на повърхността са загубили релефа си вследствие на свойството на ледената покривка да „тече“ в продължение на милиони години.
На задното полукълбо е разположена мрежа от светли откоси и сравнително малко на брой кратери. За откосите се спекулира, че представляват материал, изхвърлен от ледените вулкани, които са били активни в далечното минало на спътника, когато вътрешността му е била все още течна. Повече информация относно терена на Рея се очаква при близкия подход на Касини на 25 ноември 2005 г.
Снимки на Рея
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Феба
Феба е първия спътник открис с фотографския метод.Той е един от естествените спътници на Сатурн,открит на 17 март 1899 година от Уилям Хенри Пикеринг.
Феба носи името на титанидата от древногръцката митология,дъщеря на Уран и Гея,баба на Артемис и Аполо.Освен с това име спътника е наричан още и Сатурн 9.
Средния диаметър е 230×220×210 km,масата е 7,2×1018 kg,средната плътност 2,3 g/cm3,повърхностната гравитация е 0,039 m/s2, и за разлика от повечето спътници на Сатурн,Феба има много ниско албедо което е 0,06.
Физически характеристики
Феба е почти сферичен на форма и има диаметър от 220 километра, около 1/15 от диаметъра на Луната. Спътника се върти около собствената си ос приблизително за девет часа и извършва едно завъртане около Сатурн за 18 месеца. Повърхностната температура на Феба е 75 K.
Феба е едно от най-тъмните тела в Слънчевата система — неговото албедо е 0,06. Повърхността му е покрита с многобройни кратери достигащи до 80 километра диаметър, най-дълбокия от които достига 16 km дълбочина.
Поради тъмната си повърхност за Феба се е считало, че е прихванат от Сатурн C-клас астероид богат на въглеводороди. Снимките направени от Касини-Хюйгенс обаче показват значителна вариране на яркостта на повърхността на спътника, която се обяснява с наличието на лед на 300 до 500 метра под повърхността. На повърхостта е открит и замръзнал въглероден диоксид, нетипичен за астероидите. Съдържанието на скали е около 50%, за разлика от типичните 35% за повечето от вътрешните спътници. Учените считат, че Феба е прихванат Кентавър като това го прави първият такъв изследван обект.
Материал от отделен от повърхността на спътника вследствие на микрометеоритни сблъсъци е възможно да е причината за тъмние повърхности на Хиперион и водещото полукълбо на Япет. Материалът от тези сблъсъци е възможно да е кондензирал и в някои от другите спътници в групата на Феба — всички от които са по-малки от 10 km в диаметър.
Посещения на Феба
Апаратът Вояджър 2 посети Феба през септември 1981 г. и премина на разстояние от 2,2 милиона километра. Значителното разстояние не позволи извличането на значително количество информация от снимките. Касини-Хюйгенс обаче се сближи само на 2068 километра от спътника на 11 юни 2004 г. и засне множество снимки с висока разделителна способност.
Орбитални характеристики
В продължение на повече от 100 години Феба се считаше за най-външния спътник на Сатурн, докато през 2000 г. не бяха открити няколко значителни по-малки обекта на далечна орбита. Феба е почти 4 пъти по-отдалечен от Сатурн спрямо най-близкия си вътрешния си съсед със значителна маса Япет и е значително по-голям от всички останали спътници на подобна орбита.
Спътниците по-близо до Сатурн от Япет се намират на орбити с ниска инклинация спрямо екватора на планетата. Инклинацията на Феба е 17,4 градуса.
Снимки на Феба
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Феба носи името на титанидата от древногръцката митология,дъщеря на Уран и Гея,баба на Артемис и Аполо.Освен с това име спътника е наричан още и Сатурн 9.
Средния диаметър е 230×220×210 km,масата е 7,2×1018 kg,средната плътност 2,3 g/cm3,повърхностната гравитация е 0,039 m/s2, и за разлика от повечето спътници на Сатурн,Феба има много ниско албедо което е 0,06.
Феба е почти сферичен на форма и има диаметър от 220 километра, около 1/15 от диаметъра на Луната. Спътника се върти около собствената си ос приблизително за девет часа и извършва едно завъртане около Сатурн за 18 месеца. Повърхностната температура на Феба е 75 K.
Феба е едно от най-тъмните тела в Слънчевата система — неговото албедо е 0,06. Повърхността му е покрита с многобройни кратери достигащи до 80 километра диаметър, най-дълбокия от които достига 16 km дълбочина.
Поради тъмната си повърхност за Феба се е считало, че е прихванат от Сатурн C-клас астероид богат на въглеводороди. Снимките направени от Касини-Хюйгенс обаче показват значителна вариране на яркостта на повърхността на спътника, която се обяснява с наличието на лед на 300 до 500 метра под повърхността. На повърхостта е открит и замръзнал въглероден диоксид, нетипичен за астероидите. Съдържанието на скали е около 50%, за разлика от типичните 35% за повечето от вътрешните спътници. Учените считат, че Феба е прихванат Кентавър като това го прави първият такъв изследван обект.
Материал от отделен от повърхността на спътника вследствие на микрометеоритни сблъсъци е възможно да е причината за тъмние повърхности на Хиперион и водещото полукълбо на Япет. Материалът от тези сблъсъци е възможно да е кондензирал и в някои от другите спътници в групата на Феба — всички от които са по-малки от 10 km в диаметър.
Апаратът Вояджър 2 посети Феба през септември 1981 г. и премина на разстояние от 2,2 милиона километра. Значителното разстояние не позволи извличането на значително количество информация от снимките. Касини-Хюйгенс обаче се сближи само на 2068 километра от спътника на 11 юни 2004 г. и засне множество снимки с висока разделителна способност.
В продължение на повече от 100 години Феба се считаше за най-външния спътник на Сатурн, докато през 2000 г. не бяха открити няколко значителни по-малки обекта на далечна орбита. Феба е почти 4 пъти по-отдалечен от Сатурн спрямо най-близкия си вътрешния си съсед със значителна маса Япет и е значително по-голям от всички останали спътници на подобна орбита.
Спътниците по-близо до Сатурн от Япет се намират на орбити с ниска инклинация спрямо екватора на планетата. Инклинацията на Феба е 17,4 градуса.
Снимки на Феба
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Япет
Япет е открит на 25 октомври 1671г от Доменико Касини и е известен с коренно различното си албедо на водещото (спрямо орбиталното движение на спътника) и задното си полукълбо. Апаратът Касини-Хюйгенс разкрива допълнителни особености на Япет.
Япет е третия по големина и седемнадесетия по ред спътник на Сатурн.Площа на Япет е 6 700 000 км2 , масата 1.88е21 kg , средната плътност на Япет е 1,27 g/cm3,Повърхностната гравитация 0.2553 m/s2, Япет няма атмосферно налягане.
Япет носи името на един от титаните от древногръцката митология Япет. Понякога бива наричан Сатурн 8.
Касини нарича четирите спътника на Сатурн, които открива (Тетида, Диона, Рея и Япет) с колективното име Sidera Lodoicea или Звездите на Луи в чест на своя крал — френския Луи XIV. Преди 1847 г. астрономите са наричали всички спътници Сатурн 1 до Сатурн 7, включвайки в поредицата и Титан, Мимас и Енцелад. През 1847 г. синът на Уилям Хершел — Джон Хершел в своята публикация „Резултати от астрономически наблюдения направени на Нос добра надежда“ предлага използването на съвременните имена на спътниците, като им дава имената на титаните и братята и сестрите на бога Кронос.
Орбита
Орбитата на Япет се отличава със своята сравнително голяма инклинация от 7° спрямо останалите големи спътници на Сатурн, както и с това, че неговата орбита е много по-отдалечена от планетата спрямо тези на Титан и Рея. В това отношение Япет е подобен на по-малките спътници с неправилна форма като Феба, който също има голяма инклинация и е на голямо разстояние от Сатурн, но има ретроградна орбита. Поради инклинацията на орбитата си Япет е единственият спътник, от който пръстените на Сатурн са добре видими; орбитите на повечето от останалите спътници са в равнината на пръстените и те биха изгеждали като тънка линия пресичаща диска на планетата.
Физически характеристики
Ниската плътност на Япет сочи, че той е съставен предимно от лед с малки примеси от скали. Въпреки значителния си радиус, формата на спътника не е сферична. Части от повърхността са плоски и също така се наблюдава необичайно висок екваториален хребет. Заснемане на цялата повърхност на Япет тепърва предстои.
Повърхността на Япет е осеяна с множество кратери. Снимки от апарата Касини разкриват наличието на три големи кратера в тъмното полукълбо на спътника с диаметър над 350 km. Най-големият от тях е широк 500 km и по периметъра си имат откос с височина от 15 km.
Двете страни на Япет
През 17 век Джовани Касини отбелязва че Япет е видим само от едната страна на Сатурн, но не и от другата, като правилно заключава, че едното полукълбо на спътника е значително по-тъмна от другата. Предположението се потвърждава от снимки на апарата Вояджър 2.
Водещото полукълбо на спътника има изключително ниско албедо — от 0,03 до 0,05 с лек червено-кафяв оттенък, докато задното полукълбо има албедо от 0,5 до 0,6 и е почти толкова ярко колкото, повърхността на Европа. Тъмното полукълбо е наречено Cassini Regio (Област на Касини), а светлото — Roncevaux Terra.
Произхода на тъмния материал не е известен, но са предложени няколко теории обясняващи произхода му. Дебелината на материала е неизвестна; липсват светли кратери, които биха се образували вследствие на сблъсъци с метеорити, които биха разпръснали тъмния материал, и поради това се предполага, че съществува механизъм за обновяване на тъмната покривка.
Първоначалните наблюдения на Вояджър 2 бяха осъществени на 22 август 1981 г., когато апарата се сближи на 966 000 km с Япет. Апаратът Касини-Хюйгенс направи снимки със значително по-висока разделителна способност на 31 декември 2004 г.
Източници от вътрешността на спътника
Възможно е тъмният материал на повърхността на Япет да произхожда от вътрешен източник като микрометеорити и криовулканизъм. Теорията се поддържа от наблюдаваната повишена концентрация на тъмен материал в кратерите на спътника. Счита се, че поради голямото разстояние на Япет до Сатурн той е бил подложен на по-малко приливно загряване под въздействието на гравитацията на планетата и е запазил сравнително високо съдържание на летливи елементи като метан и амоняк във вътрешността си. Летливите елементи вероятно са отговорни за криовукланизма на спътника, чийто материал под въздействието на слънчевата радиация, вятър и космичните лъчи е получил характерния си цвят. В подкрепа на теорията, скорошни наблюдения показват наличието на кратер на границата на светлата и тъмната страна на Япет, по периметъра на който е образуван пръстен от тъмен материал.
Екваториалният хребет
Екваториалният хребет на Япет е открит при наблюдения на апарата Касини-Хюйгенс на 31 декември 2004 г. Установено е наличието на висок средно 13, широк 20 и простиращ се на 1300 km хребет, преминаващ през центъра на Cassini Regio (виж тук за снимки на хребета). Някои части от хребета се издигат 20 km над заобикалящите ги равнини. Хребетът преминава почти точно през екватора на спътника. Хребетът е покрит с множество кратери, които издават ранното му формиране и за точно установяване на неговия произход са необходими повече наблюдения (виж тук за повече информация)
Произход
Тъмният материал е съставен от органични съединиения и е възможно да е бил принесен на повърхността на Япет от древни метеорити и комети. Наземни наблюдения показват наличието на въглеродни и циано-съединения като въглероден цианид и полимери.
Според друга теория тъмният материал произхожда от Феб. Под действието на микрометеорити е възможно той да е бил разпръснат в околосатурнова орбита и оттам попаднал на повърхността на водещото полукълбо на Япет. След скорошни изследвания на Феб проведени от апарата Касини обаче бяха намерени доказателства против тази теория. Повърхността на Феб по състав е по-близка до задното полукълбо на Япет.
Снимки на Япет
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Япет е третия по големина и седемнадесетия по ред спътник на Сатурн.Площа на Япет е 6 700 000 км2 , масата 1.88е21 kg , средната плътност на Япет е 1,27 g/cm3,Повърхностната гравитация 0.2553 m/s2, Япет няма атмосферно налягане.
Япет носи името на един от титаните от древногръцката митология Япет. Понякога бива наричан Сатурн 8.
Касини нарича четирите спътника на Сатурн, които открива (Тетида, Диона, Рея и Япет) с колективното име Sidera Lodoicea или Звездите на Луи в чест на своя крал — френския Луи XIV. Преди 1847 г. астрономите са наричали всички спътници Сатурн 1 до Сатурн 7, включвайки в поредицата и Титан, Мимас и Енцелад. През 1847 г. синът на Уилям Хершел — Джон Хершел в своята публикация „Резултати от астрономически наблюдения направени на Нос добра надежда“ предлага използването на съвременните имена на спътниците, като им дава имената на титаните и братята и сестрите на бога Кронос.
Орбитата на Япет се отличава със своята сравнително голяма инклинация от 7° спрямо останалите големи спътници на Сатурн, както и с това, че неговата орбита е много по-отдалечена от планетата спрямо тези на Титан и Рея. В това отношение Япет е подобен на по-малките спътници с неправилна форма като Феба, който също има голяма инклинация и е на голямо разстояние от Сатурн, но има ретроградна орбита. Поради инклинацията на орбитата си Япет е единственият спътник, от който пръстените на Сатурн са добре видими; орбитите на повечето от останалите спътници са в равнината на пръстените и те биха изгеждали като тънка линия пресичаща диска на планетата.
Ниската плътност на Япет сочи, че той е съставен предимно от лед с малки примеси от скали. Въпреки значителния си радиус, формата на спътника не е сферична. Части от повърхността са плоски и също така се наблюдава необичайно висок екваториален хребет. Заснемане на цялата повърхност на Япет тепърва предстои.
Повърхността на Япет е осеяна с множество кратери. Снимки от апарата Касини разкриват наличието на три големи кратера в тъмното полукълбо на спътника с диаметър над 350 km. Най-големият от тях е широк 500 km и по периметъра си имат откос с височина от 15 km.
През 17 век Джовани Касини отбелязва че Япет е видим само от едната страна на Сатурн, но не и от другата, като правилно заключава, че едното полукълбо на спътника е значително по-тъмна от другата. Предположението се потвърждава от снимки на апарата Вояджър 2.
Водещото полукълбо на спътника има изключително ниско албедо — от 0,03 до 0,05 с лек червено-кафяв оттенък, докато задното полукълбо има албедо от 0,5 до 0,6 и е почти толкова ярко колкото, повърхността на Европа. Тъмното полукълбо е наречено Cassini Regio (Област на Касини), а светлото — Roncevaux Terra.
Произхода на тъмния материал не е известен, но са предложени няколко теории обясняващи произхода му. Дебелината на материала е неизвестна; липсват светли кратери, които биха се образували вследствие на сблъсъци с метеорити, които биха разпръснали тъмния материал, и поради това се предполага, че съществува механизъм за обновяване на тъмната покривка.
Първоначалните наблюдения на Вояджър 2 бяха осъществени на 22 август 1981 г., когато апарата се сближи на 966 000 km с Япет. Апаратът Касини-Хюйгенс направи снимки със значително по-висока разделителна способност на 31 декември 2004 г.
Възможно е тъмният материал на повърхността на Япет да произхожда от вътрешен източник като микрометеорити и криовулканизъм. Теорията се поддържа от наблюдаваната повишена концентрация на тъмен материал в кратерите на спътника. Счита се, че поради голямото разстояние на Япет до Сатурн той е бил подложен на по-малко приливно загряване под въздействието на гравитацията на планетата и е запазил сравнително високо съдържание на летливи елементи като метан и амоняк във вътрешността си. Летливите елементи вероятно са отговорни за криовукланизма на спътника, чийто материал под въздействието на слънчевата радиация, вятър и космичните лъчи е получил характерния си цвят. В подкрепа на теорията, скорошни наблюдения показват наличието на кратер на границата на светлата и тъмната страна на Япет, по периметъра на който е образуван пръстен от тъмен материал.
Екваториалният хребет на Япет е открит при наблюдения на апарата Касини-Хюйгенс на 31 декември 2004 г. Установено е наличието на висок средно 13, широк 20 и простиращ се на 1300 km хребет, преминаващ през центъра на Cassini Regio (виж тук за снимки на хребета). Някои части от хребета се издигат 20 km над заобикалящите ги равнини. Хребетът преминава почти точно през екватора на спътника. Хребетът е покрит с множество кратери, които издават ранното му формиране и за точно установяване на неговия произход са необходими повече наблюдения (виж тук за повече информация)
Тъмният материал е съставен от органични съединиения и е възможно да е бил принесен на повърхността на Япет от древни метеорити и комети. Наземни наблюдения показват наличието на въглеродни и циано-съединения като въглероден цианид и полимери.
Според друга теория тъмният материал произхожда от Феб. Под действието на микрометеорити е възможно той да е бил разпръснат в околосатурнова орбита и оттам попаднал на повърхността на водещото полукълбо на Япет. След скорошни изследвания на Феб проведени от апарата Касини обаче бяха намерени доказателства против тази теория. Повърхността на Феб по състав е по-близка до задното полукълбо на Япет.
Снимки на Япет
Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Сатурн
Въпреки, че Сатурн свети на нощното небе значително по-слабо от планетите Марс, Венера и Юпитер, той е привличал погледа на хората още от древността със загадъчния си матово-бял оттенък.
Поглеждайки към Сатурн през телескоп ние можем да се насладим на една магическа гледка. Освен красивия пръстен ще видим и самата планета. Тя представлява силно сплеснато кълбо на повърхността, на което се виждат паралелни пояси.
Тя е газов гигант и е втора по големина в Слънчевата система след Юпитер. Сатурн е известен най-вече с пръстените си съставени от лед и космически прах. Сатурн носи името на римския бог на посевите и на земеделието Сатурн, съответствие на бога Кронос в древногръцката митология . Символът на планетата е стилизирано изображение на сърп.
Сатурн притежава голяма система от планетни пръстени, съставени най-вече от лед примесен с малки частици космически прах. Открити са шестдесет естествени спътника около планетата. Титан, най-големият около Сатурн и втори в Слънчевата система (след Ганимед около Юпитер) е по-голям от планета Меркурий и единственият естествен спътник в Слънчевата система притежаващ значителна атмосфера.Планетата Сатурн се разпознава благодарение на характерните седем пръстена.Освен това има 18 дори и повече спътника.Един от тях е Титан, който е наи-големият,както и единственият в Слънчевата система със своята атмосфера.Подобна на тази на Земята.През януари 2005 год. космически модул достигна до повърхността на Титан,която има консинстенция на мокър пясък.
Сатурн е съставен от водород, хелий и следи от други елементи.Вътрешността на планетата е съставена от малко ядро от скали и лед, оградено от тънък слой метален водород, който е ограден от дебел външен слой газове. Скоростта на вятъра на Сатурн може да достигне до 1 800 km/h, много по-бързо от ветровете на Юпитер. Планетата има магнитно поле със средна сила между това на Земята и много по-силното магнитно поле около Юпитер.
Под атмосферата на Сатурн се предполага, че има океан от течен водород, като на 1/2 от радиуса на планетата преминава в метално състояние (т.е не е вече в молекулно състояние поради голямото налягане). В недрата на планета гигант е разположено ядро изградено от скали, желязо и лед.
За сфероидната форма на Сатурн са характерни силното „сплесване“ в областта на полюсите и „издуване“ в зоната на екватора. Разликата между неговия екваториален (120 536 km) и полярен (108 728 km) диаметър е почти 10%.Причина за това е бързото въртене и течното състояние на планетата. Сатурн е единствената планета в Слънчевата система, която е с по-малка плътност от водата — 0,69 g/cm3. Ядрото на планетата обаче е значително по-плътно от леката атмосфера. Сатурн е равен само на 95 земни маси, сравнено с Юпитер, който тежи 318 пъти по масата на Земята,но е само 20% по-голям от Сатурн.
Състаф
Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали[6], както и от метан, етан и др.Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.
Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда(хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите
Атмосфера
Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали, както и от метан, етан и др.Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.
Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда(хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите
Магнитното поле и магнитосферата
Сатурн има магнитно поле с проста сферична форма на магнитен дипол. Силата му е 0,2 Гауса (20 µT) на екватора, което е около 1/20 от магнитното поле около Юпитер и малко по-слабо от това на Земята.В резултат магнитосферата му е много по-малка от Юпитеровата и се простира малко отвъд орбитата на Титан.Най-вероятно магнитното поле се създава от метализираният водороден слой (наречен метализирано водородно динамо), подобно на магнитното поле при Юпитер. Както при другите планети и магнитосферата на Сатурн може да отклонява частиците идващи от слънчевият вятър.Спътникът Титан обикаля във външната част на магнитосферата и тя взаимодейства с йонизирани частици от атмосферата на естествения спътник.
Въртене
Средното разстояние между Сатурн и Слънцето е 1 400 000 000 km (9 AU).Със средна орбитална скорост 9,69 km/s, на Сатурн му трябват около 10 759 земни дни (или около 29½ години) за да направи една обиколка около Слънцето.
Заради ексцентрицитета от 0,056, разстоянието между Сатурн и Слънцето варира с около 155 000 000 km между перихелия и афелия.
Сатурн не се върти като твърдо тяло — определени са два периода на въртене в зависимост от географската ширина: Система I има период на въртене от 10 часа 14 минути и 00 секунди (844,3°/ден) и включва екваториалната зона от северната граница на южния екваториален пояс до южната граница на северния екваториален пояс. Всички други ширини са в Система II за която е определен период на въртене от 10 часа 39 минути и 24 секунди (810,76°/ден). Система III се базира на радионаблюдения на планетата и за нея е определен период на въртене от 10 часа 39 минути 22,4 секунди (810,8°/ден). Понеже периодът на Система III е много близък до този на Система II, то в повечето случаи астрономите използват Система II (виж също въртене на Юпитер).
Приближавайки се към Сатурн през 2004 г., апаратът Касини-Хюйгенс открива, че периодът на Система III се е увеличил до 10 часа 45 минути 45 секунди (при грешка ±36 секунди).Причината за тази промяна засега е неизвестна.
По последна информация базирана на многобройни измервания направени от сондите Касини, Вояджър и Пионер, е обявено през септември 2007 г., че денонощието на Сатурн е 10 часа 32 мин. и 35 сек.
Пръстените
Най-голямата забележителност на Сатурн вероятно са неговите пръстени — сами по себе си уникален обект в Слънчевата система.
Екваториалната част на Сатурн е обхваната от пръстен. Той е едно от най-красивите образувания в Слънчевата система. Бил забелязан още през 1610г. от Галилей, по време на свое телескопично наблюдение. Въпреки, че Галилей пръв е видял пръстена не е знаел какво представлява той. За него планетата се е виждала тройна в зрителната му тръба.
В писмото до своя благодетел, херцогът на Тоскана, Галилей пише:
„Сатурн не е сам, а е съставен от три части, които почти се докосват и не се движат или изменят една спрямо друга. Подредени са на една права, успоредна на зодиака, средната част е Сатурн, който е около три пъти по-голям от страничните части“.
През 1655 г. Кристиян Хюйгенс наблюдава и правилно описва пръстените, използвайки много по-мощен телескоп от този на Галилей. През 1675 г. Джовани Доменико Касини открива, че пръстените се състоят от множество тесни пръстени с пролуки между тях. Най-голямата пролука в пръстените носи неговото име — деление на Касини.
През 1859 г. Джеймс Кларк Максуел доказва, че пръстените не могат да бъдат твърди, защото биха се „счупили“. Той предполага, че пръстените са съставени от множество частици, които обикалят около планетата.През 1895 г. теорията му е потвърдена в обсерваторията Лик.
Вече знаем, че не е правилно да се говори за един пръстен, а за множество концентрични такива вложени един в друг. Те от своя страна са съставени от отделни късове лед (покрити с прах) с различни размери (от частици до няколко метра в диаметър), които се движат с огромна скорост (10 км/сек). През 1675г. италианският астроном Касини наблюдава процеп в пръстена, сега носещ неговото име. По-късно са открити ще четири – на Хюйгенс, на Енке, на Максуел и на Келер. Пръстените са общо седем на брой – D, C, B, A, F, G и Е, като F, G и Е са открити значително по-късно .
Пръстените на Сатурн могат да се наблюдават с обикновен любителски телескоп или с бинокъл с добро увеличение. Те се простират от 6 630 до 120 700 km над екватора на планетата и са съставени от силикатни скали, железен оксид и ледени частици с големина, варираща от песъчинки до малки автомобили.
Две основни теории обясняват произхода на пръстените. Според първата теория, предложена от Едуард Рош, те са останки от спътник, който се е приближил твърде близо до Сатурн и е бил разрушен от приливните сили на планетата.Според вариант на тази теория, спътникът е бил разрушен вследствие на сблъсък с друго небесно тяло — астероид или комета.
Според втората теория пръстените са останки от първичния материал в слънчевата мъглявина. Тази теория не е широко приета поради преобладаващото мнение сред учените, че пръстените на Сатурн не са стабилни в дългосрочен план и следователно са се образували сравнително скоро.
Най-големите пролуки в пръстените като делението на Касини и делението на Енке могат да бъдат наблюдавани от Земята. Апаратите Вояджър разкриват картина от хиляди тънки пролуки, тесни пръстени и спирални вълни за които се смята че са следствие от гравитационното въздействие на множеството спътници на Сатурн. Някои от пролуките биват „разчиствани“ от микроспътници като Пан, някои от които може би все още не са открити. Други са поддържани от гравитационните ефекти на Прометей и Пандора. Трети пък са вследствие на резонанса между орбиталния период на дадена пролука в пръстена с някой от естествените спътници на Сатурн (особено по-масивните). По този начин Мимас поддържа делението на Касини.
Осветената страна на пръстените изглежда различна от неосветената, която е тъмна и пръстен Б е почти черен. Наблюдение на неосветената част от пръстените (подобно на обратната страна на Луната) е възможно само от космически апарати и през 2004 г. апаратът Касини-Хюйгенс ги засне за първи път от 25 години.
" Спиците "
Преди 1980 г. се смяташе, че структурата на пръстените на Сатурн е диктувана изцяло от гравитацията. По време на мисиите на апаратите Вояджър бяха наблюдавани тъмни радиални линии по пръстен Б, впоследстие наречени „спици“, чието продължително съществуване и въртене като едно цяло не може да се обясни от орбиталната механика.Предполага се, че те са последица от електромагнитни взаимодействия, тъй като се въртят в почти пълен синхрон с магнитосферата на Сатурн. Точният механизъм на тяхното образуване обаче все още е неизвестен.
Към февруари 2005 г. апаратът Касини-Хюйгенс все още не е открил спици в пръстените, въпреки че е оборудван с по-добри камери от тези на Вояджър. Възможно е те да изчезват и да се появяват в зависимост от сезоните на планетата. Някои учени смятат, че те няма да се появят отново преди 2007 г. Въпреки това екипът изследващ снимките от Касини продължава да следи за спици в пръстените и те се появяват отнова на изображенията изпратени от апарата на 5 септември 2005 г.
Спътници на Сатурн
Мимас - е най-малкия сред тях (диаметър-390 км). Характерно е за него, че е покрит с множество дълбоки кратери, като диаметърът на най-големия ударен кратер достига до 130 км.
Диона - е открита от Касини през 1684 г. Малко по-голяма е по размер от Тедида (диаметър - 1 120 км). Интересен е факта, че разстоянието между Тетида и Сатурн е приблизително толкова, колкото е това между Луната и Земята (337 000 км.)
Тетида - е един от най-големите спътници на Сатурн (диаметър - 1 050 км). Има много светла повърхност, която е покрита с множество ударни кратери. От едната страна на спътника се намира огромна долини, наречена Итака, а от другата – кратер с диаметър 400 км – Одисей.
Хиперон - е интересен с това, че има неправилна форма (359 км Х 230 км).Той има по-слаба отражателна способност и е покрит с много кратери.
Рея - е един от най-големите спътници на Сатурн (диаметър - 1 530 км). По релеф много напомня Луната и Меркурий.
Феба – това е спътника с най-тъмна повърхност спрямо всички луни. Друго интересно за него е, че се върти обратно на останалите около Сатурн.
Япет - има много заинтригуваща повърхност. При него двете полукълба са с различно албедо ( 10 пъти едното полукълбо има повече отражателна способност от другото). Освен това, странен гребен минава през неговия екватор. Диаметърът на спътника е 1 460 км.
Титан - е открит е през 1655г. от Кристиан Хюйгенс. Той е най-големия спътник на Сатурн – тежи 20 пъти повече от всички останали спътници на планета взети заедно. Това е втория по-големина спътник в Слънчевата система: неговия диаметър е 5 150 км, повече отколкото на Меркурий. Радиуса на орбита му е 1 222 000 км, като една обиколка около Сатурн прави за около 16 земни дни.
Плътността на Титан е 1,88 г/см3. Средната температура на спътника е -179 ºС. Вътрешния му строеж е подобен на този на юпитеровите спътници Ганимед и Калисто, т.е. има каменно ядро и ледена мантия. Уникалното у Титан е това, че той притежава плътна атмосфера (атмосферно налягане 160 кРа) състояща се предимно от азот, метан, други въглеводороди и органични съединения. Това е единствения спътник в Слънчевата система, чиято повърхност е недостъпна за наблюдение с обикновените оптични средства. Цветът на Титан е червеникаво-кафяв.
Според данните събрани от Хюйгенс, на Титан се наблюдават периодични валежи от течен метан и други органични съединения, които се стичат по повърхността образувайки реки и езера.
Сатурн има голям брой естествени спътници (60 известни до момента, изключвайки огромния брой тела съставящи пръстените), 52 от които са именовани. Някои от спътницицте са много малки: 34 са по-малки от 10 km в диаметър, а други 13 по-малки от 50 km в диаметър.Освен това има 3 небесни тела, за които се предполага, че може да са спътници, но може и да са просто големи образувания от прах в пръстените на планетата.
Най-големия спътник е Титан — единственият спътник в Слънчевата система, за който със сигурност се знае че има гъста атмосфера. В сравнение с останалите спътници на Сатурн, Титан е огромен. След Слънцето, осемте планети и Юпитеровия спътник Ганимед, Титан е най-масивният обект в Слънчевата система. Титан съдържа около 90% от масата на материята около Сатурн и пръстените му.
Вторият по-големина спътник на планетата е Рея, за която се предполага, че има разредена система от пръстени.
Изследвания
Пионер 11
Първата Сонда посетила планетата е Пионер 11. През септември 1979 г, тя прелита на височина 20 000 km над горният слой облаци. Апаратът успява да направи снимки с ниска резолюция на планетата, спътниците и пръстените ѝ. Сондата успява да измери температурата на спътника Титан.
Вояджър
През ноември 1980 г. Вояджър 1 прелита над планетата. Сондата заснема първите снимки с висока резолюция на Сатурн и спътниците му. За пръв път са наблюдавани особености от повърхността на по-големите сатурнови спътници. Апаратът прелита близо до Титан и успява да проучи атмосферата му. Вояджър 1 обаче, дoказва, че тя е непроницаема за вълните във видимия спектър и неуспява да заснеме някакви характерни особености. Прелитането променя треакторията на апратът към излизане от Слънчевата система.
Почти година по-късно Вояджър 2 продължава изучаването на системата на Сатурн. Направени са нови открития за неговите пръстени и са открити няколко нови спътника. Вояджър 2 използва гравитацията на Сатурн за да нагоди траекторията си към Уран.
Наблюдаване на Сатурн
Сатурн е най-отделечената от петте планети, които са лесно видими с невъоръжено око, другите четири са Меркурий, Венера, Марс и Юпитер (Уран и 4 Веста са видими само при много тъмно небе), и е последната планета, която ранните астрономи откриват преди Уран през 1781 г.
Сатурн и неговите пръстени са най-подходящи за наблюдение по време на опозиция (при елонгация от 180°).
Снимки на Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Поглеждайки към Сатурн през телескоп ние можем да се насладим на една магическа гледка. Освен красивия пръстен ще видим и самата планета. Тя представлява силно сплеснато кълбо на повърхността, на което се виждат паралелни пояси.
Тя е газов гигант и е втора по големина в Слънчевата система след Юпитер. Сатурн е известен най-вече с пръстените си съставени от лед и космически прах. Сатурн носи името на римския бог на посевите и на земеделието Сатурн, съответствие на бога Кронос в древногръцката митология . Символът на планетата е стилизирано изображение на сърп.
Сатурн притежава голяма система от планетни пръстени, съставени най-вече от лед примесен с малки частици космически прах. Открити са шестдесет естествени спътника около планетата. Титан, най-големият около Сатурн и втори в Слънчевата система (след Ганимед около Юпитер) е по-голям от планета Меркурий и единственият естествен спътник в Слънчевата система притежаващ значителна атмосфера.Планетата Сатурн се разпознава благодарение на характерните седем пръстена.Освен това има 18 дори и повече спътника.Един от тях е Титан, който е наи-големият,както и единственият в Слънчевата система със своята атмосфера.Подобна на тази на Земята.През януари 2005 год. космически модул достигна до повърхността на Титан,която има консинстенция на мокър пясък.
Сатурн е съставен от водород, хелий и следи от други елементи.Вътрешността на планетата е съставена от малко ядро от скали и лед, оградено от тънък слой метален водород, който е ограден от дебел външен слой газове. Скоростта на вятъра на Сатурн може да достигне до 1 800 km/h, много по-бързо от ветровете на Юпитер. Планетата има магнитно поле със средна сила между това на Земята и много по-силното магнитно поле около Юпитер.
Под атмосферата на Сатурн се предполага, че има океан от течен водород, като на 1/2 от радиуса на планетата преминава в метално състояние (т.е не е вече в молекулно състояние поради голямото налягане). В недрата на планета гигант е разположено ядро изградено от скали, желязо и лед.
За сфероидната форма на Сатурн са характерни силното „сплесване“ в областта на полюсите и „издуване“ в зоната на екватора. Разликата между неговия екваториален (120 536 km) и полярен (108 728 km) диаметър е почти 10%.Причина за това е бързото въртене и течното състояние на планетата. Сатурн е единствената планета в Слънчевата система, която е с по-малка плътност от водата — 0,69 g/cm3. Ядрото на планетата обаче е значително по-плътно от леката атмосфера. Сатурн е равен само на 95 земни маси, сравнено с Юпитер, който тежи 318 пъти по масата на Земята,но е само 20% по-голям от Сатурн.
Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали[6], както и от метан, етан и др.Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.
Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда(хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите
Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер — скално ядро в центъра покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали, както и от метан, етан и др.Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.
Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин-Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда(хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите
Сатурн има магнитно поле с проста сферична форма на магнитен дипол. Силата му е 0,2 Гауса (20 µT) на екватора, което е около 1/20 от магнитното поле около Юпитер и малко по-слабо от това на Земята.В резултат магнитосферата му е много по-малка от Юпитеровата и се простира малко отвъд орбитата на Титан.Най-вероятно магнитното поле се създава от метализираният водороден слой (наречен метализирано водородно динамо), подобно на магнитното поле при Юпитер. Както при другите планети и магнитосферата на Сатурн може да отклонява частиците идващи от слънчевият вятър.Спътникът Титан обикаля във външната част на магнитосферата и тя взаимодейства с йонизирани частици от атмосферата на естествения спътник.
Средното разстояние между Сатурн и Слънцето е 1 400 000 000 km (9 AU).Със средна орбитална скорост 9,69 km/s, на Сатурн му трябват около 10 759 земни дни (или около 29½ години) за да направи една обиколка около Слънцето.
Заради ексцентрицитета от 0,056, разстоянието между Сатурн и Слънцето варира с около 155 000 000 km между перихелия и афелия.
Сатурн не се върти като твърдо тяло — определени са два периода на въртене в зависимост от географската ширина: Система I има период на въртене от 10 часа 14 минути и 00 секунди (844,3°/ден) и включва екваториалната зона от северната граница на южния екваториален пояс до южната граница на северния екваториален пояс. Всички други ширини са в Система II за която е определен период на въртене от 10 часа 39 минути и 24 секунди (810,76°/ден). Система III се базира на радионаблюдения на планетата и за нея е определен период на въртене от 10 часа 39 минути 22,4 секунди (810,8°/ден). Понеже периодът на Система III е много близък до този на Система II, то в повечето случаи астрономите използват Система II (виж също въртене на Юпитер).
Приближавайки се към Сатурн през 2004 г., апаратът Касини-Хюйгенс открива, че периодът на Система III се е увеличил до 10 часа 45 минути 45 секунди (при грешка ±36 секунди).Причината за тази промяна засега е неизвестна.
По последна информация базирана на многобройни измервания направени от сондите Касини, Вояджър и Пионер, е обявено през септември 2007 г., че денонощието на Сатурн е 10 часа 32 мин. и 35 сек.
Най-голямата забележителност на Сатурн вероятно са неговите пръстени — сами по себе си уникален обект в Слънчевата система.
Екваториалната част на Сатурн е обхваната от пръстен. Той е едно от най-красивите образувания в Слънчевата система. Бил забелязан още през 1610г. от Галилей, по време на свое телескопично наблюдение. Въпреки, че Галилей пръв е видял пръстена не е знаел какво представлява той. За него планетата се е виждала тройна в зрителната му тръба.
В писмото до своя благодетел, херцогът на Тоскана, Галилей пише:
„Сатурн не е сам, а е съставен от три части, които почти се докосват и не се движат или изменят една спрямо друга. Подредени са на една права, успоредна на зодиака, средната част е Сатурн, който е около три пъти по-голям от страничните части“.
През 1655 г. Кристиян Хюйгенс наблюдава и правилно описва пръстените, използвайки много по-мощен телескоп от този на Галилей. През 1675 г. Джовани Доменико Касини открива, че пръстените се състоят от множество тесни пръстени с пролуки между тях. Най-голямата пролука в пръстените носи неговото име — деление на Касини.
През 1859 г. Джеймс Кларк Максуел доказва, че пръстените не могат да бъдат твърди, защото биха се „счупили“. Той предполага, че пръстените са съставени от множество частици, които обикалят около планетата.През 1895 г. теорията му е потвърдена в обсерваторията Лик.
Вече знаем, че не е правилно да се говори за един пръстен, а за множество концентрични такива вложени един в друг. Те от своя страна са съставени от отделни късове лед (покрити с прах) с различни размери (от частици до няколко метра в диаметър), които се движат с огромна скорост (10 км/сек). През 1675г. италианският астроном Касини наблюдава процеп в пръстена, сега носещ неговото име. По-късно са открити ще четири – на Хюйгенс, на Енке, на Максуел и на Келер. Пръстените са общо седем на брой – D, C, B, A, F, G и Е, като F, G и Е са открити значително по-късно .
Пръстените на Сатурн могат да се наблюдават с обикновен любителски телескоп или с бинокъл с добро увеличение. Те се простират от 6 630 до 120 700 km над екватора на планетата и са съставени от силикатни скали, железен оксид и ледени частици с големина, варираща от песъчинки до малки автомобили.
Две основни теории обясняват произхода на пръстените. Според първата теория, предложена от Едуард Рош, те са останки от спътник, който се е приближил твърде близо до Сатурн и е бил разрушен от приливните сили на планетата.Според вариант на тази теория, спътникът е бил разрушен вследствие на сблъсък с друго небесно тяло — астероид или комета.
Според втората теория пръстените са останки от първичния материал в слънчевата мъглявина. Тази теория не е широко приета поради преобладаващото мнение сред учените, че пръстените на Сатурн не са стабилни в дългосрочен план и следователно са се образували сравнително скоро.
Най-големите пролуки в пръстените като делението на Касини и делението на Енке могат да бъдат наблюдавани от Земята. Апаратите Вояджър разкриват картина от хиляди тънки пролуки, тесни пръстени и спирални вълни за които се смята че са следствие от гравитационното въздействие на множеството спътници на Сатурн. Някои от пролуките биват „разчиствани“ от микроспътници като Пан, някои от които може би все още не са открити. Други са поддържани от гравитационните ефекти на Прометей и Пандора. Трети пък са вследствие на резонанса между орбиталния период на дадена пролука в пръстена с някой от естествените спътници на Сатурн (особено по-масивните). По този начин Мимас поддържа делението на Касини.
Осветената страна на пръстените изглежда различна от неосветената, която е тъмна и пръстен Б е почти черен. Наблюдение на неосветената част от пръстените (подобно на обратната страна на Луната) е възможно само от космически апарати и през 2004 г. апаратът Касини-Хюйгенс ги засне за първи път от 25 години.
Преди 1980 г. се смяташе, че структурата на пръстените на Сатурн е диктувана изцяло от гравитацията. По време на мисиите на апаратите Вояджър бяха наблюдавани тъмни радиални линии по пръстен Б, впоследстие наречени „спици“, чието продължително съществуване и въртене като едно цяло не може да се обясни от орбиталната механика.Предполага се, че те са последица от електромагнитни взаимодействия, тъй като се въртят в почти пълен синхрон с магнитосферата на Сатурн. Точният механизъм на тяхното образуване обаче все още е неизвестен.
Към февруари 2005 г. апаратът Касини-Хюйгенс все още не е открил спици в пръстените, въпреки че е оборудван с по-добри камери от тези на Вояджър. Възможно е те да изчезват и да се появяват в зависимост от сезоните на планетата. Някои учени смятат, че те няма да се появят отново преди 2007 г. Въпреки това екипът изследващ снимките от Касини продължава да следи за спици в пръстените и те се появяват отнова на изображенията изпратени от апарата на 5 септември 2005 г.
Мимас - е най-малкия сред тях (диаметър-390 км). Характерно е за него, че е покрит с множество дълбоки кратери, като диаметърът на най-големия ударен кратер достига до 130 км.
Диона - е открита от Касини през 1684 г. Малко по-голяма е по размер от Тедида (диаметър - 1 120 км). Интересен е факта, че разстоянието между Тетида и Сатурн е приблизително толкова, колкото е това между Луната и Земята (337 000 км.)
Тетида - е един от най-големите спътници на Сатурн (диаметър - 1 050 км). Има много светла повърхност, която е покрита с множество ударни кратери. От едната страна на спътника се намира огромна долини, наречена Итака, а от другата – кратер с диаметър 400 км – Одисей.
Хиперон - е интересен с това, че има неправилна форма (359 км Х 230 км).Той има по-слаба отражателна способност и е покрит с много кратери.
Рея - е един от най-големите спътници на Сатурн (диаметър - 1 530 км). По релеф много напомня Луната и Меркурий.
Феба – това е спътника с най-тъмна повърхност спрямо всички луни. Друго интересно за него е, че се върти обратно на останалите около Сатурн.
Япет - има много заинтригуваща повърхност. При него двете полукълба са с различно албедо ( 10 пъти едното полукълбо има повече отражателна способност от другото). Освен това, странен гребен минава през неговия екватор. Диаметърът на спътника е 1 460 км.
Титан - е открит е през 1655г. от Кристиан Хюйгенс. Той е най-големия спътник на Сатурн – тежи 20 пъти повече от всички останали спътници на планета взети заедно. Това е втория по-големина спътник в Слънчевата система: неговия диаметър е 5 150 км, повече отколкото на Меркурий. Радиуса на орбита му е 1 222 000 км, като една обиколка около Сатурн прави за около 16 земни дни.
Плътността на Титан е 1,88 г/см3. Средната температура на спътника е -179 ºС. Вътрешния му строеж е подобен на този на юпитеровите спътници Ганимед и Калисто, т.е. има каменно ядро и ледена мантия. Уникалното у Титан е това, че той притежава плътна атмосфера (атмосферно налягане 160 кРа) състояща се предимно от азот, метан, други въглеводороди и органични съединения. Това е единствения спътник в Слънчевата система, чиято повърхност е недостъпна за наблюдение с обикновените оптични средства. Цветът на Титан е червеникаво-кафяв.
Според данните събрани от Хюйгенс, на Титан се наблюдават периодични валежи от течен метан и други органични съединения, които се стичат по повърхността образувайки реки и езера.
Сатурн има голям брой естествени спътници (60 известни до момента, изключвайки огромния брой тела съставящи пръстените), 52 от които са именовани. Някои от спътницицте са много малки: 34 са по-малки от 10 km в диаметър, а други 13 по-малки от 50 km в диаметър.Освен това има 3 небесни тела, за които се предполага, че може да са спътници, но може и да са просто големи образувания от прах в пръстените на планетата.
Най-големия спътник е Титан — единственият спътник в Слънчевата система, за който със сигурност се знае че има гъста атмосфера. В сравнение с останалите спътници на Сатурн, Титан е огромен. След Слънцето, осемте планети и Юпитеровия спътник Ганимед, Титан е най-масивният обект в Слънчевата система. Титан съдържа около 90% от масата на материята около Сатурн и пръстените му.
Вторият по-големина спътник на планетата е Рея, за която се предполага, че има разредена система от пръстени.
Пионер 11
Първата Сонда посетила планетата е Пионер 11. През септември 1979 г, тя прелита на височина 20 000 km над горният слой облаци. Апаратът успява да направи снимки с ниска резолюция на планетата, спътниците и пръстените ѝ. Сондата успява да измери температурата на спътника Титан.
Вояджър
През ноември 1980 г. Вояджър 1 прелита над планетата. Сондата заснема първите снимки с висока резолюция на Сатурн и спътниците му. За пръв път са наблюдавани особености от повърхността на по-големите сатурнови спътници. Апаратът прелита близо до Титан и успява да проучи атмосферата му. Вояджър 1 обаче, дoказва, че тя е непроницаема за вълните във видимия спектър и неуспява да заснеме някакви характерни особености. Прелитането променя треакторията на апратът към излизане от Слънчевата система.
Почти година по-късно Вояджър 2 продължава изучаването на системата на Сатурн. Направени са нови открития за неговите пръстени и са открити няколко нови спътника. Вояджър 2 използва гравитацията на Сатурн за да нагоди траекторията си към Уран.
Сатурн е най-отделечената от петте планети, които са лесно видими с невъоръжено око, другите четири са Меркурий, Венера, Марс и Юпитер (Уран и 4 Веста са видими само при много тъмно небе), и е последната планета, която ранните астрономи откриват преди Уран през 1781 г.
Сатурн и неговите пръстени са най-подходящи за наблюдение по време на опозиция (при елонгация от 180°).
Снимки на Сатурн
Планетите в Слънчевата система
Абонамент за:
Публикации (Atom)
Незабравима почивка на Остров Мавриций - втория Рай
Наричат го петзвезден рай, остров-мечта... Остров Мавриций е едно от най-престижните и луксозни места в света за пълноценен релакс и почивка. Една наистина разкошна и незабравима spa дестинация...Прочети повече...
Хамелеон живее в устата на змия
В Африка бе открит нов вид хамелеон, който живее в устата на змия, съобщи Daily Mail.Миниатюрният гущер излязъл от устата на змия, която д-р Андрю Маршъл от Йорксия университет, Великобритания, обезпокоил в гората Магомбера в Танзания..Прочети повече...
Откриха планета подобна на Земята
Японски астрономи са започнали систематично да търсят високоразвита цивилизация на откритата неотдавна планета извън Слънчевата система...Прочети повече...
