Планета Сатурн. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Планета Сатурн - шестая по удалению от Солнца и вторая по размерам и массе планета Солнечной системы. Ср. гелиоцентрич. расстояние (большая полуось орбиты) составляет 9,539 а. е. (1,427 млрд. км). Вследствие заметного эксцентриситета орбиты (0,056) гелиоцентрическое расстояние изменяется приблизительно от 9 до 10,1 а. е. Наклон плоскости орбиты к эклиптике 2°29,4', средняя скорость движения по орбите 9,64 км/с, а период обращения вокруг Солнца (сидерический период, или сатурнианский год) 29,458 земных года.

Минимальное расстояние между Сатурном и Землёй составляет 1,2 млрд. км, максимальное - 1,6 млрд. км; соответственно видимые угловые размеры диска изменяются от 20" до 15". Синодический период обращения равен 378,09 сут. Видимая звёздная величина Сатурна в среднем противостоянии 0,67, абсолютная планетная величина 8,88. Интегральное сферическое альбедо 0,34 г.

Средний экваториальный радиус Сатурна (по уровню в атмосфере с давлением 1 бар)

, масса (М_с) 5,68*10²⁶ кг. Из-за быстрого вращения вокруг оси (период на экваторе

10,2 ч) Сатурн обладает большим сжатием (

0,1), вследствие чего его полярный радиус почти на 6500 км меньше экваториального. Существенно при этом, что период вращения меняется с широтой (скорость вращения экваториальной зоны прибл. на 5% выше полярной). Средняя плотность Сатурна - самая низкая из всех планет, всего 0,69 г/см³, что приблизительно вдвое меньше плотности Солнца. Ускорение силы тяжести на экваторе 10,45 м/с², параболическая скорость (II космическая) около 36 км/с.

Твёрдой поверхности Сатурн не имеет и является газожидким телом, находящимся в состоянии гидростатич. равновесия. Структура его недр в целом подобна структуре Юпитера. Согласно моделям внутр. строения планет (см. Планеты и спутники), основанным на представлениях об адиабатич. изменении температуры по глубине и многослойной дифференциации вещества недр, внеш. газовая оболочка Сатурн является водородно-гелиевой (при отношении Не/Н, меньшем солнечного, т. е. 0,13

0,04 по массе), за ней следует оболочка, состоящая в осн. из жидкого водорода, а с расстояния

0,5 R_с- оболочка из металлического водорода. Металлич. водород заполняет слой до уровня 0,3 R_с, где начинается ядро. Давление здесь достигает 10 Мбар. Ядро составляет

25% по массе, что в неск. раз больше ядра Юпитера. Причина состоит в том, что наряду с веществом скальных пород в его состав, вероятно, входит значит. примесь ледяной компоненты (вода, аммиак, метан). В этом находит отражение тот факт, что Сатурн занимает промежуточное положение между Юпитером, состоящим в осн. из водорода, и Ураном и Нептуном, в составе к-рых преобладает ледяная компонента, а водород составляет относительно небольшую фракцию.

Наличие у Сатурна магнитного поля, вероятно, связано с действием гидромагнитного динамо. Магн. поле на экваторе

0,21 Гс. Замечат. особенностью собств. магн. поля планеты является его почти точная аксиальная симметрия, что, видимо, обусловлено сильным дифференц. вращением наружных слоев Сатурна. Отклонение оси магн. диполя от оси собств. вращения не превышает 1°.

Сатурн получает от Солнца прибл. в 100 раз меньше тепла, чем Земля. Его эффективная температура составляет 95 К, что заметно выше равновесной (74 К). Это означает, что излучаемая Сатурном в окружающее пространство энергия прибл. втрое больше энергии, получаемой от Солнца, и свидетельствует о высокой эффективности внутр. источника тепла. Наиб. вероятной природой этого источника может быть преобразование в тепло гравитац. энергии, высвобождающейся за счёт выпадения капель жидкого гелия (к-рые образуются при низкой температуре в жидком водороде) из внеш. оболочек к центру планеты.

Под атмосферой Сатурна понимают верх. часть его внеш. газовой оболочки. Хим. состав атмосферы Сатурна существенно отличается от среднесолнечного. Кроме водорода и гелия, в состав атмосферы входят метан (СН₄), аммиак (NH₃), фосфин (РН₃), в небольших кол-вах присутствуют углеводороды (С₂Н₆ и С₂Н₂). Относит. содержания СН₄, NH₃, PH₃, С₂Н₆ и С₂Н₂ составляют соответственно 2*10^-3; 2*10^-4; 3*10^-8; 8*10^-6 и 10^-7. Заметна обогащённость углеродом (входящим в состав соединений): отношение С/Н больше солнечного в 2,3 раза.

Структура атмосферы, профили температуры и давления похожи на юпитерианские. Темп-pa в тропосфере на уровне с давлением 1 атм составляет ок. 145 К и медленно понижается с высотой (с адиабатич. градиентом 0,85 К км^-1). В тропопаузе при давлении ок. 0,1 атм темп-pa прибл. 80 К. Ниже неё расположены облака, к-рые, вероятно, состоят из неск. слоев; считается, что верхний видимый слой образован в осн. кристаллами аммиака, хотя этот факт нельзя считать окончательно установленным. Для атмосферы Сатурна характерно наличие ряда динамич. образований (полос типа зон и поясов, пятен), роднящих его с Юпитером. Вместе с тем упорядоченная структура зон и поясов (отражающих систему планетарной циркуляции), а также наблюдаемых крупных пятен - овалов (ассоциируемых с крупными атм. вихрями) на Сатурне выражена менее чётко из-за протяжённого слоя надоблачной мелкодисперсной дымки. Размеры динамич. образований (вихрей и струй) велики по сравнению со шкалой высот (

60 км), но малы по сравнению с R_с и меньше аналогичных образований на Юпитере. В то же время скорости ветра на экваторе Сатурна в несколько раз превышают скорости атм. движений в приэкваториальной зоне Юпитера, достигая почти 500 м/с. Возможно, это связано с тем, что в систему циркуляции на Сатурне вовлекаются более глубокие области атмосферы, где интенсивность передачи момента кол-ва движения в область экваториальных широт выше. Заметные различия динамики атмосфер Сатурна и Юпитера определяются различием интенсивностей источников тепла в недрах этих планет, меньшим значением ускорения силы тяжести и большей толщиной наружной непроводящей молекулярной оболочки Сатурна. По этой же причине для атмосферы Сатурна характерна меньшая по сравнению с Юпитером роль в передаче кинетич. энергии вихревых движений упорядоченным зональным течениям.

В ср. и верх. областях атмосферы Сатурна важную роль играют фотохим. превращения; особенно это касается процессов с участием NH₃, PH₃ и гидрокарбонатов. Помимо солнечной радиации онергетич. источниками, обусловливающими рост температуры выше тропопаузы, могут быть джоулев разогрев и диссипация энергии внуттренних волн. Максимальная электронная концентрация в ионосфере Сатурна

2*10⁴ см^-3 на высоте ~ 2500 км (считая от уровня с давлением 1 атм). Магнитосфера Сатурна по своей топологии и характеру процессов занимает промежуточное положение между магнитосферами Юпитера и Земли (см. Магнитосферы планет). Близость магнитного поля Сатурна к дипольному проявляется в симметрии распределения заряж. частиц во внутр. зоне его магнитосферы - как относительно оси вращения, так и относительно экваториальной плоскости, с к-рой практически совпадает положение нейтрального плазменного слоя. До радиальных расстояний (7 -15) R_с плазма вращается практически синхронно с планетой. Плазма состоит из лёгких и тяжёлых ионов, вероятно, водорода, гелия, углерода, азота и кислорода. Их источником, помимо солнечного ветра, могут служить ледяные поверхности спутников Сатурна и атмосфера Титана, орбита к-рого лежит внутри магнитосферы планеты. Наиб. устойчивые зоны захваченной радиации расположены в пределах

на дневной и

на ночной сторонах. Ударный фронт находится примерно на 25 R_с. Между магнитопаузой и устойчивой зоной радиационного пояса (17-23 R_c) располагается область (зона псевдозахвата), где энергетич. спектр частиц становится очень мягким и наблюдаются конвективные потоки плазмы. На ночной стороне образуется протяжённый плазменный шлейф, на к-рый, вероятно, сильно влияют процессы, происходящие в межпланетной среде.

В систему Сатурна входят окружающие его знаменитые кольца и 18 спутников. Кольца представляют собой единую плоскую систему небольшой толщины (менее километра), расположенную в экваториальной плоскости планеты. Выделяют 7 колец, основные из к-рых А, В и С занимают область пространства между 1,2 и 2,3 R_с. Кольца обладают чрезвычайно сложной внутр. структурой: каждое из них состоит ещё из сотен индивидуальных колечек. Эта динамич. структура, так же, как и более крупные промежутки внутри колец (деления), являются следствием резонансов, обусловленных гравитац. взаимодействием колец с неравновесной фигурой планеты и её многочисл. спутниками. Наиб. заметны деления Кассини, Максвелла, Гюйгенса, Энке, Килера. В радиальном направлении периодически наблюдаются тёмные и светлые образования («спицы»), существование к-рых связывают с электростатич. эффектами, обусловленными наличием пылевых частиц внутри колец, погружённых в магнитосферу Сатурна (с процессами в «пылевой плазме»). Внутри кольца С расположено ближайшее к планете слабое кольцо D, у внеш. края кольца А находится очень тонкое кольцо F, а за ним, вплоть до

, последовательно очень слабые кольца G и Е. Общая масса колец 5*10^-8 М_с. Размеры частиц, образующих кольца, прибл. от долей см до 5 м, состоят они в осн. из льда (гл. обр. водяного). Проблема их происхождения не решена - это либо реликты ранней стадии эволюции Солнечной системы, либо результат гравитац. взаимодействия Сатурна с ядрами комет.

Все крупные спутники Сатурна, исключая Титан и Фебу, имеют ледяные поверхности. Низкие ср. плотности (1,2-1,4 г/см³) свидетельствуют о том, что эти тела почти целиком водно-ледяные; несколько больше относит. содержание скальных пород у Мимаса, Дионы, Реи (размеры от 400-500 до 1500 км). Тем не менее на поверхности большинства спутников Сатурна присутствуют характерные следы эндогенной активности, особенно сильно выраженные на Энцеладе. Этот факт пока не нашёл убедит. объяснения (наиб. вероятной причиной является диссипация приливной энергии вследствие наличия резонансов при орбитальном движении спутника в гравитационное поле Сатурна). Размеры открытых «Вояджером» маленьких спутников неправильной формы, находящихся в динамич. взаимодействии с более крупными спутниками и кольцами, прибл. от 30 до 190 км.

Наиб. интерес представляет самый крупный спутник Сатурна - Титан, превышающий по размерам Меркурий (радиус Титана 2575 км, ср. плотность 1,9 г/см³). Замечат. особенность этого спутника - наличие у него мощной атмосферы (состоящей в осн. из азота) с давлением у поверхности

1,5 атм и температурой

92 К. По-видимому, Титан состоит наполовину из льдов и наполовину из скальных пород (силикатов, металлов). Собств. магн. поля Титан не имеет. На его поверхности с большой вероятностью присутствуют моря и озёра из метана и, возможно, океаны из этана. Из метана состоят и довольно плотные облака, из к-рых метан в виде дождя может выпадать на поверхность; предполагают, что круговорот метана на Титане аналогичен круговороту воды на Земле. В атмосфере Титана обнаружен богатый спектр простых органич. соединений, а сама атмосфера теряет атомарный и молекулярный водород и азот, что приводит к сложным процессам взаимодействия Титана с магнитосферой Сатурна. По характеру глобальной дымки и проявлению заметного парникового эффекта у поверхности Титан в чём-то напоминает Венеру, хотя определяющие эти свойства хим. состав и процессы иной природы. Лаб. моделирование и расчёты предсказывают, что при совр. скорости образования органич. веществ за время жизни Солнечной системы на Титане должен был образоваться слой такого материала толщиной не менее 100 м. Поэтому с Титаном связывают надежды обнаружить аналог первичного органич. вещества, к-рое могло существовать на ранней Земле.

Исследования планеты Сатурн

Сатурн - одна из пяти планет Солнечной системы, легко видимых невооруженным глазом с Земли. В максимуме блеск Сатурна превышает первую звёздную величину.

Впервые наблюдая Сатурн через телескоп в 1609-1610 годах, Галилео Галилей заметил, что Сатурн выглядит не как единое небесное тело, а как три тела, почти касающихся друг друга, и высказал предположение, что это два крупных "компаньона" (спутника) Сатурна. Два года спустя Галилей повторил наблюдения и, к своему изумлению, не обнаружил спутников.

В 1659 году Гюйгенс, с помощью более мощного телескопа, выяснил, что <компаньоны> - это на самом деле тонкое плоское кольцо, опоясывающее планету и не касающееся её. Гюйгенс также открыл самый крупный спутник Сатурна - Титан. Начиная с 1675 года изучением планеты занимался Кассини. Он заметил, что кольцо состоит их двух колец, разделённых чётко видимым зазором - щелью Кассини, и открыл ещё несколько крупных спутников Сатурна.

В 1979 году космический аппарат <Пионер-11> впервые пролетел вблизи Сатурна, а в 1980 и 1981 годах за ним последовали аппараты <Вояджер-1> и <Вояджер-2>. Эти аппараты впервые обнаружили магнитное поле Сатурна и исследовали его магнитосферу, наблюдали штормы в атмосфере Сатурна, получили детальные снимки структуры колец и выяснили их состав.

В 1990-х годах Сатурн, его спутники и кольца неоднократно исследовались космическим телескопом Хаббл. Долговременные наблюдения дали немало новой информации, которая была недоступна для <Пионера 11> и <Вояджеров> при их однократном пролёте мимо планеты.

В 1997 году к Сатурну был запущен аппарат Кассини-Гюйгенс и, после семи лет полёта, 1 июля 2004 года он достиг системы Сатурна и вышел на орбиту вокруг планеты. Основными задачами этой миссии, рассчитанной минимум на 4 года, является изучение структуры и динамики колец и спутников, а также изучение динамики атмосферы и магнитосферы Сатурна. Кроме того, специальный зонд <Гюйгенс> отделился от аппарата и на парашюте спустился на поверхность спутника Сатурна Титана.

Литература по планете Сатурн

Знаете ли Вы, что в 1965 году два американца Пензиас (эмигрант из Германии) и Вильсон заявили, что они открыли излучение космоса. Через несколько лет им дали Нобелевскую премию, как-будто никто не знал работ Э. Регенера, измерившего температуру космического пространства с помощью запуска болометра в стратосферу в 1933 г.? Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

Планета Сатурн

Параметры орбиты Сатурна

Физические характеристики Сатурна

Параметры атмосферы Сатурна

Исследования планеты Сатурн

Литература по планете Сатурн