Saturno (planedo)
 | Ĉi tiu artikolo estis Artikolo de la semajno! — Aliaj Artikoloj de la semajno |  |
| Saturno | |
| Planedo | |
.svg) astronomia simbolo
| |
 | |
| gasgiganto • ekstera planedo | |
|---|---|
| Astronomia simbolo | vd
|
| Nomita laŭ | Saturno, Kvin Ĉinaj Elementoj vd |
| Malkovro | |
| Dato de malkovro | Pratempo |
| Unua superflugo | Sondilo Pioneer 11 (1-an de septembro 1979) |
| Unua enorbitiĝo | Misio Cassini-Huygens (1-an de julio 2004) |
| Orbitaj ecoj | |
| Granda duonakso - Periapsido - Apoapsido |
1 433 449 370 km (9,58 AU) 1 353 572 956 km (9,05 AU) 1 513 325 783 km (10,12 AU) |
| Discentreco | 0,055 723 219 |
| Meza anomaliangulo | 320,346750° |
| Klinangulo | 2,485240° (rilate al la ekliptiko); 5,51° (rilate al la suna ekvatoro); 0,93° (rilate al la ebeno de Laplace)[1] |
| Periodo | 29,4571 jaroj[2] |
| Meza cirkulrapido | 9,69 km/s[3] |
| Longitudo de suprenira nodo |
113,642811° |
| Argum. de periapsido | 336,013862° |
| Naturaj satelitoj Ringoj |
Jes, 53 Jes |
| Fizikaj ecoj | |
| Diametro Ekvatora diametro Polusa diametro - Plateco - Areo - Volumeno |
120 536 km vd (120 536 ± 8) km[4] (108 728 ± 20) km 0,09796 ± 0,00018 4,27 × 1010 km2 8,2713 × 1014 km3[3] |
| Maso - Denso - Surfaca falakcelo - Liberiga rapido |
5,6846 × 1026 kg[3] 0,687 × 103 kg/m3[3] 8,96 m/s2[3] 35,5 km/s[3] |
| Rotacia periodo - Sidera periodo |
10h 34min[5] |
| Aksa kliniteco | 26,73° |
| Atmosferaj kaj surfacaj ecoj | |
| Surfaca temperaturo | 134 K (je 1 baro) 84 K (je 0,1 baroj)[3] |
| Geometria albedo Albedo laŭ Bond |
0,47[3] 0,342[3] |
| Observaj ecoj | |
| Absoluta magnitudo | 28 vd |
| Videbla magnitudo - Minimuma - Maksimuma |
1,2 vd +1,2[6] -0,24[6] |
| Angula diametro - Minimuma - Maksimuma |
14,5"[3] 20,1"[3] |
Saturno estas la sesa planedo de la sunsistemo laŭ distanco ekde la Suno, kaj la dua plej granda, post Jupitero. Ĝi klasifikiĝas kiel gasgiganto kaj estas la plej fora planedo videbla per nudaj okuloj el Tero. Pro tio ĝi estas konata ekde la pratempo.
Saturnon karakterizas grandaj ringoj, konsistantaj el glaciaj eroj kun iom da roka rubo.
La planedo estis nomita kiel la dio Saturno, persono de la romia mitologio. Ĝia simbolo estas stiligita figuro de la falĉileto de Saturno (Unikodo: ♄).
La ĉina, korea kaj japana kulturoj nomas la planedon Terstelo, kiel la kvin elementoj.
Orbito
La averaĝa distanco inter Saturno kaj la Suno estas iom pli ol 1 400 000 000 km (9 AU). Pro la discentreco de la saturna orbito, kiu estas 0,056, la efektiva distanco inter la du ĉielkorpoj sanĝiĝas je proksimume 155 000 000 km dum unu saturna jaro.[3]
Danke al sia averaĝa orbitrapido de 9,69 km/s,[3] Saturno bezonas 10 759 terajn tagojn (kio proksimume egalas al 29 teraj jaroj kaj duono) por laŭiri sian tutan orbiton ĉirkaŭ la Suno.[3] Tia daŭro nomiĝas saturna jaro.
La orbito de Saturno formas angulon de 2,48 gradoj rilate al la orbita ebeno de Tero.[3]
Fizikaj ecoj
Maso kaj grando
Saturno havas formon de platigita sfero: la polusoj de la planedo estas platetaj, kaj ĝia ekvatoro estas ŝvelinta. La ekvatora kaj polusa diametroj malsamas je proksimume 10% (la unua estas 120 536 km, la dua 110 466 km), pro la rapida rotacio de la planedo kaj pro tre fluida interna konsisto. La aliaj gigantaj planedoj de la sunsistemo (Jupitero, Urano kaj Neptuno) ankaŭ estas platigitaj, sed iom malpli.
Saturno estas la dua plej masa planedo en la sunsistemo, 3,3-oble malpli ol Jupitero, sed 5,5-oble pli ol Neptuno kaj 6,5-oble pli ol Urano. Kompare kun Tero, Saturno estas 95-oble pli masohava, sed ĝia volumeno estas 760-oble pli granda.
Saturno estas la ununura planedo en la tuta sunsistemo, kies denso estas malpli alta ol tiu de akvo: 690 kilogramoj je kuba metro. Kompreninde, la maso estas tre disigita ene de la planedo: ĝia atmosfero, enhavanta multe da hidrogeno (la plej malpeza gaso), ja estas multe malpli densa ol akvo, sed la kerno de la planedo estas ege pli densa.
Konsisto
La supra atmosfero de Saturno enhavas 93,2% da hidrogeno kaj 6,7% da heliumo, konsiderante la nombron da gas-molekuloj (96,5% da hidrogeno kaj 3,5% da heliumo konsiderante la nombron da atomoj). Oni ankaŭ detektis malgrandegajn kvantojn da aliaj gasoj: metano, etano, amoniako, acetileno, ktp.[7] La plej altaj nuboj enhavas amoniakajn kristalojn, kvankam la plej malaltaj nuboj ŝajne konsistas el amonio-sulfido aŭ akvo.[8] Kompare kun abundo de Sun-elementoj, la saturna atmosfero estas malriĉa je heliumo.
La kvanton da elementoj pli pezaj ol heliumo oni ne precize konas, sed supozeble iliaj proporcioj estas samaj, kiel kiam la sunsistemo formiĝis. Oni taksas, ke la totala maso de tiuj elementoj estas 19- ĝis 31-oble la maso de Tero, grava parto estante ĉe la kerno de Saturno.[9]
Ena strukturo
La ena strukturo de Saturno supozeble similas al tiu de Jupitero, kun ŝtona kerno el silikato kaj fero, ĉirkaŭata de tavolo da metala hidrogeno, poste likva hidrogeno, kaj finfine gasa hidrogeno. Ankaŭ spuroj da diversaj glacioj verŝajne ĉeestas. Pasaĵoj inter ĉi tiuj tavoloj estus gradaj, kaj la planedo ne havus difinitan surfacon. La regiono de la kerno verŝajne estas inter 9- kaj 22-foje la maso de Tero.[10]
Saturno havas tre altan internan temperaturon, kiu probable atingas 12 000 K en kerno, kaj elsendas pli da energio, ol ĝi ricevas de Suno. La plej granda parto de tiu energio devenas de efekto de gravita kunpremo (meĥanismo de Kelvin-Helmholtz), tamen tiu efekto ne sufiĉas mem por klarigi la produktadon de varmeco. Oni proponis kiel klarigon ke temas pri “pluvo” de heliumaj gutetoj en profundo de Saturno, emisiante varmon per froto falante en maro de pli malpeza hidrogeno.
Atmosfero
Simile kiel Jupitero, la atmosfero de Saturno estas organizita laŭ paralelaj bendoj, kvankam ili malpli videblas kaj pli larĝas apud ekvatoro. La nubsistemo de Saturno estis observita unuafoje per la kosmosondiloj Voyager. Ekde tiu tempo, teleskopoj sur Tero sufiĉe progresis por vidi detalojn en la saturna atmosfero, kaj oni ofte vidis ĉe Saturno karakterizaĵojn kiujn oni konis rilate al Jupitero (ekzemple longdaŭrajn blankajn ovalajn nubojn). En jaro 1990 la spacteleskopo Hubble rimarkis blankan nubegon apud la ekvatoro de Saturno, kiu ne ekzistis kiam preterpasis la sondiloj Voyager. En 1994, oni konstatis alian ŝtormon malpli grandan.
La 1990-a nubo estas ekzemplo de granda blanka makulo, saturna efemera fenomeno, kiu okazas proksimume ĉiun tridek jarojn. Grandajn blankajn makulojn oni observis en 1876, 1903, 1933 kaj 1960. Se la periodeco daŭras, alia tempesto okazos en 2020.[11]
En bildoj senditaj de sondilo Cassini, nord-duonsfera atmosfero aspektas blua, same kiel urana atmosfero. Tiun koloron probable kaŭzis disĵeto de Rayleigh.
Transruĝaj bildoj montris, ke Saturno havas varman vorticon en la polusa regiono. Tio estas la sola tiuspeca fenomeno konata en sunsistemo.
Seslatera ondanta zono ekzistas ĉirkaŭ la norda poluso, je latitudo 78°. Ĝi estis rimarkita unuafoje okaze de la superflugo de la sondiloj Voyager.[12],[13] Ĝiaj randoj proksimume longas je 13 800 km. La strukturo turniĝas laŭ periodo de 10 horoj, 39 minutoj kaj 14 sekundoj, kaj ne moviĝas longitude kiel aliaj nub-strukturoj de videbla atmosfero. Ĝia deveno ne estas konata. La plejparto de astronomiistoj pensas, ke estas aro de senmovaj ondoj. Aliaj supozas, ke estas nekonata speco de polusa aŭroro.[14] Plurlateraj formoj estis refaritaj en laboratorio, ene de turniĝantaj fluaĵoj.[15]
Bildoj faritaj de Hubble montras, ĉe la suda poluso, ĉeeston de ĵetfluo, sed neniun polusan vorticon nek similan seslateran sistemon.[16] Tamen, NASA signalis novembre de 2006, ke Cassini observis tempeston similan je uragano, restante ĉe suda poluso, kiu havas klare difinitan kernon.[17] Tio estas la ununura ciklonokulo iam observata en alia planedo ol Tero.[18]
Rotacio
La atmosfero de Saturno suferas diferencan rotacion, do plurajn sistemojn oni difinis. Ili havis proprajn rotaciperiodojn (simila je la kazo de Jupitero):
- la unua sistemo havas 10-horan, 14-minutan, 0-sekundan periodon, kaj koncernas la ekvatoran zonon.
- La dua sistemo koncernas ĉiujn aliajn latitudojn, kaj havas periodon de 10 h 39 min 24 s.
- La tria sistemo baziĝas sur rotacio de radio-ondaj emisioj de Saturno, kaj havas periodon de 10 h 39 min 22,4 s.
La lasta sistemo, mezurita dum preterpaso de sondiloj Voyager, ĝenerale estis uzata por priparoli la rotacion de la planedo. Tamen, kiam la sondilo Cassini proksimiĝis al Saturno, ĝi mezuris, ke la radia rotaciperiodo iomete longiĝis, atingante 10 h 45 min 45 s (± 36 s).[19] La preciza kaŭzo de ĉi tiu ŝanĝiĝo ne estas konata.
Magnetosfero
La saturna magneta kampo estas pli malforta ol la jupitera (tamen pli forta ol la tera) kaj ĝia magnetosfero estas malpli granda.[20]
En marto de 2007, oni anoncis, ke la rotacio de radiaj emisioj ne fontas el la rotacio de la planedo, sed estas kaŭzata de konvekto-moviĝoj de la jon-gasa disko ĉirkaŭanta Saturnon, kiuj ne dependas de la rotacio de la planedo. La variado de periodo povus esti kaŭzata de gejseroj sur la luno Encelado. Vaporo emisiata en la saturnan orbiton elektre ŝargiĝus kaj efikas al la planeda magneta kampo, malrapidigante ĝian rotacion rilate al tiu de la planeto mem. Se tio estas vera, oni ne konas fidindan metodon por determini la realan rotaciperiodon de la kerno de Saturno.[21],[22],[23],[24]
Ringoj
Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Ringoj de Saturno.
La ringaro de Saturno estas unu el la plej rimarkindaj vidindaĵoj de la sunsistemo kaj estas la ĉefa trajto de la planedo. Malsimile kiel la ringoj de aliaj gasgigantoj, ili estas brilegaj (albedo inter 0,2 kaj 0,6), kaj videblaj el Tero per nura binoklo.[25]
La ringoj etendiĝas ekde 6 630 km ĝis 120 700 km super la saturna ekvatoro; ili averaĝe dikas 20 metrojn, kaj konsistas je 93% el akva glacio, kun malgranda parto da malpuraĵoj, ĉefe el karbono.[26] La grando de la unuopaj partikloj kiuj konsistigas la ringon varias ekde polvosimilaj eretoj ĝis malgranda aŭtomobilo.[27]
La ringoj spertas ĉiaman agiton, ĉefe pro ondoj kaŭzitaj de la proksimaj lunoj, kolizioj, kaj kuniĝo de materio.
| Nomo[28] | Distanco de saturna centro (km)(4) | Larĝo (km)[29] | Nomata laŭ |
|---|---|---|---|
| Ringo D | 66 900 - 74 510 | 7 500 | |
| Ringo C | 74 658 - 92 000 | 17 500 | |
| Ringo B | 92 000 - 117 580 | 25 500 | |
| Malpleno de Cassini | 117 580 - 122 170 | 4 700 | Giovanni Domenico Cassini |
| Ringo A | 122 170 - 136 775 | 14 600 | |
| Malpleno de Roche | 136 775 - 139 380 | 2 600 | Édouard Roche |
| Ringo F | 140 180[30] | 30-500 | |
| Ringo de Jano/Epimeteo[31] | 149 000 - 154 000 | 5 000 | Jano, Epimeteo |
| Ringo G | 170 000 - 175 000 | 5 000 | |
| Ringo de Paleno[31] | 211 000 - 213 500 | 2 500 | Paleno |
| Ringo E | 181 000 - 483 000 | 302 000 |
Satelitoj
Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Naturaj satelitoj de Saturno._large.jpg)
Saturno posedas multe da naturaj satelitoj (lunoj). Malfacilas diri kiom ĝi havas. Teorie, ĉiu glaci-peco de la ringoj estas satelito, kaj ne eblas distingi grandan partiklon de malgranda luno.
La Internacia Astronomia Unio agnoskas 53 satelitojn, kiuj ricevis oficialan nomon.
La plej granda parto de la konataj satelitoj estas malgrandaj: 31 diametras malpli ol dek kilometrojn, kaj 13 aliaj malpli ol kvindek kilometrojn.[32] Nur sep havas sufiĉe da maso por fariĝi sferaĵo per propra gravito. Titano, la plej granda el ili (eĉ pli granda ol Merkuro kaj Plutono), estas la sola satelito de la sunsistemo, kiu havas densan atmosferon.
Ĉiuj satelitoj, kies rotacipediodo estas konata, krom Febo kaj Hiperiono, havas ligitan rotacion. La orbitoj de la tri paroj Mimaso-Tetiso, Encelado-Diono kaj Titano-Hiperiono estas en resonanco: Mimaso kaj Tetiso havas resonancon de 1:2 (t.e. la rivoluo de Mimaso estas ekzakte duono de tiu de Tetiso). Encelado ankaŭ havas resonancon de 1:2; Titano kaj Hiperiono havas resonancon je 3:4.
Tradicie, plejparte de lunoj de Saturno ricevas nomon de titanoj de greka mitologio.
Videblo el tero
Saturno estas unu el la kvin planedoj videblaj nud-okule en la tera ĉielo, kaj pro tio ĝi estas konata kaj observata kiel planedo jam ekde la pratempo. Ĝi ankaŭ estas la plej malproksima inter la planedoj jam konataj antaŭ la invento de teleskopo, kvankam Urano mem videblas nudokule en aparte taŭgaj kondiĉoj.
Saturno aperas kiel flava steleto kun videbla magnitudo inter +1 kaj 0, kaj trairas la ekliptikon dum periodo de proksimume 29 jaroj kaj duono. Kvankam teorie la ringaro ankaŭ videblas nudokule, la plejparto el homoj bezonas observilon por ĝin rimarki - ĝenerale sufiĉas teleskopo kun 20-obla pligrandiga povo.[25]
Saturno plej bone videblas okaze de opozicio, tio estas, kiam ĝi situas laŭ la sama linio kiel Suno kaj Tero. Pro la ŝanĝiĝanta orientiĝo de la ringoj rilate al Tero, kelkaj opozicioj estas pli favoraj ol aliaj: ekzemple, la 17-an de decembro 2002 la kliniteco de la ringoj estis aparte konvena por observado el Tero, kaj Saturno atingis tre malaltan videblan magnitudon.[33]
Esplorado de Saturno
Teraj teleskopaj observadoj
En 1610 Galilejo, direktante sian teleskopon al Saturno, observis ĝiajn ringojn, sed ne komprenis, kion li vidis: li priskribis, ke la planedo havus “orelojn”. En 1612, Tero eniris la ringan ebenon, kaj ili efektive ne plu videblis. En 1613 ili reaperis, sed Galilejo ne kapablis elpensi taŭgan hipotezon por klarigi kion li observadis.[34]
En 1656, Christiaan Huygens, uzante pli potencan teleskopon, komprenis, ke la planedo fakte estas ĉirkaŭata de ringo, kiun li supozis solida. Li ankaŭ eltrovis apud Saturno alian astron, nomotan Titano.
En 1675, Giovanni Domenico Cassini observis, ke la ringo fakte estas aro de pluraj ringetoj, disigataj per malplenoj; la plej larĝa el ili poste ricevis la nomon malpleno de Cassini.
En 1859, James Clerk Maxwell demonstris, ke ringoj ne povas esti solidaj. Li hipotezis, ke ili estas kunmetitaj el multaj etaj partikloj, ĉiuj orbitantaj Saturnon sendepende.[35] La teorio de Maxwell estis pruvita en 1895 per spektroskopiaj studoj de James Keeler en observejo Lick.
Kosmosondiloj
Superflugoj
Dum la lasta kvarono de la 20-a jarcento, Saturno estis vizitita de pluraj kosmosondiloj: Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 kaj Voyager 2 en 1981.
Pioneer 11 pasis je 22 000 km de la nuboj de Saturno septembre de 1979. La sondilo malprecize fotis la planedon kaj kelkajn ĝiajn satelitojn. Tiuj fotoj ne estis sufiĉe klaraj por distingi karakterizaĵojn de la surfaco de satelitoj. La sondilo ankaŭ studis ringojn: ĝi eltrovis la ringon F kaj ke malplenoj fakte ne estas tute malplenaj je materio. Pioneer 11 ankaŭ mezuris la temperaturon de Titano.
Novembre de 1980, Voyager 1 vizitis la saturnan sistemon. La sondilo sendis unuafoje bonkvalitajn bildojn de la planedo, de ĝiaj ringoj kaj lunoj. La surfaco de pluraj satelitoj unuafoje videblis. Voyager 1 superflugis Titanon, vastigante la konon pri la atmosfero de ĉi tiu satelito. Tamen, ĝi pruvis ke tiu atmosfero ne estas trapasebla de videblaj lum-ondolongoj. La superflugo eligis la sondilon el la ebeno de la sunsistemo.
Aŭguste de 1981, Voyager 2 plustudis Saturnon. Ĝi plufotis la lunojn kaj pruvis la evoluon de atmosfero kaj ringoj. Bedaŭrinde, dum preterpaso, la turnebla fotilo bariĝis du tagojn, kaj iuj fotoj ne fareblis laŭ la elektita angulo. La gravita altiro de Saturno estis ekspluatita, por ke la sondilo povu pluflugi al Urano, el kie, poste, ĝi pluiris al Neptuno.
La sondiloj eltrovis kaj konfirmis plurajn satelitojn orbitantajn apud aŭ en la ringoj de Saturno. Ili ankaŭ malkovris la malplenojn de Maxwell kaj Keeler.
Cassini
La sondilo Cassini-Huygens ekorbitis Saturnon la unuan de julio 2004 por studi la saturnan sistemon, kaj atentante pri Titano. Junie de 2004, ĝi superflugis Febon.
La orbitilo superflugis Titanon dufoje, antaŭ sendi surtitaniĝilon Huygens, la 25-an de decembro 2004. Huygens atingis la surfacon de Titano la 14-an de januaro 2005, elsendante multajn fotojn kaj datumojn dum kaj post la alteriĝo. Dum jaro 2005, Cassini faris plurajn superflugojn de Titano kaj aliaj satelitoj.
Je la 10-a de marto 2006, NASA anoncis, ke Cassini elmontris ujojn de likva akvo eliĝanta gejsere de Encelado.[36]
Je la 10-a de septembro 2006, Cassini fotis ankoraŭ nekonatan planedan ringon, ekster la ĉefaj ringoj kaj en la ringoj E kaj G.[37]
Julie de 2006, Cassini detektis la unuan pruvon de hidrokarbon-lagoj ĉe la norda poluso de Titano; tio estis konfirmata januare de 2007. Tri monatojn poste, novaj bildoj de la poluso elmontris marojn de hidrokarbono; la plej granda el ili preskaŭ havas dimension de kaspia maro.[38]
Depende de la kvanto de bruligaĵo necesa por ĝustigi ĉiun orbiton, la ĉefa misio de la sondilo ĉesos en 2008, post 74 orbitoj ĉirkaŭ Saturno. Probablas, ke la misio estos longigita je almenaŭ unu plia orbito.
Kulturhistorio
Ĉar Saturno bone videblas per nura okulo kaj rimarkeblas kiel planedo, ĝi jam havis signifon en la mitologio de la antikvo. Sumeranoj nomis ĝin Lubat-saguš („stelo de la suno“), dum la babilonanoj nomis ĝin rilate al ĝia orbitorapido Kajamanu („la malrapida“) nannten. La romianoj konsideris ĝin la dion Saturno, dum en antikva Grekujo ĝi estis la planedo de la dio Krono.
En la hinda astrologio Saturno estas unu el la Navagraha, la naŭ planedoj, kaj nomata Shani.
En la mezepoka astrologio, Saturno estis tradicie bildigita kun falĉilo aŭ falĉileto kaj reprezentis malbonŝancon, zorgojn, melankolion, malasanon kaj malfacilan laboron, sed ankaŭ ordon.
En la ĉina kaj japana kulturo Saturno reprezentas la teron. Tio baziĝas je la instruo pri la kvin elementoj. La osmana kaj indonezia lingvo nomas Saturnon Zuhal, kiu devenas de la araba زحل. En la hebrea Saturno estas nomata Shabbathai.
Krome supozis Konradin Ferrari d'Occhieppo jam en 1965, ke la stelo de Betlehem estis tre malofta kaj mallarĝa triobla konjunkcio de Saturno, Jupitero kaj la konstelacio Fiŝoj. La du gasaj gigantoj renkontiĝis trifoje en la jaro 7 antaŭ Kristo: la 27-an de majo, la 6-an de oktobro kaj la 1-an de decembro. Tiu jaro ŝajne kongruas al la epoko de la naskiĝo de Jesuo. Babilonaj astronomoj eble interpretis la renkontiĝon de la planedoj Saturno kaj Jupitero kiel gravan indikilon.
La angla tagonomo saturday rilatas evidente al la planedo Saturno, kiu jam portis tiun nomon kiel unu el la sep babilonaj semajnotagoj.
Notoj kaj referencoj
- ↑ The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter (2009-04-03). Arkivita el la originalo je 2009-04-20. Alirita 2009-04-10.
- ↑ . Rotation Period and Day Length. Alirita 2009-08-13.
- ↑ 3,00 3,01 3,02 3,03 3,04 3,05 3,06 3,07 3,08 3,09 3,10 3,11 3,12 3,13 3,14 . Saturn Fact Sheet. NASA (September 7, 2006). Alirita 2007-07-31.
- ↑ (2007) “Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006”, Celestial Mech. Dyn. Astr. 90, p. 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
- ↑ (November 2009) “'Astronews' (New Spin For Saturn)”, p. 23. Alirita 2009-11-07..
- ↑ 6,0 6,1 . Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000. Georgia Journal of Science (2001). Alirita 2007-10-14.
- ↑ angle R. Courtin; D. Gautier; A. Marten; B. Bezard, “The Composition of Saturn’s Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra”, el Bulletin of the American Astronomical Society, 15, p. 831
- ↑ angle Carolina Martinez, “Cassini Discovers Saturn’s Dynamic Clouds Run Deep”, 5-a de septembro 2005
- ↑ angle Tristan Guillot, “Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System”, el Science, 286, p. 72-77.
- ↑ angle Jonathan J. Fortney, “Looking into the Giant Planets”, el Science, 305, p. 1414-1415.
- ↑ angle Mark Kidger, “The 1990 Great White Spot of Saturn”, el 1993 Yearbook of Astronomy, p. 176-215.
- ↑ angle D. A. Godfrey, “A hexagonal feature around Saturn's North Pole”
- ↑ angle A. Sánchez-Lavega, J. Lecacheŭ, F. Colas, P. Laques, “Ground-based observations of Saturn's north polar SPOT and hexagon”
- ↑ angle “A Hex on Saturn”, 31-a de majo 1989, Science Frontiers
- ↑ angle “Geometric whirlpools revealed”, 19-a de majo 2006, Nature.
- ↑ angle A. Sánchez-Lavega, S. Pérez-Hoyos, R. G. French, “Hubble Space Telescope Observations of the Atmospheric Dynamics in Saturn’s South Pole from 1997 to 2002”, 2002
- ↑ angle PIA09187: Spinning Saturn, 2006, NASA/JPL/Universitato de Arizono
- ↑ angle NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn, 9-a de novembro 2006, NASA
- ↑ angle Scientists Find That Saturn’s Rotation Period is a Puzzle, 28-a de aprilo 2006, NASA
- ↑ angle C. T. Russell, J. G. Luhmann, “Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere”, 1997, UCLA - IGPP Space Physics Center
- ↑ angle Enceladus Geysers Mask the Length of Saturn’s Day, 22-a de marto 2007, Jet Propulsion Laboratory
- ↑ angle The Variable Rotation Period of the Inner Region of Saturn’s Plasma Disk, 03.22.07, Science
- ↑ angle A New Spin on Saturn’s Rotation, 20-a de aprilo 2007, Science
- ↑ france Encelade pèse sur le champ magnétique de Saturne, 27-a de marto 2007, Le Nouvel Observateur
- ↑ 25,0 25,1 Saturn. National Maritime Museum. Alirita 2007-07-06.
- ↑ Poulet F.; Cuzzi J.N. (2002) The Composition of Saturn's Rings. NASA Ames Research Center. Alirita 2007-07-28.
- ↑ . Dusty Plasma Response to a Moving Test Change (PDF) (2005). Arkivita el la originalo je 2011-11-08. Alirita 2007-07-25.
- ↑ Nomojn de la saturnaj ringoj elektas Internacia Astronomia Unio.
- ↑ La datumoj ĉefe devenas de Gazetteer of Planetary Nomenclature kaj de la retpaĝo de NASA pri la saturna ringaro.
- ↑ Distanco estas ĝis centro de malplenoj, ringoj kaj ringetoj, kiu estas malpli larĝa ol 1 000 km
- ↑ 31,0 31,1 Neoficiala nomo.
- ↑ angle Saturn’s Known Satellites, 2007, Scott S. Sheppard
- ↑ . SATURN IN 2002-03. Georgia Journal of Science (2003). Arkivita el la originalo je 2013-01-12. Alirita 2007-10-14.
- ↑ angle Historical Background of Saturn’s Rings, NASA/JPL
- ↑ angle James Clerk Maxwell, “On the Stability of the Motion of Saturn’s Rings”, 1859
- ↑ angle NASA’s Cassini Discovers Potential Liquid Water on Enceladus, 9-a de marto 2006, NASA/JPL
- ↑ angle Scientists Discover New Ring and Other Features at Saturn, 9-a de marto 2006, NASA/JPL
- ↑ angle Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature, 3-a de januaro 2007, NASA/JPL
Eksteraj ligiloj
- Fakto-folio pri Saturno de NASA
- Ŝanĝado de sezonoj sur Saturno
- La retejo de la sondilo Cassini
- La misio Cassini al Saturno de NASA
- Saturno en Le Système Solaire - La Sunsistemo musklake atingebla
| ||||||||||||||||||
