Saturn | den sjette planet fra Solen

Fysiske kendetegn

Saturn er en oblat sfæroid, hvilket betyder, at den er fladtrykt ved polerne, og at den svulmer op omkring ækvator. Planetens ækvatordiameter er 120.536 km, mens dens poldiameter (afstanden fra nordpolen til sydpolen) er 108.728 km, hvilket er en forskel på 9 %. Saturn har en flad form på grund af sin meget hurtige rotation, en gang hver 10,8 time.

Saturn er den eneste planet i solsystemet, der er mindre tæt end vand. Selv om planetens kerne er meget tæt, har den en gasformig atmosfære, så planetens gennemsnitlige specifikke massefylde er 0,69 g/cm³ . Det betyder, at hvis Saturn kunne placeres i en stor vandpøl, ville den flyde.

Atmosfære

Den ydre del af Saturns atmosfære består af ca. 96 % brint, 3 % helium, 0,4 % metan og 0,01 % ammoniak. Der er også meget små mængder af acetylen, ethan og fosfin.

Saturns skyer har et båndmønster, ligesom de skybånd, der ses på Jupiter. Saturns skyer er meget svagere, og båndene er bredere ved ækvator. Saturns laveste skylag består af vandis og er ca. 10 km tykt. Temperaturen her er ret lav, nemlig 250 K (-10°F, -23°C). Forskerne er dog ikke enige om dette. Det øverste lag, der er ca. 77 km tykt, består af ammoniumhydrosulfid-is, og over dette er der et 80 km tykt lag af ammoniakisskyer. Det højeste lag består af brint- og heliumgasser, som strækker sig mellem 200 km (124 mi) og 270 km (168 mi) over vandskyernes toppe. Auroraer er også kendt for at blive dannet i Saturn i mesosfæren. Temperaturen ved Saturns skydetoppe er ekstremt lav, nemlig 98 K (-283 °F, -175 °C). Temperaturerne i de indre lag er meget højere end i de ydre lag på grund af den varme, der produceres af Saturns indre. Saturns vinde er nogle af de hurtigste i Solsystemet og når op på 1.800 km/t (1.118 mph), hvilket er ti gange hurtigere end vindene på Jorden.

Storme og pletter

Saturns atmosfære er også kendt for at danne ovalformede skyer, der ligner de klarere pletter, der ses på Jupiter. Disse ovale pletter er cykloniske storme, det samme som cykloner, der ses på Jorden. I 1990 fandt Hubble-rumteleskopet en meget stor hvid sky nær Saturns ækvator. Storme som den i 1990 blev kendt som Great White Spots. Disse unikke storme eksisterer kun i kort tid og forekommer kun ca. hvert 30. år på Jorden, på tidspunktet for sommersolhverv på den nordlige halvkugle. Great White Spots blev også fundet i 1876, 1903, 1933 og 1960. Hvis denne cyklus fortsætter, vil der blive dannet endnu en storm omkring 2020.

Voyager 1 rumfartøjet fandt et sekskantet skymønster nær Saturns nordpol ved ca. 78°N. Cassini-Huygens-sonden bekræftede det senere i 2006. I modsætning til nordpolen viser sydpolen ikke noget sekskantet skytræk. Sonden opdagede også en orkanlignende storm, der var låst fast til sydpolen, og som tydeligt viste en øjenvæg. Indtil denne opdagelse var øjenvægge kun blevet set på Jorden.

Interiør

Saturns indre ligner Jupiters indre. Den har en lille klippekerne på størrelse med Jorden i dens centrum. Den er meget varm; dens temperatur når op på 15.000 K (26.540 °F (14.727 °C)). Saturn er så varm, at den afgiver mere varmeenergi til rummet, end den modtager fra Solen. Over den er et tykkere lag af metallisk brint, ca. 30.000 km dybt. Over dette lag er der et område med flydende brint og helium. Kernen er tung og har en masse, der er 9-22 gange større end Jordens kerne.

Magnetisk felt

Saturn har et naturligt magnetfelt, der er svagere end Jupiters. Ligesom Jordens er Saturns felt en magnetisk dipol. Saturns felt er unikt, fordi det er perfekt symmetrisk, hvilket ikke er tilfældet på nogen anden kendt planet. Det betyder, at feltet er nøjagtigt på linje med planetens akse. Saturn genererer radiobølger, men de er for svage til at blive opdaget fra Jorden. Månen Titan kredser i den ydre del af Saturns magnetfelt og afgiver plasma til feltet fra de ioniserede partikler i Titans atmosfære.

 
Tegning af Saturn af Robert Hooke i 1666  


Den nordpolære sekskantede sky, der først blev fundet af Voyager 1 og senere af Cassini  


Saturn sammenlignet med Jordens størrelse  

Rotation og kredsløb

Saturns gennemsnitlige afstand fra Solen er over 1.400.000.000.000 km, ca. ni gange afstanden fra Jorden til Solen. Det tager 10.759 dage, eller ca. 29,8 år, for Saturn at kredse om Solen. Dette er kendt som Saturns omløbstid.

Voyager 1 målte Saturns rotation som værende 10 timer og 14 minutter ved ækvator, 10 timer og 40 minutter tættere på polerne og 10 timer og 39 minutter og 24 sekunder i planetens indre. Dette er kendt som dens rotationsperiode.

Cassini målte Saturns rotation til at være 10 timer 45 minutter 45 sekunder ± 36 sekunder. Det er ca. seks minutter eller en procent længere end den radiorotationstid, der blev målt af Voyager 1 og Voyager 2, som fløj forbi Saturn i 1980 og 1981.

Saturns rotationsperiode beregnes ud fra rotationshastigheden af de radiobølger, som planeten udsender. Cassini-Huygens-rumfartøjet opdagede, at radiobølgerne blev langsommere, hvilket tyder på, at rotationsperioden er steget. Da forskerne ikke mener, at Saturns rotation faktisk bliver langsommere, kan forklaringen ligge i det magnetfelt, der forårsager radiobølgerne.

 

Planetariske ringe

Saturn er bedst kendt for sine planetariske ringe, som er lette at se med et teleskop. Der er syv navngivne ringe: A-, B-, C-, D-, E-, E-, F- og G-ringene. De blev navngivet i den rækkefølge, de blev opdaget, hvilket er forskelligt fra deres rækkefølge fra planeten. Fra planeten er ringene: D, C, B, A, F, G og E.

Forskerne mener, at ringene er materiale, der er tilbage efter at en måne er brudt fra hinanden. En ny idé siger, at det var en meget stor måne, hvoraf det meste styrtede ned i planeten. Dette efterlod en stor mængde is, som dannede ringene, og også nogle af månerne, som Enceladus, som man mener er lavet af is.

Historie

Ringene blev først opdaget af Galileo Galilei i 1610 ved hjælp af hans teleskop. De lignede ikke ringe for Galileo, så han kaldte dem "håndtag". Han troede, at Saturn var tre separate planeter, som næsten rørte hinanden. I 1612, da ringene stod med jorden på højkant, forsvandt ringene, men dukkede op igen i 1613, hvilket forvirrede Galilei yderligere. I 1655 var Christiaan Huygens den første person, der erkendte, at Saturn var omgivet af ringe. Ved hjælp af et meget kraftigere teleskop end Galilei bemærkede han, at Saturn "er omgivet af en tynd, flad ring, som ikke rører hinanden nogen steder...". I 1675 opdagede Giovanni Domenico Cassini, at planetens ringe i virkeligheden bestod af mindre ringe med mellemrum. Den største ringkløft blev senere kaldt Cassini-divisionen. I 1859 viste James Clerk Maxwell, at ringene ikke kan være faste, men er lavet af små partikler, der hver for sig kredser om Saturn, ellers ville den blive ustabil eller gå i stykker. James Keeler undersøgte ringene ved hjælp af et spektroskop i 1895, hvilket beviste Maxwells teori.

Fysiske kendetegn

Ringene strækker sig fra 6.630 km (4.120 mi) til 120.700 km (75.000 mi) over planetens ækvator. Mens Saturns ækvatoriale omkreds er 378.675 km (235.298 miles) Som Maxwell har bevist, er ringene, selv om de ser ud til at være solide og ubrudt set oppefra, lavet af små partikler af sten og is, selv om ringene ser ud til at være solide og ubrudte. De er kun ca. 10 m tykke; de er lavet af silikatsten, jernoxid og ispartikler. De mindste partikler er kun støvkorn, mens de største er på størrelse med et hus. C- og D-ringene ser også ud til at have en "bølge" i sig, ligesom bølger i vand. Disse store bølger er 500 m høje, men bevæger sig kun langsomt omkring 250 m hver dag. Nogle forskere mener, at bølgen er forårsaget af Saturns måner. En anden idé er, at bølgerne blev skabt af en komet, der ramte Saturn i 1983 eller 1984.

De største huller i ringene er Cassini-divisionen og Encke-divisionen, som begge er synlige fra Jorden. Cassini-divisionen er den største med en bredde på 4.800 km (2.983 mi). Da Voyager-rumfartøjerne besøgte Saturn i 1980, opdagede de imidlertid, at ringene er en kompleks struktur, der består af tusindvis af tynde huller og ringmærker. Forskerne mener, at dette skyldes gravitationskraften fra nogle af Saturns måner. Den lille månen Pan kredser inde i Saturns ringe og skaber et hul i ringene. Andre ringmærker bevarer deres struktur på grund af gravitationskraften fra hyrdesatellitter som Prometheus og Pandora. Andre huller dannes på grund af gravitationskraften fra en stor måne længere væk. Månen Mimas er ansvarlig for at rydde Cassini-spalten.

Nylige data fra Cassini-rumfartøjet har vist, at ringene har deres egen atmosfære, som er uafhængig af planetens atmosfære. Ringenes atmosfære består af iltgas, og den dannes, når Solens ultraviolette lys bryder vandisen i ringene op. Der sker også en kemisk reaktion mellem det ultraviolette lys og vandmolekylerne, hvorved der dannes brintgas. Ilt- og brintatmosfæren omkring ringene ligger med meget stor afstand fra hinanden. Ud over ilt- og brintgas har ringene også en tynd atmosfære af hydroxid. Denne anion blev opdaget af Hubble-rumteleskopet.

Eger

Voyager-rumsonden opdagede træk formet som stråler, kaldet eger. Disse blev også senere set af Hubble-teleskopet. Cassini-sonden fotograferede egerne i 2005. De ses som mørke, når de er i sollys, og fremstår lyse, når de står mod den uoplyste side. I første omgang troede man, at egerne var lavet af mikroskopiske støvpartikler, men nye beviser viser, at de er lavet af is. De roterer samtidig med planetens magnetosfære, og man mener derfor, at de har en forbindelse med elektromagnetisme. Hvad der forårsager egerne til at blive dannet er dog stadig ukendt. De ser ud til at være sæsonbestemte, idet de forsvinder ved solhverv og dukker op igen ved jævndøgn.

 
Egerne i Saturns ringe, fotograferet af Voyager 2  

Måner

Saturn har 53 navngivne måner og yderligere 29, som stadig er under udforskning. Mange af månerne er meget små: 33 er mindre end 10 km i diameter, og 13 måner er mindre end 50 km i diameter. Syv måner er store nok til at være en næsten perfekt kugle forårsaget af deres egen gravitation. Disse måner er Titan, Rhea, Iapetus, Dione, Tethys, Enceladus og Mimas. Titan er den største måne, større end planeten Merkur, og den er den eneste måne i solsystemet, der har en tyk, tæt atmosfære. Hyperion og Phoebe er de næststørste måner med en diameter på over 200 km (124 mi).

I december 2004 og januar 2005 tog en menneskeskabt satellit kaldet Cassini-Huygens-sonden masser af nærbilleder af Titan. En del af denne satellit, den såkaldte Huygens-sonde, landede derefter på Titan, på land. Den er opkaldt efter den hollandske astronom Christiaan Huygens og var den første rumsonde, der landede i det ydre solsystem. Sonden var designet til at flyde i tilfælde af, at den landede i væske. Dens batterier holdt i ca. 3 timer, før de døde. Enceladus er den sjettestørste måne og har en diameter på ca. 500 km (311 mi). Den er et af de få objekter i det ydre solsystem, der viser vulkansk aktivitet. I 2011 opdagede forskerne en elektrisk forbindelse mellem Saturn og Enceladus. Dette skyldes ioniserede partikler fra vulkaner på den lille måne, der interagerer med Saturns magnetfelter. Lignende interaktioner forårsager nordlyset på Jorden.

 

Udforskning

Saturn blev først udforsket af Pioneer 11-rumfartøjet i september 1979. Den fløj så tæt som 20.000 km over planetens skydække som muligt. Den tog fotografier af planeten og nogle få af dens måner, men med lav opløsning. Den opdagede en ny, tynd ring kaldet F-ringen. Den opdagede også, at de mørke ringhuller fremstår lyse, når de ses mod solen, hvilket viser, at hullerne ikke er tomme for materiale. Rumsonden målte temperaturen på månen Titan.

I november 1980 besøgte Voyager 1 Saturn og tog billeder i højere opløsning af planeten, ringene og månerne. Disse billeder kunne vise månernes overfladegenskaber. Voyager 1 kom tæt på Titan og fik mange oplysninger om dens atmosfære. I august 1981 fortsatte Voyager 2 med at studere planeten. Billeder taget af rumsonden viste, at der skete ændringer i ringene og atmosfæren. Voyager-rumsonden opdagede en række måner i kredsløb tæt på Saturns ringe og opdagede også nye ringkløfter.

Den 1. juli 2004 gik Cassini-Huygens-sonden ind i kredsløb om Saturn. Inden da fløj den tæt på Phoebe, hvor den tog billeder af overfladen i meget høj opløsning og indsamlede data. Den 25. december 2004 adskilte Huygens-sonden sig fra Cassini-sonden, inden den bevægede sig ned mod Titans overflade og landede der den 14. januar 2005. Den landede på en tør overflade, men fandt ud af, at der findes store væskemasser på månen. Cassini-sonden fortsatte med at indsamle data fra Titan og en række af de iskolde måner. Den fandt beviser for, at månen Enceladus havde vand, der udsprang fra dens gejsere. Cassini beviste også i juli 2006, at Titan havde kulbrinte-søer, som ligger nær dens nordpol. I marts 2007 opdagede den en stor kulbrintesø på størrelse med Det Kaspiske Hav nær dens nordpol.

Cassini har observeret lyn i Saturn siden begyndelsen af 2005. Lynene blev målt til at være 1.000 gange kraftigere end lynene på Jorden. Astronomerne mener, at de lyn, der er observeret i Saturn, er de kraftigste lyn, der nogensinde er set.

 
Tegning af Cassini i kredsløb om Saturn  


Saturn set fra Cassini-rumfartøjet i 2007  

Relaterede sider

• Liste over planeter