Μετάβαση στο περιεχόμενο

Κρόνος (πλανήτης)

Επεξεργασία συνδέσμων
Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Κρόνος ♄

Ο πλανήτης Κρόνος σε φυσικά χρώματα.

Ο πλανήτης Κρόνος

Ανακάλυψη
Ανακαλύφθηκε από Άγνωστος
Έτος ανακάλυψης Προϊστορικοί χρόνοι
Χαρακτηριστικά τροχιάς[1]
Αφήλιο 1.513.325.783 km
(10,11595804 AU)
Περιήλιο 1.353.572.956 km
(9,04807635 AU)
Ημιάξονας τροχιάς 1.433.449.370 km
(9,5820172 AU)
Εκκεντρότητα 0,055723219
Περίοδος περιφοράς 10.832,327 ημέρες
(29,657296 χρόνια)[2]
Συνοδική Περίοδος 378,09 ημέρες
Μέση Ταχύτητα Τροχιάς 9,69 km/s
Κλίση 2,485240° ως προς την Εκλειπτική
5,51° ως προς τον Ηλιακό ισημερινό
Μήκος του ανερχόμενου σημείου 113,642811°
Όρισμα του περιηλίου 336,013862°
Δορυφόροι 146 [3][4]
Φυσικά Χαρακτηριστικά
Ισημερινή Ακτίνα 60.268 ± 4 km[5][6]
(9,4492 γήινες)
Πολική Ακτίνα 54.364 ± 10 km[5]
(8,5521 γήινες)
Πεπλάτυνση 0,097 ± 0,00018 [7]
Επιφάνεια 4,27 ×1010 km2
(83,703 γήινες)
Όγκος 8,2713 ×1014 km3 [8]
(763,59 γήινες)
Μάζα 5,6846 ×1026 kg[8]
(95,152 γήινες)
Μέση πυκνότητα 0,687 g/cm3 [8]
Επιφανειακή Βαρύτητα στον Ισημερινό 10,44 m/s2 [8]
Ταχύτητα Διαφυγής 35,5 km/s [8]
Αστρονομική περίοδος περιστροφής 0,439-0,449 ημέρες
(10 h 32-47 min)[9]
Ταχύτητα περιστροφής στον Ισημερινό 9,87 km/s
35.500 km/h
Κλίση άξονα 26,73°[8]
Ορθή αναφορά
του βόρειου πόλου		 2 h 42 min 21 s[5]
Απόκλιση 83,537°[5]
Λευκαύγεια 0,342[8]
Φαινόμενο μέγεθος +1,47 ως -0,24 [10]
Θερμοκρασία στο 1 bar
ελάχ.μέσημεγ.
134 K[8]
Χαρακτηριστικά ατμόσφαιρας[8]
Υδρογόνο ~96%
Ήλιο ~3%
Μεθάνιο ~0,4%
Αμμωνία ~0,01%
Αιθάνιο ~0,0007%

Ο Κρόνος είναι ο έκτος πλανήτης σε σχέση με την απόστασή του από τον Ήλιο και ο δεύτερος σε μέγεθος του Ηλιακού συστήματος μετά τον Δία, με διάμετρο στον ισημερινό του 120.660 χιλιόμετρα ενώ ανήκει στους λεγόμενους γίγαντες αερίων. Το όνομά του προέρχεται από τον Κρόνο της αρχαίας ελληνικής μυθολογίας και σχετίζεται με τη λέξη χρόνος. Σχεδόν ταυτίζεται με τον θεό Saturnus των Ρωμαίων, απ' όπου προέρχονται και οι άλλες ευρωπαϊκές ονομασίες.

Λόγω της μεγάλης μάζας του Κρόνου και της μεγάλης βαρύτητας, οι συνθήκες που παράγονται στον Κρόνο είναι ακραίες. Οι εσωτερικές πιέσεις και θερμοκρασίες είναι πέρα από οτιδήποτε μπορεί να αναπαραχθεί πειραματικά στη Γη. Το εσωτερικό του Κρόνου πιθανώς αποτελείται από έναν στερεό πυρήνα σιδήρου, νικελίου, πυριτίου και ενώσεις οξυγόνου και περιβάλλεται από ένα βαθύ στρώμα μεταλλικού υδρογόνου, ένα ενδιάμεσο στρώμα του υγρού υδρογόνου και υγρού ηλίου, καθώς και ένα εξωτερικό στρώμα αερίων.[11] Το ηλεκτρικό ρεύμα μέσα στο στρώμα μεταλλικού υδρογόνου είναι πιθανό να δημιουργεί ένα πλανητικό μαγνητικό πεδίο, που είναι ελαφρώς πιο αδύναμο από το γήινο μαγνητικό πεδίο αν συγκριθούν στις επιφάνειες των πλανητών και περίπου το ένα εικοστό της ισχύος του πεδίου γύρω από τον Δία. Η εξωτερική ατμόσφαιρα έχει γενικά ήπια εμφάνιση, αν και μπορούν να εμφανιστούν χαρακτηριστικά μακράς διάρκειας ζωής. Η ταχύτητα του ανέμου στον Κρόνο μπορεί να φτάσει 1.800 χλμ./ώρα, πολύ μεγαλύτερη από εκείνη στον Δία.

Ο Κρόνος διαθέτει εννέα δακτυλίους, οι οποίοι αποτελούνται από σωματίδια σκόνης και πάγου, και πλέον 146 δορυφόρους[3][4], χωρίς να συνυπολογίζονται οι μικροί δορυφόροι και οι έλικες.[12] Ο μεγαλύτερος δορυφόρος του Κρόνου, ο Τιτάνας, είναι ο μόνος δορυφόρος στο Ηλιακό σύστημα με πυκνή ατμόσφαιρα.

Για αιώνες τον θεωρούσαν τον τελευταίο (εξώτατο) πλανήτη του Ηλιακού συστήματος, καθώς είναι γνωστός από την αρχαιότητα. Πολλά από αυτά που σήμερα γνωρίζουμε για τον πλανήτη και τους δορυφόρους του, μας έγιναν γνωστά από την εξερεύνηση των Βόγιατζερ 1 και 2 το 1980-81. Από το 2004 έως το 2017 το διαστημικό εξερευνητικό όχημα Κασσίνι βρισκόταν σε τροχιά γύρω από τον πλανήτη, μελετώντας τον διεξοδικά. [εκκρεμεί παραπομπή]

Υλικά χαρακτηριστικά

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Σύγκριση Γης και Κρόνου.

Ο Κρόνος είναι γίγαντας αερίων καθώς αποτελείται βασικά από υδρογόνο και ήλιο. Δεν διαθέτει καθορισμένη επιφάνεια, αν και ίσως διαθέτει στερεό πυρήνα.[13] Παρόλα αυτά, η ισημερινή ταχύτητα διαφυγής, σχεδόν 36 km/s, είναι πολύ υψηλότερη από αυτή της Γης.[14]

Ο Κρόνος είναι ο μόνος πλανήτης που είναι λιγότερο πυκνός από το νερό—περίπου 30% λιγότερο.[15] Παρότι ο πυρήνας του Κρόνου είναι αρκετά πυκνότερος του νερού, η μέση ειδική πυκνότητα του πλανήτη είναι 0,69 g/cm3 λόγω της ατμόσφαιρας. Ο Δίας έχει 318 φορές τη μάζα της Γης,[16] και ο Κρόνος είναι 95 φορές μαζικότερος από τη Γη.[8] Μαζί ο Δίας και ο Κρόνος κατέχουν 92% της συνολικής πλανητικής μάζας στο Ηλιακό σύστημα.[17]

Εσωτερική δομή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Διάγραμμα του Κρόνου σε κλίμακα

Παρότι αποτελείται επί το πλείστον από υδρογόνο και ήλιο, η πλειονότητα της μάζας του Κρόνου δεν είναι σε αέρια φάση, επειδή το υδρογόνο γίνεται μη ιδεατό ρευστό όταν η πυκνότητα είναι μεγαλύτερη από 0,01 g/cm3, κάτι που γίνεται σε ακτίνα όπου περιλαμβάνει το 99,9% της μάζας του Κρόνου. Η θερμοκρασία, η πίεση και η πυκνότητα στο εσωτερικό του Κρόνου αυξάνονται προς την κατεύθυνση του πυρήνα, κάτι που κάνει το υδρογόνο μέταλλο στα βαθύτερα στρώματα.[17]

Τα καθιερωμένα πλανητικά μοντέλα διατείνονται ότι το εσωτερικό του Κρόνου είναι παρεμφερές με αυτό του Δία, με έναν μικρό βραχώδη πυρήνα περιβεβλημένο από υδρογόνο και ήλιο με ίχνη διαφόρων πτητικών ουσιών.[18] Αυτός ο πυρήνας είναι παρόμοιος σε σύσταση με τη Γη, αλλά πυκνότερος. Η εξέταση της βαρυτικής ροπής του Κρόνου, σε συνδυασμό με φυσικά μοντέλα του εσωτερικού, έχει επιτρέψει να τεθούν περιορισμοί στους υπολογισμούς της μάζας του πυρήνα του Κρόνου. Το 2004, επιστήμονες υπολόγισαν ότι ο πυρήνας πρέπει να έχει από 9 έως 22 φορές τη μάζα της Γης,[19][20] που αντιστοιχεί σε μια διάμετρο περίπου 25000 χλμ.[21] Αυτός περιβάλλεται από μια παχύτερη στιβάδα υγρού μεταλλικού υδρογόνου, το οποίο ακολουθείται από ένα υγρό στρώμα μοριακού υδρογόνου κορεσμένου ε ήλιο που βαθμιαία μετατρέπεται σε αέριο όσο αυξάνει το υψόμετρο. Το εξώτερο στρώμα εκτείνεται 1000 χλμ. και αποτελείται από αέριο.[22][23]

Ο Κρόνος έχει καυτό εσωτερικό, φτάνοντας θερμοκρασία 11700°C τον πυρήνα του, και ακτινοβολεί 2,5 φορές περισσότερη ενέργεια στο διάστημα από αυτή που λαμβάνει από τον Ήλιο. Η θερμική ενέργεια του Δία παράγεται από τον μηχανισμό Κέλβιν-Χέλμχολτς της αργής βαρυτικής συμπίεσης, αλλά αυτή η διεργασία από μόνη της δεν είναι επαρκής για να εξηγήσει την παραγωγή θερμότητας του Κρόνου, καθώς εκείνος έχει μικρότερη μάζα. Ένας εναλλακτικός ή επιπλέον μηχανισμός μπορεί να είναι η παραγωγή θερμότητας μέσω της βροχής σταγονιδίων ηλίου βαθιά στο εσωτερικό του Κρόνου. Καθώς οι σταγόνες πέφτουν μέσα από το χαμηλότερης πυκνότητας υδρογόνο, η διεργασία απελευθερώνει θερμότητα με τριβή και αφήνει τα εξωτερικά στρώματα του Κρόνου φτωχά σε ήλιο.[24][25] Αυτά τα καταπίπτοντα σταγονίδια ίσως συσσωρεύονται σε ένα κέλυφος ηλίου που περιβάλλει τον πυρήνα.[18] Βροχή διαμαντιών έχει θεωρηθεί ότι συμβαίνει μέσα στον Κρόνο, καθώς και στον Δία[26] και στους παγωμένους γίγαντες Ουρανό και Ποσειδώνα.[27]

Ατμόσφαιρα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Στιβάδες μεθανίου κυκλώνουν τον Κρόνο. Ο δορυφόρος Διώνη κρέμεται από τους δακτυλίους στα δεξιά.

Η εξωτερική ατμόσφαιρα του Κρόνου περιέχει 96,3% μοριακό υδρογόνο και 3,25% ήλιο κατ' όγκον.[28] Η αναλογία του ηλίου είναι σημαντικά μειωμένη συγκριτικά με την αφθονία του στοιχείου στον Ήλιο.[18] Η ποσότητα στοιχείων βαρύτερων από το ήλιο (μεταλλικότητα) δεν είναι επακριβώς γνωστή, αλλά οι αναλογίες θεωρούνται συγκρίσιμες με τις πρωταρχικές άφθονες ποσότητες από τη δημιουργία του Ηλιακού συστήματος. Η συνολική μάζα αυτών των βαρύτερων στοιχείων εκτιμάται σε 19–31 φορές τη μάζα της Γης, με σημαντικό κλάσμα περιεχόμενο στην πυρηνική περιοχή του Κρόνου.[29]

Ίχνη αμμωνίας, ακετυλενίου, αιθανίου, προπανίου, φωσφίνης και μεθανίου έχουν εντοπιστεί στην ατμόσφαιρα του Κρόνου.[30][31][32] Τα ανώτερα νέφη αποτελούνται από κρυστάλλους αμμωνίας, ενώ το χαμηλότερο επίπεδο φαίνεται ότι είναι συντεθειμένο από υδροθειούχο αμμώνιο ή νερό.[33] Η υπεριώδης ακτινοβολία από τον Ήλιο προκαλεί φωτόλυση του μεθανίου στην ανώτερη ατμόσφαιρα, οδηγώντας σε μια σειρά χημικών αντιδράσεων υδρογονανθράκων με τα προϊόντα που προκύπτουν να μεταφέρονται προς τα κάτω από τις δίνες και τη διάχυση. Αυτός ο φωτοχημικός κύκλος διαμορφώνεται από τον ετήσιο εποχιακό κύκλο του Κρόνου.[32]


Ατμόσφαιρα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η περιστροφή των αερίων που σκεπάζουν τον πλανήτη δεν γίνεται ομοιόμορφα. Η περιστροφή των περιοχών στον ισημερινό διαρκεί 10 ώρες και 14 λεπτά και αυτή των υπόλοιπων περιοχών 10 ώρες και 39 λεπτά. Η ατμόσφαιρά του αποτελείται κυρίως από υδρογόνο σε ποσοστό 96,3% και σε μικρές ποσότητες από ήλιο (3,25%).[34] Επίσης έχουν εντοπιστεί ελάχιστες ποσότητες μεθανίου, αιθανίου, ακετυλενίου, αμμωνίας και φωσφίνης.[35] Τα υψηλότερα νέφη του Κρόνου αποτελούνται από κρυστάλλους αμμωνίας, ενώ τα κατώτερα φαίνεται ότι αποτελούνται είτε από υδρόθειο του αμμωνίου (NH4SH) είτε από νερό.[36] Η ατμόσφαιρα έχει σημαντικά μικρότερη περιεκτικότητα σε ήλιο σε σύγκριση με αυτή του Ήλιου.

Η ποσότητα στοιχείων βαρύτερων του ηλίου δεν είναι επακριβώς γνωστή, αλλά θεωρείται ότι ταιριάζουν με αυτές του Ηλιακού συστήματος όταν αυτό βρισκόταν στη φάση δημιουργίας. Η συνολική μάζα αυτών των στοιχείων υπολογίζεται ότι είναι 19–31 φορές αυτής της Γης, και συγκεντρώνεται κυρίως στον πυρήνα του Κρόνου.

Στρώματα αερίων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η ατμόσφαιρα του Κρόνου παρουσιάζει ένα μοτίβο λωρίδων όμοιο με αυτό του Δία, μόνο που οι λωρίδες του Κρόνου είναι πιο αχνές και είναι ευρύτερες στον ισημερινό. Προς τα κάτω, υπάρχει ένα στρώμα 10 χιλιομέτρων και θερμοκρασίας -23°C που αποτελείται από υδάτινο πάγο. Από πάνω υπάρχει ένα στρώμα πιθανώς από όξινο θειούχο αμμώνιο, με πλάτος 50 χλμ. και θερμοκρασία -93°C. Οχτώ χιλιόμετρα πάνω από αυτό στρώμα υπάρχουν νέφη αμμωνίας και θερμοκρασία 60 βαθμούς Κελσίου χαμηλότερη. Κοντά στην κορυφή της ατμόσφαιρας και πάνω από τα ορατά νέφη αμμωνίας υπάρχει ένα στρώμα με πλάτος 200 με 270 χιλιόμετρα που αποτελείται από υδρογόνο και ήλιο.[37] Οι άνεμοι στον Κρόνο είναι από τους ταχύτερους στο Ηλιακό σύστημα με ταχύτητα 1800 km/h, όπως μετρήθηκε από τα Βόγιατζερ.[38]

Κάθε τριάντα χρόνια μία μεγάλη καταιγίδα, γνωστή με το όνομα Μεγάλη Λευκή Κηλίδα, καλύπτει ένα μέρος της επιφάνειάς του. Αυτό το φαινόμενο φαίνεται να συμπίπτει με το ηλιοστάσιο του βορείου ημισφαιρίου του Κρόνου.[39] Η τελευταία φορά που παρατηρήθηκε ήταν το 1990, όπως φαίνεται από φωτογραφίες του ΔΤΧ, ενώ είχε παρατηρηθεί το 1876, 1903, 1933 και 1960.[40] Μία άλλη τεράστια καταιγίδα παρατηρήθηκε στον Κρόνο τον Δεκέμβριο του 2010 και τον Ιανουαρίου του 2011, η οποία περικύκλωσε όλο τον πλανήτη στο ύψος του 35 παραλλήλου.[41]

Πολικές δομές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ο βόρειος πόλος του Κρόνου. Η εξάγωνη δομή είναι εμφανής.

Στον βόρειο πόλο του Κρόνου παρατηρήθηκε από τα Βόγιατζερ ένα μόνιμο χαρακτηριστικό εξάγωνων σύννεφων.[42][43] Αντίθετα, στον νότιο πόλο ανακαλύφθηκε το 2006 από το Κασσίνι μία καταιγίδα με τη μορφή τυφώνα, στην οποία διαγράφεται καθαρά το "μάτι του κυκλώνα".[44] Αυτό το γεγονός είναι αξιοσημείωτο διότι εκτός από τη Γη, το μάτι του κυκλώνα δεν είχε παρατηρηθεί σε κανένα άλλο πλανήτη.[45]

Οι ακμές του εξαγώνου έχουν μήκος περίπου 13.800 χιλιόμετρα. Ολόκληρη η δομή περιστρέφεται σε 10 ώρες, 39 λεπτά και 24 δευτερόλεπτα, που είναι ίση με αυτή της εκπομπής ραδιοκυμάτων του Κρόνου και υπολογίζεται ότι είναι η ταχύτητα περιστροφής του εσωτερικού του πλανήτη.

Ο νότιος πόλος του Κρόνου.

Μαγνητόσφαιρα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Μαγνητόσφαιρα του Κρόνου
Φωτογραφία του ΔΤΧ, τραβηγμένη στο υπεριώδες φάσμα, η οποία απεικονίζει το σέλας και στους δύο πόλους του Κρόνου.

Ο Κρόνος έχει ένα εγγενές μαγνητικό πεδίο με απλό, συμμετρικό σχήμα – ένα μαγνητικό δίπολο. Η δύναμή του στον ισημερινό είναι 0,2 γκάους (20 μT) δηλαδή είναι περίπου το ένα εικοστό εκείνης του πεδίου γύρω από τον Δία και ελαφρώς ασθενέστερη από το γήινο μαγνητικό πεδίο.[46] Ως αποτέλεσμα η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου είναι πολύ μικρότερη από τη μαγνητόσφαιρα του Δία και εκτείνεται ελαφρώς πέρα από την τροχιά του Τιτάνα.[47] Πιθανότατα, το μαγνητικό πεδίο δημιουργείται με παρόμοιο τρόπο με αυτό του Δία, δηλαδή από τα ρεύματα στο στρώμα μεταλλικού υδρογόνου, το οποίο ονομάζεται δυναμό μεταλλικού υδρογόνου.[47] Ομοίως με εκείνες των άλλων πλανητών, η μαγνητόσφαιρα είναι αποτελεσματική στο να εκτρέψει τα σωματίδια του ηλιακού ανέμου. Η μαγνητόσφαιρα του Κρόνου, όπως και της Γης, δημιουργεί σέλας.[48]

Δορυφόροι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Δορυφόροι του Κρόνου
Μια φωτογραφία από το Κασσίνι που πιθανώς απεικονίζει την αρχή της δημιουργίας ενός νέου δορυφόρου.

Έχει επιβεβαιωθεί η ύπαρξη 146 δορυφόρων[3][4][49] διαφόρων μεγεθών σε τροχιά γύρω από τον Κρόνο, 53 από τους οποίους έχουν λάβει ονόματα. Ο μεγαλύτερος από αυτούς είναι ο Τιτάνας που είναι ο δεύτερος μεγαλύτερος δορυφόρος στο Ηλιακό σύστημα και ο μοναδικός με πυκνή ατμόσφαιρα (αποτελούμενη από υδρογονάνθρακες και άζωτο). Αποτελεί το 90% της μάζας που περιφέρεται γύρω από τον Κρόνο, συμπεριλαμβανομένων των δακτυλίων.[50] Είναι μεγαλύτερος και από τον πλανήτη Ερμή. Το δεύτερο μεγαλύτερο φεγγάρι είναι η Ρέα, η οποία ενδέχεται να διαθέτει το δικό της ασθενές σύστημα δακτυλίων.

Ονόματα μερικών από τους υπόλοιπους δορυφόρους είναι: Μίμας, Εγκέλαδος, Τηθύς, Διώνη, Ρέα, Υπερίων, Ιαπετός, Φοίβη, Ιανός, Επιμηθέας, Ελένη, Τελεστώ, Καλυψώ, Άτλας, Προμηθέας, Πανδώρα, Πάνας, Μεθώνη, Παλλήνη, Ανθή, Πολυδεύκης, Υμίρ, Παάλιακ, Τάρβος, Κίβιουκ, Αλμπιόριξ, Ερριάπους, Σίαρνακ, Kάρι, Σκολ, Τζάρνσαξα, Γκρέιπ, Αιγαίων και ο S/2009 S 1.

Οι δακτύλιοι του Κρόνου

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Δακτύλιοι του Κρόνου
Οι δακτύλιοι του Κρόνου είναι οι πιο εμφανείς του ηλιακού συστήματος. Εδώ φωτογραφημένοι από το Κασσίνι το 2007.

Οι εντυπωσιακοί δακτύλιοι γύρω από τον Κρόνο παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά από τον Γαλιλαίο, ο οποίος, μη μπορώντας να εξηγήσει αυτό που έβλεπε, καθώς και το φαινόμενο της «εξαφάνισης» των δακτυλίων ανά περιόδους, νόμισε ότι επρόκειτο για τρία σώματα. Το φαινόμενο της «εξαφάνισης» εξήγησε το 1666 ο Ολλανδός αστρονόμος Κρίστιαν Χόυχενς, που εξήγησε ότι οι δακτύλιοι έμοιαζαν να εξαφανίζονται κάθε φορά που το επίπεδο πάνω στο οποίο βρίσκονται συνέπιπτε με το επίπεδο της παρατήρησής τους από τη Γη. Ο Χόυχενς ήταν επίσης ο πρώτος που εισήγαγε την υπόθεση πως οι δακτύλιοι δεν ήταν όλα στερεά σώματα αλλά αποτελούνταν από μικρότερα σώματα σε περιστροφή γύρω από τον πλανήτη.

Οι δακτύλιοι χωρίζονται σε πολλές περιοχές με κενά ανάμεσά τους λαμβάνοντας ονόματα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου ξεκινώντας με τον εγγύτερο Α. Οι πιο εμφανείς (σε πλάτος) είναι οι δακτύλιοι Α και Β που είναι οι πιο φωτεινοί και ο δακτύλιος C που είναι πιο αμυδρός. Το γνωστότερο κενό μεταξύ των δακτυλίων είναι το χάσμα Κασσίνι που χωρίζει τον Α από τον Β δακτύλιο. Το ανακάλυψε ο Τζιοβάνι Κασσίνι τo 1675 από τον οποίο και έλαβε το όνομά του. Το 1837 ο αστρονόμος Γιόχαν Ένκε, παρατήρησε ένα μικρότερο κενό στη μέση περίπου του δακτυλίου A όπου και αυτό πήρε το όνομά του (χάσμα Ένκε). Ο δακτύλιος Ε του Κρόνου αποτελείται από υλικό -πάγο νερού και οργανικές ενώσεις- που εκτινάσσεται από τον δορυφόρο Εγκέλαδο με τη μορφή πιδάκων.

Ο μεγαλύτερος σε πλάτος δακτύλιος του Κρόνου ανακαλύφθηκε το 2009 από το τηλεσκόπιο Spitzer της NASA. Η μέγιστη διάμετρός του είναι 20 φορές η διάμετρος του Κρόνου. Απέχει από τον πλανήτη σχεδόν 6 εκατομμύρια χιλιόμετρα ενώ εκτείνεται προς τα έξω άλλα 12 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Είναι διάχυτος, καθώς αποτελείται κατά κύριο λόγο από σωματίδια σκόνης και πάγου, και δεν διακρίνεται στο ορατό φως, εκπέμπει όμως υπέρυθρη ακτινοβολία. Ο δακτύλιος βρίσκεται στην περιοχή που κινείται ένας από τους πιο απομακρυσμένους δορυφόρους του Κρόνου, η Φοίβη. Ο δακτύλιος δημιουργήθηκε από υλικό του δορυφόρου, ενώ θεωρείται υπεύθυνος και για τη μαύρη κηλίδα του δορυφόρου Ιαπετού.[51][52]

Μωσαϊκό εικόνων που τράβηξε το Κασσίνι το 2006 που φαίνεται η δομή των δακτυλίων. Τα χρώματα έχουν τονιστεί.

Η προέλευση των δακτυλίων δεν είναι πλήρως γνωστή. Πιστεύεται ότι δημιουργήθηκαν από μεγάλους δορυφόρους (φεγγάρια) που περιστρέφονταν γύρω από τον πλανήτη και θρυμματίστηκαν από την πρόσκρουσή τους με κομήτες και μετεωροειδείς. Η σύνθεση των δακτυλίων αφορά κυρίως σημαντικές ποσότητες πάγου νερού. Κομμάτια πάγου δείχνουν να περιστρέφονται μαζί με θραύσματα μετάλλων, κόκκους σκόνης και κομμάτια βράχων. Ακόμη έχει παρατηρηθεί ότι οι δακτύλιοι είναι σχετικά ασταθείς στην πυκνότητα και την περιστροφή τους, κι αυτό σημαίνει αφενός ότι δημιουργήθηκαν σχετικά «πρόσφατα» (μιλώντας με αστρονομικές χρονικές κλίμακες) και αφετέρου ότι κάποια στιγμή θα διαλυθούν.

Σύμφωνα με τις τελευταίες παρατηρήσεις του Κασσίνι συμπεραίνεται πως οι συχνές αλλαγές που παρατηρούνται στη μορφολογία του δακτυλίου F του Κρόνου, οποίος βρίσκεται περί τα 3.400 χλμ. πέρα από τον δακτύλιο Α, οφείλονται στη βαρυτική έλξη που ασκούν σε αυτόν τα "περαστικά" φεγγάρια Πανδώρα και Προμηθέας, που περιφέρονται στην ίδια απόσταση με τον δακτύλιο, και είναι υπεύθυνα για τη διατήρηση της συνοχής του. Ακόμα παρατηρήσεις που έγιναν πρόσφατα κατά τη διάρκεια της ισημερίας του Κρόνου, οπότε το επίπεδο των δακτυλίων ευθυγραμμίστηκε με τον ήλιο, δείχνουν πως, καθώς περνούν δίπλα από τους δακτυλίους, τα φεγγάρια παρασέρνουν υλικό πάνω από το επίπεδο του δακτυλίου, έως και σε ύψος μερικών χιλιομέτρων.

Ιστορία και εξερεύνηση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Υπάρχουν τρεις κύριες φάσεις της παρατήρησης και της εξερεύνησης του Κρόνου. Κατά την πρώτη εποχή στην αρχαιότητα πριν από την εφεύρεση του τηλεσκοπίου οι παρατηρήσεις γίνονταν με γυμνό μάτι. Αρχίζοντας από τον 17ο αιώνα, έχουν γίνει σταδιακά όλο και περισσότερο προηγμένες τηλεσκοπικές παρατηρήσεις από τη Γη. Ο άλλος τρόπος είναι η επίσκεψη από τα διαστημικά οχήματα, είτε με τροχιά είτε με προσωρινή προσέγγιση. Στον 21ο αιώνα, έχουν συνεχιστεί οι παρατηρήσεις από τη Γη (ή από τη γη ή σε τροχιά γύρω από παρατηρητήρια), και από το διαστημικό όχημα Κασσίνι που βρέθηκε σε τροχιά για 13 έτη γύρω από τον Κρόνο. Η αποστολή ολοκληρώθηκε στις 15 Σεπτεμβρίου 2017, όταν το Κασσίνι εισέβαλε στην ανώτερη ατμόσφαιρα του Κρόνου με αποτέλεσμα να αποτεφρωθεί, μετά από σχεδόν 20 έτη παραμονής στο διάστημα. Η αυτοκαταστροφή του οχήματος προγραμματίστηκε με σκοπό να προφυλαχτούν από μολύνσεις οι δορυφόροι του Κρόνου, οι οποίοι ενδέχεται να προσφέρουν βιώσιμες συνθήκες για γήινα μικρόβια που μεταφέρθηκαν με το διαστημικό όχημα[53].

Αποστολές διαστημοσυσκευών

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι περισσότερες σύγχρονες παρατηρήσεις του πλανήτη Κρόνου γίνονται από το μη επανδρωμένο διαστημικό όχημα Κασσίνι, που από το 2004 έως το 2017 βρέθηκε σε τροχιά γύρω από τον Κρόνο και εξερεύνησε αυτόν και τους δορυφόρους του.

Η πρώτη διαστημοσυσκευή που πλησίασε τον Κρόνο ήταν το Πάιονηρ 11, το 1979. Μετέδωσε εντυπωσιακές φωτογραφίες των δακτυλίων, παρατήρησε τη μαγνητόσφαιρα του πλανήτη και ανακάλυψε μερικούς μικρούς δορυφόρους.

Το σύστημα του Κρόνου εξερευνήθηκε επίσης από τις δίδυμες διαστημοσυσκευές Βόγιατζερ 1 και Βόγιατζερ 2, τον Νοέμβριο του 1980 και τον Αύγουστο του 1981, αντίστοιχα. Ο Βόγιατζερ 1 παρατήρησε κυρίως τον δορυφόρο Τιτάνα, που συγκέντρωνε το ενδιαφέρον των επιστημόνων ως ο μόνος δορυφόρος του ηλιακού συστήματος με ατμόσφαιρα. Διαπιστώθηκε όμως ότι τίποτα δεν ήταν ορατό κάτω από την πυκνή του ατμόσφαιρα, και στη συνέχεια αλλάζοντας πορεία η διαστημοσυσκευή κατευθύνθηκε έξω από το Ηλιακό σύστημα. Ο Βόγιατζερ 2 παρατήρησε και τους υπόλοιπους δορυφόρους, καθώς και τον ίδιο τον πλανήτη, και συνέχισε για τον πλανήτη Ουρανό.

Αστρονομική ναυτιλία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Κύριο λήμμα: Αστρονομική ναυτιλία

Ο πλανήτης Κρόνος περιλαμβάνεται στους λεγόμενους ναυτιλιακούς πλανήτες, οι οποίοι λαμβάνονται υπόψη σε μετρήσεις για τις ανάγκες επίλυσης προβλημάτων προσδιορισμού γεωγραφικού στίγματος.

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Yeomans, Donald K. (13 Ιουλίου 2006). «HORIZONS System». NASA JPL. Ανακτήθηκε στις 8 Αυγούστου 2007. 
  2. ↑ Seligman, Courtney. «Rotation Period and Day Length». Ανακτήθηκε στις 13 Αυγούστου 2009. 
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 «Solar System Dynamics – Planetary Satellite Discovery Circumstances». NASA. 15 Νοεμβρίου 2021. Ανακτήθηκε στις 4 Ιουνίου 2022. 
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 «Saturn now leads moon race with 62 newly discovered moons». UBC Science (University of British Columbia). 11 May 2023. https://science.ubc.ca/news/saturn-now-leads-moon-race-62-newly-discovered-satellites. Ανακτήθηκε στις 11 May 2023. 
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (2007). «Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mech. Dyn. Astr. 90: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN 0923-2958. http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y. 
  6. ↑ Refers to the level of 1 bar atmospheric pressure
  7. ↑ «NASA: Solar System Exploration: Planets: Saturn: Facts & Figures». Solarsystem.nasa.gov. 22 Μαρτίου 2011. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 6 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 8 Αυγούστου 2011. 
  8. ↑ 8,00 8,01 8,02 8,03 8,04 8,05 8,06 8,07 8,08 8,09 Williams, David R. (23 Δεκεμβρίου 2016). «Saturn Fact Sheet». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 12 Οκτωβρίου 2017. Ανακτήθηκε στις 12 Οκτωβρίου 2017. 
  9. ↑ 'Nature' (Saturn's fast spin determined from its gravitational field and oblateness). Nature. 2015-02-02. 
  10. ↑ Schmude Jr., Richard W.; Hallsworth Jr., William (2001). Shorter Communications: Wideband photoelectric magnitude measurements of Saturn in 2000. 59. Georgia Journal of Science, σελ. 123–127. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2017-07-30. https://web.archive.org/web/20170730113517/http://www.freepatentsonline.com/article/Georgia-Journal-Science/79087025.html. Ανακτήθηκε στις 2017-10-27. 
  11. ↑ Brainerd, Jerome James (27 Οκτωβρίου 2004). «Giant Gaseous Planets». The Astrophysics Spectator. Ανακτήθηκε στις 5 Ιουλίου 2010. 
  12. ↑ «New Moon Alert: Ανακαλύφθηκαν 20 νέοι δορυφόροι του Κρόνου». www.news247.gr. Ανακτήθηκε στις 8 Οκτωβρίου 2019. 
  13. ↑ Melosh, H. Jay (2011). Planetary Surface Processes. Cambridge Planetary Science. 13. Cambridge University Press. σελ. 5. ISBN 0-521-51418-5. 
  14. ↑ Erik Gregersen, επιμ. (2010). Outer Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune, and the Dwarf Planets. The Rosen Publishing Group. σελ. 119. ISBN 1615300147. 
  15. ↑ «Saturn – The Most Beautiful Planet of our solar system». Preserve Articles. 23 Ιανουαρίου 2011. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 24 Ιουλίου 2011. 
  16. ↑ Williams, David R. (16 Νοεμβρίου 2004). «Jupiter Fact Sheet». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 2 Αυγούστου 2007. 
  17. ↑ 17,0 17,1 Fortney, Jonathan J.; Nettelmann, Nadine (Μάιος 2010). «The Interior Structure, Composition, and Evolution of Giant Planets». Space Science Reviews 152 (1–4): 423–447. doi:10.1007/s11214-009-9582-x. Bibcode: 2010SSRv..152..423F. 
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 Guillot, Tristan· Atreya, Sushil· Charnoz, Sébastien· και άλλοι. (2009). «Saturn's Exploration Beyond Cassini-Huygens». Στο: Dougherty, Michele K.· Esposito, Larry W.· Krimigis, Stamatios M. Saturn from Cassini-Huygens. Springer Science+Business Media B.V. σελ. 745. arXiv:0912.2020 Ελεύθερα προσβάσιμο. Bibcode:2009sfch.book..745G. doi:10.1007/978-1-4020-9217-6_23. ISBN 978-1-4020-9216-9. 
  19. ↑ Fortney, Jonathan J. (2004). «Looking into the Giant Planets». Science 305 (5689): 1414–1415. doi:10.1126/science.1101352. PMID 15353790. 
  20. ↑ Saumon, D.; Guillot, T. (Ιούλιος 2004). «Shock Compression of Deuterium and the Interiors of Jupiter and Saturn». The Astrophysical Journal 609 (2): 1170–1180. doi:10.1086/421257. Bibcode: 2004ApJ...609.1170S. 
  21. ↑ «Saturn». BBC. 2000. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Αυγούστου 2011. Ανακτήθηκε στις 19 Ιουλίου 2011. 
  22. ↑ Faure, Gunter· Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer. σελ. 337. ISBN 1-4020-5233-2. 
  23. ↑ «Structure of Saturn's Interior». Windows to the Universe. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Αυγούστου 2011. Ανακτήθηκε στις 19 Ιουλίου 2011. 
  24. ↑ de Pater, Imke· Lissauer, Jack J. (2010). Planetary Sciences (2η έκδοση). Cambridge University Press. σελίδες 254–255. ISBN 0-521-85371-0. 
  25. ↑ «NASA – Saturn». NASA. 2004. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Αυγούστου 2011. Ανακτήθηκε στις 27 Ιουλίου 2007. 
  26. ↑ Kramer, Miriam (2013-10-09). «Diamond Rain May Fill Skies of Jupiter and Saturn». Space.com. https://www.space.com/23135-diamond-rain-jupiter-saturn.html. Ανακτήθηκε στις 2017-08-27. 
  27. ↑ Kaplan, Sarah (2017-08-25). «It rains solid diamonds on Uranus and Neptune». The Washington Post. https://www.washingtonpost.com/news/speaking-of-science/wp/2017/08/25/it-rains-solid-diamonds-on-uranus-and-neptune/. Ανακτήθηκε στις 2017-08-27. 
  28. ↑ Saturn Αρχειοθετήθηκε 2013-02-23 στο Wayback Machine.. Universe Guide. Retrieved 29 March 2009.
  29. ↑ Guillot, Tristan (1999). «Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System». Science 286 (5437): 72–77. doi:10.1126/science.286.5437.72. PMID 10506563. Bibcode: 1999Sci...286...72G. 
  30. ↑ Courtin, R.; Gautier, D.; Marten, A.; Bezard, B. (1967). «The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra». Bulletin of the American Astronomical Society 15: 831. Bibcode: 1983BAAS...15..831C. 
  31. ↑ Cain, Fraser (22 Ιανουαρίου 2009). «Atmosphere of Saturn». Universe Today. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 20 Ιουλίου 2011. 
  32. ↑ 32,0 32,1 Guerlet, S.; Fouchet, T.; Bézard, B. (Νοέμβριος 2008). Charbonnel, C.; Combes, F.; Samadi, R., επιμ. «Ethane, acetylene and propane distribution in Saturn's stratosphere from Cassini/CIRS limb observations». SF2A-2008: Proceedings of the Annual meeting of the French Society of Astronomy and Astrophysics: 405. Bibcode: 2008sf2a.conf..405G. 
  33. ↑ Martinez, Carolina (5 Σεπτεμβρίου 2005). «Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 29 Απριλίου 2007. 
  34. ↑ Saturn Αρχειοθετήθηκε 2012-04-26 στο Wayback Machine.. Universe Guide. Ανακτήθηκε 29 Μαρτίου 2009.
  35. ↑ Courtin, R.; Gautier, D.; Marten, A.; Bezard, B. (1967). «The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra». Bulletin of the American Astronomical Society 15. http://adsabs.harvard.edu/abs/1983BAAS...15..831C. Ανακτήθηκε στις 2007-02-04. 
  36. ↑ Martinez, Carolina (5 Σεπτεμβρίου 2005). «Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Μαΐου 2020. Ανακτήθηκε στις 29 Απριλίου 2007. 
  37. ↑ «Saturn». MIRA. Ανακτήθηκε στις 27 Ιουλίου 2007. 
  38. ↑ Calvin J. Hamilton (1997). «Voyager Saturn Science Summary». Solarviews. Ανακτήθηκε στις 5 Ιουλίου 2007. 
  39. ↑ S. Pérez-Hoyos· A. Sánchez-Lavega· R.G. Frenchb· J.F. Rojas (2005). «Saturn's cloud structure and temporal evolution from ten years of Hubble Space Telescope images (1994–2003)» (PDF). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο (PDF) στις 8 Αυγούστου 2007. Ανακτήθηκε στις 24 Ιουλίου 2007. 
  40. ↑ Mark Kidger (1992). «The 1990 Great White Spot of Saturn». Στο: Patrick Moore. 1993 Yearbook of Astronomy. London: W.W. Norton & Company. σελίδες 176–215. 
  41. ↑ «Cassini Spacecraft Captures Images and Sounds of Big Saturn Storm». 7 Ιουνίου 2011. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 17 Ιουλίου 2011. Ανακτήθηκε στις 20 Ιουλίου 2011. 
  42. ↑ Godfrey. «A hexagonal feature around Saturn's North Pole». Icarus. Ανακτήθηκε στις 9 Ιουλίου 2007. 
  43. ↑ Sanchez-Lavega, A. «Ground-based observations of Saturn's north polar SPOT and hexagon». Bulletin of the American Astronomical Society. Ανακτήθηκε στις 30 Ιουλίου 2007. 
  44. ↑ «NASA catalog page for image PIA09187». NASA Planetary Photojournal. Ανακτήθηκε στις 23 Μαΐου 2007. 
  45. ↑ «NASA Sees into the Eye of a Monster Storm on Saturn». NASA. 9 Νοεμβρίου 2006. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 20 Νοεμβρίου 2006. 
  46. ↑ Russell, C. T.· Luhmann, J. G. (1997). «Saturn: Magnetic Field and Magnetosphere». UCLA - IGPP Space Physics Center. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 5 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 29 Απριλίου 2007. 
  47. ↑ 47,0 47,1 McDermott, Matthew (2000). «Saturn: Atmosphere and Magnetosphere». Thinkquest Internet Challenge. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 15 Ιουλίου 2007. 
  48. ↑ Russell, Randy (3 Ιουνίου 2003). «Saturn Magnetosphere Overview». Windows to the Universe. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 6 Οκτωβρίου 2011. Ανακτήθηκε στις 19 Ιουλίου 2011. 
  49. ↑ «Δορυφόροι του Κρόνου, ΝΑΣΑ». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 29 Ιουλίου 2016. Ανακτήθηκε στις 7 Αυγούστου 2016. 
  50. ↑ Serge Brunier (2005). Solar System Voyage. Cambridge University Press. σελ. 164. 
  51. ↑ «NASA Space Telescope Discovers Largest Ring Around Saturn». Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Οκτωβρίου 2009. Ανακτήθηκε στις 8 Οκτωβρίου 2009. 
  52. ↑ «Άγνωστος παρέμενε μέχρι σήμερα ο μεγαλύτερος δακτύλιος του Κρόνου». in.gr. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 10 Οκτωβρίου 2009. 
  53. ↑ Greicius, Tony (29 Αυγούστου 2017). «Saturn Plunge Nears for Cassini Spacecraft». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 30 Απριλίου 2019. Ανακτήθηκε στις 23 Ιανουαρίου 2019. 

Βιβλιογραφία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Κρόνος_(πλανήτης)&oldid=10745195"