Planeten Saturn

Fysiske eigenskapar 
Saturns fasong er tydeleg flat ved polane og bulande ved ekvator (ein flattrykt sfæroide). Dei ekvatoriale og polare diametrane varierer med nesten 10 % (120 536 km mot 108 728 km). Grunnen er den raske rotasjonen og væskefasen. Dei andre gassplanetane er au flattrykte, men på langt nær så mykje. Saturn er au den einaste planeten i solsystemet som har mindre tettleik enn vatn, med snittettleik på 0,69 g/cm3. Dette er ein snittverdi, Saturns øvre atmosfære er mindre tett og kjernen mykje tettare enn vatn.

Saturns indre er likt Jupiters, med ein steinkjerne i midten, eit flytande metallisk hydrogenlag over dette og eit molekylært hydrogenlag over denne igjen. Spor etter diverse isar er au til stades. Saturn er svært heit innvendig, opp til 12 000 K i kjernen. Han sender meir energi ut i rommet enn han tar imot frå sola. Mesteparten av den overskytande energien er skapt av Kelvin-Helmholtz-mekanismen (sein gravitasjonell kompresjon), men det aleine er ikkje nok til å forklare Saturns varmeproduksjon. Ein tilleggsmekanisme som er foreslått er at noko av energigenereringa skjer ved at dropar av helium regnar nedover i Saturns indre. Varme blir frigjort ved friksjon når dei fell nedover i det lettare hydrogenet.

Saturn har på same måte som Jupiter skyband i atmosfæren, men banda til Saturn er mykje svakare og dei er au breiare nær ekvator. Skymønstra til Saturn var ikkje observert før Voyager-sondane passerte. Sidan den tid har den jordbaserte teleskopteknikken forbetra seg så mykje at regelmessige observasjonar kan gjerast. Saturn har langliva ovalar og andre fenomen som Jupiter. I 1990 observerte Hubbleteleskopet ei enorm, kvit sky nær ekvator på Saturn. Skya var ikkje der då Voyager var der. I 1994 blei en annan mindre storm observert.

 Ringane til Saturn 
Saturn er best kjend for ringane sine. Ringane blei først observert av Galileo Galilei i 1610 gjennom teleskop. Men han visste tydelegvis ikkje kva dei kunne vera. Han skreiv til storhertugen av Toscana at «Saturn er ikkje aleine, men er sett saman av tre, som nesten rører ved kvarandre og som aldri rører på seg eller forandrar seg i forhold til kvarandre. Dei er orientert på ei line parallell med dyrekrinsen og den midtre [Saturn sjølv] er omtrent tre gonger så stor som dei på sidene [kantane av ringane]». Han sa au at Saturn såg ut til å ha «øyro». I 1612 låg ringplanet rett mot jorda, og ringane såg ut til å forsvinne, og så i 1613 kom dei tilbake. Dette gjorde Galilei enda meir forundra. 

Gåta om ringane blei ikkje løyst før i 1655 av Christiaan Huygens. Han nytta eit mykje kraftigare teleskop enn dei tilgjengelege for Galilei på tida hans. I 1675 oppdaga Giovanni Domenico Cassini at ringane til Saturn eigentleg var samansett av fleire mindre ringar, med gap mellom dei. Det største gapet blir no kalla «Cassinis deling» og er kring 4000 km breitt. 

mini|venstre|425px|Fotografi frå oktober 2004 (Cassini).

Ringane kan sjåast med eit ganske lite moderne teleskop, eller med ein god prismekikkert. Dei strekkjer seg ut mellom 6 630 km og 120 700 km over Saturns ekvator og er laga av av partiklar i varierande storleik. Storleiken varierer frå støvkorn opp til klumpar på storleik med ein personbil. Den kjemiske samansettinga er silisiumhaldige bergartar, jernoksid og is. To hovudteoriar finst om danninga av ringane. Den eine blei først føreslått av Édouard Roche på 1800-talet, og går på at ringane ein gong i tida var ein saturnmåne der banen etterkvart kom så nære planeten at månen blei riven i stykke av tidevasskreftene (sjå Rochegrensa). Ein variasjon på denne teorien er at månen disintegrerte av di at han blei treft av ein stor komet eller asteroide. Den andre teorien går på at ringane aldri har vore ein del av nokon måne, men heller er restar etter den originale støvskiva Saturn blei danna frå. Denne teorien er ikkje populær i dag, fordi ringane mest sannsynleg er ustabile over tid, og dermed må vera relativt unge.

Sjå ringane til Saturn for ein tabell over ringane til planeten.

 Eikene i ringane 
Inntil nyleg blei ringstrukturane forklart som utelukka innverknad av gravitasjonskreftene. Men så blei «eiker» funne, og dei ser ut til å ha ein samanheng med elektromagnetiske krefter, av di at dei roterer omtrent likt med magnetosfæren til Saturn.

 Månane til Saturn 

Utdjupande artikkel:saturnmånane.

Det endelege talet på dei naturlege satellittane til Saturn vil aldri bli bestemd. Faktisk er alle partiklane i ringane teknisk sett månar, og det er ikkje lett å dra eit skilje mellom ein stor ringpartikkel og ein liten måne.

I dag har 60 månar blitt oppdaga og namnsett. Mange har blitt oppdaga dei siste åra, eit søk oppstarta i 2000 fann tolv nye månar rundt Saturn i ein fjern bane. Dette tyder på at dei er fragment av større lekamar fanga inn av tyngdekrafta til Saturn (sjå i magasinet Nature vol. 412, s.163-166). Etter at romsonden Cassini-Huygens kom fram til Saturn i 2004 har talet på mistenkte månar auka til 63. 16. november 2004 annonserte forskargruppa bak Cassini at strukturen til ringane tyder på at det går fleire månar i ringane. Desse månane har ikkje blitt sett visuelt enda .

Den usanne månen Themis, visstnok oppdaga i 1905, eksisterer ikkje.

 Dei største Saturn-satellittane samanlikna med månen til jorda. Namn Diameter(km) Masse(kg) Baneradius(km) Baneperiode(døgn) Mimas  400(10 % av månen)  0,4×1020(0,05 % av månen)  185 000(50 % av månen)  0,9(3 % av månen) Enceladus  500(15 % av månen)  1,1×1020(0,2 % av månen)  238 000(60 % av månen)  1,4(5 % av månen) Tethys  1060(30 % av månen)  6,2×1020(0,8 % av månen)  295 000(80 % av månen)  1,9(7 % av månen) Dione  1120(30 % av månen)  11×1020(1,5 % av månen)  377 000(100 % av månen)  2,7(10 % av månen) Rhea  1530(45 % av månen)  23×1020(3 % av månen)  527 000(140 % av månen)  4,5(20 % av månen) Titan 5150(150 % av månen)  1350×1020(180 % av månen)  1 222 000(320 % av månen)  16(60 % av månen) Iapetus  1440(40 % av månen)  20×1020(3 % av månen)  3 560 000(930 % av månen)  79(290 % av månen)

 Kjelder 

 Bakgrunnsstoff 

 *
Kategori:Planetar