Saturn

Allikas: Vikipeedia
Disambig gray.svg  See artikkel räägib planeedist; filmiauhinna kohta vaata artiklit Saturn (auhind); kino kohta vaata artiklit Saturn (kino); Eesti puksiirlaeva kohta vaata Saturn (laev); teiste tähenduste kohta vaata lehekülge Saturn (täpsustus).

Saturn Saturni astronoomiline sümbol
Saturn from Cassini Orbiter (2004-10-06).jpg
Saturn pildistatuna Cassinilt 6.10.2004
Orbiidi omadused
Keskmine kaugus Päikesest 9,5 )
Tiirlemisperiood 29,5 Maa aastat
Füüsikalised omadused
Diameeter 120 600 km 9,4 Maad
Mass 5,6846 * 1026 kilogrammi 95 Maad
Tihedus 0,687 g/cm³
Pöörlemisperiood 10 tundi 32 minutit 15 sekundit
Kaaslasi vähemalt 60

Saturn on kuues planeet Päikesest ja suuruselt teine meie Päikesesüsteemis. Planeedile on antud nimi Vana-Rooma põllutöö ja viljakasvu jumala Saturnuse järgi, kelle sirp meenutab Saturni astronoomilist sümbolit (♄).[1][2] Saturni siseehitus koosneb arvatavasti tuumast, mille moodustavad raud, nikkel ja silikaatne kivim ja mida ümbritseb paks kiht metallilist vesinikku. Järgmiseks tuleb vedela vesiniku ja vedela heeliumi vahekiht, mida omakorda ümbritseb väline gaasikiht.[3]

Planeet näib hele-kollane atmosfääri ülemistes kihtides asuvate ammoniaagi kristallide tõttu. Arvatakse, et planeedi magnetvälja tekitab läbi metallilise vesiniku kihi jooksev elektrivool. Saturni magnetväli on Maa magnetväljast pisut nõrgem ning moodustab ainult 1/20 Jupiteri magnetväljast.[4]

Planeedi atmosfäär on üldjuhul ühetooniline ja tema värvide kontrastsus on madal, kuid aeg-ajalt võib esineda selgeid ja pikalt kestvalt atmosfäärinähtusi.[5]

Saturnil võib tuul puhuda kiirusega 1800 km/h, mis on suurem kiirus kui Jupiteril, aga väiksem kui Neptuunil.[5]

Planeedil on silmapaistev ringide süsteem, mis koosneb üheksast rõngast ja kolmest katkendlikust kaarest. Ringide süsteem koosneb peamiselt jääosakestest ja vähesel määral väiksematest kividest (rocky debris – kiviprahist) ja tolmust.

Saturnil on kuuskümmend kaks[6] teadaolevat kuud, millest viiekümne kolmele on antud ametlik nimi. Nende hulka ei ole arvatud väikesi „kuukesi“ (väikesed looduslikud satelliidid) Saturni rõngastes. Saturni suurim kuu Titaan, mis on ühtlasi päikesesüsteemis suuruselt teine kuu ja ühtlasi suurem kui planeet Merkuur, on ainus kuu meie päikesesüsteemis, mis suudab hoida märkimisväärset atmosfääri.[7] Enamik kuudest on traditsiooniliselt nimetatud Titaanide järgi Kreeka mütoloogiast.

Füüsikalised omadused[muuda | redigeeri lähteteksti]

Saturn kuulub hiidplaneetide hulka, ehk Jupiteri rühma. Planeet on klassifitseeritud gaasihiiuks, väliskiht koosneb peamiselt gaasist ja puudub piiritletud välispind, kuigi planeedil võib olla tahke tuum.[8]

Planeedi rotatsioonist tingituna on Saturn poolustelt kokku surutud sferoid. Ekvatoriaal- ja polaarne raadius erinevad peaaegu 10% (60 268 km versus 54 364 km).[9]

Saturn on ainus planeet Päikesesüsteemis, mis on veest hõredam (ligi 30%). Kuigi Saturni tuum on veest oluliselt tihedam, on planeedi keskmine tihedus vaid 0,69 g/cm3 gaasilise väliskihi tõttu.[10] Saturni mass on 95 Maa massi.[9]

Sisemine struktuur[muuda | redigeeri lähteteksti]

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.[11]

Standardne planeetide mudel viitab sellele, et Saturni sisemine struktuur on sarnane Jupiteri omale, millel on väike kivituum ümbritsetud vesinikust ja heeliumist ning vähesel määral erinevatest lenduvatest madala keemistemperatuuriga osakestest.[12] Selline tuum on sarnane Maa keemilisele koostisele, 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 tuum peaks olema 9–22 Maa massi.[13][14] 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 100km paksune.[15][16][17]

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 (Kelvin- 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[18][19] ning need langenud piisad võivad olla akumuleerunud tuuma ümbritsevaks heeliumi kihiks.

Atmosfäär[muuda | redigeeri lähteteksti]

Saturni atmosfäär koosneb 96,3% ulatuses molekulaarsest vesinikust ja 3,25% heeliumist.[20] Sellel tasemel on heeliumi osakaal oluliselt väiksem võrreldes tema osakaaluga Päikese koostises.[21] Heeliumist raskemate elementide osakaal ei ole täpselt teada, kuid eeldatakse, et see on sarnane nende elementide esmasele tasakaalule päikesesüsteemi tekkimisel. Raskemate elementide, millest suur osa asetseb Saturni tuuma ümbruses, kogumass moodustab hinnanguliselt 19–31 Maa massi.[22]

Saturni atmosfääris on tuvastatud väikestes kogustes ka ammoniaaki, atsetüleeni, etaani, propaani, fosfiini ja metaani.[23][24][25] Ülemise kihi pilved koosnevad ammooniumi kristallidest; madalama taseme pilved koosnevad tõenäoliselt, kas ammoonium vesiniksulfiidist (NH4SH) või veest.[26] 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.[25]

Pilvede koostis varieerub sõltuvalt nende kõrgusest ja rõhust. Ülemistes pilvekihtides, kus temperatuur on 100–160 K (−173,15 kuni −113,5 ºC ) 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 −20,15ºC). Madalamatel tasemetel, kus rõhk on 10–20 baari ja temperatuur 270–330K (−3,15 kuni 56,85ºC), on piirkond, kus veepiisku moodustab ammoniaagi vesilahus.[27]

Saturni tavapäraselt ühesuguses atmosfääris on näha pikaajalisi ovaale ja teisi kujundeid, mis on omased ka Jupiterile.[28][29] Saturni tuuled on oma kiiruse poolest päikesesüsteemis Neptuuni järel teisel kohal. Voyageri andmed näitavad tuult kiirusega kuni 500m/s (1800km/h).[30] Infrapuna pildid näitavad, et Saturni lõunapoolusel on soe polaar-vorteks (polaartsüklon), mis on meie Päikesesüsteemis ainulaadne. Kui temperatuur Saturnil on tavaliselt -185ºC, siis temperatuur vorteksis võib tõusta kuni −122ºC tasemeni, mis on ühtlasi kõige soojem koht Saturnil.[31] See lõuna pooluse 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).[32]

Põhjapooluse arktilise tsükloni ümber püsiv heksagonaalne muster on olnud mitmete spekulatsioonide sihtmärgiks. Suurem osa astronoome usuvad, et selle on põhjustanud atmosfääris seisulaine. Polügonaalseid kujundeid on katse korras suudetud korrata laboratooriumis vedelike diferentsiaalse rotatsiooni abil.[33][34]

Magnetosfäär[muuda | redigeeri lähteteksti]

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.[4] Selle tulemusel on Saturni magnetosfäär ka palju väiksem kui Jupiteril, ulatudes vaid 1,1 miljoni km-ni. Tõenäoliselt on Saturni magnetväli genereeritud sarnaselt Jupiteri magnetväljale – vedelas metallilise vesiniku kihis toimuvate liikumistega (metallilise vesiniku dünamo).[35] Saturni poolustel esineb virmalisi nii nagu ka Jupiteri poolustel.[36]

Orbiit ja pöörlemine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Keskmine kaugus Päikese ja Saturni vahel on 1,4 miljardit kilomeetrit (9AU). Keskmise kiirusega 9,69 km/s kulub Saturnil tiiru tegemiseks ligikaudu 29,5 maa aastat.[37][38] Seoses orbiidi elliptilise ekstsentrilisusega varieerub Saturni kaugus orbiidil Päikesest 155 miljoni kilomeetri ulatuses.[37]

Saturni pöörlemiskiirust arvestatakse kolmes tsoonis, millest esimene, ekvaatoril asetsev Süsteem I, pöörleb intervalliga 10h 14m 00s. Süsteem II pöörlemissagedus on 10h 38m 25,4s ja Süsteem III oma 10h 39m 22,4s. Saturni sisemuse pöörlemissagedust ei ole suudetud täpselt määratleda, sest planeedi magnetiline pöörlemiskiirus ja planeedi enda pöörlemiskiirus ei ole täpselt kooskõlas seoses kuu Enceladus mõjuga.[39][40] Viimane ennustus Voyageri 2007. aasta andmete põhjal on 10h 32m 35s.

Rõngad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Saturni rõngad asuvad ekvatoriaaltasandil ja nende kogulaius ületab planeedi läbimõõdu. Rõngad avastas Galileo Galilei, kes 1610.[41]aastal märkas oma väikese teleskoobiga Saturni küljes kahte moodustist, kuid ta ei suutnud välja selgitada, millega on tegemist. Hüpoteese oli palju, kuid esimese sõnastas hollandlane Huygens 1655. aastal, mil ta väitis et "ta on ümbritsetud õhukese ja tasase rõngaga, mis ei puutu teda kuskil ja on ekliptika suhtes kaldu."[41] Saturni rõngad on oma nime saanud nende avastamise järgi tähestikulises järjekorras. Roche arvutuste järgi ei saa lähemal kui 2,44 planeedi raadiust suuri kaaslasi tekkida ning kui nad sinna satuvad, siis nad purunevad. Saturni rõngad asuvad just sellises vahemikus ning see on viinud arvamuseni, et materjal, millest muidu oleks tekkinud mõned kuud, on jäänud rõngastesse. Rõngad ulatuvad 6630 km-st kuni 120 700 km-ni Saturni ekvaatorist ja on keskmiselt 20 meetri paksused. Rõngad koosnevad 93% jäätunud veeosakestest, kus on ka väikestes kogustes metaani ja ammoniaaki ning ülejäänud 7% moodustab amorfne süsinik. Osakeste suurus kõigub mikromeetrist kilomeetrini.[42] "Pioneer 11" piltide põhjal jõudsid uurijad arvamusele, et F-rõngast "karjatatakse": kaks kuud, Prometheus ja Pandora tiirlevad teine teisel pool rõngast.[43]

Vaata ka[muuda | redigeeri lähteteksti]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. Brainerd, Jerome James (November 24, 2004). "Characteristics of Saturn". The Astrophysics Spectator.
  2. "General Information About Saturn". Scienceray. July 28, 2011.
  3. Brainerd, Jerome James (October 27, 2004). "Giant Gaseous Planets". The Astrophysics Spectator.
  4. 4,0 4,1 Russell, C. T.; Luhmann, J. G. (1997). "Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere". UCLA – IGPP Space Physics Center.
  5. 5,0 5,1 "The Planets ('Giants')". Science Channel. June 8, 2004.
  6. Piazza, Enrico. "Saturn's Moons". Cassini, Equinox Mission. JPL NASA.
  7. Munsell, Kirk (April 6, 2005). "The Story of Saturn". NASA Jet Propulsion Laboratory; California Institute of Technology.
  8. Melosh, H. Jay (2011). Planetary Surface Processes. Cambridge Planetary Science 13. Cambridge University Press. p. 5. ISBN 0-521-51418-5.
  9. 9,0 9,1 Williams, David R. (September 7, 2006). "Saturn Fact Sheet". NASA.
  10. "Saturn – The Most Beautiful Planet of our solar system".Preserve Articles. January 23, 2011.
  11. Fortney, Jonathan J.; Nettelmann, Nadine (May 2010). "The Interior Structure, Composition, and Evolution of Giant Planets". Space Science Reviews 152 (1–4): 423–447. arXiv:0912.0533.
  12. Guillot, Tristan et al. (2009). "Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens". In Dougherty, Michele K.; Esposito, Larry W.; Krimigis, Stamatios M.,. Saturn from Cassini–Huygens. Springer Science+Business Media B.V. p. 745. arXiv:0912.2020.Bibcode:2009sfch.book..745G. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_23. ISBN 978-1-4020-9216-9.
  13. Fortney, Jonathan J. (2004). "Looking into the Giant Planets".Science 305 (5689): 1414–1415.doi:10.1126/science.1101352. PMID 15353790.
  14. Saumon, D.; Guillot, T. (July 2004). "Shock Compression of Deuterium and the Interiors of Jupiter and Saturn". The Astrophysical Journal 609 (2): 1170–1180. arXiv:astro-ph/0403393. Bibcode:2004ApJ...609.1170S.doi:10.1086/421257.
  15. Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer. p. 337.ISBN 1-4020-5233-2.
  16. "Saturn". National Maritime Museum.
  17. "Structure of Saturn's Interior". Windows to the Universe.Archived from the original on 2011-08-21.
  18. de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2010). Planetary Sciences(2nd ed.). Cambridge University Press. pp. 254–255. ISBN 0-521-85371-0.
  19. "NASA – Saturn". NASA. 2004.
  20. Saturn. Universe Guide. Retrieved 29 March 2009.
  21. Guillot, Tristan et al. (2009). "Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens". In Dougherty, Michele K.; Esposito, Larry W.; Krimigis, Stamatios M.,. Saturn from Cassini-Huygens. Springer Science+Business Media B.V. p. 745. arXiv:0912.2020.Bibcode:2009sfch.book..745G. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_23. ISBN 978-1-4020-9216-9.
  22. Guillot, Tristan (1999). "Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System". Science 286 (5437): 72–77.Bibcode:1999Sci...286...72G. doi:10.1126/science.286.5437.72.PMID 10506563.
  23. Courtin, R. et al. (1967). "The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra". Bulletin of the American Astronomical Society 15: 831.Bibcode:1983BAAS...15..831C.
  24. Cain, Fraser (January 22, 2009). "Atmosphere of Saturn". Universe Today.
  25. 25,0 25,1 Guerlet, S.; Fouchet, T.; Bézard, B. (November 2008). Ethane, acetylene and propane distribution in Saturn's stratosphere from Cassini/CIRS limb observations. In Combes, C. "SF2A-2008: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics". "SF2A-2008: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics Eds.: C. Charbonnel: 405. Bibcode:2008sf2a.conf..405G
  26. Martinez, Carolina (September 5, 2005). "Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep". NASA.
  27. Dougherty, Krimigis; Esposito, Esposito; Krimigis, Stamatios M. (2009)."Saturn from Cassini-Huygens". In Dougherty, Stamatios M.; Esposito, Larry W; Krimigis, Stamatios M. Saturn from Cassini-Huygens. Edited by M.K. Dougherty (Springer): 162. Bibcode:2009sfch.book.....D. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6. ISBN 1-4020-9216-4
  28. Pérez-Hoyos, S.; Sánchez-Laveg, A.; French, R. G.; J. F., Rojas (2005). "Saturn's cloud structure and temporal evolution from ten years of Hubble Space Telescope images (1994–2003)". Icarus 176 (1): 155–174.Bibcode:2005Icar..176..155P. doi:10.1016/j.icarus.2005.01.014.
  29. Ball, Philip (May 19, 2006). "Geometric whirlpools revealed". Nature. doi:10.1038/news060515-17. Bizarre geometric shapes that appear at the centre of swirling vortices in planetary atmospheres might be explained by a simple experiment with a bucket of water but correlating this to Saturn's pattern is by no means certain.
  30. Hamilton, Calvin J. (1997). "Voyager Saturn Science Summary". Solarviews.
  31. "Warm Polar Vortex on Saturn". Merrillville Community Planetarium. 2007.
  32. "A Hurricane Over the South Pole of Saturn". NASA. NASA. November 13, 2006. Retrieved 2013-05-01.
  33. Ball, Philip (May 19, 2006). "Geometric whirlpools revealed". Nature. doi:10.1038/news060515-17. Bizarre geometric shapes that appear at the centre of swirling vortices in planetary atmospheres might be explained by a simple experiment with a bucket of water but correlating this to Saturn's pattern is by no means certain.
  34. Aguiar, Ana C. Barbosa; Read, Peter L.; Wordsworth, Robin D; Salter, Tara; Hiro Yamazaki, Y. (April 2010). "A laboratory model of Saturn's North Polar Hexagon". Icarus206 (2): 755–763. Bibcode:2010Icar..206..755B.doi:10.1016/j.icarus.2009.10.022. Retrieved 20 February 2013. Laboratory experiment of spinning disks in a liquid solution forms vortices around a stable hexagonal pattern similar to that of Saturn's.
  35. McDermott, Matthew (2000). "Saturn: Atmosphere and Magnetosphere". Thinkquest Internet Challenge.
  36. http://www.windows2universe.org/saturn/saturn.html
  37. 37,0 37,1 39 Williams, David R. (September 7, 2006)."Saturn Fact Sheet". NASA.
  38. Cain, Fraser (January 26, 2009). "Orbit of Saturn". Universe Today.
  39. "Enceladus Geysers Mask the Length of Saturn's Day" (Press release). NASA Jet Propulsion Laboratory. March 22, 2007.
  40. Gurnett, D. A. et al. (2007). "The Variable Rotation Period of the Inner Region of Saturn's Plasma Disc". Science 316 (5823): 442–5.Bibcode:2007Sci...316..442G. doi:10.1126/science.1138562.PMID 17379775.
  41. 41,0 41,1 36 http://www2.jpl.nasa.gov/saturn/back.html
  42. Poulet F.; Cuzzi J.N. (2002). "The Composition of Saturn's Rings". Icarus 160 (2): 350. Bibcode:2002Icar..160..350P. doi:10.1006/icar.2002.6967.
  43. http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/65/12/201/r21201.pdf

Välislingid[muuda | redigeeri lähteteksti]