Saturn

Pogled na planet Saturn (izvor: NASA)
Svojstva orbite
Prosje?ni polumjer	1,429,400,000 km 9.54 AJ
Opseg orbite	8.958 T m 59.879 AJ
Ekscentricitet	0.054 150 60
Perihel	1,349,467,375 km 9.020 632 24 AJ
Afel	1,503,983,449 km 10.053 508 40 AJ
Ophodno vrijeme	10,757.7365 d 29.45 god
Sinodi?ki period	378.09 d
Prosje?na orbitalna brzina	9.638 km/s
Nagib	2.484 46°
Broj prirodnih satelita	33
Fizi?ka svojstva
Ekvatorski promjer	120,536 km
Polarni promjer	108,728 km
Spljo?tenost	0.87
Povr?ina	4.27×10 10 km 2
Volumen	7.46×10 14 km 3
Masa	5.68x10 26 kg
Srednja gusto?a	0.6873 g/cm 3
Gravitacijsko ubrzanje na ekvatoru	8.96 m/s 2 = 0.914 G
Druga kozmi?ka brzina	35.49 km/s
Period rotacije	0.444 009 d ( 10 h 39 min 25 s)
Brzina rotacije (na ekvatoru)	35,535.59 km/h
Nagnutost osi	26.73°
Albedo	0.47
Povr?inska temperatura	min prosj. max 82 K 143 K NP K
Sastav atmosfere
Atmosferski tlak	140 kPa
Vodik	93%
Helij	5%
Metan	0.2%
Vodena para	0.1%
Du?ik	0.01%
Etan	0.0005%
Fosfin	0.0001%

Saturn (simbol: ) je ?esti planet u Sun?evu sustavu . Udaljen je 9,54 AJ odnosno 1 429 400 000 km od Sunca , promjera 120 536 km (na ekvatoru ) i masu 5,68 × 10 ²⁶ kg. ^{[1] [2]} Saturn je po volumenu i masi drugi planet nakon Jupitera . Uz Jupiter, Uran i Neptun pripada skupini plinovitih divova , planeta vanjskog dijela Sun?evog sustava. Saturn je planet najmanje gusto?e i s najve?im prstenom. ^{[3] [4] [5]} Obiđe Sunce za 29,5 godina na srednjoj udaljenosti 1,426 · 10 ⁹ km . Tijelo mu je znatno spljo?teno ( ekvatorski promjer 120 536 km, polarni promjer 108 728 km), tako da je najspljo?teniji od planeta. Masa mu je 95 puta ve?a od Zemljine. Jedini je planet kojega je gusto?a manja od gusto?e vode (690 kg/m ³ ).

Saturn se sastoji prete?no od vodika i helija (jednak odnos kao kod Jupitera). ^[6] Ispod plinovite atmosfere prostire se sloj molekularnoga vodika s ne?to zamrznute tvari (u kojoj ima tragova metana , amonijaka i drugog), zatim sloj metalnoga vodika, te sredi?te sa stjenovitom jezgrom. Temperatura je u sredi?tu vrlo visoka (12 000 K ), pa je to Saturnov izvor energije usporediv s energijom koju prima Sun?evim zra?enjem ; temperature obla?noga sloja iznosi ?130 °C , dok bi temperatura samo zbog doprinosa Sun?eva zra?enja bila ?170 °C. U atmosferi se primje?uju svjetliji i tamniji oblaci usporedni s ekvatorom, manje istaknuti nego kod Jupitera, jer se, zbog ni?e temperature, stvaraju bli?e sredi?tu planeta. Među oblacima se opa?aju vrtlozi, kao Velika bijela pjega . Infracrveno zra?enje otkriva topliji polarni vrtlog, takozvanu vru?u pjegu. Brzina vjetra iznosi do 500 km/h. U ekvatorskom podru?ju planet se vrti s periodom od 10 h 14 min , a sredi?te se, prema podatcima prikupljenima uz pomo? radio valova , vrti s periodom od 10 h 39 min 22 s. Saturn ima prostrano magnetsko polje , kojega je magnetski moment 600 puta ve?i od Zemljina, a magnetska indukcija na povr?ini iznosi oko 50 μT . Za razliku od Jupitera, os vrtnje mu je primjetno nagnuta. Oko Saturna zabilje?eno je 62 prirodna satelita , od kojih je 7 zaokru?eno djelovanjem vlastite gravitacije (u stvarnosti ima ih vi?e od 150). ^{[7] [8]}

Najpoznatije obilje?je Saturna su planetarni prsteni koji ga okru?uju u 7 pojaseva, ozna?enih slovima A do G. Oko Saturna kru?i i mno?tvo prirodnih satelita , kojih je do sada otkriveno 62. Osim satelita, u ravnini Saturnova ekvatora kru?i golem broj satelitskih ?estica, koje ?ine koncentri?ne prstene. Saturnov je prsten prvi vidio Christiaan Huygens 1655. Glavni se dio prstena, promjera 275 000 km, dijeli na prsten A (vanjski) i prsten B (srednji), između kojih je Cassinijeva pukotina , te prsten C (unutarnji). Prsten D nalazi se najbli?e planetu, dok se dalje od glavnoga dijela nalazi tanak prsten F (sastavljen od vrpca), ?iri prsten G i naj?iri E, usred kojega se giba prirodni satelit Enkelad . Debljina je glavnoga dijela prstena 1 km. ?ine ga uglavnom ledene i manje ?esto stjenovite ?estice, obujam kojih se kre?e od praha pa do tijela metarskoga promjera. Na oblik i dijeljenje prstena utje?u sateliti svojom gravitacijom.

Saturn odbija oko 47% Sun?eve svjetlosti ( albedo 0,47). Saturn se za prosje?ne opozicije (kada je najbli?i Zemlji) vidi pod kutem od 20 lu?nih minuta , a magnituda mu je u prosjeku 0,7 (u najboljim uvjetima: 0,43). Saturn je jedan od najsvjetlijih objekata na nebu (iza Sunca, Mjeseca, Jupitera i Venere) pa je zato i poznat od davnina. Mali teleskop je dovoljan da se ugledaju prsteni. Sun?eva rasvjeta na Saturnu je oko 100 puta manja nego na Zemlji. Ravnote?na temperatura koju bi imao zbog Sun?eve rasvjete, 90 K, ni?a je od izmjerene prosje?ne temperature, 95 - 105 K, ?to zna?i da ima zna?ajan vlastiti izvor energije. Sjaj Saturna mijenja se kako se mijenja vidljivost prstena. Saturn su istra?ivale letjelice Pioneer 11 (1979.), Voyager 1 (1980.), Voyager 2 (1981.), a umjetnim satelitom postala je svemirska letjelica Cassini-Huygens , u srpnju 2004. ^[9]

Saturn je u rimskoj mitologiji otac vrhovnog boga Jupitera , dok je u gr?koj mitologiji poznat kao Kronos . Po uzoru na stara ?e?ka imena planeta, kajkavci su jedno vrijeme upotrebljavali ime Hladolet pored međunardonog imena Saturnu? (Saturnus po starom kajkavskom pravopisu). ^[10]

[[Datoteka:Hubble sees a flickering light display on Saturn.jpg|mini|desno|300px| Polarna svjetlost na sjevernom Saturnovom polu.[[ ^[11] ]]

Saturn je splo?ten na polovima i pro?iren na ekvatoru pa ima oblik elipsoida. Razlika između ekvatorskog i polarnog promjera je ?ak 10% (120 536 km prema 108 728 km), ?to je posljedica brze rotacije planeta. Drugi plinoviti planeti (Jupiter, Uran, Neptun) su također splo?teni, ali ne toliko kao Saturn. Prosje?na gusto?a Saturna je 697 kg/m ³ ?to ga ?ini jedinim planetom u Sun?evom sustavu ?ija je prosje?na gusto?a manja od gusto?e vode, zbog ?ega bi, da se nalazi u vodi , plutao.

Jedan Saturnov obilazak oko Sunca traje 29,35 godina, dok jedan okretaj oko osi traje u prosjeku 10 sati, 39 minuta i 25 sekundi.

Saturn nema jasno izra?ene pojaseve kao Jupiter, barem ne u vidljivom dijelu spektra. Razlog tome je sloj sumaglice koji nam zastire pogled u dubinu. Fotografije u infracrvenom svjetlu pokazuju pojaseve mnogo izra?enijim. Saturnova atmosfera uglavnom se sastoji od vodika (93%) i helija (5%), uz ne?to ostalih spojeva.

Pjege u atmosferi Saturna traju po nekoliko mjeseci. Svemirski teleskop Hubble je 1990. godine snimio na Saturnovom ekvatoru ogromni bijeli oval kojeg nije bilo u vrijeme prolaska letjelica Voyager . Uspoređivanjem sa starim zabilje?kama, utvrđeno je da su sli?ne pojave opa?ene 1876, 1903, 1933, i 1960. godine, otprilike uvijek u isto doba Saturnove godine, sredinom Saturnovog ljeta na sjevernoj polutci. Kasnije su promatrane i neke manje oluje.

Vjetrovi na ekvatoru pu?u prema istoku, a dose?u brzine od 500 m/s. Brzina vjetrova opada s pribli?avanjem polovima, pa na ?irinama iznad 35° vjetrovi pu?u u oba smjera. Sloj u kojem pu?u vjetrovi debeo je najmanje 2000 km, a simetrija koja je uo?ena između sjeverne i ju?ne polutke sugerira da bi se vjetrovi mogli spajati negdje u unutra?njosti.

Dok je Voyager 2 bio iza Saturna, njegovi radio-signali su na putu prema Zemlji pro?li kroz gornje slojeve atmosfere, ?to je omogu?ilo mjerenje gusto?e i temperature tih slojeva. Najni?a temperatura, od 82 K, su izmjerena na razini s tlakom od 7000 Pa. Na 10 000 Pa, temperature ispod sjevernog pola su bile oko 10 K ni?e od onih na umjerenim ?irinama.

Obla?ni slojevi stvaraju se duboko u atmosferi. Oblaci , naime, nastaju na onim visinama na kojima temperatura padne ispod vrijednosti potrebne da se tvar zamrzne i kristalizira . Kako je Saturnova "povr?ina" na ni?oj temperaturi od Jupiterove, tvari se smrzavaju dublje u atmosferi. Iznad oblaka prostire se sloj sumaglice. Sumaglica sadr?i ?estice smoga nastale u plinu pod djelovanjem Sun?eve svjetlosti. Upravo ta maglica ometa pogled na slojeve oblaka, pa su oni slabijeg kontrasta nego na Jupiteru. Raspored oblaka i pona?anje temperature i tlaka s dubinom ina?e nalikuju onome na Jupiteru.

Saturn izdvaja toplinu zarađenu pri nastanku, te zra?i ne?to vi?e topline nego ?to do njega sti?e sa Sunca. Unutarnja se toplina veoma u?inkovito prenosi u gibanje zra?nih masa, pa u ekvatorskom podru?ju u smjeru vrtnje pu?e vjetar s brzinom od 500 m/s. Vjetrova koji pu?u retrogradno nema sve do ?irina od ± 40° i ne podudaraju se s granicama svjetlijih i tamnijih pruga paralelnih ekvatoru, kao ?to se to zbivalo u Jupitera. Povratni vjetrovi, vrtlozi i valovi u obla?nom pokrovu izraziti su tek na ve?im ?irinama . Viđeno je i mnogo bijelih i ovalnih pjega, od kojih neke traju po vi?e mjeseci. ^[12]

Saturnova unutra?njost je sli?na Jupiterovoj i sastoji se od kameno-ledene jezgre, 20 puta ve?e mase od Zemljine. Na jezgru se nastavlja sloj metalnog vodika iznad kojeg je sloj molekularnog vodika. Metalni vodik, nazvan tako zbog svojstava koje vodik poprima pri velikom tlaku, je mnogo dublje nego ?to je to slu?aj kod masivnijeg Jupitera. Saturn je po sastavu 75% vodik i 25% helij , s tragovima vode , metana i amonijaka . Taj sastav pribli?no odgovara sastavu prvotnog oblaka od kojeg je i nastao Sun?ev sustav.

Saturnova unutra?njost je vru?a, temperature u sredi?tu su ?ak 12 000 K, pa Saturn, kao i Jupiter i Neptun, vi?e energije zra?i u svemir nego ?to je prima od Sunca. Ravnote?na temperatura (ona koju bi imao da ga grije samo Sunce) za Saturn iznosi 90 K, ali je stvarna temperatura njegovih vanjskih dijelova 95 - 105 K.

Ve?a temperatura se mo?e objasniti Kelvin-Helmholtzovim mehanizmom (potencijalna energija gravitacijskog polja sa?imanjem prelazi u toplinsku), ?to ipak nije dostatno obja?njenje za svu proizvedenu energiju. Prema mjerenjima Voyagera 1 , samo 7% volumena Saturna ?ine atomi helija (vodik prevladava), za razliku od 11% kod Jupitera. S obzirom da modeli predviđaju podjednake omjere kod oba planeta pretpostavlja se da helij polako tone prema sredi?tu, te da je to uzrok ve?e temperature. Kapljice helija padanjem kroz atmosferu stvaraju trenje kojim se oslobađa toplina.

U Saturnovoj unutra?njosti ne vladaju tako visoki tlakovi i temperature kao u Jupiterovoj, jer zbog manje mase tlak sporije raste s dubinom. Velika spljo?tenost upu?uje na to da je znatniji dio jezgre ispunjen s tvari velike gusto?e; tijelo koje ima jednoliku gusto?u vrtnjom se manje spljo?ti nego tijelo kojemu je tvar koncentrirana u jezgri. Zato se smatra da se u Saturnovu sredi?tu nalazi gruda od stijena i leda , s masom 20 puta ve?om od Zemljine, a polumjera 10 000 km. Najve?i dio obujma zauzima molekulski teku?i vodik, koji se smjestio u omota?u, dok se metalni teku?i vodik spustio ni?e od polovice dubine.

Saturn, kao i ostali plinoviti divovi, ima jako magnetsko polje koje se prote?e do udaljenosti oko 20 do 35 Saturnovih polumjera. Ipak, Saturnovo polje je neusporedivo slabije od Jupiterovog prvenstveno zbog manje koli?ine vodljivog materijala ("metalni" vodik je mnogo dublje), pa je na rubovima planeta po ja?ini otprilike jednako magnetskom polju na povr?ini Zemlje. Os magnetskog polja se gotovo poklapa s osi rotacije planeta (kut je manji od 1°).

Volumen Saturnove magnetosfere znatno se mijenja s intenzitetom sun?evog vjetra, a i rep Jupiterove magnetosfere znatno utje?e na Saturnovo magnetsko polje. Radio-emisije sa Saturna utihnule su između posjeta Voyagera 1 (studeni 1980.) i Voyagera 2 (kolovoz 1981.), ?to bi mogla biti posljedica ulaska Saturna u Jupiterovu magnetosferu (iako nema izravnih dokaza).

Na Saturnovo magnetsko polje utje?e i njegov satelit Diona. Pozitivni ioni vodika i kisika (H+ i O+) nastali nakon razbijanja molekula vode izbijenih s povr?ine Dione i Tetisa ?ine unutarnji torus koji se prote?e do udaljenosti od 400 000 km od sredi?ta Saturna. Na unutarnji torus se nastavlja podru?je plazme koje se prote?e do udaljenosti od 1 000 000 km. Saturnovo magnetsko polje ne?to je na povr?ini slabije od Zemljina, ali je mnogo prostranije. Saturn je iznimka među drugim nebeskim tijelima po tome ?to mu se os magnetskog polja podudara s osi vrtnje unutar kuta od 1°. Sjeverni magnetski pol je na sjevernoj polutki. Povezani s magnetskim poljem jesu izvori veoma jakih radio valova, a na njihovo vladanje utje?e gibanje satelita Dione . Izvor su radio valova i munje u oblacima. Kao i na Zemlji, međudjelovanje magnetosfere, atmosfere i sun?evog vjetra stvara veli?anstveno polarno svjetlo. Period vrtnje magnetosfere, 10 sati i 40 minuta, ukazuje na brzinu vrtnje Saturnove unutra?njosti, s kojom je magnetosfera ?vrsto povezana.

Glavni ?lanak: Saturnovi prsteni

Saturn je karakteristi?an po svojim prstenima, koji su lako vidljivi i kroz mali teleskop. Poznati su jo? od vremena kad je Galileo Galilei prvi upotrijebio teleskop u astronomske svrhe. Prsteni su ozna?avani slovima abecede, prema redoslijedu otkrivanja. Sastoje se od silikatnih stijena, ?eljeznog oksida i leda. Prostiru se od 6 630 km do 120 700 km iznad Saturnovog ekvatora.

Prsteni nisu jedno tijelo. Jo? je James Clerk Maxwell 1857 . godine dokazao da prsteni ne mogu biti jedno tijelo, ve? bezbroj samostalnih ?estica, ?to je kasnije dokazano spektroskopskim mjerenjima. Pomo?u Dopplerovog efekta je potvrđeno da se ?estice bli?e Saturnu gibaju br?e od onih daljih. ?estice prstenova su raznih veli?ina: od 100-metarskih tijela do mikrometarske pra?ine. Vjerojatno postoji i nekoliko tijela veli?ine par kilometara. Prsteni su građeni od leda i ne?to kamenja, pa imaju vrlo visok albedo (oko 0,7).

Saturnovi prsteni su vrlo tanki. Iako su ?iroki preko 250 000 km, nisu deblji od 1,5 km, pa bi sa sav njihov materijal mogao komprimirati u tijelo promjera 100 km.

Kroz teleskop se najbolje vide prsteni A , B i C . Pukotina između dva najizra?enija prstena (A i B) se zove Cassinijeva pukotina , a mnogo slabije izra?ena pukotina na vanjskom rubu A-prstena je dobila ime Enckeova pukotina . Pukotine su zapravo orbite s nepovoljnim rezonancijama u odnosu na Saturnove satelite, dakle imaju isto porijeklo kao i Kirkwoodove zone u asteroidnom pojasu.

Dolazak Voyagera 1 i 2 donio je nove spoznaje o prstenima. Fotografije ovih dvaju letjelica su pokazale da se prsteni sastoje od ?ak stotinjak tisu?a manjih prsten?i?a. ?ak su u Cassinijevoj pukotini pronađena 4 prsten?i?a. Otkrivena su i ?etiri nova ve?a prstena: slaba?an prsten unutar prstena C nazvan je D prsten dok je prstenu iza prstena A pridru?eno slovo F . Iza F prstena su pronađena jo? dva slabija prstena: G i E .

Zvijezda Delta ?korpiona ( Djubba ) pro?la je (iz perspektive Voyagera 2) iza F-prstena , pa je pra?enje treperenja ove zvijezde omogu?ilo određivanje detaljne strukture prstena F i to ?ak s 1000 puta boljom rezolucijom (razlu?ivosti oko 100 m) nego ?to je bilo mogu?e ostvariti Voyagerovom kamerom. U F-prstenu su otkrivena i podru?ja gdje se prsten sastoji od vi?e međusobno isprepletenih niti, ?to se smatra utjecajem satelita Prometej.

Osim toga, uo?ene su i prolazne strukture u B-prstenu , zapravo valovi gusto?e uzrokovane prolaskom nekih od Saturnovih satelita.

Voyagerove fotografije su otkrile i tajanstvene "?bice", koje se okre?u oko Saturna kao kruto tijelo (prsteni se okre?u nezavisno jedan od drugoga). Porijeklo im nije obja?njeno, ali se smatra da su vezane uz magnetsko polje Saturna, jer imaju period rotacije kao i magnetsko polje (10 h 39 min .). Dok se Voyager pribli?avao Saturnu, ?bice su izgledale tamnije od prstenova, no kasnije su iz drugog su kuta izgledale svjetlije. Svojstvo ?estica u ?bicama da bolje raspr?uju svjetlost u smjeru suprotnom od izvora svjetlosti pokazuje da se radi o vrlo finoj pra?ini.

Postoji veza između saturnovih prstenova i satelita. Neki od satelita su "pastirski", t.j. ?uvaju prstenove, a neki su odgovorni za nastanak pukotina u prstenima. Atlas, Prometej (Prometheus) i Pandora su pastirski sateliti . Pandora i Prometej "?uvaju" prsten F, a Pan se nalazi u Enckeovoj pukotini.

Saturn i njegovi prsteni najbolje se vide kada se Saturn nalazi u skoroj opoziciji. Prsteni prividno nestaju ukoliko njihova ravnina sije?e Zemlju u vrijeme promatranja.

Trenutno postoje dvije teorije o tome kako su prsteni nastali. Prva teorija je teorija o raspalom mjesecu, koju je postavio Edouard Roche i nastala je u 19. stolje?u. Teorija se oslanja na postulatu da je jedan od Saturnovih prirodnih satelita upao u nisku orbitu, ispod tzv. Rocheove granice , tako da su ga rastrgale Saturnove plimne sile. Jedna varijacija ove teorije je da se mjesec raspao nakon sudara sa kometom . Druga teorija oslanja se na postulatu da su prsteni tu od nastanka planeta, te su ostatak materije od originalne nebularne tvari od koje je Saturn nastao. Ova teorija danas nije ?ire prihva?ena jer se smatra da prsteni tijekom milijuna godina postanu nestabilni, te da su zbog toga nedavna tvorevina.

Saturnov prsten E je vrlo te?ko vidljiv ?ak i najboljim teleskopima. ?irina mu je kao udaljenost između Zemlje i Mjeseca.

Pogledati: Saturnovi prirodni sateliti [[Datoteka:Saturn family.jpg|mini|desno|300px|Saturn i najve?i njegovi sateliti ( Diona , Tetis , Mimas , Enkelad , Reja i Titan ). Slika je iz prosinca 1980., a uslikala je svemirska letjelica Voyager 1 .]] Saturn ima 62 poznata satelita. Broj satelita vjerojatno nije potpun jer Saturnovi prsteni smetaju u njihovom otkrivanju sa Zemlje.

Svi ve?i sateliti, osim Febe i Hiperiona imaju sinkronu rotaciju. Feba uz to ima retrogradnu te vrlo nagnutu putanju, pa se sumnja da je zarobljeni asteroid . Hiperion je jedino tijelo u Sun?evu Sustavu za koje se zna da ima kaoti?nu rotaciju. Mnogi sateliti su u međusobnoj rezonanciji: Mimas - Tetida (1:2), Encelad - Diona (1:2) i Titan - Hiperion (3:4).

Trideset Saturnovih satelita su, po udaljenosti od Saturna: Pan , Atlas , Prometej , Pandora , Epimetej , Janus , Mimas , Encelad , Tetida , Telesto , Kalipso , Diona , Helena , Reja , Titan , Hiperion , Japet , Kiviuq , Ijiraq , Feba , Paaliaq , Skadi , Albiorix , Erriapo , Siarnaq , Tarvos , Mundilfari , Suttungr , Thrymr , Ymir i S/2003 S 1 .

Saturnovi prirodni sateliti podijeljeni su u skupine, koje nose ime po najistaknutijem satelitu:

• Skupina Jan koje sa?injava: Jan, Mimas, Encelad, Tetida, Diona, Reja, Titan, Hiperion
• Skupina Siarnaq : Kiviuq, Ijiraq, Paaliaq, Albiorix, Erriapo, Siarnaq i Tarvos
• Skupina Feba : Feba, Skadi, S/2003S1, Mundilfari, Suttung, Thyrm i Ymir

Saturn je, zbog svog sjaja, poznat jo? od pretpovijesti. Galileo Galilej je, 1610 . godine, prvi usmjerio teleskop prema njemu. Zbog nesavr?enosti prvih teleskopa, Galileo nije prepoznao prstenove, ve? je mislio da se radi o tri tijela. Posebno se zakompliciralo promatranje u vrijeme prolaska Zemlje kroz ravninu prstenova, kada su oni prividno nestali (jer su vrlo tanki), ?to je zbunilo Galilea. Tek je 1659 . godine danski astronom Christiaan Huygens u Saturnovom neobi?nom obliku prepoznao prstenove. Huygens je objasnio da je njihovo nestajanje i mijenjanje uzrokovano promjenom nagiba orbite Zemlje prema Saturnu tijekom njihovih ophoda oko Sunca.

Talijanski astronom Giovanni Domenico Cassini je 1675 . otkrio pukotinu između u prstenima, pa se ta pukotina između prstenova A i B danas naziva po njemu Cassinijevom pukotinom . I drugi razmaci između prstenova nose imena po astronomima koji su ih otkrili ili sudjelovali u istra?ivanju Saturna (Guerin, Huygens, Maxwell, Encke).

Saturn su do sada posjetile 4 letjelice: Pioneer 11 ( 1979 )., Voyager 1 ( 1980 .), Voyager 2 ( 1981 .) te Cassini-Huygens . Letjelica Cassini u?la je 1. srpnja 2004 . u orbitu oko Saturna i po?ela 4-godi?nju misiju istra?ivanja Saturna, njegovih prstenova, magnetosfere i satelita. Cassini je nosio sondu Huygens koja se po?etkom 2005 . spustila na povr?inu Saturnovog najve?eg satelita Titana .

Saturn se rijetko pojavljuje kao sredi?te radnje, ali su zbog prstena njegove slike popularne kao pozadina u mnogim filmovima.

• 2001: Odiseja u svemiru (1968) Arthura C Clarkea - Saturn i njegov sustav su sredi?te radnje umjesto Jupitera.
• Saturn 3 (film) iz (1980) - ve?inom se događa u Saturnovom sustavu.

U Wikimedijinoj ostavi ima jo? materijala vezanih za: Saturn

• Astronomska sekcija Fizikalnog dru?tva Split - Saturn Arhivirano 2005-04-05 na Wayback Machine-u
• Saturn profile Arhivirano 2015-11-07 na Wayback Machine-u at NASA's Solar System Exploration site
• Saturn Fact Sheet , by NASA
• Gazeteer of Planetary Nomenclature ? Saturn (USGS)
• Cassini?Huygens mission Arhivirano 2006-04-28 na Wayback Machine-u to Saturn, by NASA
• Research News about Saturn
• General information about Saturn
• Studies on the Rings Arhivirano 2016-06-11 na Wayback Machine-u of Saturn
• Astronomy Cast: Saturn
• Saturn in Daytime (12 inch telescope)
• Saturn 'Rev 175' Raw Preview
• Haese, Paul. ?Capturing Saturn” . Sixty Symbols . Brady Haran for the University of Nottingham .