Сатурн (планета) – Уикипедия

Вижте пояснителната страница за други значения на Сатурн.
Сатурн ♄
Сатурн, заснет от Касини-Хюйгенс (октомври 2004 г.)
Сатурн, заснет от Касини-Хюйгенс
(октомври 2004 г.)
Орбитални параметри
(Епоха J2000)
Голяма полуос (a)1 426 725 413 km
9,53707032 АЕ
Орбитална обиколка8,958 Tm
59,879 АЕ
Ексцентрицитет (e)0,05415060
Перихелий1 349 467 375 km
9,02063224 АЕ
Афелий1 503 983 449 km
10,05350840 АЕ
Звездна година29,45 години
Орбитален период (P)10 757,7365 дни
(29,45 години)
Синодичен период378,09 дни
Средна орбитална скорост9,638 km/s
Макс. орбитална скорост10,185 km/s
Мин. орбитална скорост9,136 km/s
Инклинация (i)2,48446°
(5.51° към слънчевия екватор)
Дължина на възходящия възел113,71504°
Параметър на
перихелия (ω)		338,71690°
Брой естествени спътници145
Физически характеристики
Екваториален диаметър120 536 km[1]
(9,449 земни екваториални диаметъра)
Полярен диаметър108 728 km
(8,552 земни полярни диаметъра)
Сплеснатост0,09796
Площ4,27 × 1010 km²
(83,703 земни площи)
Обем7,46 × 1014 km³
(763,59 земни обема)
Маса (m)5,6846 × 1026 kg
(95,162 земни маси)
Средна плътност0,6873 g/cm³
(по-малка от тази на водата)
Екваториална гравитация8,96 m/s²
(0,914 G)
Втора космическа скорост35,49 km/s
Период на въртене0,4440092592 дни
(10 часа 39 мин 22,4 сек)[2]
Скорост на въртене9,87 km/s = 35 500 km/h
(на екватора)
Наклон на оста26,73°
Ректасцензия на северния полюс (α)40,59°
(2 часа 42 мин 21 сек)
Деклинация на северния полюс (δ)83,54°
Албедо0,47
Повърхностна температура (T)мин.: 82 K
средна: 143 K
макс.: неизв.
Атмосферни характеристики
Атмосферно налягане140 kPa
Кислород0,0005%
Водород~96%
Хелий~3%
водна пара0,1%
Метан~0,4%
Амоняк0,01%
Етан0,0007%
Символ♄
Сатурн в Общомедия

Сатурн е шестата планета от Слънчевата система. Тя е газов гигант и е втора по големина в Слънчевата система след Юпитер. Сатурн е известен най-вече с пръстените си, съставени от лед и космически прах. Сатурн носи името на римския бог на посевите и на земеделието Сатурн, съответствие на титана Кронос в древногръцката митология. Символът на планетата е стилизирано изображение на сърп (♄).

Сатурн е съставен от водород, хелий и следи от други елементи.[3] Вътрешността на планетата е съставена от малко ядро от скали и лед, оградено от тънък слой метален водород, който е ограден от дебел външен слой газове. Скоростта на вятъра на Сатурн може да достигне до 1800 km/h, много по-бързо от ветровете на Юпитер. Планетата има магнитно поле със средна сила между това на Земята и много по-силното магнитно поле около Юпитер.

Сатурн притежава голяма система от планетни пръстени, съставени най-вече от лед, примесен с малки частици космически прах. Открити са шестдесет естествени спътника около планетата. Титан, най-големият около Сатурн и втори в Слънчевата система (след Ганимед около Юпитер), е по-голям от планета Меркурий и единственият естествен спътник в Слънчевата система, притежаващ значителна атмосфера.[4] През януари 2005 г. космически модул достигна до повърхността на Титан, която има консистенция на мокър пясък.

Физични характеристики

[редактиране | редактиране на кода]

За сфероидната форма на Сатурн са характерни силното „сплесване“ в областта на полюсите и „издуване“ в зоната на екватора. Разликата между неговия екваториален (120 536 km) и полярен (108 728 km) диаметър е почти 10%.[5] Причина за това е бързото въртене и течното състояние на планетата. Сатурн е единствената планета в Слънчевата система, която е с по-малка плътност от водата – 0,69 g/cm3. Ядрото на планетата обаче е значително по-плътно от леката атмосфера. Сатурн е равен само на 95 земни маси, сравнено с Юпитер, който тежи 318 пъти по масата на Земята,[6] но е само 20% по-голям от Сатурн.[7]

Състав

[редактиране | редактиране на кода]
Температурна емисия на Сатурн, на която е видна гореща област, разположена на южния полюс

Вътрешността на Сатурн е подобна на тази на Юпитер – скално ядро в центъра, покрито със слоеве (отвътре навън) от метализиран водород и молекулярен водород. Има следи от водни и амонячни кристали,[8] както и от метан, етан и др.[9] Общата маса на тези елементи се изчислява на около 19 до 31 пъти по-голяма от тази на Земята, с най-голяма концентрация в ядрото.[10]

Температурата във вътрешността достига до 12 000 K; планетата излъчва 2,6 пъти повече топлина, отколкото получава от Слънцето, което е признак за високата температура на ядрото. Смята се, че основният метод за получаване на тази топлина е по механизма на Келвин – Хелмхолц (бавно сгъстяване под действието на гравитацията). Част от топлината може би се получава във вътрешността при „утаяването“ на хелия в предимно водородната среда[11] (хелият е по-тежък от водорода) и отделената енергия вследствие на триенето между атомите.

Атмосфера

[редактиране | редактиране на кода]
Шестоъгълен облак на Северния полюс на Сатурн, открит от Вояджър 1 и потвърден от Касини през 2006 г.[12]

За атмосферата на Сатурн са характерни облачни пояси, подобни на тези на Юпитер, но много по-бледи и по-широки в областта на екватора. Облачните пояси на Сатурн за първи път са изследвани от апаратите Вояджър. Впоследствие обаче увеличението в разделителната способност на земните телескопи (виж също телескопа Хъбъл) позволява тези пояси да се наблюдават и от Земята.

За атмосферата на Сатурн са характерни бури и турбуленции, подобни на тези на Юпитер. През 1990 г. телескопът Хъбъл наблюдава голям бял облак близо до екватора на планетата, който не е бил забелязан при наблюденията, извършени от апаратите Вояджър.

През 1994 г. е наблюдавана още една по-малка буря. При наблюдения в инфрачервения диапазон е открит полярният вихър (вид турбуленция), за който е характерно, че е значително по-топъл от заобикалящата го атмосфера и е единствен по рода си в Слънчевата система. Докато температурата на Сатурн обикновено е около −185 °C, температурата на вихъра е около −122 °C.[13]

Голяма шестоъгълна вълна, която се насочва към полярната вихрушка, е забелязана първо на снимките, направени от Вояджър.[14][15] През ноември 2006 г. НАСА обявява, че космическият апарат Касини е наблюдавал ураганна буря на южния полюс, която има ясно видимо око.[16] Тези наблюдения са важни, защото освен на Земята не са наблюдавани на друга планета облаци във формата на око на циклон (включително и провалилото се наблюдение на Голямото червено петно на Юпитер от космическия апарат Галилео).[17]

Магнитно поле и магнитосфера

[редактиране | редактиране на кода]

Сатурн има магнитно поле с проста сферична форма на магнитен дипол. Силата му е 0,2 Гауса (20 µT) на екватора, което е около 1/20 от магнитното поле около Юпитер и малко по-слабо от това на Земята.[18] В резултат магнитосферата му е много по-малка от Юпитеровата и се простира малко отвъд орбитата на Титан.[19] Най-вероятно магнитното поле се създава от метализирания водороден слой (наречен метализирано водородно динамо), подобно на магнитното поле при Юпитер. Както при другите планети и магнитосферата на Сатурн може да отклонява частиците, идващи от слънчевия вятър.[19] Спътникът Титан обикаля във външната част на магнитосферата и тя взаимодейства с йонизирани частици от атмосферата на естествения спътник.[18]

Въртене

[редактиране | редактиране на кода]
Анимация на хексагонален облак на Северния полюс на планетата

Средното разстояние между Сатурн и Слънцето е 1 400 000 000 km (9 AU).[5] Със средна орбитална скорост 9,69 km/s, на Сатурн му трябват около 10 759 земни дни (или около 29½ години), за да направи една обиколка около Слънцето.[5]

Заради ексцентрицитета от 0,056, разстоянието между Сатурн и Слънцето варира с около 155 000 000 km между перихелия и афелия.

Сатурн не се върти като твърдо тяло – определени са два периода на въртене в зависимост от географската ширина: Система I има период на въртене от 10 часа 14 минути и 00 секунди (844,3°/ден) и включва екваториалната зона от северната граница на южния екваториален пояс до южната граница на северния екваториален пояс. Всички други ширини са в Система II, за която е определен период на въртене от 10 часа 39 минути и 24 секунди (810,76°/ден). Система III се базира на радионаблюдения на планетата и за нея е определен период на въртене от 10 часа 39 минути 22,4 секунди (810,8°/ден). Понеже периодът на Система III е много близък до този на Система II, то в повечето случаи астрономите използват Система II (виж също въртене на Юпитер).

Приближавайки се към Сатурн през 2004 г., апаратът Касини-Хюйгенс открива, че периодът на Система III се е увеличил до 10 часа 45 минути 45 секунди (при грешка ±36 секунди).[20] Причината за тази промяна е неизвестна.

По последна информация базирана на многобройни измервания, направени от сондите Касини, Вояджър и Пионер, е обявено през септември 2007 г., че денонощието на Сатурн е 10 часа 32 мин. и 35 сек.[21]

Пръстените на Сатурн

[редактиране | редактиране на кода]
 Основна статия: Пръстени на Сатурн
Пръстените на Сатурн в спектъра на видимата светлина и на радиовълните

Най-голямата забележителност на Сатурн вероятно са неговите пръстени – сами по себе си уникален обект в Слънчевата система.[22]

Исторически наблюдения

[редактиране | редактиране на кода]

Пръстените на Сатурн за първи път са били забелязани от Галилео Галилей през 1610 г., но първоначално той погрешно смятал, че те са големи спътници в близост до планетата.[23] В писмото до своя благодетел, херцогът на Тоскана, Галилей пише:
„Сатурн не е сам, а е съставен от три части, които почти се докосват и не се движат или изменят една спрямо друга. Подредени са на една права, успоредна на зодиака, средната част е Сатурн, който е около три пъти по-голям от страничните части“.
Галилео също е описал Сатурн като имащ „уши“. През 1612 г. Земята пресича равнината на пръстените, вследствие на което те стават невидими и през 1613 г., след като Земята се отдалечава от равнината им, те отново стават наблюдаеми. Това явление обърква допълнително Галилео, който смятал пръстените на Сатурн за „дръжки“, стърчащи от двете страни на диска на планетата.[24]

През 1655 г. Кристиян Хюйгенс наблюдава и правилно описва пръстените, използвайки много по-мощен телескоп от този на Галилей. През 1675 г. Джовани Доменико Касини открива, че пръстените се състоят от множество тесни пръстени с пролуки между тях. Най-голямата пролука в пръстените носи неговото име – деление на Касини.[25]

През 1859 г. Джеймс Кларк Максуел доказва, че пръстените не могат да бъдат твърди, защото биха се „счупили“. Той предполага, че пръстените са съставени от множество частици, които обикалят около планетата.[26] През 1895 г. теорията му е потвърдена в обсерваторията Лик.

Физически характеристики на пръстените

[редактиране | редактиране на кода]

Пръстените на Сатурн могат да се наблюдават с обикновен любителски телескоп или с бинокъл с добро увеличение. Те се простират от 6630 до 120 700 km над екватора на планетата и са съставени от силикатни скали, железен оксид и ледени частици[27] с големина, варираща от песъчинки до малки автомобили.[28]

Две основни теории обясняват произхода на пръстените. Според първата теория, предложена от Едуард Рош, те са останки от спътник, който се е приближил твърде близо до Сатурн и е бил разрушен от приливните сили на планетата (виж граница на Рош). Според вариант на тази теория, спътникът е бил разрушен вследствие на сблъсък с друго небесно тяло – астероид или комета.

Според втората теория пръстените са останки от първичния материал в слънчевата мъглявина. Тази теория не е широко приета поради преобладаващото мнение сред учените, че пръстените на Сатурн не са стабилни в дългосрочен план и следователно са се образували сравнително скоро.

Най-големите пролуки в пръстените като делението на Касини и делението на Енке могат да бъдат наблюдавани от Земята. Апаратите Вояджър разкриват картина от хиляди тънки пролуки, тесни пръстени и спирални вълни, за които се смята, че са следствие от гравитационното въздействие на множеството спътници на Сатурн. Някои от пролуките биват „разчиствани“ от микроспътници като Пан, някои от които може би все още не са открити. Други са поддържани от гравитационните ефекти на Прометей и Пандора. Трети са вследствие на резонанса между орбиталния период на дадена пролука в пръстена с някой от естествените спътници на Сатурн (особено по-масивните). По този начин Мимас поддържа делението на Касини.

Обратната страна на пръстените

[редактиране | редактиране на кода]

Сравнение между снимките, направени от Касини-Хюйгенс (октомври 2004 г.), Пионер 11 (1979 г.) и телескопа Хъбъл

Снимка направена от Касини-Хюйгенс: 27 март, 2004 г. на която пръстените са осветени фронтално. Забележете сянката на Сатурн върху пръстените и сянката на пръстените върху планетата. Най-широкия пръстен Б е и най-яркия
Снимка направена от Пионер 11: 11 септември, 1979 г. на неосветената част от пръстените. Най-широките им части са почти невидими
Снимка направена от Касини-Хюйгенс: 27 октомври, 2004 г. на неосветената част от пръстените. Широкият пръстен Б изглежда най-тъмен от този ъгъл
Снимка на осветената част на пръстените от земна орбита направена от телескопа Хъбъл през октомври 1996 г.

Осветената страна на пръстените изглежда различна от неосветената, която е тъмна и пръстен Б е почти черен. Наблюдение на неосветената част от пръстените (подобно на обратната страна на Луната) е възможно само от космически апарати и през 2004 г. апаратът Касини-Хюйгенс ги засне за първи път от 25 години.

„Спиците“ на пръстените

[редактиране | редактиране на кода]
„Спици“ в пръстен Б заснети от Вояджър 2 през 1981 г.

Преди 1980 г. се смяташе, че структурата на пръстените на Сатурн е диктувана изцяло от гравитацията. По време на мисиите на апаратите Вояджър бяха наблюдавани тъмни радиални линии по пръстен Б, впоследстие наречени „спици“, чието продължително съществуване и въртене като едно цяло не може да се обясни от орбиталната механика.[29] Предполага се, че те са последица от електромагнитни взаимодействия, тъй като се въртят в почти пълен синхрон с магнитосферата на Сатурн. Точният механизъм на тяхното образуване обаче все още е неизвестен.[30]

Към февруари 2005 г. апаратът Касини-Хюйгенс все още не е открил спици в пръстените, въпреки че е оборудван с по-добри камери от тези на Вояджър. Възможно е те да изчезват и да се появяват в зависимост от сезоните на планетата. Някои учени смятат, че те няма да се появят отново преди 2007 г. Въпреки това екипът, изследващ снимките от Касини, продължава да следи за спици в пръстените и те се появяват отново на изображенията, изпратени от апарата на 5 септември 2005 г.[31]

Спътниците на Сатурн

[редактиране | редактиране на кода]
 Основна статия: естествени спътници на Сатурн
Системата от естествени спътници около Сатурн.

Сатурн има голям брой естествени спътници (60 известни, изключвайки огромния брой тела, съставящи пръстените), 52 от които са именувани. Някои от спътниците са много малки: 34 са по-малки от 10 km в диаметър, а други 13 по-малки от 50 km в диаметър.[32] Освен това има 3 небесни тела, за които се предполага, че може да са спътници, но може и да са просто големи образувания от прах в пръстените на планетата.

Най-големият спътник е Титан – единственият спътник в Слънчевата система, за който със сигурност се знае, че има гъста атмосфера. В сравнение с останалите спътници на Сатурн, Титан е огромен. След Слънцето, осемте планети и Юпитеровия спътник Ганимед, Титан е най-масивният обект в Слънчевата система. Титан съдържа около 90% от масата на материята около Сатурн и пръстените му.[33]

Вторият по големина спътник на планетата е Рея, за която се предполага, че има разредена система от пръстени.[34]

Повечето от спътниците на Сатурн са наименувани на Титаните от гръцката митология.


Големите спътници на Сатурн, сравнени със Земната Луна.
Спътник Диаметър (km) Маса (kg) Орбитален радиус (km) Орбитален период (дни)
Мимас 400
(10% Луна)		 0,4×1020
(0,05% Луна)		 185 000
(50% Луна)		 0,9
(3% Луна)
Енцелад 500
(15% Луна)		 1,1×1020
(0,2% Луна)		 238 000
(60% Луна)		 1,4
(5% Луна)
Тетида 1 060
(30% Луна)		 6,2×1020
(0,8% Луна)		 295 000
(80% Луна)		 1,9
(7% Луна)
Диона 1 120
(30% Луна)		 11×1020
(1,5% Луна)		 377,000
(100% Луна)		 2.7
(10% Луна)
Рея 1 530
(45% Луна)		 23×1020
(3% Луна)		 527 000
(140% Луна)		 4,5
(20% Луна)
Титан 5 150
(150% Луна)		 1350×1020
(180% Луна)		 1 222 000
(320% Луна)		 16
(60% Луна)
Япет 1 440
(40% Луна)		 20×1020
(3% Луна)		 3 560 000
(930% Луна)		 79
(290% Луна)

Вижте също хронология на откриване на планетите в Слънчевата система и на техните естествени спътници.

Изследване на Сатурн

[редактиране | редактиране на кода]
 Основна статия: Изследване на Сатурн

Пионер 11

[редактиране | редактиране на кода]
 Основна статия: Пионер 11

Първата сонда, посетила планетата, е Пионер 11. През септември 1979 г., тя прелита на височина 20 000 km над горния слой облаци. Апаратът успява да направи снимки с ниска резолюция на планетата, спътниците и пръстените ѝ. Сондата успява да измери температурата на спътника Титан.[35]

Вояджър

[редактиране | редактиране на кода]
 Основна статия: Вояджър (програма)

През ноември 1980 г. Вояджър 1 преминава покрай планетата. Сондата заснема първите снимки с висока резолюция на Сатурн и спътниците му. За пръв път са наблюдавани особености от повърхността на по-големите сатурнови спътници. Апаратът прелита близо до Титан и успява да проучи атмосферата му. Вояджър 1 обаче доказва, че тя е непроницаема за вълните във видимия спектър и не успява да заснеме някакви характерни особености. Прелитането променя траекторията на апарата към излизане от Слънчевата система.[36]

Почти година по-късно Вояджър 2 продължава изучаването на системата на Сатурн. Направени са нови открития за неговите пръстени и са открити няколко нови спътника. Вояджър 2 използва гравитацията на Сатурн, за да нагласи траекторията си към Уран.[36]

Касини-Хюйгенс

[редактиране | редактиране на кода]
 Основна статия: Касини-Хюйгенс

Предишни и настоящи мисии

[редактиране | редактиране на кода]
Апарат Пристигане на Сатурн Напускане на Сатурн/
Прекратяване на мисията 		Тип мисия Бележки
Съединени американски щати Пионер 11 1 септември 1979 1 септември 1979 Облитане Първи апарат, достигнал до Сатурн
Съединени американски щати Вояджър 1 25 август 1981 25 август 1981 Облитане
Съединени американски щати Вояджър 2 12 ноември 1980 12 ноември 1980 Облитане
Съединени американски щати Касини 1 юли 2004 Операционен Орбитален Апарат
Сонда Хюйгенс 25 декември 2004 25 декември 2004 Приземяем апарат Първият апарат, който каца на Титан

Бъдещи мисии

[редактиране | редактиране на кода]
Апарат Изстрелване Пристигане на Сатурн Тип мисия Бележки
Съединени американски щати Облитане на Сатурн със сонди 2015 Облитане
Съединени американски щати Изследовател на Енцелад 2020 Орбитален апарат с или без спускаем апарат
Съединени американски щати Изследовател на Титан 2025 Орбитален апарат + спускаем апарат

Наблюдение на Сатурн

[редактиране | редактиране на кода]
Опозиции на Сатурн: 2001 – 2029

Сатурн е най-отдалечената от петте планети, които са лесно видими с невъоръжено око, другите четири са Меркурий, Венера, Марс и Юпитер (Уран и 4 Веста са видими само при много тъмно небе), и е последната планета, която ранните астрономи откриват преди Уран през 1781 г.

Сатурн и неговите пръстени са най-подходящи за наблюдение по време на опозиция (при елонгация от 180°).

Периоди на опозиция 2001 – 2005
Дата Разстояние до
Земята (АЕ) 		Ъглов диаметър
(arcsec)
3 декември, 2001 г. 8,08 20,6
17 декември, 2002 г. 8,05 20,7
31 декември, 2003 г. 8,05 20,7
13 януари, 2005 г. 8,08 20,6

За невъоръженото око Сатурн изглежда като ярка жълтеникава звезда с видима величина между +1 и 0 с период на пълно завъртане на фона на далечните звезди равен на приблизително 29,5 години. Бинокъл или телескоп с увеличение от поне 20 пъти са необходими за добри наблюдения.[37]

Сатурн в киното и фантастиката

[редактиране | редактиране на кода]
 Основна статия: Сатурн във фантастиката

Сатурн е популярен сред писателите-фантасти, въпреки че се използва от тях предимно като красива сцена вместо като важна част от действието.

Източници

[редактиране | редактиране на кода]
  1. ↑ Saturn // www.onasch.de. Посетен на 18 юли 2013. (на английски)
  2. ↑ Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elemtents of the planets and satellites: 2000 // HNSKY. Архивиран от оригинала на 2013-08-10. Посетен на 18 юли 2013. (на английски)
  3. ↑ Hamilton, Calvin. Voyager Saturn Science Summary // Solarviews, 1997. Посетен на 4 април 2008.
  4. ↑ Munsell, Kirk. The Story of Saturn // NASA Jet Propulsion Laboratory; California Institute of Technology, 6 април 2005. Архивиран от оригинала на 2005-12-02. Посетен на 4 април 2008.
  5. ↑ а б в Williams, Dr. David R. Saturn Fact Sheet // NASA, 7 септември 2006. Посетен на 4 март 2008.
  6. ↑ Williams, Dr. David R. Jupiter Fact Sheet // NASA, 16 ноември 2004. Посетен на 4 април 2008.
  7. ↑ Jupiter compared to Saturn // NASA. Архивиран от оригинала на 2008-02-27. Посетен на 4 април 2008.
  8. ↑ Martinez, Carolina. Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep // NASA, 5 септември 2005. Архивиран от оригинала на 2020-05-20. Посетен на 4 април 2008.
  9. ↑ Courtin, R.; Gautier, D.; Marten, A.; Bezard, B. The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra // Bulletin of the American Astronomical Society 15. 1967. с. 831. Посетен на 4 април 2008.
  10. ↑ Guillot, Tristan. Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System // Science 286 (5437). 1999. с. 72 – 77. Архивиран от оригинала на 2003-08-31. Посетен на 4 април 2008.
  11. ↑ NASA – Saturn // NASA, 2004. Архивиран от оригинала на 2010-12-29. Посетен на 30 юни 2008.
  12. ↑ Watanabe, Susan. Saturn's Strange Hexagon // НАСА, 27 март 2007. Посетен на 4 април 2008.
  13. ↑ Warm Polar Vortex on Saturn // Merrillville Community Planetarium, 2007. Архивиран от оригинала на 2011-09-21. Посетен на 4 април 2008.
  14. ↑ Godfrey. A hexagonal feature around Saturn's North Pole // Icarus. Посетен на 4 април 2008.
  15. ↑ Sanchez-Lavega, A. Ground-based observations of Saturn's north polar SPOT and hexagon // Bulletin of the American Astronomical Society. Посетен на 4 април 2008.
  16. ↑ NASA catalog page for image PIA09187 // NASA Planetary Photojournal. Посетен на 4 април 2008.
  17. ↑ NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn // NASA, 9 ноември 2006. Архивиран от оригинала на 2008-05-07. Посетен на 4 март 2008.
  18. ↑ а б Russell, C. T.; Luhmann, J. G. Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere // UCLA – IGPP Space Physics Center, 1997. Архивиран от оригинала на 2019-01-19. Посетен на 4 април 2008.
  19. ↑ а б McDermott, Matthew. Saturn: Atmosphere and Magnetosphere // Thinkquest Internet Challenge, 2000. Посетен на 4 април 2008.
  20. ↑ Scientists Find That Saturn's Rotation Period is a Puzzle // NASA, 28 юни 2004. Архивиран от оригинала на 2011-08-29. Посетен на 3 април 2008.
  21. ↑ J.D. Anderson and G. Schubert. Saturn's gravitational field, internal rotation, and interior structure // Science 317. 2007. с. 1384 – 1387. Архивиран от оригинала на 2007-10-01.
  22. ↑ Saturn // National Maritime Museum. Архивиран от оригинала на 2008-06-23. Посетен на 6 юли 2007.
  23. ↑ Chan, Gary. Сатурн: История на хронологията // 2000. Посетен на 9 март 2008.
  24. ↑ Baalke, Ron. Historical Background of Saturn's Rings // Saturn Ring Plane Crossings of 1995 – 1996. Jet Propulsion Laboratory. Посетен на 4 април 2008.
  25. ↑ Catherine. Сатурн: История на откритията // Посетен на 9 март 2008.
  26. ↑ James Clerk Maxwell on the nature of Saturn's rings // JOC/EFR, март 2006. Посетен на 4 април 2008.
  27. ↑ Poulet F.; Cuzzi J.N. The Composition of Saturn's Rings // NASA Ames Research Center. 2002. Архивиран от оригинала на 2007-09-30. Посетен на 4 април 2008.
  28. ↑ Shafiq, Muhammad. Dusty Plasma Response to a Moving Test Change (PDF) // 2005. Архивиран от оригинала на 8 ноември 2011. Посетен на 4 април 2008.
  29. ↑ The Alphabet Soup of Saturn's Rings // The Planetary Society, 2007. Архивиран от оригинала на 2010-12-13. Посетен на 4 април 2008.
  30. ↑ Hamilton, Calvin. Saturn's Magnificent Rings // 2004. Посетен на 4 април 2008.
  31. ↑ Malik, Tarig. Cassini Probe Spies Spokes in Saturn's Rings // Imaginova Corp., 15 септември 2005. Посетен на 4 април 2008.
  32. ↑ Saturn's Known Satellites // Архивиран от оригинала на 7 юли 2003. Посетен на 23 май 2007.
  33. ↑ Serge Brunier. Solar System Voyage. Cambridge University Press, 2005. с. 164.
  34. ↑ Jones, Geraint H. и др. The Dust Halo of Saturn's Largest Icy Moon, Rhea // Science 319 (5868). AAAS, 2008 March 07. DOI:10.1126/science.1151524. с. 1380 – 1384. Архивиран от оригинала на 2008-03-10.
  35. ↑ The Pioneer 10 & 11 Spacecraft // Mission Descriptions. Архивиран от оригинала на 2006-01-30. Посетен на 4 април 2008.
  36. ↑ а б Missions to Saturn // The Planetary Society, 2007. Архивиран от оригинала на 2011-08-21. Посетен на 4 април 2008.
  37. ↑ Fortney, Jonathan J. Looking into the Giant Planets // Science 305 (5689). 2004. с. 1414 – 1415. Архивиран от оригинала на 2004-10-10. Посетен на 30 април 2007.

Външни препратки

[редактиране | редактиране на кода]
Общомедия
Общомедия
Общомедия разполага с мултимедийно
съдържание за: Сатурн
Нормативен контролРедактиране в Уикиданни
Взето от „https://bg.wikipedia.org/w/index.php?title=Сатурн_(планета)&oldid=12365035“.