Сатурн (планета)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Сатурн  Астрономічний символ Сатурна
Планета Сатурн
Фотографія Сатурна, зроблена космічним телескопом Хаббл 2001 року
Епоха J2000
Велика піввісь 1 433 449 370 км
9,582  а. о.
Перигелій 1 353 572 956 км
9,048а. о.
Афелій 1 513 325 783 км
10,116 а. о.
Ексцентриситет 0,055 723 219
Орбітальний період 29,4571 років
Синодичний період 378,09 діб
Середня орбітальна швидкість 9,69 км/с
Нахил орбіти 2,485 240° до екліптики
5,51° до сонячного екватора
Довгота висхідного вузла 113,642 811°
Аргумент перицентру 336,013 862°
Супутники 62
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус 60 268 ± 4 км [1]
9,4492 Землі
Полярний радіус 54 364 ± 10 км
8,5521 Землі
Сплюснутість 0,09796 ± 0,00018
Площа поверхні 4,27×1010 км²[2]
83,703 Землі
Об'єм 8,2713×1014 км³[3]
763,59 Землі
Маса 5,6846×1026 кг
95,152 мас Землі
Середня густина 687 кг/м3
Прискорення вільного падіння
на поверхні
10,44 м/с²
1,065 g
Друга космічна швидкість 35,5 км/с[3]
Період обертання 10 год. 34 хв 13с ± 2с[4]
Екваторіальна швидкість обертання 9,87 км/c
Нахил осі 26,73°[3]
Пряме піднесення пн. полюса 21 год 10 мін 44 с
317,68143°
Схилення пн. полюса 52,88650°
Альбедо 0,342 (Бонд)
0,47 (геометричне)
Видима зоряна величина від +1.47 до −0.24[5]
Атмосфера
Тиск на поверхні 0,636 (0,4-0,87) кПа
Шкальна висота 59.5 км
Склад  • 95,32% (+/-2.4%) молекулярного водню
 • 3,25% (+/-2.4%) гелію
 • 4500 (+/-2000) ppm метану
 • 125 (+/-75) ppm аміаку
 • 110 (+/-58) ppm дейтериду водню
 • 7 (+/-1.5) ppm етану
 • аміачний лід
 • водяний лід
 • гідросульфід амонію[6]

Сату́рн — шоста за віддаленістю від Сонця та друга за розмірами планета Сонячної системи. Сатурн швидко обертається навколо своєї осі (з періодом — 10,23 години), складається переважно з рідкого водню і гелію, має товстий шар атмосфери. Сатурн обертається навколо Сонця за 29,46 земних років на середній відстані 1427 млн км. Екваторіальний діаметр верхньої межі хмар — 120 536 км, а полярний на кілька сотень кілометрів менший[Джерело?]. В атмосфері Сатурна міститься 94% водню і 6% гелію (за об'ємом). Його маса у 95 разів більша за масу Землі, магнітне поле потужніше в тисячу разів. Вважається, що Сатурн має невелике ядро з силікатів і заліза, покрите льодом і глибоким шаром рідкого водню. На 2013 рік відомо про існування 62 природних супутників Сатурна, найбільший з яких — Титан.

На відміну від Юпітера, смуги на Сатурні доходять до дуже високих широт — 78 градусів. Спостерігається величезне овальне утворення розміром із Землю, розташоване недалеко від північного полюса, назване Великою Білою плямою, виявлено кілька плям меншого розміру. Через більшу, ніж на Юпітері швидкість потоків, ці ураганні вихори швидко згасають і перемішуються зі смугами. Швидкості зональних вітрів поблизу екватора сягають 400–500 м/с, а на широті 30 градусів — близько 100 м/с. Невисока контрастність кольорів на видимому диску Сатурна пов'язана з тим, що через низькі температури в надхмарній атмосфері Сатурна, де пари аміаку виморожуються, утворюється шар густого туману, який ховає структуру поясів і зон, тому на Сатурні вони помітні не так чітко, як на Юпітері.

Сатурн має помітну систему кілець, що складаються здебільшого з частинок криги, меншої кількості важких елементів і пилу. Навколо планети обертається 62 відомих на даний момент (2013 рік) супутники. Титан — найбільший серед них, це другий за розмірами супутник у Сонячній системі (після супутника Юпітера, Ганімеда), який перевершує за своїми розмірами Меркурій і має єдину серед супутників Сонячної системи густу атмосферу.

Наразі на орбіті Сатурна перебуває автоматична міжпланетна станція «Кассіні», запущена 1997 року. Вона дісталася до системи Сатурна 2004 року. До її завдань входить вивчення структури кілець, а також динаміки атмосфери й магнітосфери Сатурна.

Сатурн серед планет Сонячної системи[ред.ред. код]

Сатурн належить до газових гігантів: він складається переважно з газів і не має твердої поверхні. Маса планети у 95 разів перевищує масу Землі, однак середня густина Сатурна становить усього 0,69 г/см³, це єдина планета Сонячної системи, чия середня густина менша від густини води[6]. Тому, хоча маси Юпітера і Сатурна відрізняються більше, ніж утричі, їхні екваторіальні діаметри відрізняються лише на 19%. Густина інших газових гігантів значно більша (1,27—1,64 г/см³). Прискорення вільного падіння на екваторі становить 10,44 м/с², що можна порівняти зі значеннями на Землі та Нептуні, але набагато менше, ніж на Юпітері. Екваторіальний радіус планети дорівнює 60 300 км, а полярний — 54 400 км; серед усіх планет Сонячної системи Сатурн має найбільше стиснення[6].

Орбітальні характеристики і обертання[ред.ред. код]

Середня відстань між Сатурном і Сонцем становить 9,58 а.о. (1430 млн км)[6]. Оскільки ексцентриситет орбіти Сатурна дорівнює 0,056, то різниця у відстані до Сонця в перигелії та афелії становить 162 млн км[6]. Рухаючись із середньою швидкістю 9,69 км/с, Сатурн обертається навколо Сонця приблизно за 29,5 років (10 759 днів). Відстань Сатурна від Землі змінюється в межах від 8,0 до 11,1 а.о. (1195–1660 млн км), середня відстань під час протистояння — близько 1280 млн км[6]. Сатурн і Юпітер обертаються майже в точному резонансі (2:5).

Видимі під час спостережень характерні об'єкти атмосфери Сатурна обертаються з різною швидкістю залежно від широти. Як і у випадку Юпітера, є кілька груп таких об'єктів. Так звана «Зона 1» має період обертання 10 год 14 хв 00 с (844,3 °/день). Вона простягається від північного краю південного екваторіального поясу до південного краю північного екваторіального поясу. На інших широтах Сатурна, складових «Зони 2», період обертання спочатку було оцінено в 10 год 39 хв 24 с (810,76 °/день). Згодом дані було переглянуто: нова оцінка — 10 год, 34 хв та 13 с[7]. «Зона 3», наявність якої передбачається на основі спостережень радіовипромінювання планети під час польоту «Вояджера-1», має період обертання 10 год 39 хв 22,5 с (швидкість 810,8 °/день).

Періодом обертання Сатурна навколо осі вважають 10 годин 34 хвилини і 13 секунд[8]. Точна величина періоду обертання внутрішніх частин планети залишається невідомою. Коли апарат «Кассіні» 2004 року досяг Сатурна, за спостереженнями радіовипромінювання було виявлено, що період обертання внутрішніх частин помітно перевищує період обертання в «Зоні 1» та «Зоні 2» і становить приблизно 10 год 45 хв 45 с (± 36 с)[9].

У березні 2007 року було виявлено, що обертання діаграми спрямованості радіовипромінювання Сатурна утворюється конвекційними потоками в плазмовому диску, які залежать не тільки від обертання планети, а й від інших факторів. Було також повідомлено, що коливання періоду обертання діаграми спрямованості пов'язано з активністю кріовулкана на супутнику Сатурна — Енцеладі. Заряджені частинки водяної пари на орбіті планети призводять до викривлення магнітного поля і, як наслідок, картини радіовипромінювання. Виявлена ​​картина наводить на думку, що на сьогоднішній день[Коли?] взагалі не існує коректного методу визначення швидкості обертання ядра планети[10][11][11].

Походження[ред.ред. код]

Походження Сатурна (як і Юпітера) пояснюють дві основні гіпотези. Згідно з гіпотезою «контракції», склад Сатурна, подібний до Сонця (велика частка водню), і, як наслідок, малу густину можна пояснити тим, що під час формування планет на ранніх стадіях розвитку Сонячної системи в газопиловому диску утворилися масивні «згущення», що дали початок планетам, тобто, Сонце і планети формувалися однаково. Ця гіпотеза не може пояснити відмінності у складі Сатурна і Сонця[12].

Гіпотеза «акреції» стверджує, що утворення Сатурна відбувалося у два етапи. Спочатку протягом 200 мільйонів років формувалися тверді щільні тіла на зразок планет земної групи[12]. У цей час з області Юпітера і Сатурна було дисиповано частину газу, що в подальшому зумовило різницю в хімічному складі Сатурна і Сонця. Другий етап розпочався, коли найбільші тіла досягли подвоєної маси Землі. Протягом декількох сотень тисяч років тривала акреція газу на ці тіла з первинної протопланетної хмари. На другому етапі температура зовнішніх шарів Сатурна сягала 2000 °C[12].

Кільця Сатурна[ред.ред. код]

Докладніше: Кільця Сатурна

Візитною карткою Сатурна є відомі кільця, що оперізують планету навколо екватора і складаються з безлічі крижаних часток з розмірами часток від міліметра до декількох метрів. Вісь обертання Сатурна нахилена до площини його орбіти на 26° 44', тому під час руху орбітою кільця змінюють свою орієнтацію відносно Землі. Коли площина кілець перетинає Землю, навіть у середні телескопи побачити їх неможливо, тому що товщина кілець — усього кілька десятків метрів, хоча їхня ширина сягає 137 000 км. Кільця обертаються навколо Сатурна і, відповідно до законів Кеплера, швидкість обертання внутрішніх частин кільця більша, ніж зовнішніх.

Сатурн, фотографія з «Вояджера-1»

Існує три головних кільця, названих A, B і C. Вони добре помітні з Землі. Слабші кільця називають D, E та F. При ближчому розгляді кілець виявляється дуже багато. Між кільцями існують щілини, де немає частинок. Найбільшу щілину, яку можна побачити у середній телескоп із Землі (між кільцями А и В), названо щілиною Кассіні. Ясними ночами у потужніші телескопи можна побачити й менш помітні щілини.

Кільця є залишками протопланетної хмари, з якої утворилися всі тіла Сонячної системи. Всередині межі Роша, де обертається більша частина кілець, утворення супутників неможливе через гравітаційний вплив планети, що руйнує всі більш-менш значні тіла. Частинки кілець багаторазово зіштовхуються, руйнуються і злипаються знову.

Фізика планети[ред.ред. код]

Сатурн та його кільця в ультрафіолетовому спектрі

Потік сонячної енергії, що досягає Сатурна, у 91 раз менший, ніж біля Землі. Температура на нижній межі хмар Сатурна становить 150 К. Однак, тепловий потік від Сатурна вдвічі перевищує потік енергії, яку Сатурн отримує від Сонця. Джерелом цієї внутрішньої енергії може бути енергія, що виділяється за рахунок гравітаційної диференціації речовини, коли важчий гелій повільно занурюється в надра планети[Джерело?].

«Вояджери» зафіксували ультрафіолетове випромінювання водню в атмосфері середніх широт і полярні сяйва на широтах вище 65 градусів. Така активність може призвести до утворення складних вуглеводневих молекул. Полярні сяйва середніх широт, що відбуваються тільки на освітлених Сонцем ділянках, виникають з тих же причин, що і полярні сяйва на Землі. Різниця лише в тому, що на нашій планеті це явище характерне винятково для високих широт.

Магнітне поле Сатурна має унікальний характер. Вісь диполя збігається з віссю обертання планети на відміну від Землі, Меркурія і Юпітера. Магнітосфера Сатурна має симетричний вигляд. Радіаційні пояси мають правильну форму, в них виявлено порожнини, де заряджені частки вимітаються супутниками чи кільцями. Поблизу кілець концентрація частинок незначна. За супутниками Сатурна тягнуться хвости з нейтральних та іонізованих молекул і атомів газу, що утворюють гігантські тори на орбітах. Одним із джерел такого тора є верхня атмосфера Титана, найбільшого супутника Сатурна.

Супутники Сатурна[ред.ред. код]

Докладніше: Супутники Сатурна

Сатурн має близько 60 супутників (до 2000 року було відомо 18) і 12 з них — понад 100 км у діаметрі.

Орбіта внутрішніх супутників, Пана і Атласа, лежить біля зовнішнього краю кільця А. Наступний супутник, Прометей, відповідає за щілину, що прилягає до внутрішнього краю кільця F. Потім — Пандора, відповідальна за утворення іншої межі кільця F. Вони виявлені на фотографіях, зроблених із космічних апаратів. Наступні два супутники — Епіметей і Янус — виявлені з Землі, вони поділяють спільну орбіту. Різниця у відстані до Сатурна становить лише 30-50 кілометрів.

Знімок з космічного апарата Кассіні-Гюйгенс 6 жовтня 2004 р.

Мімас незвичайний тим, що на ньому виявлено один величезний кратер названий Гершелем, який має розмір із третину супутника. Його вкрито тріщинами, що, імовірно, зумовлені припливними деформаціями, оскільки серед супутників Сатурна Мімас — найближчий до планети. Розмір Гершеля — 130 кілометрів. Він заглиблений у поверхню на 10 кілометрів, з центральною гіркою, майже такою ж за висотою, як і гора Еверест на Землі.

Енцелад має найактивнішу поверхню з усіх супутників у системі (можливо, за винятком Титана, чия поверхня не фотографувалася). На ньому видні сліди потоків, що зруйнували колишній рельєф, тому вважається, що надра цього супутника можуть бути активними і сьогодні. Крім того, хоча кратери можуть спостерігаються на всій поверхні, на деяких ділянках ці утворення мають невеликий вік, кілька сотень мільйонів років. Це має означати, що частина поверхні Енцелада усе ще змінюється. Вважається, що причиною активності є вплив припливних сил Сатурна, які розігрівають Енцелад.

Тефія відома своєю величезною тріщиною-розломом, довжиною 2000 км — три чверті довжини екватора супутника. Фотографії Тефії, отримані «Вояджером 2», показали великий гладкий кратер із третину діаметра самого супутника, названий Одіссеєм. Він більший, ніж кратер Гершель на Мімасі. Про походження розлому існують кілька гіпотез, у тому числі й та, яка передбачає такий період в історії Тефії, коли вона була рідкою. При замерзанні могла утворитися тріщина. Температура поверхні Тефії −86 °С.

Наступні два супутники — Каліпсо і Телесто в минулому названі Троянськими Тефіями, за аналогією з троянцями, оскільки перебувають у точках Лагранжа на орбіті Тефії. Один з них відстає, а інший — випереджає Тефію на її орбіті на 60 градусів.

Діона на поверхні має сліди викиду світлого матеріалу у вигляді інею, безліч кратерів і звивисту долину. Діона на своїй орбіті теж має троянців: Гелена на 60 градусів попереду та Полідевкна 60 градусів позаду.

Є ще три непідтверджених відкриття супутників. Один з них близький до орбіти Діони, другий розташовано між орбітами Тефії і Діони, і третій — між Діоною і Реєю. Усі три виявлені на фотографіях, зроблених із «Вояджера 2», але поки-що ніде більше.

Рея — має стару, суцільно всіяну кратерами поверхню. На ній, як і на Діоні, виділяються яскраві тонкі смуги. Ці утворення — мабуть, складаються з льоду, що заповнює розломи в корі супутників.

Мімас, Енцелад, Тефія, Діона і Рея приблизно сферичні за формою і, швидше за все, складаються здебільшого з водяного льоду. Енцелад відбиває майже 100 відсотків сонячного світла, що підтверджує припущення при крижану поверхню. Мімас, Тефія, Діона і Рея повністю вкриті кратерами.

Титан, діаметр якого 5150 км, — один з найцікавіших супутників Сатурна. Вважається, що склад і процеси, що відбуваються в атмосфері цього супутника схожі з тими, які мільярди років тому можна було б побачити в земній атмосфері. Його поверхню неможливо роздивитися крізь густу атмосферу, що складається на 85% з азоту, близько 12% аргону і менше ніж 3% метану. Також спостерігається невелика кількість етану, пропану, ацетилену, етилену, водню, кисню та інших складових. Тиск біля поверхні Титана 1,6 атмосфери. Температура верхніх шарів атмосфери цього супутника близька до −150 °C, а поверхні — 94 °C. Поверхня Титана складається з льоду з домішкою силікатних порід. Середня густина речовини, що складає супутник — 1,9 г/см³. Вважається, що в Титана може бути океан з етану, метану й азоту глибиною до 1 км, нижче якого лежить шар ацетилену товщиною до 300 м. Метан на Титані під дією світла перетворюється на етан, ацетилен, етилен, і (у сполученні з азотом) у солі ціанистої кислоти. Останні — особливо цікаві молекули: це будівельні цеглинки для амінокислот. Низька температура, безумовно, гальмує утворення складніших органічних речовин. У Титана немає магнітного поля, однак він взаємодіє з полем Сатурна, що створює за ним магнітний хвіст.

Гіперіон — супутник неправильної форми, на поверхні якого немає слідів внутрішньої активності. Неправильна форма супутника викликає незвичайне явище: щоразу, коли гігантський Титан і Гіперіон зближаються, Титан гравітаційними силами змінює орієнтацію Гіперіона, що за змінним блиском супутника можна відстежити з Землі. Неправильна форма Гіперіона і сліди давнього бомбардування метеоритами дозволяють назвати Гіперіон найстаршим у системі Сатурна.

Орбіта Япета віддалена від Сатурна майже на 4 мільйони кілометрів. Одна сторона Япета рясно посипана кратерами, у той час як інша сторона виявляється майже гладенькою. Япет відомий неоднорідно яскравою поверхнею. Супутник, подібно Місяцю з Землею, завжди обернений до Сатурна одним боком, так, що орбітою він рухається тільки одним боком вперед. Цей бік у 10 разів темніший, ніж протилежний. Є версія, що у своєму русі супутник «підмітає» пил і дрібні частки, що також обертаються навколо Сатурна. З іншого боку, може бути, ця темна речовина утворена з надр супутника.

Феба обертається навколо планети в напрямку, протилежному до обертання всіх інших супутників і самого Сатурна навколо своєї осі. Вона має, загалом, сферичну форму і відбиває близько 6 відсотків сонячного світла. Крім Гіперіона, це єдиний супутник, не обернений до Сатурна одним боком. Усі ці особливості обґрунтовано дозволяють сказати, що Феба — захоплений у гравітаційну пастку астероїд.

Дослідження планети[ред.ред. код]

Сатурн між супутником Кассіні та Сонцем (15 вересня 2006 р.)

Сатурн — одна з п'яти планет Сонячної системи, легко видимих ​​неозброєним оком із Землі. У максимумі блиск Сатурна перевищує першу зоряну величину. Щоб спостерігати кільця Сатурна, потрібен телескоп діаметром не менше 15 мм[13]. В апертуру 100 мм видно темнішу полярну шапку, темну смугу тропіків і тінь кілець на планеті. А у 150–200 мм телескоп стають помітними чотири — п'ять смуг хмар в атмосфері та неоднорідності в них, але їх контраст буде менш помітним, ніж у юпітеріанських.

Вперше спостерігаючи Сатурн у телескоп (у 16091610 роках) Галілео Галілей помітив, що Сатурн виглядає не як єдине небесне тіло, а як три тіла, що майже торкаються одне одного, і висунув припущення, що це два великих «компаньйони» (супутники) Сатурна. Два роки по тому Галілей повторив свої спостереження і, на свій подив, не виявив супутників[14].

1659 року Гюйгенс за допомогою потужнішого телескопа з'ясував, що «компаньйони» — це насправді тонке плоске кільце, яке оперезує планету і не торкається до неї. Гюйгенс також відкрив найбільший супутник Сатурна — Титан. Починаючи з 1675 року планету вивчав Кассіні. Він помітив, що кільце складається з двох частин, розділених помітним проміжком — щілиною Кассіні, і відкрив ще кілька великих супутників Сатурна: Япет, Тефію, Діону і Рею.

Сатурн та кільця — схема українською

Значних відкриттів не було до 1789 року, коли Вільям Гершель відкрив ще два супутники — Мімас і Енцелад. Потім групою британських астрономів було відкрито супутник Гіперіон, із формою, що значно відрізняється від сферичної. Супутник перебуває в орбітальному резонансі з Титаном[15]. 1899 року Вільям Пікерінг відкрив Фебу, яка належить до класу нерегулярних супутників і не обертається синхронно з Сатурном, як більшість супутників. Період її обертання навколо планети — понад 500 днів, обертання відбувається у протилежному напрямку. 1944 року Джерардом Койпером було відкрито наявність густої атмосфери на іншому супутнику — Титані[16][17]. Таке явище для супутника унікальне для всієї Сонячної системи.

У 1990-х Сатурн, його супутники і кільця неодноразово досліджувалися космічним телескопом Хаббл. Довготривалі спостереження дали чимало нової інформації, яка була недоступна для «Піонера-11» і «Вояджерів» під час їх одноразових прольотів повз планету. Також було відкрито кілька супутників Сатурна і визначено максимальну товщину його кілець. Вимірами, що здійснені 20-21 листопада 1995 року, було визначено їх детальну структуру[18]. У період максимального нахилу кілець (2003 року) було отримано 30 зображень планети в різних діапазонах довжин хвиль, що на той час дало найкраще охоплення відповідно до спектру випромінювань за всю історію спостережень[19]. Ці зображення дозволили вченим краще вивчити динамічні процеси, що відбуваються в атмосфері, і створити моделі сезонної поведінки атмосфери. Також широкомасштабні спостереження Сатурна здійснювалися Південною Європейською обсерваторією в період з 2000 по 2003 рік. Було виявлено кілька маленьких супутників неправильної форми[20].

Космічні місії[ред.ред. код]

1979 року космічний апарат «Піонер-11» пролетів на відстані 20 тис. км від Сатурна і зробив фото планети та її супутників, хоча роздільна здатність була надто низькою, щоб можна було розгледіти подробиці рельєфу поверхні.

«Вояджер-1» відвідав планетну систему в листопаді 1980 і отримав перші зображення високої роздільної здатності. У серпні 1981 року роботу продовжив «Вояджер-2», засвідчивши змінний характер атмосферних утворень на планеті.

Міжпланетна станція «Кассіні-Гюйгенс» вийшла на орбіту Сатурна 1 липня 2004 року. Вона неодноразово пролітала біля Титана й висадила на нього спускний апарат «Гюйгенс». Завдяки отриманим фото вдалося розглянути озера та гори на супутнику. Отримані зі станції фотографії дозоволили відкрити нові супутники, уточнити структуру кілець, виявити блискавки на поверхні планети.

Цікаві факти[ред.ред. код]

  • 2011 року стало відомо, що Сатурн надсилає в космос складні радіосигнали[21]. За словами астрономів, варіації сигналів на Сатурні контролюються обертанням планети і змінюються з часом, збігаючись із сезонами на Сатурні.
  • В англійській мові день тижня субота (англ. Saturday) походить від назви планети Сатурн (англ. Saturn), названої у свою чергу іменем римського бога рільництва Сатурна.

Примітки[ред.ред. код]

  1. Yeomans, Donald K. (2006-07-13). «HORIZONS System». NASA JPL. Архів оригіналу за 2007-06-25. Процитовано 2007-08-08. —Перейдите в «web interface», выберите «Ephemeris Type: ELEMENTS», «Target Body: Saturn Barycenter» и «Center: Sun».
  2. «NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures». Solarsystem.nasa.gov. 2011-03-22. Архів оригіналу за 2011-10-05. Процитовано 2011-08-08. 
  3. а б в Williams, Dr. David R. (September 7, 2006). «Saturn Fact Sheet». NASA. Архів оригіналу за 2011-08-21. Процитовано 2007-07-31. 
  4. «Астрономы укоротили сутки на Сатурне». Lenta.ru. 30 июля 2009. Архів оригіналу за 2011-08-21. Процитовано 2010-08-14. 
  5. Schmude, Richard W Junior (2001). «Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000». Georgia Journal of Science. Процитовано 2007-10-14. 
  6. а б в г д е (англ.)Факти про Сатурн на сайті NASA
  7. http://lenta.ru/news/2009/07/30/minutes/
  8. http://php.louisville.edu/news/news.php?news=1488
  9. http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-062804.html
  10. http://saturn.jpl.nasa.gov/news/newsreleases/
  11. а б http://www.sciencemag.org/content/316/5823/442
  12. а б в Б. Ю. Левин, А. В. Витязев Происхождение Солнечной системы (планетная космогония) // Физика Космоса, (1986).(рос.)
  13. Eastman, Jack (1998). «Saturn in Binoculars». The Denver Astronomical Society. Архів оригіналу за 2011-08-21. Процитовано 2008-09-03. 
  14. Baalke, Ron. «Saturn: History of Discoveries». Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, NASA. Архів оригіналу за 2012-02-02. Процитовано 2011-11-19. 
  15. Robert Nemiroff, Jerry Bonnell; Перевод: А. Козырева, Д. Ю. Цветков (26 июля 2005). «Гиперион: губчатый спутник Сатурна» (російською). Архів оригіналу за 2011-08-21. Процитовано 16 сентября 2009. 
  16. О. Л. Кусков, В. А. Дорофеева, В. А. Кронрод, А. Б. Макалкин. Системы Юпитера и Сатурна: Формирование, состав и внутреннее строение. — М.: ЛКИ, 2009. — С. 476. — ISBN 9785382009865.
  17. G. P. Kuiper (1944). «Titan: a Satellite with an Atmosphere». Astrophysical Journal 100. с. 378. doi:10.1086/144679. 
  18. Dušek, Jiří (1995). «Saturn bez prstence - live III». Kozmos (slovensky) XXVI. с. 20–21. ISSN 0323-049X. 
  19. NASA Press Release (2003). «Saturnove prstence v najväčšom sklone». Kozmos (slovensky). XXXIV. с. 12. ISSN 0323-049X. 
  20. Kulhánek, Petr (2007). «Magnetická pole v sluneční soustavě III». с. 15. ISSN 1211-0485.  Проігноровано невідомий параметр |Journal= (можливо, |journal=?) (довідка)
  21. Сатурн посилає в космос складні радіосигнали незрозумілої природи з двох джерел

Посилання[ред.ред. код]