Saturno (planedo)

El Vikipedio, la libera enciklopedio
Salti al navigilo Salti al serĉilo
Saturno
Planedo
Saturn during Equinox.jpg
Historio
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, 82[4]
Jes
Fizikaj ecoj
Ekvatora diametro
Polusa diametro
- Plateco
- Areo
- Volumeno
(120 536 ± 8) km[5]
(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]
687 kg/m3[3]
10,44 m/s2[3]
35,5 km/s[3]
Rotacia periodo
- Sidera periodo

10h 34min[6]
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
0,499[3]
0,342[3]
Observaj ecoj
Videbla magnitudo
- Minimuma
- Maksimuma

+1,2[7]
-0,24[mankas fonto]
Angula diametro
- Minimuma
- Maksimuma

14,5"[3]
20,1"[3]
Information icon.svg
vdr
Astronomia simbolo de Saturno

Saturno estas la sesa planedo de la Sunsistemo laŭ distanco ekde la Suno, la dua plej granda, post Jupitero, kaj la unika kun videbla planeda ringo. Ĉi tiu ringo konsistas el glaciaj eroj kun iom da roka rubo. Saturno klasifikiĝas kiel gasgiganto kaj estas la plej fora planedo konata ekde la pratempo (kvankam Urano ankaŭ estas videbla per nudaj okuloj, ĝi ne estis traktata kiel planedo, ĉar ĝi estas tre malhela kaj moviĝas inter steloj tre malrapide).

La planedo estis nomita kiel la dio Saturno, persono de la romia mitologio. Ĝia simbolo estas stiligita figuro de la falĉileto de Saturno: ♄. La ĉina, korea kaj japana kulturoj nomas la planedon Terstelo; tio estas ligita kun la teorio de kvin elementoj.

Orbito[redakti | redakti fonton]

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 ŝanĝiĝas 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 estas saturna jaro.

La orbito de Saturno formas angulon de 2,49 gradoj rilate al la orbita ebeno de Tero.[3]

Fizikaj ecoj[redakti | redakti fonton]

Maso kaj grando[redakti | redakti fonton]

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 ĉirkaŭ 121 000 km, la dua 109 000 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. La maso estas tre disigita ene de la planedo: ĝia atmosfero, enhavanta multe da hidrogeno (la plej malpeza gaso), estas multe malpli densa ol akvo, sed la kerno de la planedo estas ege pli densa.

Konsisto[redakti | redakti fonton]

La supra atmosfero de Saturno enhavas 96,3% da hidrogeno kaj 3,25% da heliumo, konsiderante la nombron da molekuloj.[8] Oni ankaŭ detektis malgrandegajn kvantojn da aliaj gasoj: metano, etano, amoniako, acetileno, ktp.[9] La plej altaj nuboj enhavas amoniakajn kristalojn, kvankam la plej malaltaj nuboj ŝajne konsistas el amonia bisulfido aŭ akvo.[10]

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.[11]

Ena strukturo[redakti | redakti fonton]

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 de diversaj glacioj verŝajne ĉeestas. Pasaĵoj inter ĉi tiuj tavoloj estus gradaj, tial la planedo ne havas difinitan surfacon. La regiono de la kerno verŝajne estas inter 9- kaj 22-foje la maso de Tero.[12]

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 klarigon, ke temas pri “pluvo” de heliumaj gutetoj en profundo de Saturno, emisiante varmon per froto falante en maro de pli malpeza hidrogeno.

Atmosfero[redakti | redakti fonton]

Simile kiel Jupitero, la atmosfero de Saturno enhavas paralelaj bendoj, kvankam ili malpli videblas kaj estas pli larĝaj apud ekvatoro. La pli mallarĝaj nuboj 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 30 jarojn (1 saturna jaro). Grandajn blankajn makulojn oni observis en 1876, 1903, 1933 kaj 1960. Se la periodeco daŭros, alia tempesto okazos en 2020.[13] Transruĝaj bildoj montris, ke Saturno havas varman vorticon en la polusa regiono. Tio estas la sola tiuspeca fenomeno konata en Sunsistemo.

En bildoj senditaj de sondilo Cassini, nord-duonsfera atmosfero aspektas blua, same kiel urana atmosfero. Tiun koloron probable kaŭzis disĵeto de Rayleigh.

Seslatera ondanta zono ekzistas ĉirkaŭ la norda poluso, je latitudo 78°. Ĝi estis rimarkita unuafoje okaze de la superflugo de la sondiloj Voyager.[14][15] Ĝiaj randoj proksimume longas je 13 800 km. La strukturo turniĝas laŭ periodo de 10 horoj 39 minutoj 14 sekundoj kaj ne moviĝas longitude kiel aliaj strukturoj de nuboj de videbla atmosfero. Ĝia deveno ne estas konata. La plejparto de astronomiistoj pensas, ke ĝi estas aro de senmovaj ondoj. Aliaj supozas, ke ĝi estas nekonata speco de polusa aŭroro.[16] Plurlateraj formoj estis refaritaj en laboratorio, ene de turniĝantaj fluaĵoj.[17]

Bildoj faritaj de Hubble montras ĉeeston de ĵetfluo ĉe la suda poluso, sed tie ne estis observata polusa vortico aŭ seslatera sistemo.[18] Tamen, NASA signalis novembre de 2006, ke Cassini observis tempeston similan je uragano, restante ĉe suda poluso, kiu havas klare difinitan kernon, tiel nomatan ciklonokulo.[19] Tio estas la ununura ciklonokulo iam observata en alia planedo ol Tero.[20]

Magnetosfero[redakti | redakti fonton]

La saturna magneta kampo estas pli malforta ol la jupitera (kaj iomete pli malforta ol la tera) kaj ĝia magnetosfero estas malpli granda.[21]

En marto de 2007 oni anoncis hipotezon, 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. La variado de periodo povus esti kaŭzata de gejseroj sur la luno Encelado. Vaporo emisiata en la saturnan orbiton elektre ŝargiĝus kaj efikus al la planeda magneta kampo, malrapidigante ĝian rotacion rilate al tiu de la planedo mem. Se tio estas vera, oni ne konas fidindan metodon por determini la realan rotaciperiodon de la kerno de Saturno.[22][23][24][25]

Rotacio[redakti | redakti fonton]

Rotacio de la saturna atmosfero ĉe la norda poluso. Videblas la seslatero.

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 koncernas la ekvatoran zonon kaj la polusajn zonojn; ĝi havas periodon de 10 h 14 min 0 s.
  • La dua sistemo koncernas ĉiujn aliajn latitudojn kaj havas periodon de 10 h 38 min 25,4 s.
  • La tria sistemo koncernas enan rotacion de Saturno kaj baziĝas sur rotacio de radio-ondaj emisioj de la planedo; ĝi 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).[26] La preciza kaŭzo de ĉi tiu ŝanĝiĝo ne estas konata.

Ringoj[redakti | redakti fonton]

Loupe.svg Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Ringoj de Saturno.
La ringoj de Saturno, rilate al la orbitoj de kelkaj saturnaj satelitoj

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.[27]

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.[28] La grando de la unuopaj partikloj, kiuj konsistigas la ringon, varias ekde polvosimilaj eretoj ĝis aŭtomobilo.[29]

La ringoj spertas ĉiaman agiton, ĉefe pro ondoj kaŭzitaj de la proksimaj lunoj, kolizioj, kaj kuniĝo de materio.

Nomo[30] Distanco de saturna centro (km)(4) Larĝo (km)[31] 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[32] 30 – 500  
Ringo de Jano/Epimeteo[33] 149 000 – 154 000 5 000 Jano, Epimeteo
Ringo G 166 000 – 175 000 9 000  
Ringo de Paleno[33] 211 000 – 213 500 2 500 Paleno
Ringo E 181 000 – 483 000 302 000  

Satelitoj[redakti | redakti fonton]

Loupe.svg Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Naturaj satelitoj de Saturno.
Tiu kolora bildo estas kunigo de fotoj fare de Voyager 2, de 21-milion-kilometra distanco. Tri satelitoj videblas maldekstre; de supre al malsupre: Tetiso, Diono kaj Reo. La nigra punkto sur la planedo estas la ombro de Tetiso.

Saturno posedas multe da naturaj satelitoj (lunoj). Malfacilas diri, kiom ĝi havas. Teorie, ĉiu glacia peco de la ringoj estas satelito, kaj ne eblas distingi grandan partiklon de malgranda luno.

La Internacia Astronomia Unio agnoskas 53[mankas fonto] satelitojn, kiuj ricevis oficialan nomon. La plej granda parto de la konataj satelitoj estas malgrandaj: nur 13 satelitoj havas diametro pli granda ol 50 kilometrojn.[mankas fonto] Nur 7 lunoj 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.[mankas fonto] 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).[mankas fonto] Encelado ankaŭ havas resonancon de 1:2; Titano kaj Hiperiono havas resonancon je 3:4.[mankas fonto]

Tradicie, plejparte de lunoj de Saturno ricevas nomon de titanoj de greka mitologio.

Saturno en la ĉielo de la Tero[redakti | redakti fonton]

Saturno estas unu el la planedoj videblaj nud-okule en la tera ĉielo. Pro tio ĝi estas konata kaj observata kiel planedo jam ekde la pratempo. Ĝi estas la plej malproksima inter la planedoj jam konataj antaŭ la invento de teleskopo, kvankam Urano ankaŭ videblas nudokule en aparte taŭgaj kondiĉoj.

Saturno aperas kiel flava steleto kun videbla magnitudo inter +1,17 kaj -0,55. Ĝi 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.[27]

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.[34]

Esplorado de Saturno[redakti | redakti fonton]

Teraj teleskopaj observadoj[redakti | redakti fonton]

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 videblis. En 1613 ili reaperis, sed Galilejo ne kapablis elpensi taŭgan hipotezon por klarigi, kion li observadis.[35]

En 1655 Christiaan Huygens, uzante pli potencan teleskopon, komprenis, ke la planedo 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 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, orbitantaj Saturnon sendepende.[36] La teorio de Maxwell estis pruvita en 1895 per spektroskopiaj studoj de James Keeler en observejo Lick.

Kosmosondiloj[redakti | redakti fonton]

Superflugoj[redakti | redakti fonton]

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 21 000 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 videbla lumo. 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 gravito 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.

Arta bildo de Cassini-Huygens orbitanta Saturnon

Cassini[redakti | redakti fonton]

La sondilo Cassini-Huygens ekorbitis Saturnon la 1-an de julio 2004 por studi la saturnan sistemon, precipe Titanon kaj Febon (ĝi superflugis Febon junie de 2004). Cassini faris plurajn superflugojn de Titano kaj aliaj satelitoj.

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.

Je la 9-a de marto 2006 NASA anoncis, ke Cassini elmontris ujojn de likva akvo eliĝanta gejsere de Encelado.[37]

Je la 17-a de septembro 2006 Cassini fotis ankoraŭ nekonatan planedan ringon, ekster la ĉefaj ringoj kaj en la ringoj E kaj G.[38]

En 2004 Cassini detektis lagojn de hidrokarbonoj ĉe la norda poluso de Titano; tio estis konfirmata januare de 2007. Tri monatojn poste novaj bildoj de la poluso elmontris marojn de hidrokarbono.[39]

La misio de la sondilo finiĝis je la 15-a de septembro 2017.

Kulturhistorio[redakti | redakti fonton]

Alegoria bildigo de Saturno kiel reganto de la zodiakaj signoj kaprikorno kaj akvisto; Sebald Beham, 16-a jarcento.

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“)[mankas fonto], dum la babilonanoj nomis ĝin rilate al ĝia orbitorapido "Kajamanu nannten" („la malrapida“)[mankas fonto]. La romianoj konsideris ĝin kiel la dio 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.[40]

En la mezepoka astrologio, Saturno estis tradicie bildigita kun falĉilo aŭ falĉileto kaj reprezentis malbonŝancon, zorgojn, melankolion, malsanon kaj malfacilan laboron, sed ankaŭ ordon.[mankas fonto]

En la ĉina kaj japana kulturo Saturno reprezentas la teron.[mankas fonto] Tio baziĝas je la instruo pri la kvin elementoj.[mankas fonto] La osmana kaj indonezia lingvo nomas Saturnon Zuhal, kiu devenas de la araba زحل.[mankas fonto] En la hebrea Saturno estas nomata Shabbathai.[mankas fonto]

Karlis Kaufmanis supozis, ke la stelo de Betlehem estis tre malofta kaj mallarĝa triobla konjunkcio de Saturno, Jupitero kaj la konstelacio Fiŝoj.[41] 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.[mankas fonto] 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, signifanta "sabato", rilatas evidente al la planedo Saturno.

Vidu ankaŭ[redakti | redakti fonton]

Notoj kaj referencoj[redakti | redakti fonton]

  1. 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.
  2. . Rotation Period and Day Length. Alirita 2009-08-13.
  3. 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.
  4. https://www.bbc.com/news/science-environment-49962134
  5. (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. 
  6. (November 2009) “'Astronews' (New Spin For Saturn)”, p. 23. Alirita 2009-11-07.. 
  7. . Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000. Georgia Journal of Science (2001). Alirita 2007-10-14.
  8. http://www.universeguide.com/Saturn.aspx
  9. 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
  10. angle Carolina Martinez, “Cassini Discovers Saturn’s Dynamic Clouds Run Deep”, 5-a de septembro 2005
  11. angle Tristan Guillot, “Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System”, el Science, 286, p. 72-77.
  12. angle Jonathan J. Fortney, “Looking into the Giant Planets”, el Science, 305, p. 1414-1415.
  13. angle Mark Kidger, “The 1990 Great White Spot of Saturn”, el 1993 Yearbook of Astronomy, p. 176-215.
  14. angle D. A. Godfrey, “A hexagonal feature around Saturn's North Pole
  15. angle A. Sánchez-Lavega, J. Lecacheŭ, F. Colas, P. Laques, “Ground-based observations of Saturn's north polar SPOT and hexagon
  16. angleA Hex on Saturn”, 31-a de majo 1989, Science Frontiers
  17. angleGeometric whirlpools revealed”, 19-a de majo 2006, Nature.
  18. 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
  19. angle PIA09187: Spinning Saturn, 2006, NASA/JPL/Universitato de Arizono
  20. angle NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn Arkivigite je 2011-10-05 per WebCite, 9-a de novembro 2006, NASA
  21. angle C. T. Russell, J. G. Luhmann, “Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere”, 1997, UCLA - IGPP Space Physics Center
  22. angle Enceladus Geysers Mask the Length of Saturn’s Day Arkivigite je 2011-10-06 per WebCite, 22-a de marto 2007, Jet Propulsion Laboratory
  23. angle The Variable Rotation Period of the Inner Region of Saturn’s Plasma Disk, 03.22.07, Science
  24. angle A New Spin on Saturn’s Rotation, 20-a de aprilo 2007, Science
  25. france Encelade pèse sur le champ magnétique de Saturne, 27-a de marto 2007, Le Nouvel Observateur
  26. angle Scientists Find That Saturn’s Rotation Period is a Puzzle, 28-a de aprilo 2006, NASA
  27. 27,0 27,1 Saturn. National Maritime Museum. Alirita 2007-07-06. Arkivigite je 2011-10-06 per WebCite
  28. Poulet F.; Cuzzi J.N. (2002)The Composition of Saturn's Rings. NASA Ames Research Center. Alirita 2007-07-28.
  29. . Dusty Plasma Response to a Moving Test Change (PDF) (2005). Arkivita el la originalo je 2011-11-08. Alirita 2007-07-25.
  30. Nomojn de la saturnaj ringoj elektas Internacia Astronomia Unio.
  31. La datumoj ĉefe devenas de Gazetteer of Planetary Nomenclature kaj de la retpaĝo de NASA pri la saturna ringaro.
  32. Distanco estas ĝis centro de malplenoj, ringoj kaj ringetoj, kiu estas malpli larĝa ol 1 000 km
  33. 33,0 33,1 Neoficiala nomo.
  34. . SATURN IN 2002-03. Georgia Journal of Science (2003). Arkivita el la originalo je 2013-01-12. Alirita 2007-10-14.
  35. angle Historical Background of Saturn’s Rings Arkivigite je 2009-03-21 per la retarkivo Wayback Machine, NASA/JPL
  36. angle James Clerk Maxwell, “On the Stability of the Motion of Saturn’s Rings”, 1859
  37. angle NASA’s Cassini Discovers Potential Liquid Water on Enceladus Arkivigite je 2008-03-03 per la retarkivo Wayback Machine, 9-a de marto 2006, NASA/JPL
  38. angle Scientists Discover New Ring and Other Features at Saturn Arkivigite je 2007-12-10 per la retarkivo Wayback Machine, 9-a de marto 2006, NASA/JPL
  39. angle Titan Has Liquid Lakes, Scientists Report in Nature Arkivigite je 2008-12-11 per la retarkivo Wayback Machine, 3-a de januaro 2007, NASA/JPL
  40. https://www.rudraksha-center.com/pages/planet-saturn-shani
  41. https://sites.google.com/site/astrologicalstarofbethlehem/

Eksteraj ligiloj[redakti | redakti fonton]

Ĉi tiu artikolo plenumas laŭ redaktantoj de Esperanto-Vikipedio kriteriojn por leginda artikolo.
Tiu ĉi artikolo elektiĝis Artikolo de la Semajno.
Ĉi tiu artikolo estis Artikolo de la semajno! — Aliaj Artikoloj de la semajno
Tiu ĉi artikolo elektiĝis Artikolo de la Semajno.