Saturn

Füüsikalised omadused

Saturn on hiidplaneet ja see koosneb peamiselt vesinikust ja heeliumist. Planeedil puudub tahke pind, aga arvatakse, et sel võib olla tahke tuum. Planeedi pöörlemisest tingituna on Saturn poolustelt kokku surutud sferoid. Ekvatoriaal- ja polaarne raadius erinevad peaaegu 10% (60 268 km versus 54 364 km). Saturn on ainus planeet Päikesesüsteemis, mis on veest hõredam (ligi 30%) ja kuigi Saturni tuum on veest oluliselt tihedam, on planeedi keskmine tihedus vaid 0,69 g/cm³ gaasilise väliskihi tõttu. Jupiteri mass on 318 Maa massi ja Saturni mass on 95 Maa massi. See tähendab, et Saturn ja Jupiter moodustavad 92% Päikesesüsteemi planeetide kogumassist.

Sisemine struktuur

Planeedi põhiliseks koostisosaks on vesinik, mis veeldub tiheduse tõustes üle 0,01 g/cm³. Selle tiheduseni jõutakse raadiuse juures, mille sisse jääb 99,9% Saturni massist. Temperatuur, rõhk ja tihedus tõusevad ühtlaselt sügavuse kasvades, mis planeedi sügavamates kihtides põhjustab vesiniku ülemineku metalliliseks.
Standardne planeetide mudel viitab sellele, et Saturni sisemine struktuur on sarnane Jupiteri omaga, millel on väike kivituum ümbritsetud vesinikust ja heeliumist ning vähesel määral erinevatest lenduvatest madala keemistemperatuuriga osakestest. Selline tuum on sarnane Maa keemilise koostisega, kuid on tihedam. Prantsusmaa astronoomid Didier Saumon ja Tristan Guillot uurisid planeedi gravitatsioonilist liikumist võrdluses planeedi siseehituse füüsikalise mudeliga ja jõudsid 2004. aastal järeldusele, et Saturni tuuma mass peaks olema 9–22 Maa massi. Saturni tuuma ümbritseb tihe vedela metallilise vesiniku kiht, millele järgneb vedel molekulaarse vesiniku kiht, mis on küllastunud heeliumiga ja kõrguse kasvades tasapisi läheb üle gaasilisse olekusse. Saturni atmosfäär on 100 km paksune.
Temperatuur planeedi tuumas küündib 11 700 °C. Ühtlasi kiirgab Saturn 2,5 korda rohkem energiat kosmosesse, kui seda Päikeselt saabub. Enamik kiirguvast energiast pärineb aeglasest gravitatsioonilisest kokkusurumisest (Kelvini-Helmholtzi mehhanism), mis aga ei pruugi seletada kogu Saturnilt kiirgava soojuse hulka. Saturni soojusenergia genereerimises võib täiendavat rolli mängida mehhanism, mis seisneb heeliumi piiskade "välja sadestumises" sügavale planeedi sisemusse. Selle protsessi käigus eraldub soojus läbi hõõrdumise, mis tekib heeliumi piiskade langemisel läbi madalama tihedusega vesiniku. Selle protsessi tulemusena on planeedi väline kiht jäänud heeliumivabaks ning need langenud piisad võivad olla akumuleerunud tuuma ümbritsevaks heeliumi kihiks.

Atmosfäär

Saturni atmosfäär koosneb 96,3% ulatuses molekulaarsest vesinikust ja 3,25% heeliumist. Sellel tasemel on heeliumi osakaal oluliselt väiksem võrreldes tema osakaaluga Päikese koostises. Heeliumist raskemate elementide osakaal ei ole täpselt teada, kuid eeldatakse, et see on sarnane nende elementide esmase tasakaaluga Päikesesüsteemi tekkimisel. Raskemate elementide, millest suur osa asetseb Saturni tuuma ümbruses, kogumass moodustab hinnanguliselt 19–31 Maa massi.
Saturni atmosfääris on tuvastatud väikestes kogustes ka ammoniaaki, atsetüleeni, etaani, propaani, fosfiini ja metaani. Ülemise kihi pilved koosnevad ammooniumi kristallidest; madalama taseme pilved koosnevad tõenäoliselt, kas ammoonium vesiniksulfiidist (NH₄SH) või veest. Ülemistes atmosfäärikihtides põhjustab Päikese ultraviolettkiirgus metaani fotokeemilist lagunemist, mis annab tõuke süsivesinike keemilisteks ahelreaktsioonideks, mille saadusi viivad alla hoovused ja difusioon. Seda fotokeemilist tsüklit kujundab Saturni aastaaegade käik.
Pilvede koostis varieerub sõltuvalt nende kõrgusest ja rõhust. Ülemistes pilvekihtides, kus temperatuur on 100–160 K (−173,15 kuni −113,5 °C ) ja rõhk 0,5–2 baari vahemikus, koosnevad pilved jäätunud ammoniaagi osakestest. Veest ja jääst koosnevad pilved algavad tasemel, kus rõhk on 2,5 baari ja ulatuvat 9,5 baari tasemeni, temperatuurivahemikuks on 290–253 K (16,85 kuni −20,15 °C). Madalamates kihtides, kus rõhk on 10–20 baari ja temperatuur 270–330K (−3,15 kuni 56,85 °C), on piirkond, kus veepiisku moodustab ammoniaagi vesilahus.
Saturni tavapäraselt ühesuguses atmosfääris on näha pikaajalisi ovaale ja teisi kujundeid, mis on omased ka Jupiterile. Saturni tuuled on oma kiiruse poolest Päikesesüsteemis Neptuuni järel teisel kohal. Voyageri andmed näitavad tuult kiirusega kuni 500 m/s (1800 km/h). Infrapunapildid näitavad, et Saturni lõunapoolusel on soe polaar-vorteks (polaartsüklon), mis on meie Päikesesüsteemis ainulaadne. Kui temperatuur Saturnil on tavaliselt −185 °C, siis temperatuur vorteksis võib tõusta kuni −122 °C tasemeni, mis on ühtlasi kõige soojem koht Saturnil. See lõunapooluse torm võib olla miljardite aastate vanune. Suuruse poolest on see õhukeeris võrreldav Maaga ja sealsed tuuled puhuvad kiirusega keskmiselt 153 m/s (550 km/h).
Põhjapooluse arktilise tsükloni ümber püsiv heksagonaalne muster on põhjustanud mitmeid spekulatsioone. Suurem osa astronoome usuvad, et selle põhjustab atmosfääris eksisteeriv seisulaine. Katseliselt on hulknurkseid kujundeid suudetud tekitada laboratooriumis vedelike diferentsiaalse pöörlemise abil.

Magnetosfäär

Saturnil on lihtsa kujuga sümmeetriline dipoolne magnetväli. Magnetvälja tugevus ekvaatoril on 0,2 gaussi (20 µT), mis on hinnanguliselt 1/20 Jupiteri magnetväljast ja ühtlasi pisut nõrgem kui Maa magnetväli. Selle tulemusel on Saturni magnetosfäär ka palju väiksem kui Jupiteril, ulatudes vaid 1,1 miljoni km-ni. Tõenäoliselt on Saturni magnetväli genereeritud sarnaselt Jupiteri magnetväljaga – vedelas metallilise vesiniku kihis toimuvate liikumistega (metallilise vesiniku dünamo). Saturni poolustel esineb virmalisi nii nagu ka Jupiteri poolustel.

Orbiit ja pöörlemine

Keskmine kaugus Päikese ja Saturni vahel on 1,4 miljardit kilomeetrit (9 AU). Keskmise kiirusega 9,69 km/s kulub Saturnil tiiru tegemiseks ligikaudu 29,5 Maa aastat. Kuna Saturni orbiit on pisut ekstsentriline, muutub planeedi kaugus Päikesest 155 miljoni kilomeetri ulatuses.
Saturni pöörlemiskiirust arvestatakse kolmes tsoonis, millest esimene, ekvaatoril asetsev Süsteem I, pöörleb perioodiga 10 tundi 14 minutit 00 sekundit. Süsteem II pöörlemisperiood on 10 tundi 38 minutit 25,4 sekundit ja Süsteem III oma 10 tundi 39 minutit 22,4 sekundit. Saturni sisemuse pöörlemisperiodi ei ole suudetud täpselt määratleda, sest planeedi magnetiline pöörlemiskiirus ja planeedi enda pöörlemiskiirus ei ole täpselt kooskõlas seoses kuu Enceladus mõjuga. Viimane ennustus Cassini 2007. aasta andmete põhjal on 10 tundi 32 minutit 35 sekundit.

Eurooplaste vaatlused (17.–19. sajand)

Saturni rõngaste nägemiseks on vaja head teleskoopi ning seetõttu avastati need 1610. aastal, mil Galileo Galilei neid esmakordselt vaatles. Galilei pidas oma avastust kaheks kuuks kuni Hollandi astronoom Christiaan Huygens selle hüpoteesi ümber lükkas, kasutades Saturni vaatlemisel võimsamat teleskoopi. Huygens avastas ka esimese Saturni kaaslase, Titaani, millele Giovanni Cassini vaatlustega lisandusid Iapetus, Rhea, Tethys ja Dione. 1675. aastal avastas Cassini, rõngastes 4700 km laiuse tühja ala, mida tänapäeval tuntakse Cassini piluna.
Järgmine suurem avastus tehti 1789. aastal, mil William Herschel avastas veel kaks kuud, Mimase ja Enceladuse. 1848. aastal avastasid Briti astronoomid veel ühe kuu, mis sai nimeks Hyperion.
1899. aastal avastas William Henry Pickering Phoebe, mis ei pöörle Saturniga sünkroonitult. Phoebe on esimene selline kuu ja sel kulub Saturni ümber tiiru tegemiseks üle aasta.

Voyagerid

Järgmine kosmoseaparaat, mis külastas Saturni, oli planeetidevaheline automaatjaam Voyager 1, mis lendas novembris 1980 Saturnist mööda. Voyager 1 tegi planeedist, selle rõngastest ja kuudest esimesed kõrge lahutusvõimega fotod ning nendelt piltidelt nähti esmakordselt mitmete kuude pinnavorme. Voyager 1 möödus Titaanist väga lähedalt ning saatis selle atmosfääri kohta tähtsat infot. Voyager 1 uuringud viitasid, et Titaani atmosfäär on läbipaistmatu, ja seetõttu pole kosmoseaparaatidel võimalik selle pinda pildistada. Pärast Saturnist möödalendu võttis Voyager 1 kursi Päikesesüsteemist välja.
Peaaegu aasta hiljem, augustis 1981, saabus Saturni juurde Voyager 2, mis jätkas eelmise Voyageri algatatud uuringuid ja tegi veel fotosid Saturni kuudest. Voyager 2 avastas, et Saturni atmosfääris ja rõngastes toimub muutusi. Paraku kiilus Voyager 2 kaameramast kinni ja mitu esialgu plaanitud pildistamist jäi ära. Voyager 2 kasutas Saturni möödalendu oma trajektoori korrigeerimiseks gravitatsioonilise lingutamise abil, et suunduda pärast Saturni juurest lahkumist Uraanile.
Planeetidevahelised automaatjaamad Voyager avastasid möödalendudel mitu uut kuud, kinnitasid mitme kuu olemasolu ning avastasid rõngastes Maxwelli pilu ja Keeleri pilu.