Mardinia
10th March 2007 - 09:36 PM
На мен любима ми е Марс... нещо си падам по чеврените пясъчни дюни... до колкото се знае, небето и повърхността и са също с червеникаво-оранжав отенък... което ми се вижда страхотно... ако (след време) стане възможно (ако го доживея) би ми се искало да ида да я видя от близо. Често се наричам "марсианско момиче" понеже усещам силното и влияние върху себе си... ( в една др тема говорих за енергиите, обмяната им, непрекъснатото им движение и пр затова няма да се спира на това) Планетата Марс също така е символ на войнствеността, и на моята зодия... но най вече ми е любима заради цвета си... символично бих казала, че я чувствам близка( ако мога така да се изразя, разбира се)...
а сега малко официална информация за моята любимка
Марс е четвъртата поред планета от слънчевата система, която заради цвета си е известна като Червената планета. Марс е от земен тип, с диаметър, малко по-голям от половината на земния - 3397 км. Има плътност 3.9 гр/см3 и гравитация 3.73g (38% от земната гравитация, която е 9.81g). Завърта се около своята ос за 24 часа и 37 минути. Продължителността на марсианската година е 687 земни или около 670 марсиански денонощия. Смяната на годишните времена, подобно на Земята, е обусловена от наклона на оста на въртене на планетата (25 градуса) към орбиталната плоскост. Марсианската година е двойно по-дълга от земната, затова и сезоните траят по-дълго. Планетата има много слабо магнитно поле - около 2% от земното.
Скалите, почвата и небето на Марс имат червен или розов оттенък. Червеният цвят е наблюдаван още в миналото от астролозите, които дават на планетата името на древногръцкия бог на войната Арес. Преди космическите мисии Марс се възприема като най-сигурният кандидат за убежище на извънземен живот. Предполагало се е, че наблюдаваните от астрономите странни линии по повърхността са конструирани от населяващите го интелигентните същества. Друга причина за учените да очакват живот на Марс са забележимите сезонни промени в цвета на повърхността. Смятало се е, че условията на планетата позволяват разцвет на марсианската растителност през топлите месеци и изпадането й в летаргия през студените периоди.
През юли 1965 г., Маринър-4 предава 22 снимки на Марс отблизо. Всичко, което се вижда на тях, е повърхност, осеяна с много кратери и естествено образувани речни канали, без следи от изкуствени канали и течна вода. Най-накрая, през юли и септември 1976 г., марсоходите Викинг-1 и 2 се спускат на повърхността на Марс и чрез три различни експеримента откриват неочаквана и озадачаваща химична активност в марсианската почва, но не дават категорични отговори на въпроса за съществуването на живи микроорганизми. Според биолозите от мисията Марс се самостерилизира. Те смятат, че комбинацията от слънчевата ултравиолетова радиация, която прониква в почвата, сухата почва и химично окислената почва предотвратява образуването на живи организми. Други инструменти не откриват признаци на органична химия на няколко места, но пък успяват да направят прецизни и окончателни анализи на състава на атмосферата и откриват следи на други елементи в нея.
Атмосферата на Марс е коренно различна от земната. Съставена е предимно от въглероден двуокис с малки количества други газове. Въглеродният двуокис заемо около 95.3% от цялата атмосфера, а останалите проценти се разпределят между азот (2.7%), аргон (1.6%), кислород (0.13%), водни пари (0.03%) и неон (0.00025%). Въздухът на Марс съдържа около 1000 пъти по-малко водна пара в сравнение с земната атмосфера, но въпреки малкото количество тя кондензира, формирайки облаци, а в долините могат да се образуват слаби мъгли рано сутрин. Средната температура на повърхността на Марс е -63°C с максимална температура +20°C и минимална -140°C. Въглеродният двуокис замръзва и формира великопелна полярна шапка около всеки полюс и голяма снежна покривка, която се изпарява с настъпването на пролетта във всяко полукълбо.
Южната полярна шапка на Марс, която е близо до минималния си размер от 400 км. Съдържа основно лед от въглероден двуокис, който не се разтапя напълно. На места ледът е оцветен в червено заради праха, който се е смесил с газа при неговото втвърдяване.
Повърхността на Марс изобилства от кратери, които са особено много в южното полукълбо. Тъмните област, заемащи значителна част от повърхността на планетата, са наречени морета (Елада, Аргир и др.). Диаметрите на някои от тях превишават 2000 км. Възвишенията, наричани материци, напомнят на земните континенти и са светли полета с оранжево-червен цвят. Подобно на Венера, и на Марс има огромни вулканични конуси.
Височината на най-големият от тях, Олимп, превишава 24 км., а диматърът на неговата основа е повече от 500 км. Преди милиони години на Марс е имало мощни вулканични изригвания и размествания на повърхностните пластове, за което свидетелстват остатъците от лавинни потоци и огромните разломи по повърхността: един от тях е Маринър, система от каньони, с дължина 4000 км. и дълбочина от 2 до 7 км.
Марс има два естествени спътника - Фобос и Деймос, намиращи се близо до планетата и имащи почти кръгови орбити, лежащи в екваториалната плоскост. Наблюденията им от Земята са трудни. Те са много различни от Марс, затова се предполага, че са "прихванати" от нея астероиди.
Веднъж на 26 месеца Марс засиява ярко на нощното небе. Това се случва, когато Марс е в опозиция - Марс и Слънцето са от противоположните страни на Земята и тогава Марс, Земята и Слънцето са подредени в права линия. През 2001 година Марс достига своята опозиция на 13 юни и магнитуд минус 2.4m. Понеже орбитите на Марс и Земята не са идеални окръжности, Марс е най-близо до Земята няколко дни след 21 юни. На тази дата Марс се намира на 67.3 милиона километра от нашата планета. С висококачествени телескопи, дори и с малка апертура, се наблюдават тъмните полета и белите полярни шапки на червената планета. Понеже при опозиция Марс се намира най-близо до Земята, това е най-подходящия момент за изпращане на космически апарати. По тази причина през месец април 2001 г. NASA изстреля космическия апарат 2001 Mars Odyssey probe.
На 28 август 2003 г. Марс е отново в опозиция, но ден преди това се намира в най-близката до Земята точка от своята орбита - това е най-голямото приближение на Червената планета за последните 73000 години - разстоянието между центровете на Марс и Земята е само 55.758 млн.км
А коя е вашата? 
Eldaya Sand
22nd November 2007 - 02:21 PM
Ами да сложим...
Плутон е втората по големина планета-джудже в слънчевата система. До 24 август 2006 г. Плутон се смяташе за деветата планета от слънчевата система. Поради малките си размери, наклона на орбитата спрямо слънчевия екватор и ексцентричната си орбита, заради която понякога се намира по-близо до Слънцето от Нептун, се спореше дали Плутон трябва да се разглежда като планета. Промяната на статута му от планета в планета-джудже се дължи на това, че наскоро бяха открити 3 небесни тела, подобни на него, които претендираха да бъдат десета планета и учените решиха, че е по-добре да махнат него, отколкото да добавят други планети.
Плутон е открит от астронома Клайд Томбо в обсерваторията Ловел, Аризона, САЩ на 18 февруари 1930 г., когато той сравнява две фотографски плаки направени съответно на 23 и 29 януари. Планетата впоследствие е намерена на фотографии, най-старите от които са били заснети на 19 март 1915 г. Томбо открива Плутон докато търси неизвестната планета X, причиняваща отклонения в орбитата на Нептун. В действителност обаче тези „отклонения“ са били причинени от недостатъчната точност, с която масата на Нептун е била известна тогава.
Макар и формално да носи името на римския бог Плутон, името на планета е избрано така, че да съдържа инициалите на астронома Пърсивал Ловел, който предсказва съществуването на планета отвъд орбитата на Нептун. Името „Плутон“ е предложено от Венеция Бърни — единадесет годишно момиче от Оксфорд, Англия.
Плутон е не само по-малък и по-лек от всички планети в Слънчевата система; той е по-малък и по-лек от седем спътници на други планети: Ганимед, Титан, Калисто, Йо, Луната, Европа и Тритон. Плутон обаче е по-голям от малки планети в астероидния пояс и всички известни обекти в пояса на Кайпер.
Масата и диаметърът на Плутон бяха неизвестни дълго време след неговото откриване, чак до откриването на спътника му Харон през 1978 г. Така масата на системата Плутон-Харон беше определена чрез прилагане на законите на Кеплер. Диаметърът на планетата беше установен след изобретяването на телескопите с адаптивна оптика, които позволиха за първи път да се наблюдава нейният диск.
Плутон има атмосфера само когато е близо до перихелий; атмосферата му вероятно замръзва когато планетата е по-далече от Слънцето. Смята се, че Плутон и Харон имат обща атмосфера. Наличието на тази атмосфера е установено при наблюдения на окултация през 1988 г. Поради факта че светлината на звездата изчезва плавно, а не рязко зад Плутон може да се заключи, че нейната светлина трябва да премине през сгъстяващата се близо до повърхността на планетата атмосфера. Изчисленията показват, че атмосферното налягане на Плутон, когато неговата атмосфера не е замръзнала, е 1,5 микробара. Съдържанието на тънката атмосфера най-вероятно включва азот и въглероден моноксид, които също се намират в замръзнало състояние на повърхността на планетата (средната температура на повърхността на Плутон е едва 44° над абсолютната нула).
През 2003 г. нова окултация позволи повторно изчисление на атмосферното налягане. Измерената стойност от 3 микробара показва по-високо налягане въпреки по-голямото разстояние на Плутон спрямо Слънцето и би трябвало да е по-студен и с по-тънка атмосфера спрямо 1988 г. Предложена е хипотеза според която това, че южния полюс на Плутон поради наклона на оста на планетата през 1987 г. беше осветен за първи път от 120 години, е довело до изпаряването на допълнително количество азот от областта на южния полюс. Предполага се, че ще са необходими десетилетия преди налягането на азота в атмосферата да се нормализира.
Плутон има три известни естествени спътника — Харон, естествен спътник, открит през 1978 г., Никта и Хидра, открити през 2005 г. Барицентърът на Плутон с Харон лежи над повърхността на Плутон в посока към неговия спътник. Плутон и Харон се въртят синхронно един спрямо друг; винаги са обърнати един към друг с една и съща страна.
Откриването на Харон позволи да се определи общата маса на Плутон и Харон, като се използва орбиталният им период и кеплеровите закони. Преди да бъде наблюдаван отделно от Харон, за Плутон се смяташе, че има големина между тази на Меркурий и Марс. След появата на телескопи с адаптивна оптика големината му беше наблюдавана директно. Поради по-малък от очаквания диаметър, албедото на Плутон се оказа по-голямо от предишните изчисления, като отстъпва само на албедото на Венера.
Възможно е Плутон и Харон първоначално да са били спътници на Нептун, но по-късно да са били „изхвърлени“ на собствена орбита. Сегашните данни обаче показват, че Плутон никога не е бил нептунов спътник. Ретроградната орбита на Тритон показва, че този нептунов спътник вероятно е бил заловен от гравитационното поле на Нептун, а преди това е имал собствена орбита около Слънцето, подобна на тази на Плутон. Тритон и Плутон имат много общи атмосферни и геоложки черти, сочещи за близък произход.
Да живее Уикипедиа.
Pol
22nd November 2007 - 09:23 PM
За Сатурн
Сатурн е планета, чийто пръстен дълго време се смяташе за единствен в Слънчевата система. Още Галилей е подозирал съществуването му, но отчетлива е видян едва 50 години по-късно от Хюйгенс.Сатурн е втората по големина след Юпитер планета от Слънчевата система. Нейният екваториален диаметър е около 120 000 км. Масата й е около 3 пъти по-малка от масата на Юпитер, но близо 100 пъти по-голяма от земната. Сатурн е единствената планета, чиято средна плътност е по-малка от плътността на водата - тя е само 0.7 g/см3 . Той се върти с период около 10 часа и обикаля около Слънцето за 29.5 години на разстояние 9.5 AU от него.
По-голямата част от това, което знаем за Сатурн, неговия пръстен и неговите спътници, дължим на трите американски космически апарата, достигнали планетата съответно през 1979, 1980 и 1981 г. - Пайниър 11, Вояджър 1 и Вояджър 2.
Със спектрални наблюдения в атмосферата на Сатурн бяха открити водород Н2, метан, СН4 и хелий. Температурата на горния слой на облаците на Сатурн е около -1800 С. Температурата на пръстена е с около 300 С по-ниска. Това показва, че Сатурн подобно на Юпитер също притежава свой вътрешен източник на енергия. Най-вероятно това е енергия, освобождавана при бавното гравитационно свиване на планетата.
Пръстенът на Сатурн е образуван от стотици отделни тесни концентрични пръстени с ширина около 50 км, между които се наблюдават също толкова широки промеждутъци. Тази структура се получава от гравитационното влияние на спътниците на Сатурн.
Наблюдаването на пръснените на Сатурн дори и с най-обикновен телескоп предлага незабравимо зрелище. Това обаче не е нищо в сравнение със спектакъла, на който човек би могъл да се възхити от повърхността на Сатурн. Тези огромни дъги от преливащи се цветове, сияния и прозирност, устремени в небето и частично прекъснати от сянката на планетата, сигурно представят внушителна и в същото време прекрасна гледка. В хода на сатурновата година условията на осветяване се менят и пръстените ще изглеждат различно на външен вид и на брой за наблюдател, който се премества от полюс към екватора на Сатурн, тъй като ще се променя ъгълът, от който ще ги вижда до пълното им изчезване - великолепно зрелище, което вероятно не е, нито ще бъде наблюдавано някога от живо същество. Сатурн има около 20 спътника. Най-големи сред тях са Титан, Рея, Япет, Диона и Тетида. Повърхността им е обилно покрита с кратери и е заледена. Спътникът Япет има една интересна особеност - неговата предна полусфера е пет пъти по-тъмна от задната. Причините за тази особеност още не са изяснени.
Диона
Мимас
Титан
Енцелад
Изобретявайки астрономическия телескоп, Галилео Галилей започва да прави необичайни открития. С помощта на своя примитивен уред, той открива луни, обикалящи около Юпитер, наблюдава големи тъмни петна, преминаващи по повърхността на Слънцето и изучава кратерите по Луната. Но най-смайващото откритие прави през 1610 година, когато със своя телескоп наблюдава планетата Сатурн – истинския властелин на пръстените.
Сатурн е може би най-известната и най-красивата от всичките планети в Слънчевата система. Макар, че не е единствената планета с пръстени, при нея те са с голям диаметър и ширина и могат лесно да се видят при наблюдение с телескоп или бинокъл, за разлика от останалите планети. Именно тази система от пръстени прави Сатурн толкова красив.
Сатурн е втората по големина планета в Слънчевата система след Юпитер. Диаметърът и е 120000 км. (9.44 пъти по-голям от земния), масата е 5.69x1026кг. (95.15 пъти по-голяма от земната), а температура е около -150 градуса. Завърта се около оста си за 10 часа и 40 минути. Орбитата му е 10 пъти по-голяма от орбитата на Земята и прави една обиколка около Слънцето за 29.46 земни години. Сатурн единствената планета в Слънчевата система, чийто северен магнитен полюс съвпада със северния географски полюс.
Сатурн, подобно на Юпитер, е сформирана основно от водород и хелий. Облаците в дебелата около 1000 км. атмосфера формират "релефа" на повърхността при наблюденията на Сатурн. Планетата се състоя от 94% водород и 6% хелий, вода, амоняк и метан. Понеже Сатурн е по-студен от Юпитер, повечето цветни химически елементи и съединения са в долната част на атмосферата и не се виждат. Външният слой на Сатурн е съставен основно от молекулярен водород. Навлизайки в дълбочина, където налягането е 100 000 бара, газът започва да прилича на гореща течност. При налягане от 1 000 000 бара водородът преминава в състояние на метализиран водород и много прилича на разтопен метал. Водород в това състояние се разполага до половината от радиуса на планетата. Под слоят с метализиран водород се намира слой от вода, метан и амоняк под високо налягане и висока температура, а в центъра на планетата е разположено скално ядро с размерите на Земята с температура около 12000К. Сатурн излъчва повече енергия в околното пространство, отколкото приема от Слънцето Сатурн притежава активна атмосфера - там бушуват вихрушки и антициклони със скорост 1800 км/час (на екватора), което е 4 пъти по-голяма скорост от ветровете на Юпитер. Ветровете духат предимно в източна посока. Най-силно духат ветровете около екватора и скоростта им намалява при увеличаване на географската ширина.
Магнитното поле на Сатурн е по-слабо от полето на Юпитер. Предполага се, че електрическият ток в разположения дълбоко под повърхността течен метализиран водород е причина за магнитното поле на планетата.
Най-голямата забележителност на Сатурн е системата от пръстени. Те са с диаметър 274000 км. - два пъти по-широки от Юпитер, но са дебели само няколко стотин метра. Лежат в екваториалната плоскост на планетата, която е наклонена към орбитата на въртене около Слънцето на 27 градуса. Пръстените могат да се видят дори в малък телескоп. Поради изменение на относителното разположение на Земята и Сатурн пръстените се наблюдават под различни ъгли. За първи път те са били наблюдавани от Галилей, но едва през 1656 г. Хюйгенс ги определя като система от пръстени. В течение на много години Сатурн се считал за уникален заради тази своя особеност, защото не са били открити все още пръстените около останалите газови планети. Пръстените са формирани от огромно количество частици, лед и камъни с размери от микрони до километри. Те се делят на няколко различни отделни пръстена с процепи между тях. Най-големият от процепите е открит от Касини през 1675 г. и носи неговото име.
Спътниците на Сатурн са съставени основно от воден лед и скали. Това са Пан, Атлас, Енцелад, Прометей, Пандора, Епитемей, Янус, Мимас, Тетас, Телесто, Калипсо, Диона, Хелен, Рея, Титан, Хиперион, Япет, Феба, S/2000 S1, S/2000 S2, S/2000 S3, S/2000 S4, S/2000 S5, S/2000 S6, S/2000 S7, S/2000 S8, S/2000 S9, S/2000 S10, S/2000 S11 и S/2000 S12.
Три двойки спътници, Мимас-Тетас, Енцелад-Диона и Титан-Хиперион, си взаимодействат гравитационно, създавайки стабилни връзки между техните орбити: периодът на завъртане по орбитата на Мимас е наполовина от периода на Тетас, т.е., отношението е 1:2. При Енцелад-Диона отношението е също 1:2, а при Титан-Хиперион то е 3:4.
Сатурн може лесно да се види с просто око, тъй като е доста ярък обект на небето. С добър бинокъл и малък телескоп може да се види системата му от пръстени, а също и най-големият му спътник – Титан. На всеки 15 години Земята преминава през равнината на пръстените и тогава те почти не се виждат, но пък може да се наблюдава сянката, която хвърлят върху диска на Сатурн.
През 1969 година Земята и Сатурн са разположени най-близо една до друга. Планетата с пръстените се е намирала на само 1,2 млрд. километра от Земята и наблюдавана с телескоп е била изключителна гледка. В края на 2002 година това се повтаря – на 17 декември Сатурн и Земята се намират пак максимално близо една до друга, подобно на своето разположение отпреди 30 години. И пак пръстените на планетата са максимално обърнати към нас. 17 декември 2002 година е специален ден, защото Сатурн е в опозиция – Слънцето и Сатурн са в различни страни на небето. При опозиция Сатурн се намира най-близо до Земята и свети много ярко.
Опозицията на Сатурн настъпва на всеки 13 месеца и опозицията на огромната газова планета през 2002 година е едно от най-големите нейни приближения до Земята в последните 30 години, понеже по това време Сатурн е близо до перихелия (най-близката до Слънцето точка от неговата орбита). Сатурновата 30-годишна орбита не е правилна окръжност – тя е с формата на елипса, в която едната страна е 6% по-близо до Слънцето. Когато Сатурн е близо до Слънцето, е близо и до Земята и за нас той е изключителна гледка на небето. Сатурн е много ярък обект по време на своята опозиция. Пръстените са максимално обърнати към нас и отразяват много добре слънчевата светлина.
Основни данни за Сатурн
Параметър
Численна стойност
Средно разстояние до Сатурн
9,52 a.u.
Средна орбитална скорост на Сатурн
9,64 kms-1
Орбитален период
d » 29.458 г.
Екваториален диаметър
9,45DЕ
Маса
» 95,2 MЕ
Средна плътност
690 kg m-3
Гравитационно ускорение
0,93 gЕ
Втора комическа скoрост
35.5 km/s
Средна температура
-180 °C
През 1655 г. Християн Хюйгенс наблюдава визуално два издатъка от Сатурн. С помощта на дедуктивни разсъждения той прави извода че това явление е проекция на пръстен около планетата, който в момента на наблюдението е бил в равнината на налюдателя.Това откритие след това е потвърдено от други наблюдатели. През 1675 г. Касини открива тъмна ивица с ширина 5000 км, която дели пръстена на две части - върешен и външен. Вътрешния пръстен с по-ярък и е означен с В, а външният с - А. През 1800 г. е открит слаб пръстен, по-вътрешен от В и е означен с С, който условно е наречен хълмист поради нееднородната си яркост. Поради екцентрицитета на орбитата на Сатурн в перихелия наблюдаваме пръстените с 1 а.е. по-близо отколкото в афелия. В това положение е най-ясно видим прътена С. Пръстените са в екваториалната равнина на Сатурн и са наклонени спрямо екваториалната равнина на 11°, поради което ги наблюдаваме под различен ъгъл. Половин орбитален период на Сатурн, който е 29,5 г., зрителния лъч на наблюдателя е над равнината на пръстените, а за другата половина от орбиталня период под нея. Дебелината на пръстена е 2 км, а ширината му 273 000 км. През 1857 г. Максуел доказва теоретично, че пръстените на Сатурн не са твърдо тяло, а се състоят от несвързани частици, което се потвърждава наблюдателно по доплеровия ефект през 1895 г. Периодът на въртене на пръстените се подчинява на третия закон на Кеплер. Пръстените са скални отломки, покрити с лед с размери от 1 мм до 10 м, но най-често се сещания размер е 10 см. Смята се, че от такъв материал са и спътниците на Сатурн, но пръстените са по-близо до Сатурн, от граничното разстояние на Рош за планетата Сатурн и приливните сили на планетата не позволяват материала от пръстените да се слепи в спътници. Разстоянието до пръстените е по-малко от граничното разстояние на Рош, но има и изкючение спътника на Нептун Тритон, който е на критичната граница на Рош, но молекулните сили на сцепление на скалите го запазват като цяло тяло. Също и движещият се човек по Земята е в критичната граница на Рош.
Структура на пръстените
През 1980-81 г. космическите апарати Voyager-1 и Voyager-2 получиха нови резултати за пръстените на Сатурн. Те откриха деление на външния пръстен A, наречено деление на Енке, в чест на германския астроном Енке, който твърдял, че го е наблюдавал визуално през 1838 г. По-късно това твърдение е подкрепено от Кийлър от Ликската обсерватория с 90 см рефрактор. Пионер 11 откри нов пръстен F, по-външен от А. Той се състои от две преплетени ивици, подобно на шнур. Voyager-1 установи, че всяка ивица се състои от по 5 нишки, всяка от която има дебелина 10 км. Тази подвижна плитка бе загадка за астрономите. От наземните наблюдения пръстена В е ярък, А - середно ярък, а С едва забележим, докато делението на Касини е тъмно. Пръстенът В се състои от ледени късове и скални фрагменти с размери около 10 см, с особено висока концентрация, докато делението на Касини е с ниска концентрация на фрагментите. Осем часа след пресичането на слънчевата страна на Сатурн Voyager-1 е направил снимка, откъм сянката на пръстените по посока на слънчевите лъчи. пръстенът В става тъмен, докато делението на Касини - много ярък, поради ниската концентрация на фрагмемти и разсейването на свелината. Разсеяната светлина зависи от размера на часиците и дължината на вълната. Voyager-1 открива още един пръстен F, който е съставен от частици 1 mm, докато пръстените А и В са съставени от частици с рамери на снежинки до скали с размер 10 м. Делението на Касини и пръстенът С се състоят от прах. Voyager-1 и Voyager-2 откриха още три пръстена D, E и G. Пръстенът D е най-вътрешният от всички пръстени, между пръстен С и атмосферата на Сатурн. Пръстените Е и G+ са най-отдалечените. Те са слаби и дифузни. Пръстенът Е съвпада с орбитата на спътника Енцеланд. Астрономите предполат, че гейзерите на този спътник са източникът на ледени частици, от които се състои пръстена, подобно на спъника Йо на Юпитер.
Мимас и други спътници сред пръстените на Сатурн
Делението на Касини e между планетата и спътника Мимас, който има период 22,6h. Делението на Касини е под действие на гравитационните смущения на Сатурн и Мимас. Той би трябвало според третия закон на Кеплер да има период 11,3h, което означава, че на всяка втора обиколка е между Сатурн и Мимас, при което малките частици се отклоняват от първоначалните си орбити. Това означава , че делението на Касини е в резонанс 2:1 с Мимас. В резултат на този резонанс делението на Касини се запълва равномерно с частици и фрагменти, които разсейват слънчевата светлина към Земята, обаче поради ниския интензитет на разсеяната светлина на фона на ярките пръстени А и В делението на Касини изглежда тъмно между двата пръстена. Подобен ефект създават и двата малки спътника Прометей и Пандора, които са в орбита от двете страни на пръстена F. Съвместното гравитационно смущение от двата спътника създава ивица с дебелина 100 км със сложна плиткообразна на пръстена F.
Атмосферата на Сатурн
Атмосферата на Сатурн е подобна на тази на Юпитер по съдържанието на леки елементи и молекули, като в горния слой има H, CH4, NH3, H2O , като амоняка е на кристали , хидросулфид NH4SH - в средния слой и лед- в ниския слой. Има и различия спрямо атмосферата на Юпитер. Няма силен цветен контраст между цветните ивици, които са успоредни на екватора, защото дълбоките слоеве са непозрачни и скрити за наблюдателя. Наблюдават се и облаци, но много рядко и то само за няколко дни. Наблюдавано е бяло петно в близост до екватора. В продължение на 200 години са наблюдавани 20 петна. Сатурн има облачна покривка с дебелина 300 км срещу 75 км на Юпитер. По-голямата дебелина на Сатурн се обяснява с по-ниското гравитационно ускорение, което следва от форулата за височината на еднородната атмосфера H=[(kT)/(mg)]. Ветровете на еквотора на Сатурн имат скорост около 500 км/сек, което е 2/3 от скоростта на ветровете на Юпитер.
Вътрешен строеж на Сатурн
Средната плътност на Сатурн е два пъти по-ниска от тази на Юпитер, защото е по-богат на Н и Не. Екваториалния радиус на Сатурн е с 10 % от полярния. Количествена мярка за спленатост на планетата е отношението на екваториалния към полярния радиус, която на Сатурн е 0,11 срещу 0,065 на Юпитер. Периодът на околоосното въртене на Сатурн е 10h14m, само с 24 минути по-дълъг от този на Юпитер. Следователно центробежната сила на Сатурн е по-малка от тази на Юпитер. По-високата спленатост на Сатурн не е резултат от по-високата центробежна сила, а поради по-високата концетрация на маса към центъра на планетата. Ядрото на Сатурн съдържа 25 % от общата маса на планетата, докато ядрото на Юпитер съдържа 4 % от общата маса на планетата. Сатурн въпреки масивното си ядро има два пъти по-ниска средна плътност, защото плътността в нейните недрата на намалява по-бързо от центъра на планетата. Сатурн има малко масивно ядро от течен металичен водород и дебел слой от молекулен водород. Поради мантията от металичен Н с малка дебелина и по-бавното околосно въртене магнитното поле на Сатурн е по-слабо от това на Юпитер. Магнитосферата и се състои от по-ниска плътост на електрони и йони от тази на Юпитер. Освен по-слабото магнитно поле причина за бедната магнитосфера е липсата на източник на запедени частици поради отсъствието на вулкани на спътниците на Сатурн, подобно на Йо и поглъщането на електрони и йони от скалните и ледени късове на пръстените на Сатурн. Около планетата съществуват два радиационни пръстена подобни на тези на ван Ален в земната магнитосфера.
Излъчването на Сатурн
Вътрешен източник на енергия на Сатурн е потенциалната енергия на гравитационно свиване, което е започнало при формирането на планетата от преди 4,5 милиарда години. Сатурн излъчва 2,5 пъти повече енергия отколкото получава от Слънцето, докато тази стойност е 1,5 пъти за Юпитер. Втора загадка е дефицита на Не в атмосферата на Сатурн. Преди изследванията на космическите апарати Voyager-1 и Voyager-2 астрономите предполагаха, че Юпитер и Сатурн имат състав подобен на слънчевия. Двете планети са достатъчно масивни, за да могат да запазят газовете от протослънчевата маглявина. Космическите апарати Voyager-1 и Voyager-2 получиха за химическия състав на Юпитер 82% H, 17% He и 1% тежки елементи, а за Сатурн 88% H, 11% He и 1% тежки елементи. Сатурн има по-ниско съдържание на Не от очакваното. Според хипотеза на Салпитер Сатурн е изстивал по-бързо от Юпитер и е започнал процес подобен на на дъждовна буря на Земята. Когато въздухът в земната атмосфера е студен, се кондензират дждовни капки които падат на земята. На Сатурн се образува дъжд от Не, който паднал на ядрото, а потенциалната енергия се е првевърнала в топлина и се излъчва. Излъчването на Сатурн показва какво ще бъде бъдещето на Юпитер.
източник:zasaturn.hit.bg
