Saturn jest szóstą planetą od Słońca, drugą z czterech gazowych planet-olbrzymów. Posiada co najmniej 20 księżyców i imponujący układ pierścieni. Bardzo szybka, podobnie jak u innych planet tej grupy, rotacja Saturna powoduje wybrzuszenie obszarów równikowych oraz ułożenie rozmytych żółtawych chmur w poziome, równolegle do równika pasma. Saturn to jedyna planeta o średniej gęstości mniejszej od gęstości wody. Z tego powodu jego masa nie przekracza jednej trzeciej masy Jowisza, mimo iż średnice obu planet niewiele się różnią. saturn, szósta planeta od Słońca, ma najwięcej księżyców. Jest to druga pod względem wielkości planeta - po Jowiszu. Masa Saturna stanowi jednak zaledwie jedną trzecią masy Jowisza. Saturn odznacza się najmniejszą gęstością średnią spośród wszystkich planet. Saturn ma siedem głównych pierścieni. W ich skład wchodzi duża liczba niewielkich ciał, w tym zarówno drobne kryształki lodu, które występują głównie w pierścieniach zewnętrznych, jak i pokryte lodem bloki kamienne, o rozmiarach dochodzących do 1 km, obecne przede wszystkim w pierścieniach wewnętrznych. Średnica zewnętrzna pierścieni Saturna wynosi 960 000 km. Układ pierścieni Saturna posiada kilka przerw. Najszersza z nich nosi nazwisko włoskiego astronoma Giovanniego Cassiniego (1625-1712), który odkrył ją w 1675 roku. Przerwa Cassiniego znajduje się między pierścieniami A i B i ma szerokość około 4200 km. Powstała w wyniku działania pola grawitacyjnego jednego z księżyców Saturna - Mimasa, które "wymiata" materię z tego obszaru. Jednak luka ta nie jest zupełnie pusta, lecz zawiera kilka ledwo widocznych pasm materii. Pierścienie Saturna, których średnica wynosi ponad 274 000 kilometrów, a grubość nie przekracza 1 kilometra, stanowią najcieńszy znany dysk w kosmosie. Proporcje te odpowiadają rozmiarom naleśnika o grubości 5 mm i średnicy 1,4 kilometra. Znamy obecnie 20 księżyców Saturna (niewykluczone, że jest ich więcej), z których 13 odkryto z Ziemi, a resztę z sond kosmicznych, przelatujących w pobliżu planety. Najmniejsze mają nieregularny, kartoflowaty kształt. Na wielu księżycach występują kratery uderzeniowe. Na Mimasie, jednym z pomniejszych księżyców, dominuje olbrzymi krater Herschel, którego średnica, wynosząca 130 km, stanowi jedną trzecią średnicy całego obiektu. Tytan jest drugim pod względem wielkości księżycem w Układzie Słonecznym, jednym z trzech, o których wiadomo, że posiadają atmosferę. Składa się głównie ze skał i lodu. Powierzchnia Tytana jest w sposób trwały przesłonięta atmosferą bogatą w azot i inne związki chemiczne. Jasność Saturna na niebie waha się, wraz ze zmianą jego odległości od Ziemi i od Słońca, a także w zależności od ustawienia pierścienia względem Ziemi, w interwale od +lm,5 do -0m,4. Saturn obiega Słońce po orbicie eliptycznej, niewiele różniącej się od okręgu, o mimośrodzie 0,0556. Jednego obiegu wokół Słońca Saturn dokonuje w ciągu 29,46 roku w średniej odległości 9,5 AU z prędkością 9,65 km/s. Ponieważ odległość planety od Ziemi jest duża - od 1199 x 106 km do 1653 x 106 km - jej ruch na niebie jest wolny. Na przebycie jednego znaku Zodiaku potrzebuje Saturn 2 lat. Płaszczyzna orbity Saturna leży niemal w płasz-czyźnie ekliptyki, będąc względem niej nachylona tylko pod kątem 2,5°. Oś obrotu Saturna tworzy z płaszczyzną jego orbity kąt 63,3°. Planeta nie obraca się jak ciało sztywne: jej prędkość kątowa jest największa na równiku i ku biegunom stopniowo maleje. Podczas gdy równikowa część planety wykonuje jeden obrót w ciągu 10h14m, rejony oddalone od równika o 57° potrzebują na to l1h07,5m. Szybki obrót sprawia, że Saturn jest spłaszczony przy biegunach. Równikowa średnica planety wynosi 120 000 km i jest o 13 000 km dłuższa niż średnica biegunowa. Saturn ma najniższą gęstość wśród planet Układu Słonecznego. Gęstość ta, wyno-sząca 0,705 g/cm3, jest mniejsza od gęstości wody. Materia, z której zbudowany jest Saturn, składa się w dwóch trzecich z wodoru, a reszta przypada na hel i metan. Duża masa Saturna (jest on 95 razy bardziej masywny niż Ziemia) oraz ni-ska temperatura na jego powierzchni (około -150°C) stanowią pułapkę dla cząste-czek materii, z której jest zbudowana planeta, ponieważ prędkość ucieczki, 35,53 km/s, znacznie przekracza średnią prędkość cieplną cząsteczek przy tak niskiej temperaturze. Dlatego też Saturn zachował swój pierwotny skład chemiczny, jaki miał przy akrecji z obłoku protoplanetarnego. Poruszające się delikatne plamy w atmosferze Saturna to obłoki wodoru i metanu. Wyznaczona metodami optycznymi temperatura zewnętrznych warstw tych chmur wynosi od -190°C do - 180°C. Nieco wyższe wartości, od -150°C do -140°C, otrzymuje się z obserwacji radio-astronomicznych. Obserwowane w atmosferze plamy o zabarwieniu białym są prawdo-podobnie przejawem wielkich wybuchów gazów z wnętrza planety. Twory te szybko zmieniają kształt i po jakimś czasie zanikają. Na głębokości 500 km pod wierz-chołkami chmur zalega już ciekły wodór, ocean wodorowy, który wraz ze wzrostem odległości od powierzchni planety w kierunku jej środka coraz bardziej nabiera własności metalu. Budowa wnętrza Saturna jest podobna do budowy Jowisza. W cen-tralnej części planety, o średnicy nie przekraczającej 25 000 km, materia ma prawdopodobnie gęstość 20 g/cm3, przy ciśnieniu wynoszącym w przybliżeniu 11 x 106 MPa. Podobnie jak Jowisz, również Saturn ma wewnętrzne źródło ciepła. W przestrzeń międzyplanetarną wypromieniowuje około trzech razy więcej ciepła, niż go otrzymuje ze Słońca. Pierścienie Saturna po raz pierwszy obserwował Galileusz w roku 1610, sądził jednak, że są to dwa przylegające do planety księżyce. Do-piero w 1655 roku opisał je Christian Huygens, a następnie w roku 1666 G . D. Cassini. Pierścienie leżą w płaszczyźnie równika planety i już w niewielkiej lunetce widać, że składają się z trzech części. Zewnętrzny, średnio jasny pier-ścień ma szerokość 15 600 km i sięga do odległości 137 400 km od środka planety. Od środkowego pierścienia oddziela go ciemna przerwa o szerokości 4800 km, zwana przerwą Cassiniego. Pierścień środkowy jest bardzo jasny, jego szerokość wynosi 24 000 km. Do środkowego pierścienia przylega pierścień wewnętrzny, o niewiel-kiej jasności. Jego zewnętrzna granica znajduje się w odległości 88 800 km od środka planety. Pierścień wewnętrzny ma szerokość 16 200 km, a jego wewnętrzny brzeg leży 12 600 km nad chmurami Saturna. Pierścień wewnętrzny jest znany od roku 1848. Dziś wiemy, że pierścienie mają subtelną strukturę i składają się z kilkuset oddzielnych pierścieni. Pierścienie Saturna nie są spoiste - prześwitu-ją przez nie jasne gwiazdy. Ze zmian jasności zakrytej gwiazdy można wnioskować o gęstości okruchów materii w pierścieniu. Grubość pierścieni jest bardzo mała, wynosi zaledwie 2 do 4 km. Pierścienie składają się z większych i mniejszych brył materii, przeważnie lodu, przy czym najmniejsze z nich mają rozmiary pyłu meteorowego. W 90% są to ciała o wymiarach od kilku centymetrów do 200 m. Każda bryłka obiega Saturna niezależnie, ściśle według praw Keplera. Masę pierścieni oceniamy na 1021 kg, czyli jest ona równa 1/70 masy naszego Księżyca. Gęstość materii w pierścieniu wynosi w przybliżeniu 1 g/cm3. Pierścienie leżą wewnątrz granicy Roche'a planety, w rejonie, w którym jej siły przypływowe rozrywają każ-de większe ciało na drobne części. Pierścienie są zatem utworzone albo z mate-riału obłoku protoplanetarnego, który w pobliżu bardzo dużej planety nie mógł się uformować w księżyc, albo też są częścią księżyca lub księżyców, które Sa-turn siłą grawitacji stopniowo ściągnął w swoje pobliże, a następnie po przekro-czeniu granicy Roche'a - rozerwał na drobne kawałki. Przerwy między pierścienia-mi powstały wskutek oddziaływań grawitacyjnych Saturna i jego księżyców na po-kruszony materiał. Ponieważ płaszczyzna równika Saturna jest nachylona do eklip-tyki pod kątem 26,7°, a orbita planety leży niemal w płaszczyźnie ekliptyki, położenie pierścieni względem nas zmienia się periodycznie w okresie obiegu rocznego planety, równym 29,46 roku. Raz pierścienie widzimy od spodu, kiedy indziej z wierzchu lub z boku. Mniej więcej co 15 1at widzimy pierścienie w ca-łej okazałości, przy czym zasłaniają nam one na przemian południową lub północną półkulę planety. Po upływie 7,5 roku oglądamy Saturna dokładnie w płaszczyźnie jego pierścieni i wówczas zamiast pierścieni dostrzegamy jedynie ich ciemny cień na tarczy planety. Wokół Saturna obiega 17 księżyców, z czego piętnaście niema1 dokładnie w płaszczyźnie równika planety. Do niedawna znaliśmy ich tylko dzie-więć. Po raz pierwszy dziesiąty księżyc Saturna odkrył Edward Charles Pickering w 1904 roku i nazwał go Themis. Księżyca tego jednak nie udało się więcej zaob-serwować i uchodzi za zagubiony. Dalsze dwa księżyce Saturna obserwowali z Ziemi Audouin Charles Dollfus oraz J. Fountain i S. Larson w 1966 roku. Jednak zarówno istnienie Janusa (tak Dollfus nazwał odkryty przez siebie księżyc), jak też ist-nienie obiektu obserwowanego przez Fountaina i Larsona nie było w czasie ich odkrycia dostatecznie udokumentowane. Oba te księżyce, i kilka następnych, zo-stały odkryte przez astronomów w 1980 roku w trakcie przeglądu fotografii wyko-nanych przez sondę Voyager 1. Dla ośmiu z odkrytych ciał wyznaczono orbity z dostateczną dokładnością, dlatego nie mogą się nam już zgubić i od 1982 roku zostały definitywnie zaliczone do księżyców Saturna. Nie wyklucza się, że wszystkie małe księżyce Saturna należą do większej grupy ciał o średnicach od kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów, które mogą tworzyć wokół planety rozle-gły pierścień. Tytan jest największym, a zarazem najjaśniejszym księżycem Satur-na. Pod względem swoich rozmiarów - ma średnicę 5150 km - znacznie przewyższa nawet planet ~ Merkurego. Spośród księżyców Układu Słonecznego jedynie Ganimedes obiegający Jowisza i być może księżyc Neptuna - Tryton są większe. Masa Tytana wynosi 1,36 x 1023 kg, jasność obserwowana w czasie opozycji Saturna - 8,3m. Tytan obiega Saturna w ciągu 15,96 doby w odległości 1221600 km. Został odkryty jako pierwszy spośród księżyców Saturna przez Ch. Huygensa w 1655 roku. Tytan jest jedynym znanym księżycem posiadającym gęstą atmosferę. Składa się ona z 85% azotu i z 12% argonu z metanem. Ponad 3% składu atmosfery księżyca przypada na cząsteczki organiczne. Podobny skład atmosfery mogły mieć planety typu ziemskie-go w odległej przeszłości, dlatego też niektórzy astronomowie porównują Tytana z Ziemią. Chmury w atmosferze Tytana poruszają się z prędkością około 1 m/s. Tem-peratura górnych warstw atmosfery sięga -200°C. Powierzchnia Tytana ze względu na otaczającą go gęstą atmosferę jest niewidoczna. Nieprzezroczystość atmosfery powodują zwłaszcza cząstki smogu złożone z kondensatów polimerów na bazie węglo-wodorów. Tworzą się one wskutek rozpadu metanu pod wpływem nadfioletowego pro-mieniowania Słońca i powoli opadają na powierzchnię księżyca, gdzie za okres jego istnienia mogły utworzyć warstwę o grubości 100 m. Powierzchnię Tytana tworzy lód i zestalony amoniak; jej temperatura wynosi około -180°C. W takiej tem-peraturze metan znajduje się w stanie ciekłym. Pomiędzy lodowymi 1ądami tworzy on jeziora, a być może nawet całe oceany. Parujący metan uzupełnia stałe jego ubytki w atmosferze, spowodowane nadfioletowym promieniowaniem Słońca. Ciśnienie na powierzchni Tytana jest 1,6 razy większe niż na powierzchni Ziemi. Sam Tytan najprawdopodobniej składa się w 50% z materiału skalistego i w 44% z lodu. Pozostała część przypada na zestalony amoniak. Tajemniczy pomarańczowy Tytan zostanie bliżej poznany dopiero w trakcie badań, które mają być przeprowadzone za pomocą automatycznych sond w roku 2000. Planuje się lądowanie sond na powierzchni księżyca, a sam program będzie częścią misji międzyplanetarnej, w której wezmą udział dwa statki międzyplanetarne startujące w kierunku Saturna w 1994 roku. Być może, nadejdzie również czas, kiedy na po-wierzchni Tytana wylądują kosmonauci. Nad ich głowami na pomarańczowym niebie majestatycznie będą sunąć zielone chmury metanu. Kolejnym interesującym księży-cem Saturna jest Iapetus. Zwraca się on w kierunku planety stale tą samą stroną, która jest ciemna, w przeciwieństwie do jasnej strony odwrotnej, przypominającej barwą brudny śnieg. Wulkaniczna aktywność księżyca uzasadniająca ciemną barwę materiału nie wchodzi w rachubę, księżyc jest bowiem bardzo mały i zbudowany głównie z lodu stanowiącego około 55% jego objętości. Dalsze 35% to materiał skalny, a pozostałe 10% - zestalony metan. Metan i nadfioletowe promieniowanie Słońca są, podobnie jak u Tytana, odpowiedzialne za ciemną część powierzchni księżyca. Stanowią ją ciemne kondensaty polimerów na bazie węglowodorów. Pozo-staje jednak zagadką, dlaczego tylko strona stale zwrócona w kierunku Saturna pozostaje ciemna. Powierzchnia Iapetusa jest stara, o czym świadczą liczne kra-tery uderzeniowe. Iapetus ma bardzo jasną południową czapę polarną. Jest on jed-nym z dwóch księżyców Saturna, których orbity nie 1eżą w płaszczyźnie równika planety. Intruzem wśród księżyców Saturna jest Phoebe. Księżyc ten obiega macie-rzystą planetę w największej odległości i jako jedyny w kierunku odwrotnym. Mimo małej średnicy (200 km) ma kształt kulisty, jakkolwiek należałoby raczej oczeki-wać kształtu nieregularnego, jaki mają księżyce Marsa. Podobnie jak one, Phoebe jest zapewne przechwyconą przez Saturna planetoidą, poruszającą się pierwotnie wokół Słońca pomiędzy orbitami Saturna i Urana. Według niektórych planetologów istnieją dwa rodzaje planetoid. W wewnętrznej części Układu Słonecznego porusza-ją się planetoidy przypominające swoim składem i kształtem skały. Dalej od Słoń-ca obiegają planetoidy o kształcie kulistym, zbudowane głównie z 1odu. Phoebe mogłaby być jedną z tych planetoid. Inny księżyc - Enceladus - różni się od po-zostałych naturalnych satelitów Saturna swoją powierzchnią. Charakteryzuje się ona płytkim urzeźbieniem, jak gdyby wygładzonym przez wieki, które odbij a nie-mal całe padające światło słoneczne. Na powierzchni Enceladusa dostrzegamy trzy rodzaje obszarów. Jedne z nich są w niewielkim stopniu pokryte kraterami uderze-niowymi. Drugi rodzaj tworzą obszary, na których tylko wyjątkowo spotyka się kratery. Pozostałą część powierzchni zajmują płaskowyże z niegłębokimi szczeli-nami. Gładka powierzchnia księżyca świadczy o tym, że po wielkim bombardowaniu meteoroidami, którego nie uniknęło żadne z ciał Układu Słonecznego, musiała ona ulec co najmniej raz stopieniu. Pozostaje zagadką, jak niewielki lodowy księżyc zdołał utrzymać wewnętrzne ciepło od czasu swojego powstania. Planeto1odzy przy-puszczają, że ciepło księżyca jest uzupełniane przez siły pływowe powstające na skutek oddziaływań grawitacyjnych Saturna i Dione na Enceladusa. Wydaje się, że Enceladus był dawniej, a może i jest obecnie, aktywnym księżycem, podobnie jak Io, z tą tylko różnicą, że wulkany na Enceladusie zamiast magmy wyrzucają wodę. Rhea obiega Saturna po orbicie niemal kołowej. Ten trzeci w kolejności odkrycia księżyc Saturna (odkrył go Giovanni D. Cassini w 1672 roku) ma średnicę 1530 km, masę 2,53 x 1021 kg i średnią gęstość 1,35 g/cm3. Pod względem swojej jasności (9,7m w opozycji planety) jest drugim najjaśniejszym księżycem Saturna. Rhea odznacza się interesującą powierzchnią: jedna jej część ma mało kraterów uderze-niowych i widać na niej nawet trzy niemal kołowe płaskowyże, na drugiej części obserwuje się dosłownie krater na kraterze. Dione jest nieco mniejszym księżycem niż Rhea. Ma podobną powierzchnię, na której jednak przeważa jaśniejszy materiał. Również Dione, podobnie jak większość księżyców Saturna, pod względem stopnia odbicia światła ma powierzchnię asymetryczną. Półkula księżyca zwrócona w stronę jego ruchu, tzw. przednia półkula, odbija aż o 30-40% więcej padającego światła niż półkula przeciwna. Przyczyną asymetrii w odbijaniu światła jest prawdopodobnie woda, która przez wieki przemieszczała się z tylnej półkuli na przednią, gdzie w postaci szronu i lodu odbija więcej światła niż pozostała część powierzchni. Spośród innych księżyców Saturna największą zdolnością odbijania światła odzna-cza się Tethys. Jasne obszary jej powierzchni odbijają aż 80% padającego świa-tła. Tethys składa się niemal w całości z lodu. Gęstość księżyca wynosi 1,0 g/cm3. Na Jego powierzchni widać wielki krater o średnicy 400 km, otoczony wała-mi, i długie doliny. Powierzchnia księżyca ukształtowała się w procesie jego stygnięcia. Prawdopodobnie doliny są znacznie starszymi tworami geologicznymi niż krater. Typowym lodowym księżycem jest Hyperion. Kształtem przypomina wydłu-żony pąk. Powierzchnia Hyperiona jest pokryta ciemnymi starymi kraterami uderze-niowymi. Nie brakuje też na nim jasnych kraterów uderzeniowych, które powstały niedawno. Mimas, o średnicy 392 km, obiega Saturna blisko zewnętrznego brzegu pierścienia. Cała powierzchnia księżyca jest pokryta kraterami. Największy z nich - Herschel, o średnicy 130 km, znajduje się w środku przedniej półkuli. Wał krateru ma wysokość 5 km, a jego dno leży 10 km poniżej uśrednionej powierzchni księżyca. Wysokość wzniesienia położonego w środku krateru wynosi 6 km, a jego średnica 25 km. Powierzchnię księżyca przecina większa liczba szczelin o długo-ści 80-100 km, szerokości 10 km i głębokości 1-2 km. Nie wyklucza się, że Mimas mógł zachować część wewnętrznego ciepła z okresu swojego powstania. Pozostałe niewielkie księżyce Saturna są lodowymi bryłami o nieregularnym kształcie. Praw-dopodobnie są one pokryte cienką warstwą materiału kamiennego. Na ich powierzch-niach gdzieniegdzie widać kratery uderzeniowe. Wśród małych księżyców Saturna szczególnie godne uwagi są Janus i Epimetheus, posiadające wiele wspólnych cech. W przeszłości mogły one stanowić jedno ciało, które nie wytrzymało uderzenia meteoroidu podobnego na przykład do tego, który utworzył krater Herschel na Mi-masie. Orbity obu księżyców wykazują zadziwiającą cechę: księżyce wymieniają się na nich w regularnych odstępach czasu. Obecnie znajduje się bliżej Saturna Epi-metheus i porusza się po orbicie charakteryzującej się szybszym ruchem, nie-ustannie wyprzedzając powolniejszy księżyc, Janusa. W końcu, po wielu obiegach Saturna, Epimetheus zbliży się do Janusa i wtedy pod wpływem wzajemnego przycią-gania wymienią one swoje orbity tak, że szybszy Epimetheus przejdzie na dalszą orbitę Janusa, przez co zmniejszy się prędkość jego ruchu, natomiast Janus do-stanie się na orbitę Epimetheusa znajdującą się bliżej Saturna i jego prędkość wzrośnie. Po pewnym czasie wymiana orbit powtórzy się znowu. Do dzisiaj nie wie-my , dlaczego układ księżyców Saturna różni się od układu księżyców Jowisza. Jowisz ma cztery duże księżyce, Saturn tylko jeden. Różnica zachodzi także w ich budowie: u Saturna wszystkie księżyce są z lodu, w przypadku Jowisza tak nie jest. Amerykański planetolog Eugene Schoemaker sądzi, że obecnie obserwujemy jedynie pozostałości po pierwotnym układzie księżyców Saturna. Być może, Saturn miał więcej dużych księżyców, które się rozpadły pod wpływem uderzeń meteoro-idów. Większość materiału powstałego z rozpadu przechwycił Saturn, lżejsze zaś bryły materii utworzyły obecny układ księżyców. Pozostaje zagadką, dlaczego za-chował się akurat jeden duży księżyc. Ze wszystkich księżyców Saturna za pomocą niewielkiej lunetki możemy obserwować jedynie dwa: Rheę i Tytana. Pozostałe księżyce są dostępne dla obserwacji jedynie przy pomocy większych teleskopów. Zaćmienia księżyców Saturna są raczej rzadkie i zachodzą tylko w tym czasie, gdy patrzymy na planetę w płaszczyźnie jej równika. Księżyce Saturna otrzymały nazwy tytanów z mitologii antycznej.