Сатурн
Сату́рн (па-лацінску: Saturn) — шостая па аддаленьні ад Сонца і другая па памеры і масе плянэта Сонечнай сыстэмы. Сатурн, а таксама Юпітэр, Уран і Нэптун, клясыфікуюцца як газавыя гіганты. Сатурн названы ў гонар рымскага бога Сатурна, аналяга грэцкага Кронаса, бабілёнскага Нінурты й індыйскага Шані. Сымбалем Сатурна зьяўляецца «серп» (Юнікод: ♄). Сатурн знаходзіцца на сярэдняй адлегласьці 1429 млн км (9,58 а. а.) ад Сонца. Пэрыяд звароту — 29,46 гадоў.
Сатурн .svg){kind=small} | |||||||||||||
_large.jpg) | |||||||||||||
| Адкрыцьцё | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Адкрывальнік | невядомы | ||||||||||||
| Дата | дагістарычныя часы | ||||||||||||
| Абазначэньні | |||||||||||||
| Названа ў гонар | Сатурн і Ву-сін[d] | ||||||||||||
| Парамэтры арбіты | |||||||||||||
| Эпоха J2000 | |||||||||||||
| Апацэнтар | 1514,50×106 км | ||||||||||||
| Пэрыцэнтар | 1352,55×106 км | ||||||||||||
| Вялікая паўвось | 1433,53×106 км | ||||||||||||
| Сярэдні радыюс арбіты | 1,4294×109 км | ||||||||||||
| Эксцэнтрысытэт | 0,056 | ||||||||||||
| Сыдэрычны пэрыяд | 29 гадоў 167 дзён 6,7 г. | ||||||||||||
| Сынадычны пэрыяд | 378,09 дзён | ||||||||||||
| Сяр. арбітальная хуткасьць | 9,46 км/с | ||||||||||||
| Сярэдняя анамалія | 5,5 радыян[1] | ||||||||||||
| Нахіленьне | 2,488° | ||||||||||||
| Даўгата ўзыходнага кута | 113.71504° | ||||||||||||
| Аргумэнт пэрыцэнтра | 92.43194° | ||||||||||||
| Ёсьць спадарожнікам | Сонца | ||||||||||||
| Спадарожнікі | 62 | ||||||||||||
| Фізычныя характарыстыкі | |||||||||||||
| Сярэдні радыюс | 58 232 км | ||||||||||||
| Экватарыяльны радыюс | 60 268 км | ||||||||||||
| Палярны радыюс | 54 364 км | ||||||||||||
| Сплашчэньне | 0,09796 | ||||||||||||
| Плошча паверхні | 4,38×1010 км² | ||||||||||||
| Аб’ём | 82,713×1010 км³ | ||||||||||||
| Маса | 5,684×1026 кг[2] | ||||||||||||
| Сярэдняя шчыльнасьць | 0,687 г/см³ | ||||||||||||
| Гравітацыя на паверхні ля экватару | 10,44 м/с² | ||||||||||||
| Другая касьмічная хуткасьць | 35,5 км/с | ||||||||||||
| Пэрыяд вярчэньня | 10 ч 13 м 59 с (экватарыяльны) 10 ч 39 м 25 с (ўнутраны) | ||||||||||||
| Нахіл восі | 25,33° | ||||||||||||
| Простае ўзьняцьцё паўночнага полюсу | 2г 42х 20с[1] | ||||||||||||
| Схіленьне паўночнага полюсу | +83° 32′ 0″[1] | ||||||||||||
| Альбэда | 0,47 | ||||||||||||
| |||||||||||||
| Абсалютная зорная велічыня (H) | 28 | ||||||||||||
| Кутавы дыямэтар | 14,5 ″ і 20,1 ″[3] | ||||||||||||
| Атмасфэра | |||||||||||||
| Ціск на паверхні | 140 кПа | ||||||||||||
| Склад | Вадарод (>93%) Гель (>5%) Мэтан (0,2%) Пары вады (0,1%) Аміяк (0,01%) Этан (0,0005%) Фасьфін (0,0001%) | ||||||||||||
У асноўным Сатурн складаецца з вадароду, з прымешкамі гелю й сьлядамі вады, мэтану, аміяку й «горных парод». Унутраная вобласьць уяўляе сабой невялікае ядро з горных парод і лёду, пакрытага тонкім пластом мэталічнага вадароду й газападобным зьнешнім пластам. Зьнешняя атмасфэра плянэты здаецца спакойнай і ціхамірнай, аднак часам на ёй зьяўляюцца некаторыя даўгавечныя асаблівасьці. Хуткасьць ветру на Сатурне можа дасягаць месцамі 1800 км/г, што значна больш, чым, напрыклад, на Юпітэры. У Сатурна маецца плянэтарнае магнітнае поле, якое займае прамежкавае становішча па магутнасьці паміж магнітным полем Зямлі й магутным полем Юпітэра. Магнітнае поле Сатурна распасьціраецца на 1 млн км у напрамку Сонца. Ударная хваля была зафіксаваная Вояджэрам-1 на адлегласьці ў 26,2 радыюсу Сатурна ад самой плянэты, магнітапаўза разьмешчана на адлегласьці ў 22,9 радыюсу.
Сатурн валодае прыкметнай колцавай сыстэмай, якая складаецца галоўным чынам з часьцінак лёду, меншай колькасьці горных парод і пылу. Вакол плянэты зварачаюцца 62 вядомыя на дадзены момант спадарожнікі. Тытан — самы буйны зь іх, а таксама другі па памерах спадарожнік у Сонечнай сыстэме, які пераўзыходзіць па сваіх памерах плянэту Мэркурый і валодае адзінай сярод мноства спадарожнікаў Сонечнай сыстэмы шчыльнай атмасфэрай.
Фізычныя характарыстыкі
рэдагавацьАгульныя зьвесткі
рэдагавацьСатурн складаецца, у асноўным, з газу (вадарод і гель) і ня мае звыклай нам цьвёрдай паверхні. Ставіцца да тыпу газавых плянэт. Экватарыяльны радыюс плянэты роўны 60 268 км, палярны радыюс — 54 364 км[2]; Сатурн — найболей сплясканая плянэта Сонечнай сыстэмы. Маса плянэты ў 95 разоў перавышае масу Зямлі, аднак сярэдняя шчыльнасьць Сатурна складае ўсяго 0,687 г/см³, што робіць яе самай разрэджанай плянэтай Сонечнай сыстэмы і адзінай плянэтай, чыя сярэдняя шчыльнасьць меншая за шчыльнасьць вады. Адно абарачэньне вакол восі Сатурн зьдзяйсьняе за 10 гадзін, 34 хвіліны й 13 сэкунд[4].
Атмасфэра
рэдагавацьВерхнія пласты атмасфэры Сатурна складаюцца на 96,3% з вадароду (па аб’ёме) й на 3,25% — зь геля[5] (у параўнаньні з 11% у атмасфэры Юпітэра). Маюцца прымешкі мэтана, вадзянога пару, аміяку й некаторых іншых газаў. Аміячныя аблокі ў верхняй частцы атмасфэры магутнейшыя за юпітэрскія.
Па дадзеных «Вояджэраў», на Сатурне дзьмуць наймацнейшыя ветры ў Сонечнай сыстэме, апараты зарэгістравалі хуткасьці паветраных струменяў 500 м/с. Вятры дзьмуць, у асноўным, ува ўсходнім кірунку (па кірунку восевага кручэньня). Іхняя сіла слабее пры выдаленьні ад экватару; пры выдаленьні ад экватару зьяўляюцца таксама і заходнія атмасфэрныя плыні. Шэраг дадзеных паказваюць, што вятры не абмежаваныя пластом верхніх аблокаў, яны павінны распаўсюджвацца ўнутр, прынамсі, на 2 тыс. км. Акрамя таго, вымярэньні «Вояджэра-2» паказалі, што вятры ў паўднёвым і паўночным паўшар’ях сымэтрычныя адносна экватара. Ёсьць здагадка, што сымэтрычныя струмені якімсьці чынам зьвязаныя пад пластом бачнай атмасфэры.
У атмасфэры Сатурна часам зьяўляюцца ўстойлівыя цыклёны, якія уяўляюць сабой звышмагутныя ўраганы. Аналягічныя аб’екты назіраюцца й на іншых газавых плянэтах Сонечнай сыстэмы, як то Вялікая чырвоная пляма на Юпітэры, Вялікая цёмная пляма на Нэптуне). Гіганцкі «Вялікі белы авал» зьяўляецца на Сатурне прыкладна адзін раз у 30 гадоў, у апошні раз ён назіраўся ў 1990 годзе, але меней буйныя ўраганы ўтвараюцца часьцей.
Не да канца зразумелым на сёньняшні дзень застаецца такі атмасфэрны фэномэн Сатурна, як «Гіганцкі гексагон». Ён уяўляе сабой устойлівы цыклён у выглядзе правільнага шасьцікутніка з папярочнікам 25 тыс. кілямэтраў, якое атачае паўночнае канцавосьсе Сатурна. У атмасфэры выяўленыя магутныя навальнічныя разрады, палярныя зьзяньні, ультрафіялетавае выпраменьваньне вадароду.
Унутраная будова
рэдагавацьУ глыбіні атмасфэры Сатурна растуць ціск і тэмпэратура й вадарод паступова пераходзіць у вадкасьць, аднак гэты пераход зьяўляецца паступовым[6]. На глыбіні каля 30 тыс. км вадарод становіцца мэталічным, а ціск дасягае каля 3 мільёнаў атмасфэраў. Цыркуляцыя электратокам ў мэталічным вадародзе стварае магнітнае поле, значна меней магутнае, чым у Юпітэра. У цэнтры плянэты знаходзіцца масіўнае ядро, якое складаецца зь цяжкіх матэрыялаў — каменьня, жалеза й, як мяркуецца, лёду. Ягоная маса складае прыблізна ад 9 да 22 масаў Зямлі[7]. Тэмпэратура ядра дасягае 11 700 °C, а энэргія, якую яно выпраменьвае ў космас, у 2,5 разы больш энэргіі, якую Сатурн атрымлівае ад Сонца. Значная частка гэтай энэргіі генэруецца за кошт мэханізму Кельвіна—Гельмгольца, які складаецца ў тым, што калі тэмпэратура плянэты падае, то падае й ціск у ёй. У выніку яна сьціскаецца, а патэнцыйная энэргія ейнага рэчыва пераходзіць у цеплавую. Пры гэтым, аднак, было паказана, што гэты мэханізм не можа зьяўляцца адзінай крыніцай энэргіі плянэты[8]. Мяркуецца, што дадатковая частка цеплыні ствараецца за кошт падзеньня больш цяжкага геля праз пласт вадароду ў глыб ядра[9]. Паводле ацэнак, вобласьць ядра мае дыямэтар прыблізна 25 000 км[10].
Магнітнае поле
рэдагаваць
Магнітасфэра Сатурна была адкрыта касьмічным апаратам Піянэр-11 у 1979 годзе. Па памерах яна саступае толькі магнітасферы Юпітэра. Магнітапаўза, мяжа паміж магнітасфэрай Сатурна й сонечным ветрам, разьмешчана на адлегласьці каля 20 радыюсаў Сатурна ад ягонага цэнтра, а хвост магнітасфэры працягваецца на сотні радыюсаў. Магнітасфэра Сатурна напоўнена плязмай, якая прадуцыруецца плянэтай і ейнымі спадарожнікамі. Сярод спадарожнікаў найбольшую ролю гуляе Энцэляд, гейзэры якога штосэкундна выкідваюць каля 300—600 кг вадзянога пару, частка якога іянізуецца магнітным полем Сатурна[11][12].
Узаемадзеяньне паміж магнітасфэрай Сатурна й сонечным ветрам генэруе яркія авалы палярнага зьзяньня вакол палюсоў плянэты, якія назіраюцца ў бачным, ўльтрафіялетавым і інфрачырвоным сьвятле. Магнітнае поле Сатурна, гэтак жа як і Юпітэра, ствараецца за кошт эфэкту дынама пры цыркуляцыі мэталічнага вадароду ў вонкавым ядры. Магнітнае поле зьяўляецца амаль дыпольным, гэтак жа як і ў Зямлі, з паўночным і паўднёвым магнітнымі палюсамі. Паўночны магнітны полюс знаходзіцца ў паўночным паўшар’і, а паўднёвы — у паўднёвай, у адрозьненьне ад Зямлі, дзе разьмяшчэньне геаграфічных палюсоў процілегла разьмяшчэньню магнітных[13]. Велічыня магнітнага поля на экватары Сатурна складае 21 мкTл (0.21 ГС), што адпавядае дыпольнаму магнітнаму моманту прыкладна ў 4,6 × 1018 Tл • м³[14]. Магнітны дыполь Сатурна жорстка зьвязаны зь ягонай восьсю кручэньня, таму магнітнае поле вельмі асымэтрычнае. Дыполь некалькі зрушаны ўздоўж восі кручэньня Сатурна да паўночнага полюса.
Унутранае магнітнае поле Сатурна адхіляе сонечны вецер ад паверхні плянэты, прадухіляючы ягонае ўзаемадзеяньне з атмасфэрай, і стварае вобласьць, званую магнітасфэрай і напоўненую плязмай зусім іншага выгляду, чым плязма сонечнага ветру. Магнітасфэра Сатурна ёсьць другая па велічыні магнітасфэра ў Сонечнай сыстэме, найбольшай зьяўляецца магнітасфэра Юпітэра. Як і ў магнітасфэры Зямлі, мяжа паміж сонечным ветрам і магнітасфэрай называецца магнітапаўзай. Адлегласьць ад магнітапаўзы да цэнтра плянэты (па прамой Сонца — Сатурн) вар’іруецца ад 16 да 27 Rs (Rs = 60,330 км — экватарыяльны радыюс Сатурна)[15]. Адлегласьць залежыць ад ціску сонечнага ветру, які залежыць ад сонечнай актыўнасьці. Сярэдняя адлегласьць да магнітапаўзы складае 22 Rs. З іншага боку плянэты сонечны вецер расьцягвае магнітнае поле Сатурна ў доўгі магнітны хвост.
Дасьледаваньні Сатурна
рэдагаваць
Сатурн — адна зь пяці плянэт Сонечнай сыстэмы, якая лёгка бачна няўзброеным вокам зь Зямлі. У максымуме бляск Сатурна перавышае першую зорную велічыню. Упершыню назіраючы Сатурн праз тэлескоп у 1609—1610 гадах, Галілео Галілей заўважыў, што Сатурн выглядае не як адзінае нябеснае цела, а як тры целы, амаль датычныя адзін да аднаго, і выказаў здагадку, што гэта два буйных «кампаньёна» (спадарожніка) Сатурна. Праз два гады Галілей паўтарыў назіраньні й, да свайго зьдзіўленьня, ня выявіў спадарожнікаў. У 1659 годзе Гюйгэнс, з дапамогай больш магутнага тэлескопа, высьветліў, што «кампаньёны» ёсьць на самой справе тонкае плоскае колца, якое атачвае плянэту й не датычнае да яе. Гюйгэнс таксама адкрыў самы буйны спадарожнік Сатурна — Тытан. Пачынаючы з 1675 году вывучэньнем плянэты займаўся Касіні. Ён заўважыў, што колца складаецца з двух колцаў, падзеленых выразна бачным зазорам — шчылінай Касіні, і адкрыў яшчэ некалькі буйных спадарожнікаў Сатурна.
У 1979 годзе касьмічны апарат «Піянэр-11» упершыню праляцеў зблізку Сатурна, а ў 1980 і 1981 гадах за ім рушылі ўсьлед апараты «Вояджэр-1» і «Вояджэр-2». Гэтыя апараты ўпершыню выявілі магнітнае поле Сатурна й дасьледавалі ягоную магнітасфэру, назіралі штармы ў атмасфэры Сатурна, атрымалі дэталёвыя здымкі структуры колцаў і высьветлілі іхны склад. У 1990-х гадах Сатурн, ягоныя спадарожнікі й колцы неаднаразова дасьледаваліся касьмічным тэлескопам Габл. Доўгачасовыя назіраньні далі нямала новай інфармацыі, якая была недаступная для «Піянэра-11» і «Вояджэраў» пры іхным аднаразовым пралёце каля плянэты.
У 1997 годзе да Сатурна быў запушчаны апарат «Касіні-Гюйгэнс» і, пасьля сямі гадоў палёту, 1 ліпеня 2004 гады ён дасягнуў сыстэмы Сатурна й выйшаў на арбіту вакол плянэты. Асноўнымі задачамі гэтай місіі, разьлічанай мінімум на 4 гады, зьяўляецца вывучэньне структуры й дынамікі колцаў і спадарожнікаў, а таксама вывучэньне дынамікі атмасфэры й магнітасфэры Сатурна. Акрамя таго, адмысловы зонд «Гюйгэнс» аддзяліўся ад апарата й на парашуце спусьціўся на паверхню спадарожніка Сатурна Тытана.
Спадарожнікі
рэдагаваць
Найбуйнейшыя спадарожнікі — Мiмас, Энцэляд, Тэфія, Дыёна, Рэя, Тытан і Япэт былі адкрытыя да 1789 году, аднак і па сёньняшні дзень застаюцца асноўнымі аб’ектамі дасьледаваньняў. Дыямэтры гэтых спадарожнікаў вар’іруецца ў межах ад 397 км (Мімас) да 5150 км (Тытан), вялікая паўвось арбіты ад 186 тыс. км (Мімас) да 3561 тыс. км (Япэт). Разьмеркаваньне па масам адпавядае разьмеркаваньне па дыямэтрам. Найбольшым эксцэнтрысытэтам арбіты валодае Тытан, найменшай — Дыёна й Тэфія. Усе спадарожнікі зь вядомымі парамэтрамі, якія знаходзяцца вышэй сынхроннай арбіты[16], што прыводзіць да іхняга паступовага выдаленьня.
Самы буйны са спадарожнікаў — Тытан. Таксама ён зьяўляецца другім па велічыні ў Сонечнай сыстэме ў цэлым, пасьля спадарожніка Юпітэра Ганімэда. Тытан складаецца прыкладна напалову з вадзянога лёду й напалову — са скальных пародаў. Такі склад падобны да некаторых іншых буйных спадарожнікаў газавых плянэт, але Тытан моцна адрозьніваецца ад іх складам і структурай сваёй атмасфэры, якая пераважна складаецца з азоту, таксама маецца невялікая колькасьць мэтану й этану, якія ўтвараюць аблокі. Таксама Тытан зьяўляецца адзіным, акрамя Зямлі, целам у Сонечнай сыстэме, для якога даказана існаваньне вадкасьці на паверхні[17]. Магчымасьць ўзьнікненьня найпростых арганізмаў не выключаецца навукоўцамі[18]. Дыямэтар Тытана на 50% большы за дыямэтар Месяца. Таксама ён пераўзыходзіць памерамі плянэту Мэркурый, аднак і саступае ёй па масе.
Іншыя асноўныя спадарожнікі таксама маюць характэрныя асаблівасьці. Гэтак Япэт мае два паўшар’я з розным альбеда (0,03—0,05 і 0,5 адпаведна). Таму, калі Джавані Касіні адкрыў дадзены спадарожнік, то выявіў, што ён бачны толькі тады, калі ён знаходзіцца па пэўную бок ад Сатурна[19]. Вядучае й задняе паўшар’і Дыёна й Рэі таксама маюць свае адрозненьні. Вядучае паўшар’е Дыёна моцна кратэравана й аднастайна па яскравасьці. Задняе паўшар’е зьмяшчае цёмныя ўчасткі, а таксама павуціньне тонкіх сьветлых пасаў, якія зьяўляюцца ледзянымі хрыбтамі й абрывамі. Адметнай асаблівасьцю Мімаса зьяўляецца велізарны ўдарны кратэр Гершэль, дыяметрам 130 км. Аналягічна Тэфія мае кратэр Адысэй дыямэтрам 400 км. Энцэляд, згодна з малюнкам «Вояджэра-2» мае паверхню з ўчасткамі рознага геалягічнага ўзросту масіўнымі кратэрамі сярэдніх і высокіх паўночных шыротаў і нязначнымі кратэрамі бліжэй да экватару[20].
На сакавік 2015 году вядома 62 спадарожнікаў Сатурна. Дванаццаць зь іх адкрыты пры дапамозе касьмічных апаратаў: Вояджэр-1 (1980), Вояджэр-2 (1990), Касіні (2004—2007). На працягу 2006 году каманда навукоўцаў пад кіраўніцтвам Дэйвіда Джуіта з Гавайскага ўнівэрсытэту, якія працуюць на японскім тэлескопе Субару на Гаваях, аб’яўляла аб адкрыцьці 9 спадарожнікаў Сатурна. Большасьць спадарожнікаў, акрамя Гіпэрыёна й Фэбы, мае сынхроннае ўласнае кручэньне — яны зьвернутыя да Сатурна заўсёды адным бокам. Інфармацыі пра кручэньне самых дробных спадарожнікаў няма. Усе яны адносяцца да так званых ірэгулярных спадарожнікаў, якія адрозьніваюцца выцягнутымі эліптычнымі арбітамі, і, як лічаць, не сфармаваліся разам з плянэтамі, а захопленыя іх гравітацыйным полем. Усяго з 2004 году каманда Джуіта выявіла 21 спадарожнік Сатурна.
Кольцы
рэдагаваць
Сатурн валодае самой магутнай сыстэмай кольцаў у Сонечнай сыстэме. Колцавая сыстэма знаходзяцца на адлегласьці 6,6 тыс. і 121 тыс. км ад экватара плянэты. Кольцы складаюцца з часьцінак памерам ад некалькіх мікронаў да дзясяткаў мэтраў, у склад якіх уваходзіць лёд, каменныя пароды, вокіс жалеза. Існуе мноства кольцаў, падзеленых шчылінамі, найбуйнейшая зь якіх — шчыліна Касіні. Навукоўцы вылучаюць некалькі асноўных колькаў, якія маюць назвы A, B і C. Яны добра прыкметныя зь Зямлі. Больш слабыя кольцы называюцца D, E і F. Магчыма, усе яны сфармаваліся адначасова з плянэтай. Тым ня менш, гэта нестабільная сыстэма, а матэрыял, зь якога яны складаюцца, пэрыядычна замяшчаецца, верагодна, з-за разбурэньня некаторых дробных спадарожнікаў.
Паводле дадзеных, якія былі атрыманы ад зонда Касіні, кольцы Сатурна дрыжаць «як струны гітары»[21].
Паходжаньне
рэдагавацьПаходжаньне кольцаў Сатурна яшчэ не зусім высьветлена. На гэты конт існуюць дзьве асноўныя гіпотэзы. Паводле першай зь іх кольцы зьяўляюцца рэшткамі зьнішчанага спадарожніка Сатурна. Паводле другой, кольцы зьяўляюцца рэшткамі протаплянэтных аблокаў, зь якіх утварыліся усе целы Сонечнай сыстэмы. Унутры мяжы Роша, дзе круціцца вялікая частка кольцаў, стварэньне спадарожнікаў немагчымае з-за гравітацыйнага ўзьдзеяньня самой плянэты, якая разбурае больш-менш вялікія целы. Часьцінкі кольцаў шматкроць сутыкаюцца, руйнуюцца і зьліпаюцца зноўку.
Глядзіце таксама
рэдагавацьКрыніцы
рэдагаваць- ^ а б в https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/saturnfact.html
- ^ а б «Saturn Fact Sheet». Nasa.gov. Planetary
- ^ NASA FACTS (анг.) — NASA.
- ^ University of Louisville: «Study puts new spin on Saturn’s rotation».
- ^ «Saturn Universe Guide». UniverseGuide.com
- ^ «Structure of Saturn’s Interior». Windows to the Universe.
- ^ Fortney, Jonathan J. (2004). «Looking into the Giant Planets». Science 305 (5689): 1414—1415.
- ^ Patrick G. J. Irwin «Giant Planets of Our Solar System: Atmospheres, Composition, and Structure» — Springer, 2003. — ISBN 3-540-00681-8.
- ^ «NASA — Saturn». NASA (2004).
- ^ «Saturn». BBC (2000).
- ^ Sittler, E.C.; Andre, N.; Blanc, M. et. al (2008). «Ion and neutral sources and sinks within Saturn’s inner magnetosphere: Cassini results» (pdf). Planetary and Space Science
- ^ Gombosi Tamas I. Saturn’s Magnetospheric Configuration // Saturn from Cassini-Huygens — Springer Netherlands, 2009. — P. 203—255. — ISBN 978-1-4020-9217-6.
- ^ Kivelson, Margaret Galland (2005). «The current systems of the Jovian magnetosphere and ionosphere and predictions for Saturn» (pdf). Space Science Reviews 116 (1-2):
- ^ Belenkaya, E.S.; Alexeev, I.I.; Kalagaev, V.V.; Blohhina, M.S. (2006). «Definition of Saturn’s magnetospheric model parameters for the Pioneer 11 flyby» (pdf). Annales Geophysicae 24 (3): 1145-56.
- ^ Russell, C.T. (1993). «Planetary Magnetospheres» (pdf). Reports on Progress in Physics 56 (6): 687—732.
- ^ Jacobson, R. A.; et al. (2008). «Revised orbits of Saturn’s small inner satellites». Astronomical Journal 135 (1): 261—263
- ^ Stofan, E. R.; Elachi, C.; et al. (January 4, 2007). «The lakes of Titan». Nature 445 (1): 61—64.
- ^ McKay, C. P.; Smith, H. D. (2005). «Possibilities for methanogenic life in liquid methane on the surface of Titan». Icarus 178 (1)
- ^ Mason, J.; Martinez, M.; Balthasar, H. «Cassini Closes In On The Centuries-old Mystery Of Saturn’s Moon Iapetus». CICLOPS website newsroom
- ^ Rothery, David A. «Satellites of the Outer Planets: Worlds in their own right» — Oxford University Press, 1999. — ISBN 0-19-512555-X.
- ^ Котляр, Павел. «Кольца Сатурна дрожат по-галактически», Infox.ru