Saturn –gazowy olbrzym, szósta odSłońcaplanetaUkładu Słonecznego, druga poJowiszu pod względem masy i wielkości. Charakterystyczną jego cechą są bardzo wyraźnepierścienie[3], składające się głównie z lodu i w mniejszej ilości z odłamków skalnych; inne planety-olbrzymy także mają systemy pierścieni, ale żaden z nich nie jest tak rozległy ani tak jasny. W marcu 2025 roku znane były 274naturalne satelity Saturna, najwięcej wśród planet[2].
Jego średnica jest 9 razy większa od średnicy Ziemi[4][3]. Chociaż jegogęstość (700 kg/m³[3]) to tylko jedna ósma średniej gęstości Ziemi, ze względu na wielokrotnie większą objętość, masa Saturna jest 95 razy większa niż masa Ziemi[5][3].
We wnętrzu Saturna panują wysokieciśnienie itemperatura. Wnętrze gazowego olbrzyma najprawdopodobniej składa się z jądra zżelaza,niklu,krzemu itlenu, otoczonego warstwąmetalicznego wodoru, warstwy pośredniej ciekłegowodoru i ciekłegohelu oraz zewnętrznej warstwy gazowej[6].Prąd elektryczny w warstwie metalicznej wodoru generujepole magnetyczne Saturna, które jest nieco słabsze niż pole magnetyczne Ziemi i ma około jedną dwudziestą natężenia pola wokółJowisza[7]. Zewnętrzna warstwaatmosfery zazwyczaj jest spokojna, choć mogą utrzymywać się na niej długotrwałe układy burzowe. Na Saturnie wieją wiatry o prędkości ok. 1800 km/h; są one silniejsze niż na Jowiszu. Ze względu na szybki obrót wokół własnej osi, jest silnie spłaszczony na biegunach. Ta cecha jest na tyle duża, że widać ją nawet przez niewielkie teleskopy[3].
Saturn posiada 9pierścieni, składających się głównie z cząsteczek lodu, a także ze skał ipyłu kosmicznego. Potwierdzono odkrycie 146księżyców krążących wokół planety, spośród których jedynie 63 ma oficjalne nazwy[8]. Do tego dochodzą setki „księżyców karłowatych” w pierścieniach planetarnych.Tytan to drugi co do wielkości księżyc w Układzie Słonecznym (po księżycu JowiszaGanimedesie), jest większy od planetyMerkury i jest jedynym księżycem w Układzie Słonecznym posiadającym gęstą atmosferę[9].
Ze względu na małą gęstość, szybki obrót i płynny stan większości tworzącej go materii Saturn jest spłaszczony nabiegunach i wybrzuszony na równiku. Jego równikowe i biegunowe promienie różnią się prawie o 10% (równikowy – 60 268 km, biegunowy – 54 364 km)[1]. Pozostałe planety-olbrzymy są również spłaszczone, lecz w mniejszym stopniu. Saturn to jedyna planeta w Układzie Słonecznym o średniejgęstości mniejszej od gęstościwody. Chociażjądro Saturna jest znacznie gęstsze od wody, to ze względu na gazową atmosferę średnia gęstość planety to zaledwie 0,69 g/cm³. Masa Saturna jest 95 razy większa niż masa Ziemi[1]. Dla porównania Jowisz ma masę 318 razy większą niż Ziemia[10], choć jego średnica jest tylko o około 20% większa niż średnica Saturna[11].
Choć nie ma bezpośrednich informacji o wewnętrznej strukturze Saturna, uważa się, że jego wnętrze jest podobne do wnętrzaJowisza. Składa się z małego skalistegojądra otoczonego głównie przezwodór ihel. Skaliste jądro podobne jest w składzie do Ziemi, ale gęstsze. Jądro otacza grubsza warstwa płynnegometalicznego wodoru, następnie warstwa ciekłego wodoru i helu oraz zewnętrzna, gruba na 1000 km, gazowa atmosfera[12]. W atmosferze obecne są również śladowe ilości różnych substancji lotnych. Masa jądra jest szacowana na 9–22mas Ziemi[13].Saturn ma bardzo gorące wnętrze; temperatura w centrum osiąga 11 700 °C. Promieniuje on w przestrzeń kosmiczną 2,5 raza więcej energii, niż otrzymuje od Słońca. Większość dodatkowej energii jest generowana przezmechanizm Kelvina-Helmholtza (powolne zapadanie grawitacyjne), ale samo to może nie wystarczyć do wyjaśnienia wytwarzania ciepła przez Saturna. Być może dodatkowym źródłem ciepła jest opad kropel helu w głąb planety poprzez lżejszy wodór i rozpraszanie energii poprzeztarcie[14].
Emisja ciepła przez Saturna: szczególnie gorący punkt znajduje się przy biegunie południowym Saturna
Zewnętrzne warstwy atmosfery Saturna składają się z 96,3%wodoru i 3,25%helu[15]. Wykryto śladowe ilościamoniaku,acetylenu,etanu,fosforowodoru imetanu[16]. Górna warstwa chmur na Saturnie składa się z kryształów amoniaku, podczas gdy niższa wydaje się mieć w składzie albokwaśny siarczek amonu (NH4SH), albo wodę[17].Atmosfera Saturna jest zubożona w hel w stosunku do jego ilości na Słońcu.Zawartość pierwiastków cięższych od helu nie jest dokładnie znana; zakłada się, że występują one w takich proporcjach, jakie występowały w czasie powstania Układu Słonecznego. Całkowita masa tych pierwiastków jest szacowana na 19–31 razy więcej niż masa Ziemi, a znaczna ich część znajduje się w jądrze planety[18].
Atmosfera Saturna jest podobna do atmosfery Jowisza i tak jak ona składa się z równoleżnikowo ułożonych pasów, jednak pasma chmur Saturna są znacznie mniej wyraźne i o wiele szersze w pobliżu równika.W głębi istnieje warstwa chmur składających się z lodu, grubości około 10 km, gdzie temperatura wynosi ok. −23 °C.Powyżej tej warstwy jest prawdopodobnie warstwa zawierająca kryształki zamrożonegowodorosiarczku amonu, która rozciąga się na kolejne 50 km i ma około −93 °C. Osiemdziesiąt kilometrów ponad tą warstwą znajduje się warstwa, w której chmury tworzy lódamoniakalny, a temperatura jest równa około −153 °C. Górną część atmosfery, rozciągającą się do wysokości 200–270 km ponad widocznymi chmurami amoniaku, tworzą gazowy wodór i hel[19]. Wiatry na Saturnie są jednymi z najszybszych w Układzie Słonecznym. Dane zVoyagera wskazują, że prędkość wschodniego wiatru dochodziła do 500 m/s (1800 km/h)[20]; drobnoskalowa struktura chmur Saturna nie była dostrzegana do czasu przelotów sondVoyager. Od tego czasu jednak rozdzielczość naziemnych teleskopów wzrosła na tyle, że możliwe są regularne obserwacje.
Zdjęcie półkuli planety skrytej w cieniu pierścieni, zrobione przez sondęCassini 27 października 2004 r. Widoczny jest księżycMimas.
W zwykle pozbawionej wyrazistych szczegółów atmosferze planety od czasu do czasu pojawiają się owalne struktury, podobne do występujących naJowiszu. W 1990Kosmiczny Teleskop Hubble’a zaobserwował ogromny biały obłok w pobliżu równika planety, który nie był obecny podczas przelotuVoyagerów, a w 1994 zaobserwowano inną, mniejszą burzę. W 1990 przez krótki okres widoczna byłaWielka Biała Plama, występująca na Saturnie raz w ciągu jednego obiegu wokół Słońca (około 30 lat ziemskich), na północnej półkuli około saturniańskiegoprzesilenia letniego[21]. Wielką Białą Plamę obserwowano poprzednio w latach: 1876, 1903, 1933 i 1960. Jeśli okresowość jej występowania zostanie zachowana, kolejna burza wystąpi około roku 2020[22].
Na zdjęciach wykonanych przez sondęCassini północna półkula Saturna ma jasnoniebieski kolor, podobny jak naUranie, co ukazuje zamieszczona fotografia. Zjawisko to jest okresowo niewidoczne z Ziemi – gdy pierścienie Saturna zasłaniają widok północnej półkuli planety. Kolor ten najprawdopodobniej jest powodowany przezrozpraszanie Rayleigha[23].
Obrazy w podczerwieni wykazały, że na południowym biegunie Saturna występuje ciepływir polarny; takie wiry występują także na innych planetach w Układzie Słonecznym, ale nigdzie indziej nie są one cieplejsze niż otoczenie[24]. Podczas gdy temperatura na Saturnie to zwykle −185 °C, temperatura w wirze często sięga powyżej −122 °C, uważa się więc, że jest on najcieplejszym miejscem w widocznej warstwie atmosfery Saturna[24].
Sześciokątna burza na północnym biegunie Saturna odkryta przez sondęVoyager 1 i potwierdzona w 2006 przez sondęCassini
Utrzymujący się sześciokątny falowy wzór wokół północnego wiru polarnego w atmosferze 78°N po raz pierwszy zauważono na zdjęciachVoyagera[25][26]. W przeciwieństwie do bieguna północnego, obrazy zKosmicznego Teleskopu Hubble’a w regionie bieguna południowego wskazują na obecnośćprądów strumieniowych, nie stwierdzają silnego wiru polarnego ani sześciokątnej struktury[27]. W listopadzie 2006 rokuNASA doniosła, że sondaCassini zaobserwowałacyklon na biegunie południowym, który posiadał wyraźneoko[28]. Strukturę taką obserwowano dotąd tylko na Ziemi (sonda Galileo nie zdołała dostrzec okaWielkiej Czerwonej Plamy na Jowiszu)[29].
Prosty bok „sześciokąta” na biegunie ma długość około 13 800 km. Okres obrotu całego cyklonu to 10 h 39 min 24 s i jest równy okresowi emisji radiowych z Saturna, który uznaje się za równy okresowi obrotu planety. Sześciokątna struktura nie przesuwa się więc i nie zmienia długości planetograficznej, tak jak inne chmury widoczne w atmosferze.
Przyczyna powstawania tej struktury jest obiektem spekulacji. Większość astronomów uważa, że jest ona rodzajemfali stojącej w atmosferze; jednakże sześciokąt może być związany ze zjawiskiemzorzy polarnej. Kształt wielokąta udało się uzyskać w wirujących płynach także w ziemskich laboratoriach[30], ale związek takich wirów z zachowaniem atmosfery Saturna nie jest pewny.
Zdjęcia Saturna w zakresie światła widzialnego, z nałożonym obrazemultrafioletowej emisji południowej zorzy polarnejZdjęcie wykonane przez teleskop Hubble’a, ukazujące obie zorze polarne na Saturnie
Saturn ma wewnętrzne pole magnetyczne, które ma kształtdipola magnetycznego. Jego natężenie na równiku wynosi 20 μT (0,2 Gausa), czyli około jednej dwudziestej natężenia pola magnetycznego Jowisza i jest nieco słabsze niż pole magnetyczne Ziemi[7]. Magnetosfera Saturna jest znacznie mniejsza niż magnetosfera Jowisza i sięga nieco poza orbitę Tytana[31].Najprawdopodobniej pole magnetyczne jest generowane, podobnie jak w Jowiszu, przez prąd płynący w warstwie metalicznego wodoru, zgodnie z mechanizmemdynama magnetohydrodynamicznego[31]. Podobnie jak w przypadku innych planet, magnetosfera skutecznie zapobiega przenikaniu cząstekwiatru słonecznego do atmosfery planety. Orbita Tytana znajduje się w zewnętrznej części magnetosfery Saturna, co przyczynia się do występowania zjonizowanych cząstek w zewnętrznych warstwach atmosfery Tytana[7].
Średnia odległość Saturna od Słońca wynosi ponad 1 400 000 000 km (9,5 au). Przy średniej prędkości orbitalnej 9,68 km/s[1] Saturn potrzebuje 10 759 dni ziemskich (29,5 roku) do wykonania jednego pełnego obiegu wokół Słońca[1]. Orbita Saturna jest nachylona o 2,48° względem płaszczyzny orbity Ziemi[1]. Ze względu namimośród orbity równy 0,056 odległość Saturna od Słońca zmienia się o około 155 000 000 km międzyperyhelium iaphelium[1].
Struktury widoczne na Saturnie obracają się w różnym tempie zależnie od szerokości planetograficznej (podobnie jak w przypadku Jowisza); zjawisko to nazywa sięrotacją różnicową.System I ma okres obrotu 10 h 14 min 00 s (844,3°/dobę), obejmuje on strefę równikową, położoną pomiędzy północnym i południowym pasem równikowym. Wszystkim pozostałym obszarom powierzchni planety przypisano okres rotacji 10 h 39 min 24 s (810,76°/doby); stosuje się tu nazwęSystem II.System III, oparty na obserwacjachradiowych planety wykonanych w okresie misjiVoyagera ma okres obrotu 10 h 39 min 22,4 s (810,8°/dzień), bliski systemowi II.
Dokładny czas obrotu wnętrza Saturna pozostaje niezbadany. Przy zbliżaniu się do Saturna w 2004 roku sonda Cassini zarejestrowała, że okres obrotu Saturna (wyznaczony na podstawie emisji radiowych) wzrósł do około 10 h 45 min 45 s (± 36 s)[32]. Przyczyna tych zmian nie jest znana[3], zasugerowano jednak, że są one spowodowane przemieszczeniem źródła fal radiowych wewnątrz Saturna na inną szerokość planetograficzną, posiadającą inny okres obrotu, a nie zmianą tempa rotacji całej planety.
Później, w marcu 2007 r., stwierdzono, że zmiany tempa rotacji źródła fal radiowych nie odpowiadają obrotowi planety, ale raczej są wywoływane przez niestabilność w dysku plazmy wokół Saturna, która jest zależna także od innych czynników oprócz rotacji planety. Odkryto także, że różnice w mierzonych okresach rotacji mogą być spowodowane przez działalność gejzerów na księżycu SaturnaEnceladusie. Para wodna, emitowana na orbitę Saturna w wyniku tej działalności, powoduje zmniejszenie pola magnetycznego Saturna oraz nieznaczne spowolnienie jego rotacji. Stwierdzono także, że nie ma obecnie[kiedy?] metody określania szybkości obrotu jądra Saturna[33][34][35].
Najnowsze wyznaczenie okresu obrotu Saturna, w oparciu o zestawienie różnych pomiarów z sondyCassini oraz sondVoyager iPioneer, dokonane we wrześniu 2007 roku, określa długość doby na Saturnie na 10 godzin 32 minuty 35 sekund[36].
Saturn ma najrozleglejszy i najlepiej znany systempierścieni planetarnych w Układzie Słonecznym[12]. Pierścienie rozciągają się od 6630 km do 120 700 km ponad równikiem planety, mają średnio około 20 metrów grubości i składają się w 93% z cząstek lodu z zanieczyszczeniami oraz w 7% zamorficznego węgla[37]. Cząstki tworzące pierścienie mają rozmiary od pyłku kurzu do małego samochodu[38]. Istnieją dwie główne teorie dotyczące pochodzenia pierścieni. Jedna z teorii głosi, że pierścienie są resztkami zniszczonego księżyca Saturna. Druga stwierdza, że pierścienie są pozostałością pierwotnej mgławicy, z której powstał Saturn. Część lodu w głównych pierścieniach pochodzi zkriowulkanówEnceladusa[39].
Poza głównymi pierścieniami w odległości 12 mln km od planety znajduje się bardzo rozrzedzony pierścień Febe, który jest nachylony o 27° do innych pierścieni i tak jak księżycFebe, jego cząstki poruszają sięruchem wstecznym[40].
Cztery księżyce Saturna:Dione,Tytan,Prometeusz (obok pierścieni) iTelesto (pośrodku)Schemat położenia księżyców i pierścieni Saturna w przestrzeni
Saturn ma 274księżyce o potwierdzonych orbitach, 63 z nich ma nadane nazwy[2]. Siedem największychksiężyców lodowych (ponad 380 km średnicy) posiada wystarczająco silną grawitację, aby nadała im kształt zbliżony do kulistego. Kolejne sześć o nieregularnych kształtach ma średnicę większą od 50 km. Największy księżyc,Tytan, jest większy od planetyMerkury, a jego masa stanowi ponad 90% masy znajdującej się na orbicie Saturna, licząc łącznie z pierścieniami[41].
Małe satelity krążące w obrębie pierścieni tworzą w nich przerwy z charakterystycznymi wzorami na krawędziach (Pan iDaphnis), satelity o średnicy mniejszej niż 1 km nie tworzą przerw w pierścieniach i są trudne do zaobserwowania. Na zdjęciach sondy Cassini w pierścieniu A zidentyfikowano 148 zagęszczeń wywołanych przez małe księżyce, szacuje się, że mają one średnice rzędu 100 m[42]. Prócz tego w układzie Saturna znane są księżyce, których oddziaływanie grawitacyjnie kształtuje wąski pierścień F, zwaneksiężycami pasterskimi (Prometeusz iPandora).
W historii obserwacji i badania Saturna wyróżnia się trzy główne fazy. W starożytności, przed wynalezieniem teleskopów, obserwacje prowadzono gołym okiem. Począwszy od XVII wieku dokonywane były coraz bardziej zaawansowane obserwacje z Ziemi, przy użyciu coraz doskonalszych teleskopów. Kolejnym etapem było prowadzenie badań przy pomocy sond, na orbicie lub przelot w pobliżu planety. W XXI wieku nadal prowadzone są obserwacje z Ziemi i orbity okołoziemskiej, oraz przy pomocy sondyCassini na orbicie Saturna.
Saturn jest planetą znaną od czasów prehistorycznych[43]. W dawnych czasach w Układzie Słonecznym poza Ziemią znanych było 5 planet (oprócz Ziemi), ich współczesne nazwy pochodzą zmitologii rzymskiej. Babilońscy astronomowie systematycznie obserwowali i rejestrowali ruch Saturna na nieboskłonie[44]. W mitologii rzymskiej bóg Saturn, od którego bierze swoją nazwę planeta, był staroitalskim bogiem rolnictwa i zasiewów[45]. Rzymski bóg Saturn jest odpowiednikiemgreckiegoKronosa[45]. Grecy poświęcili najbardziej zewnętrzną znaną wówczas planetę Kronosowi[46], Rzymianie utrzymali patrona, zmieniając nazwę na imię ze swojej mitologii.
Ptolemeusz, grecki matematyk mieszkający wAleksandrii[47] obserwował opozycję Saturna, która stała się podstawą określenia elementów jego orbity[48]. W hinduskiej astrologii znajduje się dziewięć astrologicznych obiektów, nazywanychNawagraha. Saturn jest znany jakoŚani[45]. W V w. n.e hinduscy astronomowie w tekścieSurya Siddhanta oszacowali średnicę Saturna na 118 902 km[49], obecnie (2014) przyjmowana średnica równikowa planety to 120 536 km[1]. W astrologii chińskiej i japońskiej planeta Saturn jest określana jako gwiazda ziemi (土星). Określenie to pochodzi od pięciu elementów (Wu xing) chińskiej filozofii, przyporządkowanychżywiołom natury.
W starożytnymjęzyku hebrajskim Saturn nazywany jest Shabbathai. Jego aniołem jestKasjel. Jego inteligencją (dobroczynnym duchem) jestAgiel, a jego przeciwieństwem jest Zazel. W językachtureckim,urdu imalajskim, jego imię brzmi „Zuhal” i pochodzi odarabskiego زحل.
Robert Hooke zauważył cienie rzucane przez planetę na pierścienie i przez pierścienie na planetę (a i b), uwiecznione na rysunku Saturna z 1666 r.
Obserwacje pierścieni Saturna wymagają teleskopu o średnicy co najmniej 15 mm[50]. Jako pierwszy dziwne zjawisko wokół Saturna zauważył Galileusz w 1610 roku[51], ale ponieważ posługiwał się słabą lunetą, uznał, że widzi dwa duże ciała obok Saturna. W 1655 rokuChristiaan Huygens jako pierwszy opisał dysk materiału krążącego wokół planety. Huygens odkrył księżyc Saturna, Tytana. Niedługo potemGiovanni Cassini odkrył cztery kolejne księżyce:Japeta,Reę,Tetydę iDione. W 1675 odkrył przerwę pomiędzy pierścieniami A i B, która od jego nazwiska została nazwanaPrzerwą Cassiniego[52].
Dalsze odkrycia zostały dokonane w 1789 roku, kiedyWilliam Herschel odkrył dwa kolejne księżyce –Mimasa iEnceladusa.Hyperion, satelita o nieregularnych kształtach, będący wrezonansie orbitalnym z Tytanem, został odkryty w 1848 przez brytyjskich astronomów.
W 1899William Henry Pickering odkryłFebe, księżyc, który posiada nieregularny kształt i nie obraca się w tym samym kierunku co znane wcześniej satelity, ale przeciwnie do kierunku obrotu Saturna i większych księżyców. Febe jest pierwszym takim poznanym satelitą, i potrzebuje ponad roku, by okrążyć Saturna, poruszając sięruchem wstecznym. W XX wieku badania nad Tytanem doprowadziły do potwierdzenia (w 1944 roku), że ma on gęstą atmosferę – jako jedyny wśród księżyców w Układzie Słonecznym.
We wrześniu 1979 roku po raz pierwszy do Saturna zbliżyła się sonda kosmiczna – był toPioneer 11. Przeleciała ona w odległości 20 000 km od górnej warstwy chmur planety. Sonda zrobiła zdjęcia planety i kilku księżyców w niskiej rozdzielczości; nie była ona wystarczająco dobra, aby dostrzec szczegóły powierzchni. Sonda przeleciała również przez pierścienie. Wśród nowych odkryć był cienki pierścień F oraz fakt, że ciemne luki w pierścieniach są jasne, gdy są obserwowane w kierunku Słońca, czyli innymi słowy, że nie są one puste.Pioneer 11 dokonał również pomiaru temperatury Tytana[53].
W listopadzie 1980Voyager 1 pomyślnie dotarł do Saturna przeprowadzając obserwacje systemu księżyców i planety.Voyager jako pierwszy dostarczył wysokiej jakości zdjęcia planety, jej pierścieni i wielu księżyców, ukazujące szczegóły ich powierzchni. Wykonał bardzo bliski przelot w pobliżu Tytana, znacznie zwiększając naszą wiedzę na temat atmosfery tego księżyca. Jednak okazało się, że atmosfera Tytana jest nieprzezroczysta dla światła widzialnego, co uniemożliwiło obserwację szczegółów jego powierzchni. Przelot spowodował również zmianę trajektorii sondy, wyrzucając ją daleko od płaszczyzny Układu Słonecznego[54].
Kolejne badania układu Saturna przeprowadziła w sierpniu 1981 sondaVoyager 2. Wykonała ona więcej zdjęć księżyców Saturna z niewielkiej odległości, uzyskując również dowody na zmiany w atmosferze planety oraz w układzie pierścieni. Podczas przelotu sondy platformy obrotowe kamery zostały zablokowane na kilka dni, tak że części z planowanych zdjęć nie udało się wykonać.Asysta grawitacyjna Saturna została wykorzystana do skierowania sondy w kierunku Urana[54].
SondyVoyager odkryły i potwierdziły istnienie kilku nowych satelitów krążących w pobliżu lub w obrębie pierścieni planety. Odkryły też niewielką przerwę Maxwella wewnątrz pierścienia C orazprzerwę Keelera o szerokości 42 km w pierścieniu A.
Zaćmienie Słońca przez Saturna, widziane z sondy Cassini
1 lipca 2004 sondaCassini wykonała manewr SOI (Saturn Orbit Insertion) i weszła na orbitę wokół planety. Jeszcze przed wejściem na orbitę sonda badała intensywnie system Saturna. W czerwcu 2004 r. przeleciała blisko księżycaFebe, przesyłając obrazy o wysokiej rozdzielczości i wiele danych.
Na początku 2005 roku przy pomocy sondy Cassini naukowcy zaobserwowali występowaniepiorunów na Saturnie. Oszacowano ich moc na około 1000 razy większą od piorunów ziemskich[55].
Podczas przelotu sondyCassini koło największego księżyca Saturna, Tytana, sonda wykonała obrazy radarowejezior węglowodorów oraz ich wybrzeży, licznych wysp i gór. Przed uwolnieniem próbnikaHuygens, 25 grudnia 2004 r. orbiter przeleciał dwukrotnie w pobliżu tego księżyca. PróbnikHuygens opadł na powierzchnię Tytana 14 stycznia 2005. Podczas wchodzenia w atmosferę i po wylądowaniu wysyłał dane do orbiteraCassini. W 2005 r. sonda przeprowadziła serię przelotów w pobliżu Tytana i innych satelitów.
10 marca 2006 na zdjęciach przesłanych z sondy Cassini odkryto aktywnośćgejzerów na księżycu Saturna, Enceladusie, co jest pośrednim dowodem istnienia podpowierzchniowych zbiorników wody w stanie ciekłym. Niektóre inne księżyce w Układzie Słonecznym również posiadają oceany płynnej wody – pod skorupą o wielokilometrowej grubości. Ale na Enceladusie pokłady ciekłej wody mogą się znajdować nie więcej niż kilkadziesiąt metrów pod powierzchnią[56].
20 września 2006 r. sonda Cassini wykonała zdjęcie wcześniej nieznanych pierścieni planety – po zewnętrznej stronie jaśniejszych pierścieni Saturna, a wewnątrz pierścieni G i E. Istnieją przypuszczenia, że powstanie tego pierścienia jest wynikiem bombardowania przezmeteoroidy dwóch księżyców Saturna[57].
W lipcu 2006 r. Cassini zdobyła pierwszy dowód na istnienie jezior węglowodorów w pobliżu północnego bieguna Tytana, co zostało potwierdzone w styczniu 2007 r. W marcu 2007 r. sonda wykonała zdjęcia okolic bieguna, dokumentując istnienie „mórz”węglowodorowych, z których największe,Kraken Mare, jest niemal wielkościMorza Kaspijskiego[58].
W październiku 2006 sonda wykryła huragan o średnicy 8000 km zokiem cyklonu położonym na biegunie południowym Saturna[59].
Od wejścia na orbitę w 2004 roku do 2 listopada 2009 r. misja Cassini odkryła i potwierdziła istnienie 8 wcześniej nieznanych naturalnych satelitów Saturna. Podstawowa misja sondy zakończyła się w 2008 roku, jednak została dwukrotnie przedłużona, do roku 2017.
Saturn jest najbardziej odległą z pięciu planet łatwo dostrzegalnych gołym okiem (pozostałe cztery to:Merkury,Wenus,Mars i Jowisz; dodatkowo Uran i od czasu do czasuplanetoida(4) Westa mogą być widoczne gołym okiem, przy bardzo ciemnym niebie). Był najdalszą znaną planetą, aż do czasu odkrycia Urana w 1781. Saturn widoczny jest gołym okiem na nocnym niebie jako jasny, żółtawy punkt światła, którego wielkość wynosi zwykle od +1 do 0magnitudo. Do obserwacji pierścieni Saturna konieczne są przyrządy optyczne (duża lornetka lub teleskop) powiększające co najmniej dwudziestokrotnie[12][50].
Opozycje Saturna względem pozycji Ziemi
Saturn i jego pierścienie są najlepiej widoczne, gdy planeta jest w pobliżuopozycji, kiedy jejelongacja wynosi ok. 180°, to znaczy Saturn widoczny jest na niebie po przeciwnej stronie niż Słońce. W czasie opozycji 17 grudnia 2002 r. Saturn osiągnął najwyższą jasność, przy jednocześnie najlepszych warunkach obserwacji jego pierścieni[60]. Saturn był jeszcze bliżej Ziemi i Słońca podczas opozycji 31 grudnia 2003 r.[60]
Nazwa planety pochodzi od rzymskiego bogaSaturna, na cześć którego organizowano doroczne święto –Saturnalia, obchodzone wstarożytnym Rzymie[61]. W hinduizmie planeta była traktowana jako bógŚani.
W okresie starożytnym był wykorzystywany wastrologii; Saturn () miał rządzić znakamiKoziorożca iWodnika, i najbardziej wpływać na ludzki los przechodząc przez nie[62].Symbolem Saturna jest rzymskiboży sierp (Unicode:♄). Analogicznie do innych planet oraz Słońca i Księżyca kojarzony był z jednym z 7 znanych wówczas metali – w tym przypadku zołowiem.
W klasycznej astronomiichińskiej Saturn był uważany zgodnie z teoriąpięciu elementów za planetę związaną z centrum świata i żywiołem ziemi, a jego kolorem był żółty[63].
W XVIII w. Saturn stał się obiektem fantastyki naukowej. W 1752 roku w dzieleMicromegas nawiązał do niegoWolter i w swoich wyobrażeniach umieścił na planecie inteligentną cywilizację z własnąakademią[64]. We współczesnym świecie nazwa planety, jako rozpoznawalna, bywa wykorzystywana do nazywania rzeczy niemających związku z tym ciałem niebieskim.
Po II wojnie światowej zespół niemieckich naukowców pod kierownictwemWernhera von Brauna opracował rakiety typuSaturn celem wyniesienia ładunków na orbitę Ziemi i poza nią. Pierwotnie zaprojektowane jako wojskowe wyrzutnie satelitarne, stały się pojazdami nośnymi dlaProgramu Apollo.
7 stycznia 1985 koncern motoryzacyjnyGeneral Motors powołał nową markęSaturn (zlikwidowaną w 2010 roku), która miała być odpowiedzią na sukces japońskich samochodów importowanych doStanów Zjednoczonych[66].
Symbol przedstawiający planetęSaturn jest także używany przez niemiecką sieć marketów oferujących artykuły RTV i AGD, działającą w wielu krajach Europy (przez pewien czas także w Polsce)[67], oraz przez koncern Sega, któregokonsola do gier nosi nazwęSega Saturn; do planety nawiązuje również elementami logo – pierścieniami otaczającymi planetę.
↑Saturn Moons [online], NASA Solar System Exploration [dostęp 2023-02-14](ang.).
↑KirkK.MunsellKirkK.,The Story of Saturn, NASA Jet Propulsion Laboratory; California Institute of Technology, 6 kwietnia 2005 [zarchiwizowane 2008-08-16].
↑R.R.CourtinR.R.,D.D.GautierD.D.,A.A.MartenA.A.,B.B.BezardB.B.,The Composition of Saturn’s Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra, „Bulletin of the American Astronomical Society”, 15, 1967, s. 831,Bibcode: 1983BAAS...15..831C [dostęp 2023-02-14](ang.), abstrakt konferencyjny.
↑D.A.D.A.GodfreyD.A.D.A.,A hexagonal feature around Saturn’s north pole, „Icarus”, 76 (2),1988, s. 335–356,DOI: 10.1016/0019-1035(88)90075-9 [dostęp 2023-02-14](ang.).
↑A.A.Sanchez-LavegaA.A.,J.J.LecacheuxJ.J.,F.F.ColasF.F.,P.P.LaquesP.P.,Ground-Based Observations of Saturn’s North Polar Spot and Hexagon, „Science”, 260 (5106),1993, s. 329–332,DOI: 10.1126/science.260.5106.329 [dostęp 2023-02-14](ang.).
↑A.A.Sánchez-LavegaA.A.,S.S.Pérez-HoyosS.S.,R.G.R.G.FrenchR.G.R.G.,Hubble Space Telescope Observations of the Atmospheric Dynamics in Saturn’s South Pole from 1997 to 2002, „Bulletin of the American Astronomical Society”, 34, 8 października 2002, s. 857,Bibcode: 2002DPS....34.1307S(ang.), abstrakt konferencyjny.
↑D.A.D.A.GurnettD.A.D.A. i inni,The Variable Rotation Period of the Inner Region of Saturn’s Plasma Disk, „Science”, 316 (5823),2007, s. 442–445,DOI: 10.1126/science.1138562 [dostęp 2023-02-14](ang.).
↑FrankF.SpahnFrankF. i inni,Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring, „Science”, 311 (5766),2006, s. 1416–1418,DOI: 10.1126/science.1121375,PMID: 16527969 [dostęp 2023-02-14](ang.).
↑Serge Brunier: Solar System Voyage. Cambridge University Press, 2005, s. 164.
↑Matthew S.M.S.TiscarenoMatthew S.M.S.,Joseph A.J.A.BurnsJoseph A.J.A.,Matthew M.M.M.HedmanMatthew M.M.M.,Carolyn C.C.C.PorcoCarolyn C.C.C.,The Population of Propellers in Saturn’s A Ring, „The Astronomical Journal”, 135 (3),2008, s. 1083–1091,DOI: 10.1088/0004-6256/135/3/1083,arXiv:0710.4547 [dostęp 2023-02-14](ang.).
↑abRichard W.R.W.SchmudeRichard W.R.W., jr.,Saturn in 2002-03, „Georgia Journal of Science”, 2003 [zarchiwizowane 2007-10-16]. Brak numerów stron w czasopiśmie
↑Willy Ley: Die Himmelskunde: eine Geschichte der Astronomie von Babylon bis zum Raumzeitalter. Düsseldorf / Vienna: Econ-Verlag, 1965, s. 188. (niem.).
.svg)
.png)
.jpg)
.jpg)
_large.jpg)