Saturn

Dzisiaj porozmawiamy o planecie Saturn. Jest szóstą planetą od Słońca i drugą co do wielkości ze wszystkich. Saturn jest również znany jako najpiękniejsza planeta, ponieważ szczyci się oszałamiającym zestawem pierścieni otaczających centrum planety. Chociaż nie jest to jedyna planeta, która ma pierścienie, z pewnością ma największą parę. Ma 82 księżyce, z których 53 są potwierdzone, a 29 wciąż czeka na oficjalne zatwierdzenie. Jest to najdalsza planeta, którą można zobaczyć gołym okiem, a jej nazwa pochodzi od rzymskiego boga rolnictwa i bogactwa. Jest ojcem wielu rodzeństwa Jowisza i Jowisza, z których to ostatnie połknął w całości. To… co najmniej skomplikowana historia.

Saturn jest gazowym olbrzymem o objętości większej niż 760 mas ziemi i masie około 95 mas ziemi. Jej promień wynosi 36 183,7, czyli około 9 razy więcej niż Ziemia. Ze średniej odległości 886 milionów mil Saturn znajduje się 9,5 jednostki astronomicznej od Słońca. Z tej odległości światło słoneczne podróżuje ze Słońca na Saturna w 80 minut. Jeden obrót wokół Słońca zajmuje Saturnowi około 29,4 lat, jednak wokół własnej osi obraca się znacznie szybciej, raz na 10,7 godziny. Oznacza to, że Saturn ma drugi najkrótszy dzień w Układzie Słonecznym, tylko nieznacznie pobity przez Jowisza. Saturn ma również przyzwoite nachylenie osi około 26,73, co jest dość podobne do Ziemi, więc obie planety doświadczają pór roku o podobnej intensywności.

Podobnie jak Jowisz, planeta również przeszła migrację około 4 miliardów lat temu. Naukowcy uważają, że Saturn był pierwotnie znacznie bliżej Słońca niż obecnie, ale potem oddalił się od Słońca. Gdy Jowisz również oddalił się od Słońca, połączona siła generowana przez ruch tych dwóch ogromnych planet odrzuciła Urana i Neptuna znacznie dalej od Słońca, niż były pierwotnie.

Badania wykazały również, że Saturn może faktycznie chronić Ziemię przed niebezpiecznymi asteroidami, odciągając je od naszej planety. Siła grawitacji Saturna pomaga odbijać wszelkie przelatujące asteroidy, które wlatują z obłoku Oorta lub pasa Kuipera, które znajdują się na obrzeżach naszego Układu Słonecznego. Odbijając te asteroidy, Saturn zmienia ich tor, więc nie kierują się już w stronę Ziemi i prawdopodobnie powodują katastrofę. Jeśli słuchałeś odcinka o pasie asteroid, wiesz, że zderzenia asteroid nie są dobre dla naszej planety.

Widziany z Ziemi Saturn ma zamglony, żółto-brązowy wygląd. Ale powierzchnia widziana przez teleskopy jest znacznie bardziej skomplikowana, z kompleksem warstw chmur ozdobionych wieloma cechami na małą skalę, takimi jak czerwone, brązowe i białe plamy, a także różne pasma chmur, wiry i wiry, które różnią się między sobą. w dość krótkim czasie. W ten sposób Saturn przypomina łagodniejszego i mniej aktywnego Jowisza. Spektakularny wyjątek od tego regularnego ruchu miał jednak miejsce w 1990 r., kiedy w pobliżu równika pojawił się duży, jasny system burzowy, który następnie rozszerzył się do rozmiarów przekraczających 12 400 mil i ostatecznie rozprzestrzenił się wokół równika, po czym zniknął w zapomnieniu. Burze podobne imponująco do tej „Wielkiej Białej Plamy”, którą nazwano analogicznie do Wielkiej Czerwonej Plamy Jowisza, obserwowano w odstępach około 30-letnich, począwszy od końca XIX wieku. Jest to zbliżone do okresu orbitalnego Saturna wynoszącego 29,4 lat, co sugeruje, że burze te są zjawiskami sezonowymi, chociaż naukowcy nie są pewni, co powoduje tak nagłą i majestatyczną burzę.

Atmosfera Saturna składa się głównie z wodoru cząsteczkowego i helu. Dokładna względna obfitość tych dwóch cząsteczek nie jest dobrze znana, ale według najlepszych szacunków atmosfera planety zawiera od 18 do 25 procent masowych helu. Pozostała część to wodór cząsteczkowy i około 2 procent innych cząsteczek, prawdopodobnie dostarczonych na planetę w wyniku zderzeń i zderzeń. Uważa się również, że hel na Saturnie jest skupiony wokół najbardziej zewnętrznej atmosfery planety, podczas gdy atmosfera wewnętrzna jest znacznie cięższa od wodoru.

Z tych 2% innych cząsteczek obecnych na powierzchni Saturna większość to metan lub amoniak. Ponownie, dokładne ilości nie są znane, jednak naukowcy wiedzą, że Saturn ma od 2 do 7 razy więcej amoniaku i metanu niż Słońce, które są również prawdopodobnymi przyczynami zabarwienia żółtawych chmur Saturna. Uważa się, że najwyższy pokład chmur składa się z kryształów amoniaku. Podejrzewa się również, że siarkowodór i woda są obecne w głębszych warstwach atmosfery, ale nie zostały jeszcze wykryte.

Konsekwencją dużego nachylenia osi Saturna jest to, że pierścienie rzucają ciemne cienie na półkulę zimową, dodatkowo zmniejszając słabe zimowe światło słoneczne. Obrazy Cassini przedstawiające oświetlone słońcem połacie półkuli północnej podczas zimy ujawniły zaskakująco przejrzystą niebieską atmosferę, co być może było konsekwencją zmniejszenia produkcji fotochemicznej mgiełki w cieniach pierścieni. Zamglenie fotochemiczne to w zasadzie naukowe określenie smogu.

Astronomowie na Ziemi przeanalizowali refrakcję, zwaną inaczej zakrzywieniem światła gwiazd i fal radiowych ze statku kosmicznego przechodzącego przez atmosferę Saturna, aby uzyskać informacje o temperaturze atmosferycznej. Tuż przy krawędziach atmosfery planety ma średnią temperaturę -190 stopni Fahrenheita. Najzimniejsze temperatury planety z jakiegoś powodu występują nieco głębiej, w jej stratosferze. Najniższa temperatura zarejestrowana w tym regionie wyniosła -312 stopni Fahrenheita. Następnie, gdy schodzisz jeszcze głębiej w głąb planety, temperatura zaczyna rosnąć. Zanim dotrzesz do troposfery, temperatura wynosi około -217 stopni Fahrenheita. Następnie temperatura nadal spada, im głębiej się zagłębiasz i im bardziej zbliżasz się do centrum Saturna,

Podobnie jak inne gigantyczne planety, Saturn ma cyrkulację atmosferyczną zdominowaną przez przepływ ze wschodu na zachód. Przejawia się to wzorem jaśniejszych i ciemniejszych pasów chmur, podobnych do pasów Jowisza, chociaż pasy Saturna są bardziej subtelne i szersze w pobliżu równika.

Ponieważ Saturn jest planetą gazową, nie ma stałej powierzchni. Oznacza to, że jego wiatry muszą być mierzone względem innego układu odniesienia. Podobnie jak w przypadku Jowisza, wiatry są mierzone w odniesieniu do rotacji pola magnetycznego Saturna. W tym ujęciu praktycznie wszystkie przepływy atmosferyczne Saturna są skierowane na wschód, czyli w kierunku obrotu. Obszary w pobliżu równika wykazują szczególnie aktywny przepływ w kierunku wschodnim, z maksymalną prędkością blisko 470 metrów na sekundę, ale czasami występują wolniejsze okresy, gdy prędkość jest bliższa 270 metrów na sekundę. Ta funkcja jest analogiczna do tej na Jowiszu, ale rozciąga się dwa razy szerzej na szerokości geograficznej i porusza się cztery razy szybciej. Z kolei najsilniejsze wiatry na Ziemi występują w cyklonach tropikalnych, gdzie w skrajnych przypadkach utrzymujące się prędkości mogą przekraczać 67 metrów na sekundę,

Przepływy strefowe są niezwykle symetryczne względem równika Saturna. Oznacza to, że każdy prąd na danej szerokości geograficznej północnej zwykle ma swój odpowiednik na podobnej szerokości geograficznej południowej. Silne przepływy w kierunku wschodnim są widoczne na 46° N i S oraz na około 60° Północ i Południe. Przepływy w kierunku zachodnim, które w rzeczywistości są prawie stacjonarne w układzie odniesienia pola magnetycznego, są widoczne pod kątem 40 °, 55 ° i 70 ° na północ i południe. O ile nasze obserwacje mogą nam powiedzieć, przepływy te są stałe i regularne i nie wydają się zanikać, jak niektóre inne przepływy.

Silne cykloniczne wiry podobne do huraganów znajdują się nieco poza środkiem zarówno północnego, jak i południowego bieguna Saturna. Ciepłe oko wiru na biegunie południowym ma średnicę 1200 mil i jest otoczone chmurami górującymi od 30 do 40 mil nad chmurami polarnymi. Cyklony tropikalne na południowej półkuli Ziemi również mają ciepłe centralne oczy, płyną zgodnie z ruchem wskazówek zegara i są otoczone wysokimi chmurami, ale wszystko to na znacznie mniejszą skalę. Ciekawą cechą cyklonu w pobliżu bieguna północnego jest to, że porusza się on po sześciokątnym układzie wokół bieguna. Zaobserwowano, że chmury poruszają się wokół sześciokąta w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara z prędkością około 100 metrów na sekundę, co przekłada się na około 220 mil na godzinę. Podobne wzory kątowe zaobserwowano w wiadrach z wirującymi płynami i prawdopodobnie wynikają one z oddziałujących na siebie fal.

W atmosferze zaobserwowano również bogatą różnorodność obiektów o mniejszej skali. Szczególnie uderzające jest około dwóch tuzinów polan chmur o podobnej wielkości, rozmieszczonych niemal równomiernie na 100° długości geograficznej w pobliżu 33,5° szerokości geograficznej północnej, każda o średnicy około 930 mil. Na zdjęciach termowizyjnych emisji termicznej Saturna te przejaśnienia wyglądają jak jasny „sznur pereł” rozciągający się w poprzek planety.

Na półkuli południowej krótkofalowe emisje radiowe z burz z wyładowaniami atmosferycznymi, setki razy intensywniejsze niż te na Ziemi i trwające od tygodni do miesięcy, były często wykrywane przez satelity krążące wokół planety na 35° szerokości geograficznej południowej. Te centra burzowe są związane z gęstymi, jasnymi chmurami, najwyraźniej powstałymi w wyniku silnych ruchów konwekcyjnych. Szerokości geograficzne zarówno przejaśniania się chmur, jak i burz z piorunami są strefami szybkich wiatrów zachodnich, poruszających się w kierunku przeciwnym do większości innych strefowych przepływów na planecie, co sugeruje, że ten przeciwny przepływ wiatru może powodować pewne dziwne reakcje, które stąd tworzą te cechy.

Sam Saturn jako całość ma w rzeczywistości bardzo małą gęstość. W rzeczywistości, gdybyś był w stanie w jakiś sposób umieścić planetę w gigantycznej wannie wypełnionej zwykłą starą wodą, Saturn unosiłby się na niej! Informacje o wnętrzu planety uzyskuje się z badania jej pola grawitacyjnego, które nie jest sferycznie symetryczne. Szybki obrót i niska średnia gęstość prowadzą do zniekształcenia fizycznego kształtu planety, a także zniekształcenia kształtu jej pola grawitacyjnego. Kształt pola można dokładnie zmierzyć na podstawie jego wpływu na ruch statku kosmicznego w pobliżu oraz na kształt niektórych elementów pierścieni Saturna. Analiza tego zniekształcenia mówi nam, że wewnętrzne obszary Saturna składają się tylko w około 50% wagowo z wodoru, a reszta tego obszaru musi być zbudowana z cięższych materiałów. Czym właściwie jest ten materiał, naukowcy nie są pewni. Jednak ze względu na intensywne ciśnienie w centrum Saturna naukowcy wiedzą, że jakikolwiek wodór obecny na tym poziomie musiałby być w postaci metalicznej cieczy, takiej jak lit. A w samym centrum planety, czyli jej jądrze, znajduje się skalista i lodowa kula o łącznej masie około 15-18 mas Ziemi. Rotacja tego metalicznego wodoru wokół tego gęstego jądra tworzy prądy elektryczne, które zasilają pole magnetyczne Saturna.

Pole magnetyczne Saturna przypomina pole magnetyczne prostego magnesu sztabkowego, którego oś północ-południe jest wyrównana z dokładnością do 1° względem osi obrotu Saturna ze środkiem dipola magnetycznego w środku planety. Biegunowość pola, podobnie jak Jowisza, jest przeciwna do biegunowości obecnego pola Ziemi. Oznacza to, że gdybyś zabrał ziemski kompas na Saturna, w rzeczywistości wskazywałby południe zamiast północy. Pole magnetyczne Saturna nie jest tak silne jak Jowisza, ale jest około 578 razy silniejsze niż pole magnetyczne Ziemi.

Magnetosfera Saturna to obszar przestrzeni wokół planety w kształcie łzy, w którym zachowanie naładowanych cząstek, pochodzących głównie z wiatru słonecznego, jest zdominowane przez pole magnetyczne planety. Zaokrąglona strona łzy rozciąga się w kierunku Słońca, tworząc granicę, oficjalnie znaną jako magnetopauza, z wypływającym wiatrem słonecznym w odległości około 750 000 mil od centrum planety, ale ze znacznymi fluktuacjami spowodowanymi wahaniami ciśnienia słonecznego wiatr. Po przeciwnej stronie Saturna magnetosfera rozciąga się w ogromny ogon magnetyczny, który rozciąga się na duże odległości.

Wewnętrzna magnetosfera Saturna, podobnie jak magnetosfery Ziemi i Jowisza, wychwytuje stabilną populację wysokoenergetycznych naładowanych cząstek poruszających się po spiralnych ścieżkach wzdłuż linii pola magnetycznego planety. Kiedy te cząstki wpadają następnie spiralnie w atmosferę planety, tworzą zorze polarne, które są wspaniałymi pokazami światła, takimi jak zorza polarna na Ziemi. Jednak z jakiegoś powodu istnieją „dziury” w populacji tych cząstek wzdłuż niektórych linii pola, które przecinają się z wielkimi pierścieniami planety lub orbitami księżyców znajdujących się w magnetosferze.

Księżyce Saturna Tytan i Hyperion krążą w odległościach zbliżonych do minimalnych wymiarów magnetosfery i czasami przekraczają magnetopauzę i przemieszczają się poza magnetosferę Saturna. Energetyczne naładowane cząstki uwięzione w zewnętrznej magnetosferze Saturna zderzają się z neutralnymi atomami w górnej atmosferze Tytana i zasilają je, powodując erozję atmosfery Saturna. Jednak ta erozja jest raczej minimalna i nie powinna znacząco wpłynąć na strukturę planety.

Przejdźmy teraz do najbardziej godnej uwagi cechy Saturna: jego pierścieni. Galileo Galilei był pierwszym, który zobaczył pierścienie Saturna w 1610 roku, chociaż z jego teleskopu pierścienie wyglądały bardziej jak uchwyty lub ramiona. Czterdzieści pięć lat później, w 1655 roku, holenderski astronom Christiaan Huygens, który miał mocniejszy teleskop, zaproponował później, że Saturn ma cienki, płaski pierścień. W 1675 roku urodzony we Włoszech francuski astronom Gian Domenico Cassini odkrył dużą szczelinę — obecnie znaną jako przepaść Cassiniego — w dysku, co podważyło możliwość istnienia pełnego pierścienia, a francuski matematyk i naukowiec Pierre-Simon Laplace opublikował teorię w 1789 r., że pierścienie składały się z wielu mniejszych elementów. W 1857 roku szkocki fizyk James Clerk Maxwell wykazał matematycznie, że pierścienie mogą być stabilne tylko wtedy, gdy składają się z bardzo dużej liczby małych cząstek,

Po stuleciach badania tych pierścieni wiadomo już, że Saturn ma wiele pierścieni zbudowanych z miliardów cząsteczek lodu i skał, których rozmiary wahają się od ziarnka cukru do wielkości domu. Jednak pomimo ogromnej szerokości tych pierścieni, są one również niezwykle cienkie. Główne pierścienie mają średnicę 170 000 mil, ale ich grubość nie przekracza 330 stóp. Cały system pierścieni obejmuje prawie 16 000 000 mil, jeśli uwzględni się słabe pierścienie zewnętrzne.

Podobnie jak pierścienie innych gigantycznych planet, główne pierścienie Saturna mieszczą się w klasycznej granicy Roche'a. Ta odległość, która w wyidealizowanym przypadku wynosi 2,44 promienia Saturna, czyli 91 300 mil, reprezentuje najbliższą odległość, na jaką dość duży księżyc może zbliżyć się do centrum swojej masywniejszej planetarnej macierzystej planety, zanim zostanie brutalnie rozerwany przez siły pływowe. Należy pamiętać, że ta granica dotyczy tylko obiektów, które są utrzymywane razem przez przyciąganie grawitacyjne, więc granica Roche'a tak naprawdę nie ma zastosowania do stosunkowo małych ciał, w których spójność molekularna jest ważniejsza niż siły pływowe próbujące ją zakończyć.

Jak wspomniano wcześniej, cząsteczki tworzące pierścienie Saturna mają różne rozmiary. Ale te cząsteczki nie są tak naprawdę widoczne same, nawet te, które są zbliżone do wielkości domu! Zamiast tego naukowcy wnioskują o ich wielkości na podstawie ich wpływu na rozpraszanie sygnałów świetlnych i radiowych. Rozkład ten jest zgodny z rezultatem oczekiwanym w przypadku powtarzających się kolizji i rozbijania początkowo większych obiektów. Uważa się, że te początkowo większe obiekty to pozostałości po kometach, asteroidach lub rozbitych księżycach.

W pierścieniach Saturna zaobserwowano tajemnicze szprychy, które wydają się formować i rozpraszać w ciągu zaledwie kilku godzin. Naukowcy uważają, że te szprychy to prawdopodobnie małe obłoki maleńkich cząstek, które uzyskują ładunki elektryczne, a następnie oddziałują z polem magnetycznym Saturna, które odpycha te cząstki od planety w poruszających się szprychach w kształcie klina. Te szprychy mogą być również sezonowe, ponieważ jak dotąd obserwowano je tylko w pobliżu równonocy Saturna.

Większe ciała zwane księżycami pierścieniowymi, o średnicy rzędu kilku mil, mogą istnieć osadzone w głównych pierścieniach, ale wykryto tylko kilka takich księżyców. Istnieją dowody na to, że przejściowe księżyce „sterty gruzu” są nieustannie tworzone, a następnie niszczone przez konkurujące ze sobą efekty grawitacji, zderzenia i zmienną prędkość orbitalną w gęstych pierścieniach.

Ponieważ pierścienie mają tak małą masę, prawdopodobnie są bardzo młode, mają od 10 do 100 milionów lat. Można więc sobie wyobrazić, że główne pierścienie powstały w wyniku rozpadu szczególnie dużej komety lub być może w wyniku zniszczenia dużego pobliskiego księżyca. Główny system pierścieni składa się z trzech szerokich głównych pierścieni — nazwanych C, B i A w kolejności rosnącej odległości od Saturna.

Struktura pierścieni jest szeroko opisana przez ich głębokość optyczną jako funkcję odległości od Saturna. Głębokość optyczna jest miarą ilości promieniowania elektromagnetycznego, które jest pochłaniane podczas przechodzenia przez ośrodek, taki jak chmura, atmosfera planety lub obszar cząstek w przestrzeni. Służy zatem jako wskaźnik średniej gęstości ośrodka. Całkowicie przezroczysty ośrodek ma głębokość optyczną równą 0; wraz ze wzrostem gęstości ośrodka rośnie również wartość liczbowa.

Pierścień B jest najjaśniejszym, najgrubszym i najszerszym z pierścieni. Rozciąga się od 1,52 do 1,95 promienia Saturna i ma głębokość optyczną między 0,4 a 2,5. Wartości te są zakresem, ponieważ różnią się w zależności od tego, jak daleko pierścień faktycznie znajduje się od Saturna, ponieważ odległość od planety do pierścienia nie jest jednakowa na całym obwodzie. Jest wizualnie oddzielony od zewnętrznego głównego pierścienia, pierścienia A, przez podział Cassiniego, najbardziej widoczną przerwę w głównych pierścieniach. Podział Cassini leży między 1,95 a 2,02 promienia Saturna.

Ta luka jest spowodowana przyciąganiem jednego z księżyców Saturna, zwanego Mimas. Ten księżyc jest w rezonansie 2:1 z układem pierścieni, co oznacza, że ​​cząstka pierścienia w przedziale Cassiniego okrąży Saturna dwa razy za każdym razem, gdy Mimas okrąży go raz. Dzieje się tak, że gdyby cząstka pierścienia znajdowała się w przedziale Cassiniego, byłaby przyciągana przez grawitację Mimasa w tym samym miejscu na swojej orbicie za każdym razem, gdy Mimas przechodzi obok. Z biegiem czasu małe grawitacyjne „pociągnięcia” sumują się, tak jak popychanie kogoś na huśtawce w kółko powoduje, że huśtawka idzie wyżej. Grawitacyjne holowniki Mimasa ostatecznie wyciągnęłyby cząstkę pierścienia z przedziału Cassiniego — i dlatego jest tam szczelina, w której nie ma cząstek pierścienia.

Podział Cassiniego wykazuje skomplikowane zmiany głębokości optycznej, ze średnią wartością 0,1. Pierścień A rozciąga się od 2,02 do 2,27 promienia Saturna i ma głębokość optyczną od 0,4 do 1,0. Wewnątrz pierścienia B znajduje się trzeci główny pierścień, pierścień C, czasami nazywany pierścieniem naleśnikowym, chociaż w ogóle nie przypomina naleśników. Ma od 1,23 do 1,52 promienia Saturna, z głębokościami optycznymi bliskimi 0,1. Wewnątrz pierścienia C, w promieniu 1,11 do 1,23 promienia Saturna, znajduje się niezwykle cienki pierścień D, który nie ma mierzalnego wpływu na przechodzące przez niego światło gwiazd ani fale radiowe i jest widoczny tylko w świetle odbitym.

Na zewnątrz pierścienia A znajduje się wąski pierścień F o promieniu 2,33 promienia Saturna. Pierścień F jest skomplikowaną strukturą, która może być ciasno zwiniętą spiralą cząstek. Poza pierścieniem F znajduje się pierścień G, który jest bardzo cienkim dyskiem cząstek, za którym znajduje się jeszcze cieńszy i lżejszy pierścień cząstek. Struktury te nie są widoczne dla ludzkiego oka i zostały wykryte jedynie przez sondy kosmiczne, które wykryły różnicę w gęstości podczas zbliżania się do Saturna.

Ale to nie wszystko. Rozciągający się od 128 do 207 promieni Saturna, daleko poza innymi pierścieniami, znajduje się najbardziej zewnętrzny, rozległy, cienki pierścień pyłu zrzuconego z uderzeń w księżyc Phoebe. Jest to największy pierścień planetarny w Układzie Słonecznym; ma jednak niezwykle małą głębokość optyczną, która wynosi 0. 8 zer więcej, po których następuje dwójka. Ten pierścień tak naprawdę nie wpływa na Saturna, ale ma wpływ na samą Phoebe, nieznacznie zmieniając skład egzosfery, aby uczynić ją gęstszą i cięższą niż normalnie. Inne księżyce również stworzyły własne podobne dyski, które mają podobny wpływ na same księżyce.

Księżyce Saturna mają w sobie całe mnóstwo różnych interesujących cech, jednak myślę, że omówienie ich zostawię na następny odcinek. W ramach szybkiego podsumowania, dzisiaj mówiłem wszystko o Saturnie, szczególnie skupiając się na jego atmosferze i skomplikowanym systemie pierścieni.