Saturn (0)

Saturn :
Saturn on üsna sarnane Jupiteriga, kuid pisut väiksem: läbimõõt 83%, mass 30%, tihedus 52% Jupiteri omast. Orbiit on Saturnil nagu Jupiterilgi "keskmiselt ümmargune", kalle ekliptika suhtes hiidplaneetidest suurim. Pöörleb ta umbes sama kiirusega, kuid telg on orbiidi tasandi suhtes kaldu. Teleskoobis vaadelduna on Saturni eripäraks heleda, kolmest osast koosneva rõnga olemasolu. Rõngas asub ekvaatori kohal 13 000 km kõrgusel ja tema kogulaius on peaaegu võrdne planeedi läbimõõduga. Päikesesüsteemi planeetidest on Saturn kõige lapikum (diameetrite suhe 10:9), mis on mõistetav, kuna väiksem tihedus tähendab ka nõrgemat raskusjõudu. Pilvevöödid on sarnased Jupiteri omadele, kuid väikese heleduskontrasti tõttu raskesti märgatavad.
Millal vaadelda Jupiteri ja Saturni?
Kosmoseaparaatide abiga on mõõdetud Saturni magnetvälja (on väga tugev, ehkki umbes 10 korda nõrgem, kui Jupiteril) ning põhjalikult uuritud rõngaste struktuuri ning kaaslasi. Planeedi enda kohta on endiselt vähe andmeid; nende täiendamine on plaanis aastatel 2002-2006 (kosmosesond Cassini ). Matemaatilised mudelid näitavad, et planeedil peab olema tahke tuum, mõnevõrra suurem kui Jupiteril. Saturni heleda rõnga laius on 65000 km ja ta koosneb kolmest osast (väljaspoolt lugedes A, B ja tuhm C-rõngas). A- ja B-rõnga vahel on hästi kontrastne tume vööt -- Cassini pilu ; ka A-rõnga välisservas on tühemik (Encke pilu). Lähifotodelt on näha, et rõngas pole radiaalselt ühtlane, vaid koosneb sadadest kitsastest rõngastest. Vastu valgust vaadates muutub rõngas "negatiiviks" -- heledad osad näivad tumedatena ja ümberpöördult, see näitab, et ka tühikutes leidub vähesel määral hajutavat ainet. Lisaks heledatele rõngastele on ka nõrgemaid -- pinnani ulatuv D-rõngas ja väline, planeedist ligi poole miljoni kilomeetri kaugusele ulatuv E-rõngas. Suuri kaaslasi on Saturnil kümme, lisaks kosmoseaparaatide abil leitud 8 väiksemat keha. Enamik neist tiirleb planeedi ekvaatori tasandis , kaugustel 1,2 kuni 30 planeedi läbimõõtu. Tähelepanuväärne on mitme kaaslase asumine ligikaudu samal orbiidil. Et sealsamas paiknevad ka rõngad, kujuneb välja omapärane süsteem rõngastest ning nende vahekohtades tiirlevatest kaaslastest. Suurimad kaaslased -- Rhea, Titan ja Japetus -- asuvad siiski väljaspool rõngaid. Neist Titan -- Ganymedese järel suuruselt teine kaaslane Päikesesüsteemis -- on ümbritsetud valdavalt lämmastikust koosneva üsna tiheda (rõhk pinnal 1600 millibaari) atmosfääriga. Kõigi suuremate kaaslaste tihedus on vahemikus 1200 kuni 1900 kg/m3 -- sama, mis hiidplaneetidel endil. 1610 . aastal märkas Galilei oma väikese teleskoobiga Saturni küljes kahte moodustist. Kaaslased nad ei olnud, sest mingit liikumist ei õnnestunud avastada. Kuna ta ei saanud aru, millega on tegemist, saatis ta Keplerile anagrammi, milles öeldi: "alumist planeeti nägin kolmekordsenä. Huvitav, et Kepler luges sealt välja Marsi kuude avastamise -- " tervitus teile Marsi poolt sünnitatud kaksikud"! Järgmised 40 aastat nähti Saturni venitatuna või sangadega. Hüpoteese oli palju, kuid esimesena sõnastas hollandlane Huygens oma 1655. aasta anagrammis, et "ta on ümbritsetud õhukese ja tasase rõngaga, mis ei puutu teda kuskil ja on ekliptika suhtes kaldü. Saturni rõngas on maapealsetele vaatlejatele Saturni aasta jooksul kaks korda nähtamatu, sest siis näeme ainult rõnga serva. Viimati juhtus see 1996. aastal. Nüüdisajal on muidugi võimalik näha rõnga varju planeedil ja veenduda ta olemasolus, kuid XVII sajandil tekitas rõnga kadumine uurijate hulgas palju segadust . Pariisi observatooriumi esimene direktor G. Cassini avastas hiljem tema järgi nimetatud lõhe Saturni rõngas (1675) ning W. Struwe tegi rohkem kui sajand hiljem ettepaneku märkida rõnga osasid tähtedega A ja B. 1837 . aastal avastas saksa astronoom J. Encke A-rõngas veel ühe lõhe. 1838. aastal märkas hiljem Neptuuni avastanud J. Galle seespool B-rõngast veel ühte, poolläbipaistvat rõngast. Seda avastust ei pandud eriti tähele, enne kui Cambridge ülikooli astronoom G. Bond koos oma isa W. Bondiga avastasid selle nn C-rõnga uuesti. 1907. aastal avastas Prantsuse amatöörastronoom G. Furnier C-rõngast seespool veel ühe rõnga. D-rõnga olemasolu üle vaieldi, kuni erakordselt hea nägemisega astronoom E. Bernard kinnitas selle olemasolu. Järgmine kord nähti seda rõngast 40 aastat hiljem, tema heledus on vaid kolmandik C-rõnga heledusest, mis omakorda on vaid sajandik B-rõnga heledusest. D-rõngas on tumedam kui Cassini pilu! E-rõngas avastati Allegheny observatooriumis, siis kui " Pioneer -11" oli juba teel. Selle tihedus on veel 100 000 korda väiksem kui D-rõngal. Rõngaid peeti alguses tahketeks objektideks ning Cassini pilu vaid teist värvi alaks, kuni läbi selle õnnestus pildistada tähte. Laplace näitas, et laiu tahkeid rõngaid olla ei saa, see oleks vastuolus gravitatsiooniseadusega. Ta oletas kitsaste rõngaste süsteemi olemasolu. Venelanna S. Kovalevskaja tõestas, et rõngas ei saa olla ei vedel ega ka mitte gaasiline -- ta hajuks väga kiiresti. Shoti matemaatik J. Maxwell tõestas lõpuks teoreetiliselt, et rõngad peavad koosnema väikestest tükkidest, mis tiirlevad iseseisvalt ümber planeedi. Praktiliselt kinnitas seda ameeriklane J. Keller , kes Doppleri efekti kasutades mõõtis B-rõnga sisemiste oskeste tiirlemiskiiruseks peaaegu 21 km/s ja A-rõnga välispiiri osakeste kiiruseks ainult 17 km/s. Kolme heledama rõnga sisse saaks panna viis maakera kõrvuti, nii laiad on nad. Rõngaste pindala ületab ka Saturni oma, Maast rääkimata. Roche arvutuste järgi ei saa lähemal kui 2,44 planeedi raadiust suuri kaaslasi tekkida ning kui nad sinna satuvad, siis nad purunevad. Saturni rõngad asuvad just sellises vahemikus ning teadlased arvavad , et materjal, millest muidu oleks tekkinud mõned kuud, on jäänud rõngastesse. 1973. aasta aprillis startis "Pioneer-11", mis jõudis Saturni E-rõngasse 1979. aasta 1. septembril. Automaatjaam tegi palju huvitavaid vaatlusi ja avastas veel kaks kitsat rõngast, F- ja G-rõnga. "Pioneer" avastas ka Saturni kiirgusvööndid. 1980. aasta novembris jõudis Saturni juurde automaatjaam " Voyager -1". Leiti, et Saturni rõngas koosneb sadadest väikestest rõngastest. Cassini lõhes pildistati mitut kitsast nõrka rõngast. "Voyageri" piltide põhjal jõudsid uurijad arvamusele, et F-rõngast "karjatatakse": kaks kuud, Prometheus ja Pandora tiirlevad teine teiselpool rõngast. Kõikide rõngaste osakesed koosnevad jääst, mis on segatud metaani ja ammoniaagiga, nende tihedus on 0,6 vee tihedust . Osakeste suurus kõigub mikromeetrist kilomeetrini. A-, B- ja C-rõngad on umbes 1,3 km paksud, äärealadel veel kümme korda õhemad. F-rõngas võivad suuremad osakesed olla kuni paarkümmend kilomeetrit läbimõõdus. Augustis 1981 jõudis Saturni juurde ka "Voyager-2". Ta näitas, et kohati on rõnga paksus vaid 150 meetrit ning Encke lõhe juures koguni alla saja meetri. B-rõngas avastas ta välke võimsusega kuni 1000 megavatti.