Saturn

S Vikipedije, slobodne enciklopedije
Saturn
Saturn
Saturn
Orbitalne karakteristike
Afel 1,514.50[1] × 106 km
Perihel 1,352.55[1] × 106 km
Velika poluosa 1,433.53 106 km
9.53707032 AJ[1] × 106 km
Ekcentricitet 0.05415060[1][2]
Siderički period 10,759.22[1][3] dana
Srednja orbitalna brzina 9.69[1][4] km/sek
Maksimalna orbitalna brzina 10.18[1] km/sek
Minimalna orbitalna brzina 9.09[1] km/sek
Inklinacija 2.48446[1][5]
Longituda uzlaznog čvora 113.71504[1]
Siderički period rotacije 10.656[1] sati
Trajanje dana 10.656[1][6] sati
Prirodni satelit 62
Fizičke karakteristike
Srednji poluprečnik 58,232[1][7][a] km
Ekvatorijalni poluprečnik 60,268[1][a] km
Polarni poluprečnik 54,364[1] km
Elipticitet 0.09796[1]
Masa 568.46[1] × 1024 kg
Zapremina 82,713[1][8] × 1010 km3
Gustina 687[1] gr/cm3
Druga kosmička brzina 35.5[1] km/sek
Albedo 0.342 (Bond)
0.47 (geom.)[1]
Prividna magnituda -8.88[1]
Solarna ozračenost 14.90[1] W/m²
Temperatura crnog tela 81.1[1] K
Moment inercije 0.210[1][9]
Udaljenost 1277.42[1] × 106 km
Maksimalna udaljenost 1658.5[1][10] × 106 km
Minimalna udaljenost 1195.5[1] × 106 km
Rektascenzija Severnog pola 40.5954 - 0.0577T[1]
Deklinacija Severnog pola 83.5380 - 0.0066T[1]
Atmosfera

Saturn je šesta planeta u Sunčevom sistemu. Saturn je udaljen 9,54 AJ ili 1.429.400.000 km od Sunca, ima prečnik 120.536 km (ekvator) i masu 5,68 × 1026 kg.[11][12] Saturn je po veličini druga planeta Sunčevog sistema nakon Jupitera.[13][14][15] Obiđe Sunce za 29,5 godina na srednjoj udaljenosti 1,426 · 109 km. Telo mu je znatno spljošteno (ekvatorski prečnik 120 536 km, polarni prečnik 108 728 km), tako da je najspljošteniji među planetama. Masa mu je 95 puta veća od Zemljine. Jedina je planeta čija je gustina manja od gustine vode (690 kg/m3).

Saturn se sastoji pretežno od vodonika i helijuma (jednak odnos kao kod Jupitera).[16] Ispod gasovite atmosfere prostire se sloj molekularnog vodonika s nešto zamrznute materije (u kojoj ima tragova metana, amonijaka i drugog), zatim sloj metalnoga vodonika, te središte sa stenovitom jezgrom. Temperatura je u središtu vrlo visoka (12 000 K), pa je to Saturnov izvor energije uporediv s energijom koju prima Sunčevim zračenjem; temperature oblačnoga sloja iznosi –130 °C, dok bi temperatura samo zbog doprinosa Sunčevog zračenja bila –170°C. U atmosferi se primećuju svetliji i tamniji oblaci uporedni s ekvatorom, manje istaknuti nego kod Jupitera, jer se, zbog niže temperature, stvaraju bliže središtu planete. Među oblacima se opažaju vrtlozi, kao Velika bela pega. Infracrveno zračenje otkriva topliji polarni vrtlog, vruću pegu. Brzina vetra iznosi do 500 m/s. U ekvatorskom području planeta se vrti s periodom od 10 h 14 min, a središte se, prema podacima prikupljenima pomoću radio talasa, vrti s periodom od 10 h 39 min 22 s. Saturn ima prostrano magnetno polje, čiji je magnetni moment 600 puta veći od Zemljinog, a magnetna indukcija na površini iznosi oko 50 μT. Za razliku od Jupitera, osa vrtnje mu je primetno nagnuta. Oko Saturna zabeleženo je 62 prirodna satelita, od kojih je 7 zaokruženo delovanjem vlastite gravitacije (u stvarnosti ima ih više od 150).[17][18] Neki od njih su (po udaljenosti od središta planeta): Pan, Atlas, Prometej, Pandora, Epimetej, Jan, Mimas, Encelad, Tetida, Telesto, Kalipso, Diona, Helena, Reja, Titan, Hiperion, Japet, Feba.

Karakteristika Saturna su prstenovi koji ga opasuju u 7 pojaseva, a svaki prsten nosi slovo abecede od A do F. Razmaci između pojaseva nose imena po astronomima koji su ih otkrili (Kasini, Gverin, Hajgens, Maksvel, Enke). Kao i Jupiter, Saturn ima mnogo satelita. Osim satelita, u ravnini Saturnovog ekvatora kruži ogroman broj satelitskih čestica, koje čine koncentrične prstene. Saturnove prstene je prvi video Kristijan Hajgens 1655. Glavni se deo prstena, prečnika 275 000 km, deli na prsten A (spoljašnji) i prsten B (srednji), između kojih je Kasinijeva pukotina, te prsten C (unutrašnji). Prsten D nalazi se najbliže planeti, dok se dale od glavnog dela nalazi tanak prsten F (sastavljen od vrpci), širi prsten G i najširi E, usred koga se kreće prirodni satelit Encelad. Debljina glavnog dela prstena je 1 km. Čine ga uglavnom ledene i donekle stenovite čestice, obim kojih se kreće od praha pa do tela metarskoga prečnika. Na oblik i delovanje prstena utiču sateliti svojom gravitacijom.

Saturn odbija oko 47% Sunčeve svetlosti (albedo 0,47). Saturn se pri prosečnoj opoziciji (kada je najbliži Zemlji) vidi pod uglom od 20 lučnih minuta, a magnituda mu je u proseku 0,7 (u najboljim okolnostima: 0,43). Saturn je jedan od najsvetlijih objekata na nebu (iza Sunca, Meseca, Jupitera i Venere) pa je zato i poznat od davnina. Mali teleskop je dovoljan da se zapaze prsteni. Sunčeva rasveta na Saturnu je oko 100 puta manja nego na Zemlji. Ravnotežna temperatura koju bi imao zbog Sunčeve rasvete, 90 K, niža je od izmerene prosečne temperature, 95 - 105 K, uslovljene vlastitim izvorom energije. Sjaj Saturna menja se kako se menja vidljivost prstena. Saturn su istraživale letilice Pionir 11 (1979), Vojadžer 1 (1980), Vojadžer 2 (1981), a veštačkim satelitom postala je svemirska letelica Kasini—Hajgens, u julu 2004.[19]

Saturn je u rimskoj mitologiji otac vrhovnog boga Jupitera, dok je u grčkoj mitologiji poznat kao Kronos.

Fizičke osobine[uredi | uredi izvor]

Saturn je spljošten na polovima i proširen na ekvatoru, pa ima oblik elipsoida. Razlika između ekvatorskog i polarnog prečnika je 10% (120,536 km prema 108,728 km), što je posledica brze rotacije planete. Druge gasovite planete (Jupiter, Uran, Neptun) su takođe spljoštene, ali ne toliko kao Saturn. Prosečna gustina Saturna je 0,69 g/cm3 zbog čega je jedina planeta u Sunčevom sistemu čija je prosečna gustina manja od gustine vode.

Jedan Saturnov obilazak oko Sunca traje 29,35 godina, dok jedan okretaj oko ose traje u proseku 10 sati, 39 minuta i 25 sekundi.

Atmosfera[uredi | uredi izvor]

Saturn nema jasno izražene pojaseve kao Jupiter, barem ne u vidljivom delu spektra. Razlog tome je sloj izmaglice koji sprečava pogled u dubinu. Fotografije u infracrvenom svetlu pokazuju pojaseve mnogo izraženijim. Saturnova atmosfera uglavnom se sastoji od vodonika (93%) i helijuma (5%), uz nešto ostalih jedinjenja.

Pege, najprije zapažene na Jupiteru (Velika crvena pega) i Neptunu, postoje i na Saturnu i traju po nekoliko mjeseci. Svemirski teleskop Habl je 1990. godine snimio na Saturnovom ekvatoru ogromni beli oval koji nije postojao u vreme prolaska letelica Vojadžer. Upoređivanjem sa starim zabeleškama, utvrđeno je da su slične pojave opažene 1876, 1903, 1933, i 1960. godine, otprilike uvek u isto doba Saturnove godine, sredinom Saturnovog leta na severnoj polutki. Kasnije su uočene i neke manje oluje.

Vetrovi na ekvatoru duvaju prema istoku, a dosežu brzine od 500 m/s. Brzina vetrova opada s približavanjem polovima, pa na širinama iznad 35° vetrovi duvaju u oba smera. Sloj u kojem duvaju vetrovi debeo je najmanje 2000 km, a simetrija koja je uočena između severne i južne hemisfere sugerira da bi se vetrovi mogli spajati negde u unutrašnjosti.

Dok je Vojadžer 2 bio iza Saturna, njegovi radio-signali su na putu prema Zemlji prošli kroz gornje slojeve atmosfere, što je omogućilo merenje gustine i temperature tih slojeva. Najniža temperatura, od 82 K, je izmerena na nivou s pritiskom od 70 milibara. Na 100 milibara, temperature ispod severnog pola su bile oko 10 K niže od onih na umerenim širinama.

Osobine unutrašnjosti planete[uredi | uredi izvor]

Saturnova unutrašnjost je slična Jupiterovoj i sastoji se od kameno-ledenog jezgra, mase 20 puta veće od Zemljine. Na jezgru se nastavlja sloj metalnog vodonika iznad kojeg je sloj molekularnog vodonika. Metalni vodonik, nazvan tako zbog osobina koje vodonik poprimi pri velikom pritisku, mnogo je dublje nego što je to slučaj kod masivnijeg Jupitera. Saturn je po sastavu 75% vodonik i 25% helijum, s tragovima vode, metana i amonijaka. Taj sastav približno odgovara sastavu prvobitnog oblaka od kojeg je i nastao Sunčev sistem.

Saturnova unutrašnjost je vruća, temperature u središtu su čak 12.000 K, pa Saturn, kao i Jupiter i Neptun, više energije zrači u svemir nego što je prima od Sunca. Ravnotežna temperatura (ona koju bi imao da ga greje samo Sunce) za Saturn iznosi 90 K, ali je stvarna temperatura njegovih spoljnih delova 95-105 K.

Veća temperatura se može objasniti Kelvin-Helmholcovim mehanizmom (potencijalna energija gravitacionog polja sažimanjem prelazi u toplotnu), što ipak nije dovoljno objašnjenje za svu proizvedenu energiju. Prema merenjima Vojadžera 1, samo 7% zapremine Saturna čine atomi helijuma (vodonik preovladava), za razliku od 11% kod Jupitera. S obzirom da modeli predviđaju podjednake mere kod oba planeta pretpostavlja se da helijum polako tone prema središtu, te da je to uzrok veće temperature. Kapljice helijuma prilikom svoga pada kroz atmosferu stvaraju trenje kojim se oslobađa toplota.

Magnetosfera[uredi | uredi izvor]

Saturn, kao i ostali gasoviti divovi, ima jako magnetsko polje koje se proteže do udaljenosti oko 20 do 35 Saturnovih poluprečnika. Ipak, Saturnovo polje je neuporedivo slabije od Jupiterovog, prvenstveno zbog manje količine provodnog materijala („metalni” vodonik je mnogo dublje), pa je na rubovima planeta po jačini otprilike jednako magnetskom polju na površini Zemlje. Osa magnetskog polja se gotovo poklapa sa osom rotacije planete (ugao je manji od 1°).

Veličina Saturnove magnetosfere znatno se menja s intenzitetom sunčevog vetra, a i rep Jupiterove magnetosfere znatno utiče na Saturnovo magnetsko polje. Radio-emisije sa Saturna utihnule su između poseta Vojadžera 1 (novembar 1980) i Vojadžera 2 (avgust 1981), što bi mogla biti posledica ulaska Saturna u Jupiterovu magnetosferu (iako nema čvrstih dokaza).

Na Saturnovo magnetsko polje uteče i njegov satelit Diona. Pozitivni joni vodonika i kiseonika (H+ i О+) nastali nakon razbijanja molekula vode izbijenih s površine Dione i Tetisa čine unutrašnji torus koji se proteže do udaljenosti od 400.000 km od središta Saturna. Na unutrašnji torus se nastavlja područje plazme koje se proteže do udaljenosti od 1.000.000 km.

Kao i na Zemlji, međudelovanje magnetosfere, atmosfere i sunčevog vetra stvara veličanstvenu polarnu svetlost.

Saturnovi prstenovi[uredi | uredi izvor]

Saturnovi prsteni (izvor: NASA)
Izgled Saturna i prstenova u vreme opozicija 2001—2029.

Saturn je karakterističan po svojim prstenovima, koji su lako vidljivi i kroz mali teleskop. Poznati su još od vremena kad je Galileo Galilej prvi upotrebio teleskop u astronomske svrhe. Prstenovi su označavani slovima abecede, prema redosledu otkrivanja. Sastoje se od leda, silikatnih stena i oksida gvožđa. Prostiru se od 6.630 km do 120.700 km iznad Saturnovog ekvatora.

Prstenovi nisu jedno telo. Još je Džejms Klerk Maksvel 1857. godine dokazao da prstenovi ne mogu biti jedno telo, već bezbroj samostalnih čestica, što je kasnije dokazano spektroskopskim merenjima. Pomoću Doplerovog efekta je potvrđeno da se čestice bliže Saturnu kreću brže od onih daljih. Čestice prstenova su raznih veličina: od 100-metarskih tela do mikrometarske prašine. Verovatno postoji i nekoliko tela veličine par kilometara. Prstenovi su građeni od leda i nešto kamenja, pa imaju vrlo visok albedo (oko 0,7).

Saturnovi prstenovi su vrlo tanki. Iako su široki preko 250.000 km, nisu deblji od 1,5 km, pa bi se sav njihov materijal mogao kompresovati u telo promera 100 km.

Kroz teleskop se najbolje vide prstenovi A, B i C. Pukotina između dva najizraženija prstena (A i B) se zove Kasinijeva pukotina, a mnogo slabije izražena pukotina na spoljnom rubu A-prstena je dobila ime Enkeova pukotina. Pukotine su zapravo orbite s nepovoljnim rezonancama u odnosu na Saturnove satelite, dakle imaju isto poreklo kao i Kirkvudove zone u asteroidnom pojasu.

Dolazak Vojadžera 1 i 2 doneo je nove saznanja o prstenovima. Fotografije ove dve letelice su pokazale da se prstenovi sastoje od čak stotinjak hiljada manjih prstenčića. Čak su u Kasinijevoj pukotini pronađena 4 prstenčića. Otkrivena su i četiri nova veća prstena: slabašan prsten unutar prstena C nazvan je D prsten dok je prstenu iza prstena A pridruženo slovo F. Iza F prstena su pronađena još dva slabija prstena: G i E.

Zvezda Delta Škorpiona prošla je (iz perspektive Vojadžera 2) iza F-prstena, pa je praćenje treperenja ove zvijezde omogućilo određivanje detaljne strukture prstena F i to čak s 1000 puta boljom rezolucijom (razlučivosti oko 100 m) nego što je bilo moguće ostvariti Vojadžerovom kamerom. U F-prstenu su otkrivena i područja gdje se prsten sastoji od više međusobno isprepletenih niti, što se smatra uticajem satelita Prometej.

Osim toga, uočene su i prolazne strukture u B-prstenu, zapravo talasi gustine uzrokovane prolaskom nekih od Saturnovih satelita.

Vojadžerove fotografije su otkrile i tajanstvene „žbice“, koje se okreću oko Saturna kao kruto telo (prstenovi se okreću nezavisno jedan od drugoga). Poreklo im nije objašnjeno, ali se smatra da su vezane uz magnetsko polje Saturna, jer imaju period rotacije kao i magnetsko polje (10 sati, 39 minuta.). Dok se Vojadžer približavao Saturnu, žbice su izgledale tamnije od prstenova, no kasnije su iz drugog ugla su izgledale svetlije. Svojstvo čestica u žbicama da bolje raspršuju svetlost u smeru suprotnom od izvora svetlosti pokazuje da se radi o vrlo finoj prašini.

Postoji veza između Saturnovih prstenova i satelita. Neki od satelita su „pastirski“, tj. čuvaju prstenove, a neki su odgovorni za nastanak pukotina u prstenovima. Atlas, Prometej i Pandora su pastirski sateliti. Pandora i Prometej „čuvaju“ prsten F, a Pan se nalazi u Enkeovoj pukotini.

Saturn i njegovi prstenovi najbolje se vide kada se Saturn nalazi u skoroj opoziciji. Prstenovi prividno nestaju ukoliko njihova ravnina seče Zemlju u vreme posmatranja.

Trenutno postoje dve teorije o tome kako su prstenovi nastali. Prva teorija je teorija o raspalom mesecu, koju je postavio Edvard Rohe i nastala je u 19. veku. Teorija na oslanja na postulatu da je jedan od Saturnovih prirodnih satelita upao u nisku orbitu, ispod Roheove granice, tako da su ga rastrgale Saturnove plimne sile. Jedna varijacija ove teorije je da se mesec raspao nakon sudara sa kometom. Druga teorija oslanja se na postulatu da su prsteni tu od nastanka planeta, te su ostatak materije od originalne nebularne mase od koje je Saturn nastao. Ova teorija danas nije šire prihvaćena jer se smatra da prsteni tokom miliona godina postanu nestabilni, te da su zbog toga nedavna tvorevina.

Saturnov prsten E je vrlo teško vidljiv čak i najboljim teleskopima. Širina mu je kao udaljenost između Zemlje i Meseca.

Prirodni sateliti[uredi | uredi izvor]

Saturn ima 33 poznata satelita od kojih 30 imaju imena. Broj satelita verovatno nije potpun jer Saturnovi prstenovi smetaju u njihovom otkrivanju sa Zemlje.

Svi veći sateliti, osim Febe i Hiperiona imaju sinhronu rotaciju. Feba uz to ima retrogradnu te vrlo nagnutu putanju, pa se sumnja da je zarobljeni asteroid. Hiperion je jedino telo u Sunčevom sistemu za koje se zna da ima haotičnu rotaciju. Mnogi sateliti su u međusobnoj rezonanci: Mimas—Tetis (1:2), Enceladus—Dione (1:2) i Titan—Hiperion (3:4).

Trideset Saturnovih satelita su, po udaljenosti od Saturna: Pan, Atlas, Prometej, Pandora, Epimetej, Jan, Mimas, Encelad, Tetida, Telesto, Kalipso, Diona, Helena, Reja, Titan, Hiperion, Japet, Kiviok, Ižirak, Feba, Paliak, Skadi, Albioriks, Eriapo, Siarnak, Tarvos, Mundilfari, Suttung, Trjum, Imir i S/2003S1.

Saturnovi prirodni sateliti podeljeni su u grupe, koje nose ime po najistaknutijem satelitu:

  • Grupa Jan koje sačinjava: Jan, Mimas, Encelad, Tetida, Diona, Reja, Titan, Hiperion
  • Grupa Sajarnak (Siarnaq): Kiviok, Ižirak, Paliak, Albioriks, Eriapo, Siarnak i Tarvos
  • Grupa Feba: Feba, Skadi, S/2003S1, Mundilfari, Suttung, Trjum i Imir

Istorija ljudskog istraživanja[uredi | uredi izvor]

Saturn je, zbog svog sjaja, poznat još od praistorije. Galileo Galilej je, 1610. godine, prvi usmerio teleskop prema njemu. Zbog nesavršenosti prvih teleskopa, Galileo nije prepoznao prstenove, već je mislio da se radi o tri tijela. Posebno se zakomplikovalo posmatranje u vreme prolaska Zemlje kroz ravninu prstenova, kada su oni prividno nestali (jer su vrlo tanki), što je zbunilo Galileja. Tek je 1659. godine holandski astronom Kristijan Hajgens u Saturnovom neobičnom obliku prepoznao prstenove. Hajgens je objasnio da je njihovo nestajanje i menjanje uzrokovano promenom nagiba orbite Zemlje prema Saturnu tokom njihovih putanja oko Sunca.

Italijanski astronom Đovani Domeniko Kasini je 1675. otkrio pukotinu u prstenovima, pa se ta pukotina između prstenova A i B danas naziva po njemu Kasinijevom pukotinom. I drugi razmaci između prstenova nose imena po astronomima koji su ih otkrili ili učestvovali u istraživanju Saturna (Gerin, Hajgens, Maksvel, Enke).

Saturn su do sada posetile 4 letelice: Pionir 11 (1979), Vojadžer 1 (1980), Vojadžer 2 (1981) i Kasini—Hajgens. Letelica Kasini je ušla je 1. jula 2004. u orbitu oko Saturna i počela 4-godišnju misiju istraživanja Saturna, njegovih prstenova, magnetosfere i satelita. Kasini je nosila sondu Hajgens koja je početkom 2005. bačena u atmosferu Saturnovog najvećeg satelita Titana.

Napomene[uredi | uredi izvor]

  1. ^ a b Odnosi se na nivo od 1 bar atmosferskog pritiska

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ a b v g d đ e ž z i j k l lj m n nj o p r s t ć u f h c č š „Saturn Fact Sheet”. NASA. Arhivirano iz originala na datum 21. 08. 2011. Pristupljeno 28. 11. 2012. 
  2. ^ Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (1994). „Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets”. Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 663—683. Bibcode:1994A&A...282..663S. 
  3. ^ Seligman, Courtney. „Rotation Period and Day Length”. Arhivirano iz originala na datum 01. 05. 2009. Pristupljeno 13. 8. 2009. 
  4. ^ Williams, David R. (7. 9. 2006). „Saturn Fact Sheet”. NASA. Arhivirano iz originala na datum 09. 04. 2014. Pristupljeno 31. 7. 2007. 
  5. ^ „The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter”. 3. 4. 2009. Arhivirano iz originala na datum 24. 06. 2013. Pristupljeno 10. 4. 2009.  (produced with Solex 10 Arhivirano 2003-04-13 na sajtu Archive.today written by Aldo Vitagliano; see also Invariable plane)
  6. ^ „'Nature' (Saturn's fast spin determined from its gravitational field and oblateness)”. Nature. 2. 2. 2015. 
  7. ^ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). „Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155—180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  8. ^ „NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures”. Solarsystem.nasa.gov. 22. 3. 2011. Архивирано из оригинала на датум 26. 08. 2011. Приступљено 8. 8. 2011. 
  9. ^ de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). Planetary Sciences (2nd updated изд.). New York: Cambridge University Press. стр. 250. ISBN 978-0521853712. 
  10. ^ Schmude, Richard W. Junior (2001). „Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000”. 59 (3). Georgia Journal of Science: 123—127. 
  11. ^ Brainerd, Jerome James (24. 10. 2004). „Characteristics of Saturn”. The Astrophysics Spectator. Архивирано из оригинала на датум 05. 10. 2011. Приступљено 5. 7. 2010. 
  12. ^ „General Information About Saturn”. Scienceray. 28. 7. 2011. Архивирано из оригинала на датум 06. 10. 2011. Приступљено 17. 8. 2011. 
  13. ^ Brainerd, Jerome James (6. 10. 2004). „Solar System Planets Compared to Earth”. The Astrophysics Spectator. Архивирано из оригинала на датум 06. 10. 2011. Приступљено 5. 7. 2010. 
  14. ^ Dunbar, Brian (29. 11. 2007). „NASA – Saturn”. NASA. Архивирано из оригинала на датум 06. 10. 2011. Приступљено 21. 7. 2011. 
  15. ^ Cain, Fraser (3. 7. 2008). „Mass of Saturn”. Universe Today. Приступљено 17. 8. 2011. 
  16. ^ Brainerd, Jerome James (27. 10. 2004). „Giant Gaseous Planets”. The Astrophysics Spectator. Архивирано из оригинала на датум 16. 06. 2010. Приступљено 5. 7. 2010. 
  17. ^ Piazza, Enrico. „Saturn's Moons”. Cassini, Equinox Mission. JPL NASA. Архивирано из оригинала на датум 03. 07. 2010. Приступљено 22. 6. 2010. 
  18. ^ Munsell, Kirk (6. 4. 2005). „The Story of Saturn”. NASA Jet Propulsion Laboratory; California Institute of Technology. Архивирано из оригинала на датум 22. 08. 2011. Приступљено 7. 7. 2007. 
  19. ^ Saturn, [1] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.

Литература[uredi | uredi izvor]

  • de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2015). Planetary Sciences (2nd updated изд.). New York: Cambridge University Press. стр. 250. ISBN 978-0521853712. 
  • Lovett, L.; et al. (2006). Saturn: A New View. New York: Harry N. Abrams, Inc. ISBN 978-0-8109-3090-2. 
  • Karttunen, H.; et al. (2007). Fundamental Astronomy (5th изд.). New York: Springer. ISBN 978-3-540-34143-7. 
  • Ute Kehse: Polarlichter sind einzigartig – Cassini und Hubble werfen 25 Jahre alte Theorien über den Haufen (Bericht über einen Artikel in der Zeitschrift Nature): 19. Februar 2005, Onlineportal der Zeitschrift Bild der Wissenschaft: Artikel online abrufbar unter http://www.wissenschaft.de/wissen/news/249343.html}-[mrtva veza]
  • Thorsten Dambeck: Saturnmond in Fetzen: Die Saturnringe könnten die Trümmer eines zerborstenen Mondes sein. Bild der Wissenschaft , 9/ (2006). стр. 60–63, ISSN 0006-2375
  • Ronald Weinberger: Präzise Bestimmung der Rotation des Saturn. Naturwissenschaftliche Rundschau 59(12). стр. 664–665 (2006), ISSN 0028-1050
  • Reinhard Oberschelp: Giuseppe Campani und der Ring des Planeten Saturn. Ein Dokument in der Gottfried Wilhelm Leibniz Bibliothek. Reihe Lesesaal, 35. C. W. Niemeyer, Hameln 2011, ISBN 978-3-8271-8835-9 (u.a. mit Abb. von) 1666

Spoljašnje veze[uredi | uredi izvor]