Prindi

PLANEET SATURN

Põhiandmed
            Orbiit
                       Suur pooltelg 1433,4 mln km (9,58 aü)
                       Ekstsentrilisus 0,0557
                       Nurk ekliptikaga 2,50
                       Tiirlemisperiood 29,46 aastat
            Füüsilised parameetrid
                       Keskmine raadius 52 200 km (9,1 Maa raadiust)
                       Lapikus 9,8 %
                       Mass 5,7•1026 kg (95 Maa massist)
                       Keskmine tihedus 687 kg/m3
                       Normaalkiirendus 10,4 m/s2 (1,06 Maa väärtusest)
                       Telje kalle ~26,70
                       Pöörlemisperiood 10h34m
                       Temperatuur atmosfääris 0,1 bar tasemel -190 0C
                       Atmosfäär
                                   Keemiline koostis  (ruumala järgi)

                                                97 % H2
                                                3 % He
                                                CH4, NH3 jms

Saturn on Päikeselt kuues planeet. Koos Jupiteriga kuulub ta gaasihiidude klassi. Uraan ja Neptuun kuulusid samasse klassi ennem 1990-ndaid. Tänapäeval klassifitseeritakse neid  jäähiidudeks. Põhjuseks on nende sisemise struktuuri erinevus gaasihiidudest.

Suuruse poolest on Saturn teine Päikese süsteemis peale Jupiteri. Tema raadius ületab Maa oma 11 ja mass 95 korda. Saturni tihedus on kõige väiksem võrreldes teiste planeetidega - see on isegi veetihedusest väiksem. Madala tiheduse ja kiire pöörlemise tõttu on Saturn planeetidest kõige lapikum: tema polaarraadius on ekvatoriaalraadiusest koguni ca 10 % väiksem. Selline lapikus on ka silmaga nähtav. Sarnaselt Jupiteriga, domineerivad Saturni koostises vesinik ja heelium. Tema magnetväli ei ole nii tugev kui Jupiteril ning on isegi Maa omast veidi nõrgem. Nagu teistelgi hiidplaneetidel, on Saturnil ringide süsteem. Samas, võrreldes teiste planeetidega, on Saturni ringid palju massiivsemad ja ulatuslikumad. Nad on kõige silmapaistvamateks detailiks planeedi vaatlemisel teleskoobi või isegi binokliga. Teatud orbiitidega Saturni kaaslaste arv on tänapäeval teadaolevalt 62.

2015-02-saturn-cover-1024
Saturn. Ülemises poolkeras on nähtav võimas torm. Pilt: NASA, 2011, http://www.nasa.gov kaudu.

Saturn avastati muinasajal koos teiste „klassikaliste“ planeetidega (Merkuurist Jupiterini). Maad muinasajal planeediks ei peetud. Saturni tähesuurus muutub vahemikus -0,2m kuni 1,5m. Nagu teised Päikese suhtes Maast kaugemale jäävad välisplaneedid, võib Saturni jääda taevas nähtavale terveks ööks.

Saturni orbitaalperiood on ca 29 aastat. Ta on resonantsis 5:2 Jupiteriga: kui Jupiter teeb 5 tiiru ümber Päikese, teeb Saturn kaks. Pöörlemistelje kaldnurk on vaid 26,70. See on natukene suurem, kui Maal - seega erinevatel aastaaegadel saavad tema poolkerad Päikeselt erineva energiahulga. Planeedi pöörlemisperiood on 10h34m, ehk Jupiteri omast veidi pikem.

2015-02-saturn-10 02
Saturni sisemine struktuur. Illustratsioon Calvin J. Hamilton, http://explanet.info kaudu.

 

Nagu Jupiteri puhul, on Saturni sisemine struktuur teatud määral hüpoteetiline. On teada, et planeet koosneb enamasti vesinikust ja heeliumist vedelas ja gaasilises faasis, kusjuures vesiniku osakaal on suurem kui Jupiteril. Planeedi keskel paikneb eelduste kohaselt kivimitest tuum massiga 9 – 22 Maa massi ja raadiusega ca 25 tuhat km (ehk ca 2 Maa raadiust). Tuuma ülemised osad koosnevat kergetest ainetest - ammooniaak, metaan, vesi jms. Temperatuur on tuuma ülemisel piiril üle 10 000 K ja rõhk mitusada tuhat GPa. Tuum on ümbrisetud metallilisest vesinikust (heeliumi lisandiga) koosneva vahevööga. Suure rõhu all läheb vesinik üle seisundisse, milles ta käitub nagu vedel metall. Temperatuur ja rõhk langevad seest väljapoole ja mitmesaja kilomeetri kõrgusel planeedi pinnast on rõhk piisavalt madal, et vesinik ja heelium gaasiks muutuksid.

Saturn kiirgab ca 2,5 rohkem soojust kui ta Päikeselt saab. Selle põhjuseks on gravitatsiooniline kokkutõmbumine ja vesinikust raskema heeliumi uppumine tuuma poole. Selles protsessis eraldub potentsiaalne energia ja tihedus tsentris kasvab. On võimalik, et tuum on ümbritsetud heeliumi kihiga.

 

2015-02-saturn-AT12FG03

Saturni atmosfääri vertikaalne struktuur. Illustratsioon: http://staff.on.br kaudu.

Saturnil on väga paks atmosfäär, mis koosneb enamasti vesinikust (ca 96 % ruumala järgi), väikese heeliumi (3 %) ja teiste gaaside lisandiga. Atmosfääri alumiseks piiriks on tinglikult 1 MPa (s.o 10 bar) rõhu nivoo. Struktuuri poolest sarnaneb atmosfäär Jupiteri omaga, ta koosneb (alt ülesse): troposfäärist, stratosfäärist, termosfäärist ja eksosfäärist. Troposfääris langeb temperatuur kõrgusega, stratosfääris muutub vähesel määral ning ülemistes kihtides jälle kasvab. Troposfääris leidub kohm pilvede kihti. Ülemises domineerivad pilved ammooniumjää kristallidest (rõhu vahemik 0,5 – 2 bar), keskmisel (3 – 6 bar) ammooniumhüdrosulfiidist, alumisel (10 – 2,5 bar) veejää kristallidest. Pilvede kihi all tõuseb temperatuur üle 0 0C, seal paikneb ammooniumi-vee lahuse udu. Pilved on läbipaistmatud, seega vaatlejale on nähtavad vaid pilvede kihid. Atmosfääri värvus on ühtlasem võrreldes Jupiteri omaga, aga selles esinevad ka kiired ekvaatoriga paralleelsed õhumasside liikumised (tuule kiirus jõuab 500 km/s, ainult Neptuuni tuuled on sellest kiiremad). Aeg-ajalt tekivad atmosfääris võimsad tormid, mida saab näha ka Maalt: neid iseloomustab heledam pilvede värvus. Planeedi põhjapoolusel esineb stabiilne pilvede moodustis – kuusnurk, mille keskpunkt ühtib poolusega ja külje pikkused ületavad Maa läbimõõtu. Eelduste järgi kujutab see struktuur endast seisulainet.

Saturnil on dipoolne magnetväli, mille tugevus on Maa magnetväljast veidi väiksem. Tänu sellele tekib magnetosfäär, mille ulatus on tunduvalt väiksem Jupiteri omast. Magnetvälja tekkimise mehhanism on sama, mis Jupiteril: see genereeritakse juhtiva metallvesiniku konvektiivsete liikumiste tõttu vahevöös. Saturni suurima kaaslase Titani atmosfäärist pärinevad ioonid tekitavad magnetosfääri välimistes regioonides plasmat.

 

2015-02-saturn-PIA07872

Saturni ringide süsteem. Pilt: NASA/Cassini, 2008, http://saturn.jpl.nasa.gov kaudu.


Kõikidel hiidplaneetidel on ringid, aga Saturni ringide süsteem on kõige suurem. See ulatub kaugusel ca 6600 – 300 000 km planeedilt tema ekvatoriaaltasandil. Kõige kaugem ring on seotud Phoebe kaaslasega, mis on teistest ringidest palju kaugem, paksem ja tema tasand ei ühti ekvatoriaaltasandiga. Ringide paksuse hinnang on kümnetest meetritest kilomeetrini, Need koosnevad enamasti veejääst (ca 99,9 %) orgaanilisest ainest (nn toliinidest) ja silikaatide lisanditest. Ringide kogumass on ca 3•1019 kg, s.o võrreldatav väikese kaaslase massiga. Ringidel on väga hõre atmosfäär, mis tekib ringide aine aurustamisel. Suured ringid koosnevad väikestest ringidest, mis omakorda on moodustatud veel peenematest ringikestest. Suuremad pilud ringide vahel on tekitatud kaaslaste gravitatsiooniliste häiritustega. Ringide sees liigub mitu väikest kaaslast läbimõõduga mõned kilomeetrit. Suurematel ringidel on oma tähistused: planeedilt väljapoole: D, C, B, A, F, jne. Kõige massiivsem ja heledam on ring B.

 

2015-02-saturn rings labeled

Saturni ringide süsteem. Illustratsioonil on näidatud ringide nimed ja järjestus. Illustratsioon http://imgarcade.com/1/saturns-rings-labeled kaudu.

Ringe moodustavad osakesed tiirlevad orbiitidel ümber Saturni, seega ringide tiirlemine on differentsiaalne: sisemised ringid tiirlevad välimistest kiiremini. Kuigi gravitatsioon jääb põhijõuks, mis kujundab ringide süsteemi struktuuri, on leitud ka elektromagnetilise mõju tunnuseid. Ringides esinevad radiaalsed struktuurid (nn vardad), mis on eeldatavasti seotud elektrilise vastasmõjuga osakeste vahel ja Saturni magnetosfääri mõjuga. Ringidel on märgatud vertikaalsed, mitme km kõrgusega struktuure, mida tekitavad ringide sees olevad suuremad kehad - väikesed kaaslased läbimõõduga kümneid või sadu meetreid.

Ringide päritolu on veel ebaselge, ent eksisteerib erinevaid hüpoteese, mis seletavad nende teket. Populaarsemate teooriate järgi tekkisid nad ühe suure või mitme väikese kaaslase, mille läbimõõduks pakutakse sadu kilomeetreid fragmenteerumise teel. Selle põhjuseks võis olla Saturni gravitatsiooniline väli. Kokkupõrked tükkide vahel võisid esile kutsuda nende edasise peenestumise.

2015-02-saturn-pia02146-640

Saturni kaaslane Titan. Nähtava ja infrapunapiltide kompositsioon. Pilt: NASA/Cassini, 2005–2006, http://www.jpl.nasa.gov kaudu.

Saturni teadaolevate kaaslaste arv on 2014. aastaks natukene väiksem kui Jupiteril: 62 objekti määratud orbiitidega (53 neist omavad nimetusi). Lisaks neile on ringide sees leitud kümneid objekte läbimõõduga kuni sadu meetreid. Neid saaks pidada üliväikesteks kaaslasteks. On võimalik, et palju väikeseid objekte jäävad Saturni orbiidil avastamata. Samas ainult 13 kaaslase läbimõõt ületab 50 km ja ainult üks on suurem kui Maa kaaslane Kuu – see on Titan.

Oma suuruse poolest on Titan teine kaaslane Päikesesüsteemis. Esimesel kohal on Jupiteri kaaslane Ganymedes. Tema läbimõõt on ca 5150 km ehk Merkuuri läbimõõdust suurem. Samas, väikese tiheduse tõttu on Titani mass 2,5 korda väiksem kui Merkuuri oma. Siiski on Titani mass kõikide teiste kaaslaste kogumassist üle 10 korra suurem. Saturni suurim kaaslane on osaliselt differentseeritud: keskel on silikaatidest tuum, mis on ümbritsetud kergematest ainetest (vee- ja ammoniaagijääd koos silikaatidega) vahevööga. On võimalik, et koore all asub ookean vee ja ammoniaagi segust. Titan on ainuke kaaslane, millel on paks atmosfäär. See koosneb peamiselt lämmastikust (üle 95 %) ja metaanist ja on suurusjärgu võrra massiivsem kui Maa atmosfäär. Rõhk pinnal on 1,5 korda ja tihedus 4 korda suurem kui Maal. Õhumasside olemasolu ühtlustab temperatuuri pinnal, mis on peaaegu konstantne ja võrdub ca -180 0C. Metaan moodustab atmosfääris pilve, millest sajab vihm. Pilved ja udud neelavad otsekiirguse Päikeselt. Seega atmosfäär on peaaegu läbipaistmatu. Selles esineb vaid hajutatud valgus. Atmosfääri struktuur on sarnane planeetide atmosfääride struktuuriga. Süsivesinikud (alkaanid) mängivad Titanil rolli, mida täidab Maal vesi: pinnal eksisteerivad järved (mõned neist on suuruse poolest võrreldatavad suurimate Maa järvedega) ja jõesüsteemid, mis on vedelikuga täidetud. Vedelik koosneb etaanist (üle 75 %), propaanist (üle 5 %) ja metaanist (5 – 10 %). Need jäävad vedelaks tänu madalale temperatuurile ja kõrgele rõhule. Veejää, vastupidi, mängib nendes tingimustes kivimite rolli. Pinnal esineb ka vulkanismi: jäävulkaanid purskavad vett ja ammooniumi.

 

2015-02-saturn-Huygens surface color sr

Huygens“ maandumissondi poolt tehtud Titani pinna pilt. Pilt: ESA, 2005, http://upload.wikimedia.org kaudu.

Mõned väiksemad Saturni kaaslased võivad samuti huvi pakkuda. Näiteks Entseladusel, mis on suuruse poolest kuues kaaslane, on avastatud pinnaalune veeookean ja aktiivsed jäävulkaanid ning geisrid. Iapetuse eesolev (orbitaalliikumise suunas) külg on ca 10 korda tumedam kui tagaolev. Põhjuseks on tõenäoliselt akumuleeruv tolm teistelt kaaslastelt. Iapetuse ekvaatori vöötab unikaalne mäestiku ring kõrgusega üle 10 km, mille päritolu on ebaselge. Saturni välised kaaslased on väikesed ja ebaregulaarsete orbiitidega. Paljud tiirlevad vastupidises suunas võrreldes planeetide pöörlemissuunaga ja jaotuvad perekondadeks vastavalt oma orbitaalparameetritele. Kaaslased võivad ühes perekonnas olla ühe suurema kaaslase fragmentideks.


2015-02-saturn-system menu saturn
Saturni suurimad kaaslased. Illustratsioon: http://www.seasky.org/solar-system/saturn-menu.html kaudu

 

Esimeseks Saturni külastanud kosmosesondiks sai NASA „Pioneer 11“, mis stardis 1973. a. Esialgu teostas sond Jupiteri möödalendu 1974. a. Jupiteri gravitatsiooniline väli suunas sondi Saturni poole ja ta teostas Saturni möödalendu 1979. a. lähimal kaugusel 21 tuhat km pilvede kihist. Saadi esimesed planeedi pildid lühikeselt kauguselt, avastati mitu kaaslast ja üks ring. 1980. a ja 1981. a jõudsid Saturnini vastavalt „Voyager 1“ ja „Voyager 2“, mis startisid 1977. a ja teostasid Jupiteri möödalendu 1979. a. Möödalendude ajal lubasid need sondid lähedalt uurida Saturni, tema ringide süsteemi ja kaaslasi. Kuna Titanil oli juba avastatud atmosfäär, oli „Voyager 1“ suunatud selle poole, et uurida seda lähemalt. Valitud trajektoor ei lubanud sondil jõuda hiljem kaugematele planeetidele aga „Voyager 2“ sai külastada ka Uraani (1986. a.) ja Neptuuni (1989. a.).

 

2015-02-saturn-PIA04603

Cassini-Huygens“ monteerimisel. „Huygens“ on kinnitatud paremale küljele. Pilt: NASA, http://photojournal.jpl.nasa.gov kaudu.

Tähtsaimaks sondiks Saturni uurimisel sai 1997. a. startinud „Cassini-Huygens“. Aparaat koosnes NASA orbitaalsondist „Cassini“ ja Euroopa Kosmoseagentuuri maandumissondist „Huygens“ Titani uurimiseks. Aparaat saabus Saturni orbiidile 2004. a. juulis. Detsembris eraldus „Huygens“ orbitaalsondilt ja 2005. a. jaanuaris maandus  pehmelt Titanile. Sond uuris kaaslase atmosfääri, laskudes langevarju abil, tehes õhus ja maandumiskohal pilte. „Cassini“ jätkab tööd Saturni orbiidil. Tema poolt edastatud teaduslikud andmed lubasid mitmekordselt suurendada teadmisi planeedist, tema ringidest ja kaaslastest. Tänapäeval kaalutakse juba järgmisi missioone Saturnile ja Titanile.

Autor: Vladislav-Veniamin Pustõnski / Green Vironia OÜ

Allikad:
http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11127
http://explanet.info/Chapter10.htm
http://staff.on.br/jlkm/astron2e/AT_MEDIA/CH12/CHAP12AT.HTM
http://en.wikipedia.org/wiki/Saturn
http://saturn.jpl.nasa.gov/science/index.cfm?SciencePageID=55