Saturnus, soos waargeneem deur die Voyager 2-wenteltuig op 4 Augustus 1981.
Saturnus is die sesde planeet van die Son af. Dit is 'n gasreus en die tweede grootste planeet in die sonnestelsel na Jupiter. Die planeet is vernoem na die Romeinse god Saturnus en sy simbool is 'n gestileerde weergawe van Saturnus se sekel (♄).
Saturnus het 'n kenmerkende ringstelsel wat hoofsaaklik bestaan uit ysdeeltjies, klipperige afval en stof. Die planeet het ten minste 60 mane, waarvan Titan die grootste is.
Saturnus se hitte uitstralings. Die prominente warm kol op die onderkant van die beeld is Saturnus se Suidpool.
Saturnus is 'n afgeplatte sferoïde, dit wil sê hy is sigbaar afgeplat by die pole en bult uit by die ewenaar. Die planeet se ewenaardeursnit en pooldeursnit verskil amper 10% (120 536 km in teenstelling met 108 728 km). Dit is as gevolg van sy uiters vinnige omwentelingspoed en die vloeistof-toestand van die planeet. Die ander planete is ook afgeplat, maar nie so erg soos Saturnus nie.
Saturnus het ook die laagste digtheid van al die planete in die sonnestelsel, met 'n gemiddelde digtheid van 0,69, wat heelwat laer is as water. Dit is egter slegs die gemiddelde waarde: Saturnus se kern is heelwat digter as water, maar die boonste atmosfeer is so gasserig dat dit die gemiddeld merkwaardig afbring.
Saturnus se buitenste atmosfeer bestaan uit 93,2% molekulêre waterstof en 6,7% helium. Spore van ammoniak, asetileen, etaan en metaan is ook bespeur. Die boonste wolke op die planeet bestaan uit ammoniakkristalle, terwyl dit blyk asof die laer wolke bestaan uit ammoniumhidrosulfied (NH4) of water.
Saturnus is inwendig soortgelyk aan Jupiter, met 'n rotsagtige kern in die middel wat omhul word deur 'n vloeibare metaliese waterstoflaag wat weer deur 'n molekulêre waterstoflaag omhul word. Spore van verskeie ysse is ook teenwoordig. Die binneste deel van Saturnus is baie warm met 'n kern wat oor die 12 000 kelvins (11 700 °C) meet; die planeet gee ook meer hitte af as wat hy van die Son ontvang. Die meeste ekstra energie word deur die Kelvin-Helmholtz-meganisme (stadige swaartekrag saampersing) opgewek, maar dit is moontlik dat dit nie genoeg is om Saturnus se hitte produksie te verduidelik nie. 'n Addisionele meganisme wat moontlik gebruik word is die "reën" van heliumdruppels diep binne-in Saturnus: daar word geglo dat sulke heliumdruppels, deur middel van wrywing, hitte af sal gee soos hulle deur die ligter waterstof val.
Die blou Noordelike halfronde
Die noordpoolse heksagoniese wolkpatroon, ontdek deur Voyager 1 en bevestig in 2006 deur Cassini.
Saturnus se atmosfeer het 'n kenmerkende ringpatroon wat sterk aan Jupiter s'n herinner, maar Saturnus se ringe is vaer en baie wyer naby aan die ewenaar. Saturnus se winde is van die vinnigste in die sonnestelsel. Voyager se data wys op Oostelike winde met 'n maksimum spoed van 500 m/s. Saturnus se meer delikate wolkpatrone was nie waargeneem tot en met Voyager se besoek nie. Sedertdien het tegnologie egter so gevorder dat daar tans normale waarnemings vanaf die aarde gemaak kan word.
Saturnus se redelik eentonige atmosfeer vertoon soms langdurige ovale en ander verskynsels wat algemeen op Jupiter is. In 1990 het die Hubble-ruimteteleskoop 'n enorme wit wolk naby Saturnus se ewenaar waargeneem wat nie daar was met Voyager se besoeke nie en in 1994 was 'n ander, kleiner storm waargeneem. Die 1990 storm was 'n voorbeeld van 'n Groot Wit Vlek, 'n unieke, maar kort Saturniese gebeurtenis wat ongeveer elke 30 jaar te voorskyn kom. Vorige vlekke was waargeneem in 1876, 1903, 1933, 1960, en 1990: die 1933-storm is die bekendste. As die storm aanhou om die patroon te volg behoort die volgende vlek in ongeveer 2020 verskyn.
In onlangse beelde van die Cassini-ruimtetuig blyk dit dat Saturnus se Noordelike halfrondte helder blou voorkom (soortgelyk aan Uranus). Die blou kleur kan nie tans van die aarde af waargeneem word nie, aangesien Saturnus se ringe op die oomblik ons uitsig oor die Noordelike halfrondte blokkeer. Die blou kleur is waarskynlik as gevolg van Rayleigh-verstrooiing.
Sterrekundiges het deur middel van infrarooi-fotografie gewys dat Saturnus 'n warm poolse maalstroom het, sover is hy ook die enigste planeet in die sonnestelsel met die verskynsel.
'n Skynbaar permanente heksagoniese golfpatroon is om die Noordelike poolse maalstroom in die atmosfeer by ongeveer 78°N is vir die eerste keer in die Voyager-beelde waargeneem en deur Cassini bevestig. Beelde van die Hubble-ruimteteleskoop dui op die teenwoordigheid van 'n straalstroom aan, maar geen sterk Suidelike poolse maalstroom of enige heksagoniese golfpatroon nie. NASA het egter in November van 2006 gerapporteer dat die Cassini-ruimtetuig 'n 'orkaanagtige' storm by die Suidpool waargeneem het en wat 'n duidelik gedefinieerde oog in die wolke gehad het. Die waarneming is van belang omdat sulke oë in stormwolke nog op geen ander planeet behalwe die aarde opgemerk is nie. (Die Galileo-ruimtetuig het geen oog in Jupiter se Groot Rooi Vlek kon waarneem nie.)
Omwenteling[wysig | wysig bron]
Saturnus beweeg nie teen 'n eenvormige spoed om sy eie as nie, dus is daar meerdere omwentelingsperiodes aan hom toegewys (wat ook dieselfde geval met Jupiter is). Stelsel I het 'n periode van 10 uur, 14 minute en 0 sekondes (844.3°/d) en bevat die Ekwatoriale omgewing vanaf die Noorderlike punt van die Suid-Ekwatoriale gordel en die Suiderlike punt van die Noord-Ekwatoriale gordel. Alle ander Saturniese breedtegrade is 'n omwentelingsperiode van 10 uur, 39 minute en 24 sekondes (810.76°/d) toegewys, ook bekend as Stelsel II. Stelsel III word gebaseer op die radio uistralings van die planeet en het 'n periode van 10 uur, 39 minute en 22.4 sekondes (810.8°/d); aangesien die verwantskap tussen hierdie stelsel en Stelsel II so nou is, het Stelsel III Stelsel II grotendeels vervang.
Terwyl die Cassini-ruimtetuig Saturnus in 2004 benader het, het dit 'n geringe versnelling in die radio-omwentelingsperiode van Saturnus waargeneem; die nuwe tydsduur was 10 uur, 45 minute en 45 sekonds (± 36 sekondes). Die oorsaak van die versnelling is onbekend, alhoewel daar gespekuleer word dat dit as gevolg van die beweging van die radio bron na 'n ander breedtegraad binne-in Saturnus kan wees; met as gevolg 'n verskillende omwentelingsperiode, eerder as 'n verskil in die omwenteling self.
Saturnus is seker een van die merkwaardigste planete in die sonnestelsel te danke aan sy bekende stelsel ringe wat om die planeet draai.
Hierdie ringe is die eerste keer waargeneem deur Galileo Galilei in 1610 met sy teleskoop, maar hy kon hulle nie as sodanig identifiseer nie. Hy het aan die Hertog van Toskane geskryf "Die planeet Saturnus is nie alleen nie, maar bestaan uit drie, wat amper aan mekaar raak, maar nooit beweeg of uit verhouding gaan nie. Hulle is in 'n lyn parallel met die diereriem geleë en die middelste een (Saturnus self) is sowat drie keer die grootte van sy planete [die ringe]." Hy het ook daarna verwys as Saturnus se "ore". In 1612, as gevolg van die omwenteling van die planeet en sy ringe was die vlak ringe direk na die Aarde geörienteer en het dit gelyk asof hulle verdwyn het. In 1613 het hulle weer verskyn, tot die konsternasie van Galileo.
In 1655 word Christiaan Huygens die eerste persoon om voor te stel dat Saturnus deur 'n ring omring word. Deur middel van 'n teleskoop wat meer gevorderd was as die tot Galileo se beskikking, het Huygens Saturnus kon bestudeer en het waargeneem dat "Dit [Saturnus] is omring deur 'n dun, plat ring, wat niks aanraak nie en 'n neiging na die elliptiese het."
In 1675 het Giovanni Domenico Cassini vasgestel dat Saturnus se ring eintlik uit 'n aantal kleiner ringe bestaan en dat daar spasies tussen die ringe is. Die grootste van hierdie spasie was later die Cassini-divisie genoem.
In 1859 het James Clerk Maxwell gedemonstreer dat die ringe nie solied kan wees nie, anders sou hulle onstabiel word en breek. Hy het voorgestel dat die ringe uit kleiner deeltjies saamgestel is wat saam om Saturnus wentel. Maxwell se teorie was in 1895 as korrek bewys deur spektroskopiese bestuderings van die ringe deur James Keeler van die Lick-observatorium in Kalifornië.
Saturnus se ringe, soos afgeneem deur Cassini in 2007
Saturnus se ringe, soos afgeneem deur Cassini in 2013. Die Aarde verskyn as 'n helder ligpunt in die agtergrond
Saturnus se ringe kan met behulp van 'n klein moderne teleskoop of selfs net 'n goeie verkyker waargeneem word. Hulle strek van 6 630 km tot 120 700 km bo Saturnus se ewenaar met 'n algemene gemiddelde dikte van een kilometer en is saamgestel uit silikarots, ysteroksied en ysdeeltjies wat wissel in grootte van so groot soos 'n stofdeeltjie tot die grootte van 'n motorkar. Daar is twee hoofteorieë aangaande die ontstaan van Saturnus se ringe. Een teorie, wat oorspronlike deur Édouard Roche in die 19de eeu voorgestel is, beweer dat die ringe oorblyfsels is van een van Saturnus se mane wie se wentelbaan so verswak het dat dit deur trekkragte uiteen geskeur is (sien Rochelimiet). 'n Variasie van hierdie teorie stel voor dat die maan deur 'n groot komeet of asteroïde getref is en toe uiteen gespat het. Die tweede teorie beweer dat die ringe nooit deel van 'n maan was nie, maar eerder die oorblyfsels van die oorspronklike nebulase materiaal waaruit Saturnus ontstaan het. Die teorie is tans nie meer gewild nie – daar word geglo dat Saturnus se ringe oor 'n tydperk van miljoene jare onstabiel is en bly verander en dus onlangs ontstaan het.
'n Foto van Saturnus se F-ring, geneem deur Voyager in 1980
Die grootste gaping tussen Saturnus se ringe, soos die Cassini-divisie en die Encke-divisie, kan van die Aarde af gesien word. Die Voyager-ruimtetuie het egter ontdek dat daar 'n ingewikkelde stelsel van duisend klein gapings en klein ringe is. Daar word gespekuleer dat die stelsel die gevolg van die swaartekragsaantrekkings van Saturnus se baie mane is. Sommige van die gapings het hul ontstaan te danke aan die wentelbane van klein mane (waarvan baie nog nie ontdek is nie), soos Pan, en sommige ringe blyk instand gehou te word deur klein skaapwagter satelliete soos Prometheus en Pandora. Ander gapings ontstaan as gevolg van die resonansie tussen die wentelperiode van klein deeltjies in die gaping en dié van 'n groter maan wat verder weg is. Mimas hou die Cassini-divisie op so 'n manier in stand. Ander strukture in die ringe bestaan uit spiraalgolwe wat deur die mane se tydelike swaartekrag onrus-periodes veroorsaak word.
Data van die Cassini-ruimtesonde het aangedui dat Saturnus se ringe hulle eie atmosfeer besit, onafhanklik van die planeet se atmosfeer. Die ringe se atmosfeer bestaan uit molekulêre suurstofgas (O2) wat ontstaan wanneer die ultraviolet-strale van die Son die water-ys in die ringe uiteen laat val. Chemiese reaksies tussen die watermolekule fragmente en verder ultraviolet stimulasie skep en stel onder andere O2 vry. Volgens modelle van hierdie atmosfeer is H2 ook teenwoordig. Die O2 en H2 atmosfere is egter so dun verspreid dat as die hele atmosfeer op 'n manier op die ringe gekondenseer word, sou dit ongeveer een atoom dik wees. Die ringe het ook 'n dun verspreide OH (hidroksied) atmosfeer. Soos in die geval van die O2 onstsaan hierdie atmosfeer ook deur die uiteenbreking van watermolekules, maar in die geval word die uiteenbreking veroorsaak deur energieke ione wat bots teen watermolekules wat deur Saturnus se maan Enceladus uitgewerp word. Alhoewel hierdie atmosfeer so dun verspreid is, was dit ontdek deur die Hubble ruimteteleskoop van die Aarde af.
Saturnus bevat gekompliseerde patrone aangaande sy helderheid. Meeste van die variëring is danksy die veranderende aspekte van die ringe – dit wil sê hul posisie ten opsigte van die aarde. Die aspekte ondergaan twee siklusse per omwenteling. Daar moet egter ook rekening gehou word met die planeet se eksentrisiteit aangaande sy omwenteling, wat beteken dat die planeet nie altyd dieselfde hoeveelheid lig van die Son af kry nie en dus vervolgens nie altyd dieselfde hoeveelheid lig kan reflekteer nie.
In 1980 het Voyager I verby Saturnus gevlieg en ontdek dat die F-ring (die buitenste ring) saamgestel is van drie nou ringe wat lyk asof dit volgens 'n ingewikkelde struktuur gevleg is. Dit is tans bekend dat die twee buitenste ringe (van die drie) bestaan uit knoppe, knikke en klonte wat die illusie van 'n vlegsel skep, terwyl die middelste vaer ring binne die twee lê.
Speke in die B-ring, soos afgeneem deur Voyager 2 in 1981.
Tot en met 1980 was die struktuur van Saturnus se ringe eksklusief verduidelik as die gevolg van swaartekragte. Die Voyager-ruimtetuig het egter radiale verskynsels in die B-ring gevind, waarna as "speke" verwys word. Hierdie speke kan nie as gevolg van swaartekragte verduidelik word nie, aangesien hulle blywende posisies en wenteling om die ringe nie ooreenstem met wentelmeganika nie. Die speke lyk donkerder teen die verligte kant van die ringe en lig teen die verdonkerde kant van die ringe. Daar word aangeneem dat hulle verwant is aan elektromagnetiese wisselwerkings, aangesien hulle amper gelyk met Saturnus se magnetosfeer saambeweeg.
Vyf-en-twintig jaar later het Cassini weer die speke waargeneem. Hulle blyk 'n seisoenale verskynsel te wees: hulle verdwyn in die middel van die Saturniese winter en somer en verskyn dan weer soos Saturnus nader aan sy dag-en-nag eweninge beweeg. Die speke was nie sigbaar toe Cassini by Saturnus in 2004 gearriveer het nie. Sommige wetenskaplikes het gespekuleer dat die speke nie weer sigbaar sou wees tot 2007 nie, gebaseerd op modelle wat die speke-formasie probeer beskryf. Die Cassini beeld-span het nietemin bly kyk vir speke in inkomende beelde van die ringe en die speke het weer verskyn in beelde wat op 5 September 2005 geneem is.
Saturnus het 'n groot aantal mane. Dit is nie bekend presies hoeveel mane Saturnus het nie, aangesien die wentelende stukke ys in Saturnus se ringe tegniesgesproke almal mane is en dit is moeilik om te onderskei tussen 'n groot ysdeeltjie en 'n klein maan. Teen 2007 was daar reeds 'n totaal van 60 mane geïdentifiseer, saam met drie onbevestigde mane wat miskien net groot klonte in die ringe is. Baie van die mane is uiters klein: uit die 60 is daar 30 wat 'n deursnit van minder as 10 km het en nog 13 ander het 'n deursnit van minder as 50 km. Slegs sewe van die mane was groot genoeg om in sferoïdes in te sak as gevolg van hulle eie swaartekrag. Hulle word in die tabel hieronder met die Aarde se maan vergelyk. Die noemenswaardigste maan is Titan, aangesien hy die enigste maan in die sonnestelsel is met 'n digte atmosfeer.
Saturnus se mane word tradisioneel na egte Titane van die Griekse mitologie vernoem. Die gewoonte het ontstaan nadat John Herschel – die seun van William Herschel en ook die ontdekker van Mimas en Enceladus – dit voorgestel het in sy 1847 uitgawe van Results of Astronomical Observations made at the Cape of Good Hope, aangesien die Titane die broers en susters van Cronos was, die Griekse ekwivalent van die Romeinse god, Saturnus, na wie die planeet vernoem is.
Saturnus se ringe sny deur 'n rare toneel met Titan wat deur 'n lig-waas omring word en die klein maan Enceladus aan die onderkant.
Vier mane trek oor die planeet (Titan, Mimas, Enceladus en Dione)
(10% Luna*) 0,4×1020
(15% Luna) 1,1×1020
Tethys 1 060
(150% Luna) 1 350×1020
(3% Luna) 3 560 000
Om verwarring te vermy word "Luna" gebruik om na die Aarde se maan te verwys.
Saturnus was vir die eerste keer besoek deur Pioneer 11 in September 1979. Dit het binne 20 000 km van die planeet se boonste wolke verbygevlieg en het lae-resolusie beelde van die planeet en sommige van sy mane geneem. Hierdie beelde was egter nie goed genoeg om enige oppervlakeienskappe te kon waarneem nie. Die ruimtetuig het ook die ringe bestudeer; tussen die ontdekkings was die dun F-ring en die feit dat die donker gapings tussen die ringe helder vertoon wanneer dit in die rigting van die son gesien word, met ander woorde, hulle het nie 'n gebrek aan materie nie. Pioneer 11 het ook Titan se temperatuur gemeet.
Jupiter en sy Groot Rooi Vlek, soos waargeneem deur Voyager 1
In November 1980 het die die Voyager 1-sonde die Saturniese stelsel besoek. Dit het die eerste hoë-resolusie beelde van die planeet, ringe en satelliete teruggestuur. Die oppervlaktes van verskeie mane kon vir die eerste keer waargeneem word. Voyager 1 het baie na aan Titan verbygevlieg en sodoende ons kennis oor die maan se atmosfeer aansienlik vermeerder. Dit is egter ook bewys dat Titan se atmosfeer nie deur sigbare golflengtes deurdring kan word nie, so weereens kon geen oppervlakeienskappe waargeneem word nie. Die besoek het ook die begin van die ruimtetuig se vliegroete uit die sonnestelselvlak uit gekenmerk.
Amper 'n jaar later, in Augusts 1981, het Voyager 2 die bestudering van die Saturniese stelsel voortgesit. Weereens is meer beelde van Saturnus se mane van digby verkry, asook bewyse van veranderinge in Saturnus se atmosfeer en ringe. Ongelukkig het die sonde se beweegbare kamera tydens die besoek vir 'n paar dae lank vasgesit en sommige beplande foto's het verlore gegaan. Saturnus se swaartekrag was gebruik om die ruimtetuig se vliegroete na Uranus te stuur.
Die sondes het ook 'n aantal nuwe satelliete, wat naby of binne Saturnus se ringe wentel, ontdek en bevestig. Hulle het ook die klein Maxwell- en Keeler-gaping ontdek.
Saturnus verduister die son soos deur Cassini gesien
Op 1 Julie 2004 het die Cassini-Huygens-ruimtetuig die wentelbaan om Saturnus binnegegaan. Voor die datum het Cassin egter die omliggende stelsel reeds nou bestudeerd. In Junie 2004 het die ruimtetuig naby die maan, Phoebe, verbygevlieg en het hoë-resolusie beelde en data teruggestuur.
Die wenteltuig het twee keer verby Titan gevlieg voordat die Huygens-sonde op 25 Desember 2004 vrygestel is. Huygens het op 14 Januarie 2005 suksesvol op Titan se oppervlak geland en het 'n menigte aantal data tydens en ná die landing teruggestuur. Tydens 2005 het Cassini verskeie kere verby Titan en ander ysige satelliete gevlieg.
Op 10 Maart 2007 het NASA gerapporteer dat die Cassini-sonde bewyse van vloeibare waterreservoirs gevind het wat in geisers op Saturnus se maan, Enceladus uitbars.
Op 20 September 2006 het 'n Cassini-sonde 'n voorheen onontdekte ring ontdek, buite die helderder hoofringe van Saturnus en binne die G- en E-ringe.
Met die uitgang van 2006 het die sonde vier nuwe satelliete ontdek en bevestig. Sy hoofmissie het in 2008 ten einde geloop, na die ruimtetuig 74 keer om die planeet gewentel het.
Saturnus is die verste van die vyf planete wat maklik sonder enige gereedskap waargeneem kan word. Die ander vier is Mercurius, Venus, Mars en Jupiter (Uranus is slegs in baie donker gebiede sigbaar). Saturnus was ook die onlangste ontdekte planeet tot en met die ontdekking van Uranus in 1781. Saturnus kom snags voor as 'n helder, geel ster en wissel tussen 'n grootte van +1 en 0 en neem ongeveer 29½ jaar om sy elliptiese wentelbaan teen die agtergrond van die twaalf tekens (konstellasies) van die Diereriem te voltooi. Om Saturnus se ringe duidelik te sien word gereedskap in die vorm van goeie verkykers of teleskope benodig, wat ten minste 20x vergroot.
Alhoewel dit ter eniger tyd lonend is om Saturnus te besigtig, word die planeet en sy ringe die beste waargeneem wanneer sy ringe naby of in teenstelling met die aarde is. Die planeet was laas op 13 Januarie 2005 op sy helderste, te danke aan die helling van sy ringe ten opsigte van die aarde. Die volgende keer is eers weer in 2031.
Wanneer mens Saturnus van die aarde af besigtig, is dit interessant om in gedagte te hou dat Saturnus 75 ligminute van die aarde af is. Die beteken dat, wanneer Saturnus van die aarde af gesien word, die beeld 'n vroeër weergawe van Saturnus is en ons telkens kan sien hoe Saturnus 75 minute gelede gelyk het en nie hoe hy op daardie oomblik voorkom nie.
↑ (en) Yeomans, Donald K. (2006-07-13). "HORIZONS System". NASA JPL. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2007-06-25. Verkry op 2007-08-08. —At the site, go to the "web interface" then select "Ephemeris Type: ELEMENTS", "Target Body: Saturn Barycenter" and "Center: Sun".
↑ (en) Seligman, Courtney. "Rotation Period and Day Length". Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2011-08-10. Verkry op 2009-08-13.
↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12 (en) Williams, David R. (7 September 2006). "Saturn Fact Sheet". NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2011-08-21. Verkry op 2007-07-31.
↑ (en) "The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter". 2009-04-03. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2009-05-14. Verkry op 2009-04-10. (geproduseer met Solex 10 geskryf van Aldo Vitagliano)
↑ (en) "NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures". Solarsystem.nasa.gov. 2011-03-22. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2011-10-05. Verkry op 2011-08-08.
↑ (en) Schmude, Richard W. Junior (2001). "Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000". Georgia Journal of Science. Verkry op 2007-10-14.
↑ (en) Martinez, Carolina (September 5, 2005). "Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep". NASA. Verkry op 29 April 2007.
Hierdie artikel is grotendeels 'n vertaling van die Engelse Wikipedia-artikel "Saturn".
Wikimedia Commons bevat media in verband met Saturnus.
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Saturnus_(planeet)&oldid=1591018"
Die bladsy is laas op 4 September 2017 om 05:32 bygewerk.