Saturn, jego pierścienie i księżyce

Katarzyna Buła, Magdalena Kozub
Seminarium w CAMK, 2000

Wiadomości wstępne

Saturn jest szóstą planetą w kolejności od Słońca i drugą pod względem wielkości. Chaldejczycy widzieli w nim gwiazdę bóstwa słonecznego, Grecy natomiast utożsamiali go z ojcem Zeusa — Kronosem, który przez Rzymian zwany był Saturnem. Według mitologii rzymskiej Saturn był bogiem rolnictwa.

Saturn jest znany od czasów prehistorycznych. Galileusz po raz pierwszy obserwował go z użyciem teleskopu w 1610; zauważył jego dziwaczny kształt i był nim zakłopotany. Wczesne obserwacje Saturna były komplikowane przez fakt ,że Ziemia przechodzi przez płaszczyznę pierścieni Saturna co kilka lat, w skutek ruchu tych planet po orbitach. Dlatego obraz niskiej rozdzielczości planety zmienia się drastycznie. Dopiero w 1659 roku Christian Huygens właściwie opisał geometrię pierścieni. Pierścienie Saturna pozostały unikalnymi w Układzie Słonecznym do roku 1977,gdy bardzo niewyraźne pierścienie zostały wykryte wokół Urana i trochę później wokół Jowisza i Neptuna.

Saturn został po raz pierwszy odwiedzony przez Pioneer’a 11, 3 kwietnia 1979, wyniosła go na orbitę rakieta Atlas-Centaur, z przylądka Canaveral na Florydzie. Pioneer 11 wykorzystał pole grawitacyjne Jowisza, aby osiągnąć orbitę Saturna 1 września 79. Później Saturna odwiedził Voyager 1 i Voyager 2, wystrzelony 20 sierpnia 1977 r. z tego samego przylądka co Pioneer 11, przy pomocy rakiety nośnej Titan-Centaur.

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 lat ziemskich w średniej odległości 9,54 AU (jedn. astr.) z prędkością 9,65 km na sekundę. Ponieważ odległość planety od Ziemi jest duża — od 1199×10⁶ km do 1653×10⁶ km — jej ruch na niebie jest wolny, na przebycie jednego znaku zodiaku Saturn potrzebuje 2,5 lat. Płaszczyzna orbity Saturna leży niemal w płaszczyźnie ekliptyki, będąc względem niej nachylona pod kątem 2,5 stopnia, 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 10 h 14 m 24 s, rejony oddalone od równika o 57° potrzebują na to 11 h 7 m 30 s. Szybki obrót sprawia, że Saturn jest spłaszczony przy biegunach jeszcze bardziej niż glob Jowisza. Saturn ma najmniejszą gęstość wśród planet Układu Słonecznego, którą astronomowie tłumaczą rozległą atmosferą, której grubość oceniana jest na 26 000 km. Gęstość ta wynosi 0,705 g/cm³ Duża masa Saturna (jest 95 razy masywniejszy niż Ziemia) oraz niska temp. na jego powierzchni (ok. −180 °C) stanowią pułapkę dla cząsteczek materii, z której jest zbudowana planeta, ponieważ prędkość ucieczki znacznie przekracza średnią prędkość cząsteczek przy tak niskiej temperaturze. Dlatego tez Saturn zachował swój pierwotny skład chemiczny jaki miał przy akrecji z obłoku protoplanetarnego, czyli tworzenia się.

Saturn jest planetą posiadającą bardzo wiele księżyców, z których wiele nie zostało jeszcze nazwanych. Oprócz 18 nazwanych księżyców co najmniej tuzin więcej został zauważony i otrzymał prowizoryczny opis.

Budowa wewnętrzna

Saturn, podobnie jak Jowisz, złożony jest w około 75% z wodoru i w 25% z helu ze śladami wody, metanu, amoniaku i skał. Jest on podobny do składu pierwotnej Mgławicy Słonecznej, z której powstał Układ Słoneczny. Wnętrze Saturna jest podobne do jowiszowego, składa się z jądra glinokrzemianowego z domieszką żelaza, które ma rozmiary ok. 27400 km i masę równą ok. 14 mas Ziemi. Temperatura jądra wynosi ok. kilkadziesiąt tysięcy kelwinów. Prawdopodobnie spoczywa na nim warstwa płynnego wodoru metalicznego o grubości ok. 21 000 km, zaś zewnętrzna warstwa o grubości blisko 25 000 km, składa się głównie z ciekłego molekularnego wodoru. Występują również ślady różnych lodów. Budowa tej planety-olbrzyma nie interesuje geologów z punktu widzenia eksploatacji bogactw mineralnych, lecz ze względów czysto poznawczych, ponieważ stanowią one całość ewolucyjną układu planetarnego wraz z grupą planet wewnętrznych i gwiazdą centralną. Badania prowadzono dotychczas jedynie z ziemskich laboratoriów i obserwatoriów. dopiero lata siedemdziesiąte naszego stulecia wniosły zasadniczy postęp w poznaniu planet zewnętrznych: wysłano w ich kierunku cztery wcześniej wspomniane sondy międzyplanetarne: Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2.

Budowa zewnętrzna

Na powierzchni Saturna widać dużo mniej szczegółów niż na powierzchni Jowisza, bo przecież znajduje się on od nas znacznie dalej. Dlatego też przez mniejsze teleskopy można dostrzec na powierzchni planety jedynie jasne pasmo równikowe oraz ciemne obszary w okolicach biegunów. Najjaśniejszym miejscem na widocznej powierzchni Saturna jest pas równikowy, na którym niekiedy pojawiają się białe plamy. Przypuszcza się, że to ślady wybuchów, jakie towarzyszą wejściu do atmosfery planety cząstek materii z otaczającego ją pierścienia. Mogą to być również zjawiska o których nic nie wiemy. Na północnej półkuli Saturna zaobserwowano wiele interesujących utworów atmosferycznych. Wymienić przede wszystkim należy dużą, owalną plamę o brunatnej barwie, która przypomina czerwoną plamę na Jowiszu. Szczegóły chmur są nie widoczne z Ziemi, więc aż do czasu Voyager’a nie znano żadnych detali o ruchach atmosfery Saturna.

Zdjęcia tej sondy potwierdziły istnienie pasów i stref: ciemnego pasa równikowego, dwóch jasnych stref przyrównikowych, dwóch pasów przyrównikowych, dwóch stref umiarkowanych, o dostrzegalnej strukturze wewnętrznej i dwóch obszarów biegunowych, o zabarwieniu niebieskozielonym. Na półkuli północnej, pod 55° szerokości, zaobserwowano czerwonobrązowe pasmo (prawdopodobnie o podwyższonej temperaturze), plamy a na półkuli południowej — plamy o średnicy 6 000 km Dostrzeżono również liczne zawirowania w atmosferze planety.

Natomiast w obrazach przekazanych przez Voyager’a 2 dało się dostrzec o wiele więcej pasm sięgających nawet okolic podbiegunowych, a także tysiące białych, nieuporządkowanych obłoków, zaś wśród niektórych pasów równoleżnikowych — długie, faliste prądy atmosferyczne o ciemniejszym zabarwieniu i szerokości setek km. Zaobserwowano tez owalny otwór, który nazwano wielką, brunatną plamą, położony na 74° szerokości północnej. Okazało się również, że prędkość wiatrów w atmosferze planety jest ogromna i dochodzi do 1800 km/h.

Rezultatem małej gęstości i szybkiego ruchu wirowego jest znaczne spłaszczenie globu Saturna wynoszące 0,1; największe jakie obserwujemy w naszym układzie planetarnym.

Na Saturnie można również zauważyć długowieczne, owalne plamy i inne formy spotykane na Jowiszu. W 1990 HST zaobserwował wielką, białą chmurę w pobliżu równika Saturna, której nie było tam podczas misji Voyager’a; w 1994 została zaobserwowana kolejna, mniejsza burza. Do zagadkowych zjawisk należy zaliczyć również zmiany jasności Saturna o około 0,4 wielkości gwiazdowe, zachodzące w okresie dziesięcioletnim. Dotychczas nie potrafiono znaleźć przyczyny, która byłaby odpowiedzialna za powyższe zjawisko. Jest jednak możliwe, że obserwowane zmiany jasności planety mają związek z plamotwórczą działalnością Słońca.

Atmosfera

Atmosfera Saturna składa się głównie z wodoru i helu, zawiera także domieszki etanu i acetylenu i amoniaku, a ponad grubą i gęstą warstwą chmur rozpościera się warstwa rozrzedzonego krystalicznie amoniaku. Ten model atmosfery charakterystyczny jest dla planet zewnętrznych, a przynajmniej dla bezpośrednio zbadanych dwóch pierwszych planet olbrzymów — Jowisza i Saturna. Zdjęcia wykonane z bardzo bliskiej odległości wykazały jednak, że struktura pasm chmur jest bardziej skomplikowana na Jowiszu, składa się bowiem z jaśniejszych i ciemniejszych plam wskazujących na zawirowania cyklonalne i większe kompleksy chmur w atmosferze. Atmosfera Saturna wydaje się spokojniejsza, podczas gdy na Jowiszu występują silne zaburzenia i skomplikowane układy chmur. Wynika to z faktu, że atmosfera Saturna jest chłodniejsza od Jowiszowej. Saturn otrzymuje mniej ciepła słonecznego. Chmury Saturna tworzą się na mniejszych wysokościach i przesłonięte są, niczym mgłą, grubą warstwą leżących nań aerozoli. Ponadto wysokie, białe chmury amoniaku są na Saturnie grubsze i bardziej rozległe. Voyager zaobserwował liczne, owalne i wstęgowate twory atmosferyczne nieco podobne do cyklonów Jowisza. Tworów tych jest w atmosferze Saturna znacznie mniej niż na Jowiszu.

Temperatura górnych warstw jest bardzo niska i według najnowszych danych wynosi −193 °C. Należy więc sądzić że prawie wszystkie gazy w tamtejszej atmosferze już dawno zamarzły. Wyjątek stanowić może jedynie metan, ale i on występuje na Saturnie w postaci gazowej, lecz jako ciecz. Najprawdopodobniej jest rozproszony w formie drobnych kropelek, które tworzą gęste obłoki i zakrywają metaliczne jądro planety.

Poruszające się delikatne plamy w atmosferze Saturna to obłoki wodoru i metanu. Wyznaczona metodami optycznymi temperatura zewnętrznych warstw tych chmur wynos od −190 do −180 °. Nieco wyższe wartości, od −150 do −140 °C, otrzymuje się z obserwacji radioastronomicznych. Obserwowane w atmosferze plamy o zabarwieniu białym są prawdopodobnie przejawem wielkich wybuchów gazów z wnętrza planety. Twory te szybko zmieniają kształt, a po jakimś czasie zanikają. Na głębokości 500 km pod wierzchołkami chmur zalega już ciekły wodór, ocean wodorowy, który wraz ze wzrostem odległości od powierzchni planety w kierunku jej środka coraz bardziej nabiera własności metalu.

Saturn, podobnie jak Jowisz, wykazuje nadwyżkę promieniowania (w zakresie długofalowym) względem promieniowania otrzymywanego od Słońca, ale nadwyżka ta nie jest duża. Pole magnetyczne Saturna, słabsze niż Jowisza, przypomina raczej pole geomagnetyczne — jego natężenie na równiku wynosi tylko 0,2 Oe i ma charakter wyłącznie dipolowy, o przeciwnej jednak niż na Ziemi biegunowości. Oś magnetyczna pokrywa się (z dokładnością do 1°) z osią jego obrotu. Magnetopauza znajduje się w odległości nieco ponad 1 mln km od planety, licząc w kierunku Słońca. Występująca we wnętrzu Saturna konwekcja przyczynia się prawdopodobnie do powstania pola magnetycznego i magnetosfery, której kształt — podobnie jak kształt magnetosfer innych planet — uzależniony jest od intensywności wiatru słonecznego. Znajduje się ona w odległości 1,3 mln km od planety i ma bardzo złożoną strukturę, na co w dużym stopniu wpływają pierścienie i księżyce Saturna. Procesy magnetohydrodynamiczne nie przebiegają tak burzliwie jak w magnetosferze Jowisza, chociaż, podobnie jak w przypadku księżyców Jowisza, księżyce Saturna również w pewien sposób modyfikują jego magnetosferę. Oś Saturna jest nachylona do płaszczyzny jego orbity pod kątem 63°2”, dzięki czemu rozmieszczenie stref klimatycznych i zmiany pór roku — z geometryczno-astronomicznego punktu widzenia — jest niemal identyczne jak na Ziemi, z tą wszakże różnicą, że na Saturnie każda pora roku trwa ok. 7,5 roku ziemskiego. Małe nasłonecznienie nagrzewa górne warstwy atmosfery zaledwie do ok. 92K i temp. ta tylko nieznacznie się zmienia z upływem pór oku. Mimo to zaznaczają się one dosyć wyraźnie: podczas przelotu Voyager’a 1północną półkulę spowijała żółtawa mgła, której Voyager 2 już nie zaobserwował. A właśnie w czasie zbliżenia Voyager’a 2 rozpoczynała się na półkuli północnej wiosna i sądzi się, że zwiększenie nasłonecznienia wzmogło procesy fotochemiczne zachodzące w górnych warstwach atmosfery, dzięki czemu ustąpiła mgła.

Okazało się ponadto, że najchłodniejsze obszary znajdują się nie tylko na biegunach, lecz również pośrodku pasa równikowego, na który pierścienie rzucają cień, natomiast wnętrze atmosfery — oceanu Saturna rządzi się zapewne własnymi, niezależnymi od stopnia nasłonecznienia, prawami, oddziałując jednak w pewnym stopniu na górną atmosferę planety.

Odkrycie i geneza pierścieni Saturna

Pierścienie Saturna po raz pierwszy obserwował Galileusz w roku 1610, sądził jednak, że są to dwa przylegające do planety księżyce. Dopiero w roku 1655 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. Zewnętrzne, średnio jasny pierścień ma szerokość 15 600 km i sięga do odległości 137 400 km od środka planety. Od środkowego pierścienia oddziela go ciemna przerwa o szerokości 4 800 km zwana przerwą Cassiniego.

Pierścień środkowy jest bardzo jasny; jego szerokość wynosi 24 000 km Do środkowego pierścienia przylega pierścień wewnętrzny o niewielkiej jasności. Jego zewnętrzna granica znajduje się w odległości 88 800 km od środka planety. Pierścień wewnętrzny ma szerokość 16 200 km, znany jest od roku 1848. Pierścienie Saturna nie są spoiste — prześwitują przez nie jasne gwiazdy. Ze zmian jasności zakrytej gwiazdy można wnioskować o gęstości okruchów materii w pierścieniu. Grubość pierścieni jest bardzo mała, wynosi zaledwie 2–4 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 cm 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 1g/cm3. Pierścienie leżą wewnątrz granicy Roche’a planety, w rejonie, w którym jej siły przypływowe rozrywają każde większe ciało na drobne części. Pierścienie są zatem utworzone albo z materiału obłoku protoplanetarnego, który w pobliżu bardzo dużej planety nie mógł się uformować w księżyc, albo też są częścią księżyca lub księżyców, które Saturn siłą grawitacji stopniowo ściągnął w swoje pobliże, a następnie po przekroczeniu granicy Roche’a — rozerwał na drobne kawałki. Przerwy między pierścieniami powstały w skutek oddziaływań grawitacyjnych Saturna i jego księżyców na pokruszony materiał.

Budowa pierścieni

Najbardziej wewnętrzny, słaby pierścień D, został dostrzeżony przez Paula Guerina w roku 1974, lecz jego istnienie potwierdziły dopiero dane uzyskane przez Voyager’a 1. Pierścień ten rozciąga się powyżej górnej granicy warstwy obłoków w atmosferze Saturna i ma szerokość kilku tysięcy kilometrów. Jest on oddzielony dosyć szeroką szczeliną od pierścienia C, zwanego dawniej krepowo-wewnętrznym, rozciągającym się na szerokość 6500 km Od kolejnego, najjaśniejszego pierścienia B, oddziela go wąska — tysiąckilometrowa — i mało wyraźna przerwa tzw. przerwa francuska, którą w roku 1943 odkrył Bernard Lyot. Pierścień B ma szerokość 26 000 km Natomiast pierścień A, o szerokości około 17 500 km, rozpościera się od odległości około 60 000 do 77 400 km. Pomiędzy pierścieniami B i A istnieje tzw. przerwa Cassiniego o szerokości blisko 4000 km. Po raz pierwszy zaobserwował ją w roku 1665 Ball — jako czarną linię na pierścieniu. W dziesięć lat później Gian Domenico Cassini podał wyjaśnienie tego zjawiska, jako szczeliny między pierścieniami. W pierścieniu A, blisko jego zewnętrznej krawędzi, dostrzeżono jeszcze podczas obserwacji naziemnych wąską przerwę Enckego. Natomiast w odległości ponad 300  km od zewnętrznej krawędzi pierścienia A Pioneer 11 zarejestrował istnienie bardzo wąskiego pierścienia F, a także odkrył słaby, cienki pierścień G pomiędzy orbitami Rhei a Tytana, w odległości około 500 000 km od Saturna. Szczelina pomiędzy nowo odkrytym pierścieniem F, a pierścieniem A otrzymała nazwę przerwy Pioneer’a. Informacje przekazane przez Voyager’a 1 potwierdziły istnienie pierścienia F i stwierdziły istnienie bardzo słabego pierścienia E, znajdującego się poza orbitą Enceladusa.

Z wyjątkiem przerwy Cassiniego, którą widać przez małe instrumenty, inne szczegóły pierścieni Saturna można dostrzec dopiero przez wielkie przyrządy o doskonałej optyce.

Przekazane przez Voyager’y 1 i 2 obrazy pierścieni wywołały pewną sensację. Okazało się, że składają się one z setek kręgów i przerw, co oznacza, iż powstawanie zjawiska rezonansu, prowadzącego do „unikania” przez bryły materii (lodu) pewnych orbit, nie ogranicza się tylko do oddziaływania na pierścienie pięciu najbliższych księżyców Saturna, lecz również pozostałych (w tym nowo odkrytych). Stwierdzono również, opracowując obrazy przesłane przez sondy, że trzy pierścienie klasyczne — A, B i C — mają różną strukturę oraz zapewne różny skład. Pierścień A jest dość jednolity i zawiera najwięcej bardzo drobnych ciał. Przerw w nim jest niewiele a znana przerw Encklego powstała za skutek oddziaływania księżyców S 1 i S 3. Potwierdzono też istnienie radialnych ciemnych smug przemieszczających się po pierścieniu z okresem równym okresowi rotacji samego Saturna. Po raz pierwszy smugi takie obserwował Eugene M. Antondiadi w roku 1896.

W przerwie Cassiniego zidentyfikowano ponad 20 kręgów, w tym 4 zadziwiająco regularne i wyraźnie widoczne.

Najbardziej skomplikowaną strukturę wykazuje pierścień B, najjaśniejszy i najmniej przezroczysty, który z powodu wielkiej liczby składowych kręgów jest porównywany do płyty gramofonowej. Przemieszczające się po pierścieni B, podobnie jak na pierścieniu A, ciemne smugi są zapewne naładowanymi elektrycznie ciałami oddziałującymi polem magnetycznym Saturna — stąd taka sama prędkość kątowa rotacji smug i planety.

Skomplikowaną strukturę ma również pierścień C składający się przypuszczalnie z brył o rozmiarach około z 1 metra.

Zadziwiający jest pierścień F, składa się on bowiem z kilku kręgów nawiniętych śrubowo wokół siebie. Za strukturę tego pierścienia może być odpowiedzialne oddziaływanie dwóch nowo odkrytych księżyców, oznaczonych prowizorycznie 1980 S 26 i 1980 S 27.

Księżyce

Oprócz pierścieni nadających planecie tak wielce oryginalny wygląd, Saturn ma również liczną rodzinę księżyców, których jak dotąd odkryto ponad 30, z czego 18 zostało nazwanych, pozostałe zostały tylko zauważone i otrzymały prowizoryczny opis.

Pan

• najbliższy ze znanych Saturnowi księżyców
• o odległości od Saturna 133 583 km
• o średnicy 20 km
• znany również jako 1981 S 13
• Pan był bogiem drzew, pól i stad; posiadał ludzkie ciało i głowę oraz kozie nogi i uszy
• odkrył go Mark R. Showalter w 1990 wykorzystując zdjęci z Voyager’a
• Pan znajduje się w środku Przerwy Enckego w pierścieniu A Saturna.
• Małe księżyce w pobliżu pierścieni są przyczyną powstawania ich falowej struktury. Przed odkryciem Pana za pomocą za pomocą analizy struktury krawędzi pierścienia A przewidziano wielkość oraz położenie księżyca. Pan został odkryty po przeegzaminowaniu 10-letnich zdjęć Voyager’a, w ściśle przewidzianym miejscu.
• Jest prawdopodobne, że jeszcze kilka małych księżyców wewnątrz pierścieni Saturna czeka na odkrycie.

Atlas

• Atlas jest drugim ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 136 670 km
• o średnicy 30 km
• znany również jako 1980 S 28
• Atlas był Tytanem skazanym przez Zeusa na podtrzymywanie nieboskłonu na własnych ramionach; syn Japeta i nimfy Klimene; brat Menojtiosa, Prometeusza i Epimeteusza.
• Odkrył go R. Terrile w 1980 wykorzystując zdjęcia Voyager’a.
• Atlas wydaje się być księżycem — pasterzem pierścienia A.

Prometheus

• Prometheus jest trzecim ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 139 350 km
• o średnicy 91 km
• znany również jako 1980 S 27
• Prometeusz był Tytanem, który ukradł ogień z Olimpu i dał go ludziom, za co Zeus strasznie go ukarał ; syn Japeta ; brat Atlasa i Epimeteusza. „Prometeusz” po grecku znaczy „przezorność”.
• Odkrył go S. Colllins w 1980 roku wykorzystując zdjęcia Voyager’a.
• Prometheus jest wewnętrznym księżycem — pasterzem pierścienia F
• Prometheus ma kilka rys i dolin oraz kraterów o średnicy około 20 km, ale wydaje się, że jest mniej zniszczony niż jego sąsiedzi: Pandora, Janus i Epimetheus.
• Z ich małej gęstości oraz względnie dużych wartości albedo można wywnioskować, że Prometheus, Pandora, Janus i Epimetheus są bardzo porowatymi ciałami złożonymi głównie z lodu.

Pandora

• Pandora jest czwartym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 141 700 km
• o średnicy 84 km
• znana również jako 1980 S 26
• W greckiej mitologii Pandora była pierwszą kobietą, ukazaną człowiekowi przez Zeusa jako kara za kradzież ognia przez Prometeusza. Powierzono jej skrzynkę zawierającą wszystkie choroby świata, otwarła ją wiedziona ciekawością i w ten sposób uwolniła całe zło ludzkiego życia; żona Epimeteusza.
• Odkryta przez Collins’a w 1980 dzięki zdjęciom Voyager’a.
• Pandora jest zewnętrznym księżycem — pasterzem pierścienia F.
• Na Pandorze znajduje się więcej kraterów niż na sąsiednim Prometheusie, znajdują się na niej przynajmniej dwa wielkie kratery o średnicy 30 km Nie występują natomiast proste doliny czy pęknięcia.

Epimetheus

• Epimetheus jest piątym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 151 422 km
• o średnicy 115 km
• znany również jako 1980 S 3
• Epimetheus był synem Japeta a bratem Prometeusza i Atlasa; meżem Pandory. Epimetheus po grecku znaczy „wolno myślący”.
• Epimetheus i Janus są współorbitalne.
• Na powierzchni księżyca znajduje się kilka kraterów o średnicy większej od 30 km oraz rysy i bruzdy różnych wielkości. Obecność wielu kraterów wskazuje na to, że powierzchnia Epimetheusa musi być całkiem stara.
• Ciemne linie na powierzchni to cień pierścienia F Saturna.

Janus

• Janus jest szóstym ze znanych księżyców Saturna
• o odleglości 151 472 km
• o średnicy 178 km
• znany również jako 1980 S 1
• Janus był bogiem bram i drzwi, miał posiadać dwie twarze, zwrócone w przeciwnych kierunkach; pochodzi od niego angielskie słowo „January”
• Odkrył go francuski astronom Audouin Dollfus w 1966 roku
• Dollfus jest uważany za odkrywcę Janusa, lecz nie jest całkiem pewne, czy obiekt, który on zaobserwował to był Janus czy Epimetheus. Larson i Fountein zaproponowali w 1978 tezę, że tak naprawdę krążą wokół Saturna po orbitach o promieniu około 151 000 km Dopiero, gdy statek Voyager dotarł w 1980 można było ustalić dokładne pozycje tych dwóch księżyców.
• Janus i Epimetheus są współorbitalne. Promienie orbity Janusa i Epimetheusa różnią się tylko o 50 km, mniej niż ich średnica. Prędkości księżyców są dlatego bardzo zbliżone, a niższa, szybsza orbita powoli wyprzedza tę drugą. Gdy ciała zbliżają się dostatecznie blisko do siebie następuje przekazanie części energii i w efekcie niższa orbita staje się orbitą wyższą, a wyższa — niższą. Orbity po prostu zamieniają się miejscami. Zmiana ta następuje średnio co cztery lata. Dane orbit podawane w tym opracowaniu są danymi z czasów misji Voyager.
• Powierzchnia Janusa jest silnie zniszczona kraterami, z których kilka ma średnicę 30 km, lecz nie ma na nim żadnych form liniowych. Jego powierzchnia wydaje się być starsza od Prometheusa a młodsza od Pandory.

Mimas

• Mimas jest siódmym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 185 520 km
• o średnicy 392 km
• Mimas był jednym z tytanów zabitych przez Herkulesa.
• Odkryty został przez Herschel’a w roku 1789. Mała gęstość Mimasa (1,17) wskazuje na to, że jest on złożony głównie z lodu oraz małych ilości skał.
• Dużą część powierzchni Mimasa zajmuje krater uderzeniowy szeroki na 130 km, znany jako Herschel; jego średnica to niemal 1/3 średnicy całego księżyca. Jego ściany są wysokie średnio na 5 km, najgłębsze miejsce leży 10 km poniżej powierzchni, a centralny wierzchołek wznosi się na 6 km powyżej dna. Zderzenie, podczas którego powstał ten krater prawie rozbiło Mimasa. Pewne pęknięcia widoczne na przeciwnej stronie Mimasa powstały prawdopodobni podczas tego samego zderzenia.
• Powierzchnia księżyca jest wypełniona kraterami. Ale żaden z nich nie dorównuje wielkością Herschelowi. To sugeruje, że w przeszłości Mimas zderzał się prawdopodobni nawet z większymi ciałami niż to, dzięki któremu powstał Herschel, które całkowicie rozbijały księżyc (zacierając tym samym wszelkie ślady wcześniejszych kraterów) a później pozostałości księżyca łączyły się raz jeszcze i tworzyły nowego Mimasa.

Enceladus

• Enceladus jest ósmym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 238 020 km
• o średnicy 500 km
• W mitologii greckiej Encelados był jednym z tytanów, który został pokonany przez Zeusa i pochowany pod Etną.
• Odkrył go w 1789 Herschel.
• Enceladus ma najwyższą wartość albedo (>0,9) ze wszystkich ciał w Układzie Słonecznym. Jego powierzchnia jest zdominowana przez świeży, czysty lód.
• Przynajmniej pięć różnych typów terenu zostało odkrytych na powierzchni Enceladusa. Poza kraterami znajdują się tam płaskie równiny i rozległe systemy prostych pęknięć i rys. Przynajmniej część powierzchni jest względnie młoda, prawdopodobnie młodsza niż 100 milionów lat. Oznacza to, że Enceladus musiał być jeszcze niedawno aktywny (a być może jest aktywny do dzisiaj). Możliwe, że działa tam jakiś „wodny wulkanizm”.
• Enceladus jest o wiele za mały by być nadal ogrzewanym przez rozpad materiałów radioaktywnych w jego wnętrzu (całe ciepło rozproszyłoby się dawno temu).
• Enceladus znajduje się w rezonansie 1:2 z Dione (podobna sytuacja jak w przypadku Io i Europy). To może zapewniać pewne ilości ciepła, ale jest to najprawdopodobniej zbyt mało, by stopić lód. Enceladus może więc być zbudowany nie z wody a z jakiejś substancji o niskiej temperaturze topnienia.
• Enceladus może być źródłem materiału tworzącego cieki pierścień E. A ponieważ materiał nie możę pozostawać w pierścieniu więcej niż kilka tysięcy lat, może to wskazywać na istnienie aktywności na Enceladusie jeszcze bardzo niedawno. Inna możliwość to taka, że materiał pierścieni powstaje podczas wysokoenergetycznych zderzeń pyłu i księżyców.

Tethys

• Tethys jest dziewiątym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 294 660 km
• o średnicy 1060 km
• W greckiej mitologii Tethys była Tytanką, boginią mórz, była żona i siostra Okeanosa.
• Odkrył ją Cassini w 1684.
• Mała gęstość Tethys pozwala przypuszczać, że składa się ona prawie w całości z lodu wodnego, podobnie jak Dione i Rhea.
• Zachodnia półkula jest w większości zajmowana przez potężny krater, nazwany Odyseusz, którego średnica wynosząca 400 km to prawie 2/5 średnicy Tethys. Fakt, że tak potężne uderzenie nie rozerwało Tethys na kawałki pozwala nam przypuszczać, że w momencie uderzenia była ona w stanie płynnym lub przynajmniej półpłynnym. Krater jest obecnie dość płaski (konkretnie dostosował się do kulistej powierzchni Tethys), tak jak kratery na Kalisto, bez wysokich pierścieni i centralnych szczytów często widywanych na Księżycu i Merkurym.
• Drugim elementem charakterystycznym Tethys jest wielka dolina (nazywana Ithaca Chasma) szeroka na 100 km, głęboka na 3 do 5 km o długości 2000 km, czyli 2/3 obwodu Tethys.
• Jak z powyższego wynika, Tethys nie zawsze była ciałem stałym. W pewnym okresie swojej historii była prawdopodobnie ciekła. Kratery uderzeniowe, które wtedy powstały „wygładzały” swoje kształty. Gdy księżyc powoli zamarzał, powierzchnia musiała pękać, ponieważ objętość malała — w ten sposób powstała Ithaca Chasma. Mniejsze kratery, które dzisiaj widzimy powstały później.
• Nie ma na Tethys żadnych odkształceń albedo jak te na Rhei albo Dione.

Telesto

• Telesto jest dziesiątym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 294 660 km
• o średnicy 29 km
• W greckiej mitologii Telesto była córką Okeanosa i Tethys.
• Odkryli ją Smith, Reitsema, Larson i Fountain w 1980 podczas ziemskich obserwacji.

Calypso

• Calypso jest jedenastym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 294 660 km
• o średnicy 26 km
• W greckiej mitologii Kalipso była nimfą, która na wsojej wyspie przez siedem lat gościła Odyseusza.
• Odkryli ją Pascu, Smith i inni w 1980 podczas ziemskich obserwacji, używając prototypowych kamer.
• Calypso i Telesto są jednymi z najmniejszych księżyców w Układzie Słonecznym.

Dione

• Dione jest dwunastym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości os Saturna 377 400 km
• o średnicy 1120 km
• W mitologii greckiej Dione była córką Zeusa, matką Afrodyty.
• Odkrył ją Cassini w 1684.
• Dione jest najgęstszym z księżyców Saturna (z wyjątkiem Titana, którego gęstość jest zwiększana przez grawitację). Jest ona złożona głównie z lodu wodnego, ale musi zawierać również znaczącą ilość cięższego materiału jak na przykład krzemiany.
• Chociaż jest troszeczkę mniejsza, Dione jest bardzo podobna do Rhei. Obydwie mają taki sam skład, albedo i niejednolitą powierzchnię. Obie mają orbity synchroniczne i różne półkule: przednią i tylną.
• Na półkuli tylnej znajduje się sieć jasnych pasów na ciemnym tle oraz kilka widocznych kraterów. Pasy przecinają kratery, co wskazuje na fakt, że są one młodsze.
• Półkula przednia jest gęsto pokryta kraterami i jednolicie jasna. Jak na Kalisto kratery nie posiadają wysokich pierścieni jakie można zauważyć na Księżycu i Merkurym.
• Oto jak te zjawiska są interpretowane: tuż po powstaniu Dione była aktywna. Jakieś procesy (lodowy wulkanizm?) zmieniły powierzchnię Dione pozostawiając sieć pasów, prawdopodobnie na całej powierzchni. Później, gdy wewnętrzna aktywność już wygasła, wystąpiła o wiele mniej intensywna seria uderzeń meteorów (które pozostawiły kratery za małe, aby można je było zobaczyć na zdjęciach Voyager’a). Ten proces występowal głównie na półkuli przedniej i zamazał tam wszelkie ślady pasów, ale zostawił je nienaruszone na półkuli tylnej.

Helene

• Helene jest trzynastym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 377 400 km
• o średnicy 33 km
• Odkryli ją Laques i Lecacheux w 1980 za pomocą obserwacji prowadzonych z Ziemi.

Rhea

• Rhea jest czternastym ze znanych księżyców Saturna i drugim pod względem wielkości
• o odległości od Saturna 527 040 km
• o średnicy 1530 km
• W mitologii greckiej Rhea była siostrą i żoną Kronosa.
• Odkrył ją Cassini w 1672.
• Rhea jest bardzo podobna do Dione.
• Rhea jest złożona głównie z lodu wodnego oraz skał, które stanowią mniej niż 1/3 jej masy.
• Na półkuli tylnej znajduje sieć jasnych pasów na ciemnym tle oraz kilka widocznych kraterów.
• Półkula przednia jest gęsto pokryta kraterami i jednolicie jasna. Kratery nie posiadają wysokich pierścieni.
• Historia Rhei jest bardzo podobna do Dione.

Titan

• Titan jest piętnastym i największym ze znanych księżyców Saturna
• o odległości od Saturna 1 221 830 km
• o średnicy 5150 km
• W mitologii greckiej Tytani byli gigantami, dziećmi Uranosa i Gai; byli bogami jeszcze przed Olimpijczykami, zostali pokonani przez Zeusa.
• Odkrył go Huygens w 1655.
• Długi czas myślano, że Titan jest największym księżycem w Układzie Słonecznym. Ostatnie obserwacje wykazały jednak, że jego atmosfera jest tak gruba, że jest on w rzeczywistości troszkę mniejszy niż Ganymede. Mimo to Titan jest większy (średnica) niż Merkury i większy i bardziej masywniejszy niż Pluton.
• Jednym z podstawowych celów misji Voyager 1 było zbadanie Titana. Voyager 1 przeszedł w odległości 4000 km od powierzchni. Podczas tego przejścia dowiedzieliśmy się o księżycu więcej niż przez ostatnie 300 lat.
• Nadal jednak nasza wiedza jest niekompletna. Titan jest otoczony grubą, nieprzejrzystą atmosferą, powierzchnia jest niewidoczna w paśmie światła widzialnego. (Statek Cassini sporządzi mapę powierzchni Titana przy użyciu radaru, jak Magellan zrobił z Wenus.) Wszystkie zdjęcia Voyager’a pokazują pewne, małe różnice w kolorze południowej półkuli. Pewne szczegóły powierzchni są również widoczne w podczerwieni z wykorzystaniem HST (Hubble Space Telescope — Kosmiczny Teleskop Hubble’a)
• Titan jest w składzie podobny do Ganymede, Kalisto, Tritona i (prawdopodobnie) Plutona.
• Titan jest w połowie złożony z lodu wodnego a w połowie ze skał. Jest prawdopodobnie zróżnicowany w kilka warstw z 400 km skalnym jądrem otoczonym przez kilka warstw złożonych z różnych krystalicznych form lodu. Jego wnętrze może wciąż być gorące. Chociaż jest w budowie podobny do Rhea’i i reszty księżyców Saturna, Titan jest gęstszy, gdyż jest na tyle duży, iż jego wnętrze jest ściskane przez grawitację.
• Jako jedyny wśród księżyców w Układzie Słonecznym Titan posiada znaczną atmosferę. Na powierzchni ciśnienie wynosi 1,5 atmosfery (51% więcej niż na Ziemi). Atmosfera jest złożona głównie z cząsteczkowego z azotu (jak na Ziemi) oraz argonu w ilości nie przekraczającej 6% i kilku procent metanu. Co interesujące są tam również śladowe ilości przynajmniej tuzina innych organicznych gazów (np. etan i dwutlenek węgla). Substancje organiczne powstają, gdy metan, który dominuje w górnych warstwach atmosfery Titana, jest niszczony przez światło słoneczne. Rezultat jest podobny do smogu nad dużymi miastami, ale o wiele większym zasięgu (grubości). Pod wieloma względami są to warunki podobne do warunków panujących na Ziemi w czasach kiedy powstało życie.
• Titan nie posiada pola magnetycznego i czasami znajduje się poza magnetosferą Saturna. Jest on z tego powodu wystawiony bezpośrednio na działanie wiatru słonecznego. To może jonizować i unosić cząsteczki z górnych części atmosfery.
• Na powierzchni panuje temperatura około 94 K (−290 F). W tej temperaturze lód wodny nie sublimuje a woda na powierzchni nie może uczestniczyć w reakcjach. Mimo to wszystko wskazuje na fakt, że zachodzą tam jakieś procesy; rezultatem jest np. ten gruby smog.
• Na Titanie występują dwie warstwy chmur — na wysokości około 200 i 300 km ponad powierzchnią. Jakieś bardzo skomplikowane związki (nawet w małych ilościach) są odpowiedzialne za ich pomarańczowy kolor.
• Wydaje się prawdopodobnym, że chmury etanu mogą wytwarzać deszcz ciekłego etanu spadający na powierzchnię i być może tworzący oceany etanu (lub mieszaniny etanu i metanu) głębokie nawet na 1000 metrów. Nie zostało to jednak potwierdzone podczas badań radarowych prowadzonych na Ziemi.
• ostatnie obserwacje z wykorzystaniem Hubble Space Telescope dały godne uwagi wyniki w postaci widoku Titana w podczerwieni. Aparatura Voyager’a nie mogła przedrzeć się przez atmosferę a w świetle podczerwieni chmury stają się bardziej przejrzyste. Zdjęcia HST sugerują, że na Titanie istniej olbrzymi, jasny „kontynent”. Te wyniki nie są dowodem na istnienie ciekłych „mórz”, chociaż z drugiej strony tylko Titan posiada wielkie ciemne i jasne rejony na powierzchni. Miejsce lądowania próbnika Huygens zostało wybrane po przeegzaminowaniu tych zdjęć. Próbnik wyląduje tuż koło brzegu największego „kontynentu” 18,1deg; szer. północnej, 208,7° długości.
• Obserwacje HST wskazują również na to, że Titan krąży wokół synchronicznie jak większość księżyców.

Hyperion

• Hyperion jest szesnastym księżycem Saturna
• o odległości od Saturna 1 481 100 km
• o średnicy 286 km
• W mitologii greckiej Hyperion był Tytanem, synem Gai i Uranosa, ojcem Heliosa.
• Odkryli go Bond i Lassell w roku 1848.
• Hyperion jest największym z bardzo nieregularnych (niekulistych) ciał w Układzie Słonecznym. Proteus jest troszkę większy ale prawie kulisty.
• Jak większość księżyców Saturna, niska gęstość Hyperiona wskazuje na to, że jest on złożony z lodu (woda) oraz małej ilości skał.
• W odróżnieniu od reszty księżyców Saturna, Hyperion ma niską wartość albedo czyli jest on prawdopodobnie pokryty przynajmniej cienką warstwą jakiegoś ciemnego materiału. Może on pochodzić np. z Phoebe (która jest dużo ciemniejsza).
• Zdjęcia z Voyager’a pozwalają się domyślać, że obroty Hyperiona są chaotyczne, tzn. wartość jego prędkości kątowej oraz orientacja są całkowicie nieprzewidywalne. Jednak późniejsze informacje wskazują ,że być może obroty są bardziej regularne, z trzynastodniowym okresem.
• Niezwykła rotacja Hyperiona może być przyczyną tego, że jego powierzchnia jest mniej więcej jednolita, w odróżnieniu od wielu innych księżyców Saturna, które mają różne półkule; przednią i tylną.

Iapetus

• Iapetus jest siedemnastym księżycem Saturna i trzecim pod względem wielkości
• o odległości od Saturna 3 561 300 km
• o średnicy 1460 km
• W mitologii greckiej Japet był Tytanem, synem Uranosa i Gai, ojcem Prometeusza i Atlasa oraz przodkiem ludzkiej rasy.
• Odkrył go Cassini w 1671 roku.
• Przy gęstości tylko 1,1, Iapetus musi być prawie w całości złożony z lodu (wody).
• Iapetus obiega Saturna synchronicznie, co oznacza, Ze jedna jego półkula jest zawsze skierowana w stronę planety. Oznacza to również, że jedna z półkul (przednia) jest stale zwrócona w kierunku ruchu, a druga (tylna) jest zawsze zwrócona w tył. Te dwie półkule w przypadku Iapetusa są radykalnie różne. Albedo przedniej półkuli ma wartość pomiędzy 3 a 5%, ciemne jak sadza, podczas gdy albedo tylnej półkuli ma wartość 50%, prawie tak jasne jak Europa. Ta różnica jest tak duża, że Cassini w swych notatkach zapisał, że widzi Iapetusa tylko z jednej strony Saturna.
• Według jednego z wyjaśnień przednia półkula jest pokryta kurzem pochodzącym z materiału wyrzuconego z Phoebe. Niestety kolory w przedniej półkuli Iapetysa i Phoebe nie całkiem się zgadzają. Inne wyjaśnienie mówi nam, że za różnicę odpowiedzialny jest jakiś bardzo aktywny proces na powierzchni Iapetusa. To rozwiązanie nie wyjaśnia dlaczego linia podziału między obiema półkulami jest bardzo ostra.
• Wszystkie z księżyców Saturna z wyjątkiem Iapetusa i Phoebe mają orbity położone bardzo blisko powierzchni równika Saturna. Orbita Iapetusa posiada inklinację prawie 15°.

Phoebe

• Phoebe jest najbardziej oddalonym od planety księżycem Saturna
• o odległości od Saturna 12 952 000 km
• o średnicy 220 km
• Phoebe ma promień orbity prawie 4 razy większy od niż jej sąsiad (Iapetus)
• Phoebe (Artemida) była dziewiczą boginią polowania i Księżyca; siostrą Apolla.
• Odkryta została przez Pickeringa w 1898.
• Większość księżyców Saturna jest jasna ale albedo Phoebe jest bardzo niskie, dlatego i księżyc jest ciemny.
• Wszystkie księżyce Saturna jest jasna mają orbity prawie w płaszczyźnie równika Saturna. Orbita Phoebe posiada inklinację prawie 175° (jej północny biegun jest skierowany w przeciwnym kierunku niż północny biegun Saturna).
• Dziwaczna, wsteczna orbita Phoebe i jej niezwykłe albedo sugeruje, że może to być przechwycone asteroida obiekt z Pasa Kuipera.
• Phoebe jest również niezwykła pod innymi względami. Na przykład okres jej obrotu nie jest zsynchronizowany jak innych księżyców Saturna z wyjątkiem Hyperiona.
• Materiał wyrzucony z powierzchni Phoebe przez uderzenia mikroskopijnych meteorów może być odpowiedzialny za ciemną powierzchnię Hyperiona i półkuli Iapetusa.

Trzy pary: Mimas-Thetys, Enceladus-Dione, Titan-Hyperion oddziałują grawitacyjnie, aby zachować stabilne relacje pomiędzy ich orbitami: okres obiegu Mimasa jest dokładnie połową okresu Thetys, dlatego mówi się o nich, że są w rezonansie 1:2; Enceladus-Dione są także w rezonansie 1:2; Titan-Hyperion w rezonansie 3:4.