what is 土星

土星是太陽系八大行星之一，按離太陽由近到遠的次序排列為第六顆。土星是一個巨型氣體行星,是太陽系中僅次於木星的第二大行星。土星的英文名稱Saturn是以羅馬神的農神薩杜恩命名的。中國古代稱之為鎮星或填星。
物理特性
土星那兩極扁平赤道突出的橢球體狀令人印象深刻；它的赤道直徑和兩極直徑之比相差大約10%（前者120,536公里，後者108,728公里）。這是由於土星高速自轉的結果。其他氣體行星也是扁平的，只是沒有這麼厲害。土星的平均密度是太陽系諸行星裡最小的，平均密度為0.69（少於水的密度）。這是因為土星有著氣體濃度高的大氣層，言而其核心的密度要比水大一些。
土星內部與木星的類似，中心有一個固態核，其上是液體氫，再上是一個分子態的氫層。土星的核心非常熱，核心溫度為12000K(11,700 °C)，而且輻射出來的能量比它從太陽接受到的多。大部份能量是因為開爾文-亥姆霍茲原理（緩慢的重力壓縮）產生，但這還不能充份解釋土星的熱製造過程。額外的熱可能由另一過程產生：在土星內部下的氦雨點不斷與與較輕的氫相互摩擦而產生熱。
土星上層大氣與木星的相似，同樣有一些條紋，但土星的條紋比較暗淡，並且赤道附近的條紋丈都比較非常寬。土星的風速是太陽系最高的，航行者計劃的數據顯示土星的東風最高可達500 m/s (1116 mph)。直到航行者探測器飛近土星，比較纖細的條紋才被觀測到。由那時起，地面望遠鏡已經改善到能夠慣常觀察土星。
有時，土星「枯燥乏味」的大氣層會出現一些長壽的橢圓型斑點和其他常見於木星上的現象。在1990年，哈伯太空望遠鏡觀察到在土星赤道附近有一些白雲，而這是之前航行者探測器飛近期間沒有的。而在1994年，一些較小型的風暴被觀察到。期中1990年的現象就是被稱為「大白斑」的現象的一例。大白斑是土星特有的短期現象，大約以30年為一週期。在1876、1903、1933和1960年都有大白斑出現的報告。若這週期能持續下去，下一次的大白斑現象會在2020年出現。土星環
土星因為它美麗的行星環而出名，它也是最早被發現光環的行星。土星環首先被伽利略在1610年7月用他自己的望遠鏡觀察到了，但因為望遠鏡成象不好，他並不能意識到這是一個環。他寫信給托斯卡納的大公說：
土星不是由一個而是由三個幾乎彼此在一起的而且從不移動也不改變的物質組成。他們排成一列與黃道帶平行，而且中央的那個物質（土星本身）是兩側的物質（實際上環狀邊緣）的約三倍大。
他也把土星說成是有「耳朵」的。但在1612年，由於光環平行對著地球在觀察者看起來似乎消失了，及後在 1613年光環又再次出現，這現象更進而困擾伽利略。
最終在1655年被克理士提安·惠更斯觀測到完整的土星環，他使用了一個比在伽利略時代能得到強大得多的望遠鏡。那時的一個神學家里奧·阿拉丟斯，說那光環可能是耶穌基督復活進入天堂的聖包皮。但土星環理論直到1665年才被天文學家所接受。
1675年喬凡尼·卡西尼發現土星環的最大一個環縫，卡西尼環縫。另外在其外還有一細小環縫稱恩克環縫，在1837年5月28日由恩克於柏林發現。之後通過天文臺大望遠鏡觀測和行星際探測器拍得的照片，證實土星環由很多之間縫隙很小的多個小環組成的，猶如唱片。近十年來，由於電腦的發展，天文愛好者亦能以較佳的設備拍得以前只能是天文臺大口徑望遠鏡才能拍攝到的恩克環縫。
現在以一具成象質量好的天文望遠鏡放大80倍以上就可清楚看見光環（光環由矽石、氧化鐵和冰這些小如塵埃大如汽車物質組成）。土星環的起源主要有以下二個理論：19世紀Edouard Roche認為光環曾是土星的一個衛星，後由於逐漸接近土星而被土星潮汐力所撕裂，亦有認為是被彗星撞擊土星衛星後形成光環；另一個理論認為光環從來就不是衛星形成，而是在土星形成初期的原始星雲留下。但這理論現今不是很多人接受，因為相對於晚近起源的學說認為數百萬年前的土星光環是不穩定的結構
土星環局部，卡西尼分界線清晰可見
光環的黑暗一面
土星的光環有二邊, 朝著太陽的和背著太陽的, 它們看起來非常地不同, 雖然從地球看來我們不以為然, 因為從地球上無法仔細觀察一個離太陽如此遙遠的行星。
美國太空總署的卡西尼—惠更斯號將會很快把土星以我們25年內所從沒有見到的方式展現在我們面前——光環的背面。
比較一下來自2004年03月卡西尼號的圖象, 和來自先驅者11號的圖象：
先驅者11號: 1979年09月01日
光環背側
一個從光環背側看來最粗的部分 卡西尼—惠更斯號: 2004年03月27日
光環前側
注意看土星在光環上留下的陰影和光環在土星上留下的陰影
即將會有展現土星上的光之舞、光環、衛星和他們的陰影的大量不可思議的圖片誕生。
土星的探索
土星首先被先驅者11號在1979年所拜訪然後接下來的兩年裡被旅行者1號和旅行者2號拜訪。卡西尼—惠更斯號探測器已經到達並開始了解土星和它的衛星土衛六. 在運行一系列複雜的名為SOI(Saturn Orbit Insertion 土星軌道插入)的演習之後, 卡西尼—惠更斯探測器在2004年7月1日進入環繞土星軌道。關於這次任務的細節可以在 http://saturn.jpl.na sa.gov/ 上找到。計劃最新發佈的圖片在每星期五將發佈在 http://ciclops.lpl.a rizona.edu/
哈伯太空望遠鏡圖片, 1996年10月拍攝, 展現土星光環的邊緣一瞥
土星的衛星
土星有很多的衛星,其中的34個有名字; 它們中"大部分具體情況未知, 因為土星星附近軌道中有許多物體" 。(《自然》卷412,163-166頁). 尤其值得注目是 土衛六: 太陽系中唯一擁有稠密大氣層的衛星。
土星觀測
土星是外行星，在合日（視覺上接近太陽）前後兩個月不適宜觀測以外，其他時間也適合觀測。而土星衝日時是觀測土星最好的時候，因為土星衝日時，是土星最亮也是視直徑（角直徑）最大的時候，而且土星衝日前後，日落後土星便東升，在上半夜觀測以至整夜觀測也是十分不錯的。
通過三吋口徑（直徑）以上的望遠鏡，以目鏡放大80倍以上便能清楚土星及土星環，大氣穩定時還能看到卡西尼環縫。2006年1月28日，土星衝日，亮度-0.2等，屆時土星在巨蟹座，十分接近M44鬼星團。

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土星
土星是太陽系九大行星中第二大的行星，亦是最吸引人的行星，因
為它擁有明亮的環，它的密度比水還小，只有0.69(水=1)，而且它的自轉
速度快，所以土星的形狀明顯地橢圓。

結構
土星與木星一樣，主要由氫和氦組成。最外層是由氨、硫酸銨和水
構成的大氣，這裏的風速極高，在赤道每小時可達1800公里；大氣下面
是液態氫和液態氦，這層約佔土星的三分之二；再下層是液態的金屬氫
和液態的金屬氦；中心是由冰和岩石組成的核心。

................................................................................................................................

土星是從太陽數來第六顆行星，也是太陽系第二大行星，軌道半徑為142,940萬公里 (9.54AU)；赤道處直徑為120,536公里；質量是5.68x1026公斤。

　　土星自史前時代就已為人所知。1610年，伽利略首度以望遠鏡觀測土星，他有注意到土星的奇怪形狀但無法解釋。由於地球每隔幾年就會通過土星環所在的平面，也就是說我們會因正對土星環的側面而無法看到環面，因而早期對土星的觀測常常出現難解的差異，直到一幅低解析度影像出現才大大改觀，1659年，Christiaan Huygens 正確推論出土星環的空間幾何狀態。以往我們以為土星是唯一有環的行星，直到1977年發現天王星具有微薄的環，稍後又發現了木星和海王星的環，才知道原來氣體行星都有環。

　　1979年美國探測船先鋒11號首度造訪土星，之後航海家一、二號 (Voyager 1/2) 也到過。2004年卡西尼號 (Cassini) 將會抵達土星，現在它正在路上。

　　用小型天文望遠鏡觀測就可以發現土星有一點扁平，它的赤道處與兩極處的直徑比為110% (120,536公里比108,728公里)，這是由於土星是流體行星且自轉特別快的緣故，其實其它氣體行星也是略扁，只是沒有土星這麼嚴重。

　　土星的密度是所有行星中最低的，平均比重只有0.7，比水還低。所以理論上土星會在水中浮起來，只要你找到夠大片的水體。

　　土星有75%的氫和25%的氦，加上少量的水、甲烷、氨以及「岩石」，和木星的組成一樣，也與太陽系的前身－原始太陽星雲 (Solar Nebula) 的組成相似。土星的內部結構也與木星類似，有一個岩石質的核、一個液態金屬狀氫層及分子氫氣外層，也有微量的冰。

　　土星內部是高溫的，核心可達12,000K，它發散至太空中的能量多於自太陽吸收的能量。和木星一樣，土星自產能量是由於 Kelvin-Helmholtz 效應，但此效應可能不足以完全解釋它所有幅射出的能量，也許還有別的機制存在。

　　木星的風帶非常鮮明，土星則模糊多了，在近赤道區還能看到一些。土星雲頂的細節在地球上觀測不到，直到航海家1號造訪才開啟了有關其大氣環流的瞭解，原來土星也有一些長命斑點 (右圖中的紅點) 及其它木星上常見的特徵。1990年，哈伯太空望遠鏡在土星赤道附近觀察到一團巨大的白色雲團，這是航海家時期還沒有的；1994年又觀察到另一團較小的氣旋 (左圖)。

　　從地球上可以觀察到土星有兩個清晰的環 (A環和B環) 及一個模糊的環 (C環)。A環與B環之間就是著名的卡西尼環縫 (Cassini division)，在A環外側還有一個模糊得多的恩克 (Encke) 環縫，這個環縫的命名大有問題，因為恩克很可能從未看過此環縫！後來航海家1號又新發現了4個模糊的環縫。雖然土星環自地球看起來像是一個連續平面，但其實是由各具獨立軌道的無數小物體所組成，它們的大小自1公分至數公尺不等，少數甚至有數公里寬。土星環非常薄，雖然它的寬度可達25萬公里以上，厚度卻不到1.5公里；它看起來頗為壯觀，但實際上包含的物質卻不多，如果把土星環所有的物體擠壓在一起，直徑連100公里都還不到。與其它行星環不同，土星環非常亮，反照率達 0.2至0.6，似乎是主要是由水冰組成，但也可能有一些包著冰殼的岩石。

　　航海家1號確認土星環有所謂的非同步輻射 (radial inhomogeneities) 現象存在，稱為「spokes」，這個奇怪的現象最早是由業餘天文學家所發現 (左圖)，此現象的成因至今仍成謎，但或許與土星的磁場有關。

　　土星的最外環F環，是由數個相互糾結的小環形成的複雜結構，此一特別結構可在航海家1號的影像中看到 (右圖)；但是航海家2號卻沒有觀測到，可能它觀測到的剛好是沒有糾結的部分。

　　土星有些衛星及環之間會產生複雜的重力共振現象，有所謂的「牧羊衛星」(shepherding satellites) 如土衛十五 (Atlas), 土衛十六 (Prometheus) 及土衛十七 (Pandora)，它們對維持環的穩定有舉足輕重的影響；土衛一 (Mimas) 使得卡西尼環縫中缺乏物質，與小行星帶中的 Kirkwood 環縫成因相似；土衛十八 (Pan) 則剛好位於恩克環縫中。這整個系統非常複雜，目前我們對其知之甚少。

　　土星環及其它類木行星環的起源目前仍未知。即使行星環可能自行星形成時就已存在，它們的系統並不穩定且勢必因各種作用而不斷更新，或許也會自較大的衛星分裂而來。

　　如同其它類木行星一樣，土星有很強大的磁場。

　　夜空中的土星很容易以肉眼看到，雖然它不如木星那麼明亮，但由於不會像恆星一樣閃爍，因此可輕易從繁星中辨認出來。使用小型天文望遠鏡即可看到土星環及較大衛星。有些網站可以顯示土星及其它行星在天空的現在位置；更多的細節及圖表則可以在一些星圖軟體如Starry Night中找到。

土星是太陽系八大行星之一，按離太陽由近及遠的次序排列為第六顆。

目錄
[隐藏]
1 概述
2 物理特性
3 土星環
3.1 光環的黑暗一面
4 土星的探索
5 土星的衛星
6 土星觀測
7 請參閱
8 外部連結



[編輯] 概述
土星是一個巨型氣體行星,是太陽系中僅次於木星的第二大行星。土星的英文名字Saturn（以及其他絕大部分歐洲語言中的土星名稱）是以羅馬神的農神薩杜恩命名的。中國古代稱之為鎮星或填星。


[編輯] 物理特性
土星那兩極扁平赤道突出的橢球體狀令人印象深刻；它的赤道直徑和兩極直徑之比相差大約10%（120,536公里對108,728公里）。這是由於土星迅速自轉的結果。其他氣體行星也是扁平的，但是沒有這麼厲害。土星也是太陽系行星裡密度最小的，平均密度為0.69（少於水的密度）。然而這是平均值；實際上，土星上層大氣較稀疏，而其核心密度比水大。

土星內部與木星類似，中心有一個固態核，其上是液體氫，再上是一個分子態的氫層，有著各種不同物質的固體。土星核心非常熱，核心溫度估計為12000K，而且放射出來的能量比它從太陽接受到的多。大部份能量是因為開爾文-亥姆霍茲原理（緩慢的重力壓縮）產生，但這還不能充份解釋土星的熱量製造過程。土星的另一部分熱量被認為是由於土星內部不斷「消耗」產生的氦元素小液滴不斷與較輕的氫相互摩擦而產生。

土星大氣層外觀有一個類似木星類似的條紋，但土星的條紋非常模糊並且在赤道的附近條紋變得非常寬。土星有著類似木星的長期橢圓斑和其他特徵，稱為「白斑」，實際上跟木星一樣，也是表面的風暴；1876年12月8日，霍爾用望遠鏡首次發現並記錄土星上的白斑；1990年哈伯太空望遠鏡觀察到在土星赤道附近的一大片白雲，這是航海者飛行器靠近土星時和另外一次1994年的觀測時所沒有看到的。由於土星白斑會形成也會消失。加上現在普通天文望遠鏡的成象和拍攝處理提高不少，近十年開始各地天文愛好者已有聯合觀測土星狀況的習慣，並紀錄不少土星出現的白斑。


[編輯] 土星環
土星因為它美麗的行星環而出名，它也是最早被發現光環的行星。土星環首先被伽利略在1610年7月用他自己的望遠鏡觀察到了，但因為望遠鏡成象不好，他並不能意識到這是一個環。他寫信給托斯卡納的大公說「土星不是由一個而是由三個幾乎彼此在一起的而且從不移動也不改變的物質組成。他們排成一列與黃道帶平行，而且中央的那個物質（土星本身）是兩側的物質（實際上環狀邊緣）的約三倍大。他也把土星說成是有「耳朵」的。但在1612年，由於光環平行對著地球在觀察者看起來似乎消失了，及後在 1613年光環又再次出現，這現象更進而困擾伽利略。

最終在1655年被克理士提安·惠更斯觀測到完整的土星環，他使用了一個比在伽利略時代能得到強大得多的望遠鏡。那時的一個神學家里奧·阿拉丟斯，說那光環可能是耶穌基督復活進入天堂的聖包皮。但土星環理論直到1665年才被天文學家所接受。

1675年喬凡尼·卡西尼發現土星環的最大一個環縫，卡西尼環縫。另外在其外還有一細小環縫稱恩克環縫，在1837年5月28日由恩克於柏林發現。之後通過天文臺大望遠鏡觀測和行星際探測器拍得的照片，證實土星環由很多之間縫隙很小的多個小環組成的，猶如唱片。近十年來，由於電腦的發展，天文愛好者亦能以較佳的設備拍得以前只能是天文臺大口徑望遠鏡才能拍攝到的恩克環縫。

現在以一具成象質量好的天文望遠鏡放大80倍以上就可清楚看見光環（光環由矽石、氧化鐵和冰這些小如塵埃大如汽車物質組成）。土星環的起源主要有以下二個理論：19世紀Edouard Roche認為光環曾是土星的一個衛星，後由於逐漸接近土星而被土星潮汐力所撕裂，亦有認為是被彗星撞擊土星衛星後形成光環；另一個理論認為光環從來就不是衛星形成，而是在土星形成初期的原始星雲留下。但這理論現今不是很多人接受，因為相對於晚近起源的學說認為數百萬年前的土星光環是不穩定的結構。


土星環局部，卡西尼分界線清晰可見

[編輯] 光環的黑暗一面
土星的光環有二邊, 朝著太陽的和背著太陽的, 它們看起來非常地不同, 雖然從地球看來我們不以為然, 因為從地球上無法仔細觀察一個離太陽如此遙遠的行星。

美國太空總署的卡西尼—惠更斯號將會很快把土星以我們25年內所從沒有見到的方式展現在我們面前——光環的背面。

比較一下來自2004年03月卡西尼號的圖象, 和來自先驅者11號的圖象：


先驅者11號: 1979年09月01日
光環背側
一個從光環背側看來最粗的部分 卡西尼—惠更斯號: 2004年03月27日
光環前側
注意看土星在光環上留下的陰影和光環在土星上留下的陰影

即將會有展現土星上的光之舞、光環、衛星和他們的陰影的大量不可思議的圖片誕生。


[編輯] 土星的探索
土星首先被先驅者11號在1979年所拜訪然後接下來的兩年裡被旅行者1號和旅行者2號拜訪。卡西尼—惠更斯號探測器已經到達並開始了解土星和它的衛星土衛六. 在運行一系列複雜的名為SOI(Saturn Orbit Insertion 土星軌道插入)的演習之後, 卡西尼—惠更斯探測器在2004年7月1日進入環繞土星軌道。關於這次任務的細節可以在 http://saturn.jpl.na sa.gov/ 上找到。計劃最新發佈的圖片在每星期五將發佈在 http://ciclops.lpl.a rizona.edu/



哈伯太空望遠鏡圖片, 1996年10月拍攝, 展現土星光環的邊緣一瞥

[編輯] 土星的衛星
請參閱土星的衛星

土星有很多的衛星,其中的34個有名字; 它們中"大部分具體情況未知, 因為土星星附近軌道中有許多物體" 。(《自然》卷412,163-166頁). 尤其值得注目是 土衛六: 太陽系中唯一擁有稠密大氣層的衛星。


[編輯] 土星觀測
土星是外行星，在合日（視覺上接近太陽）前後兩個月不適宜觀測以外，其他時間也適合觀測。而土星衝日時是觀測土星最好的時候，因為土星衝日時，是土星最亮也是視直徑（角直徑）最大的時候，而且土星衝日前後，日落後土星便東升，在上半夜觀測以至整夜觀測也是十分不錯的。

通過三吋口徑（直徑）以上的望遠鏡，以目鏡放大80倍以上便能清楚土星及土星環，大氣穩定時還能看到卡西尼環縫。2006年1月28日，土星衝日，亮度-0.2等，屆時土星在巨蟹座，十分接近M44鬼星團。



土星衝日模擬影象:2001-2029
土星衝的時間 2001-2005 年 衝的日期 與地球的距離（AU） 本體角直徑（不計環）
2002年12月17日 8.05 20.7"
2003年12月31日 8.05 20.7"
2005年1月13日 8.08 20.6"
2006年1月28日 8.08 20.4"


[編輯] 請參閱
土星的衛星

[編輯] 外部連結
土星四季的變化



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參見天體、太陽系的天體列表，以及天文學主題頁