Система спутников Сатурна еще более сложна. Общее число их, включая ряд малых спутников, открытых в 1980 г. при пролете возле Сатурна космических аппаратов, составляет 17. Часть наиболее крупных спутников (вместе с планетой) показана на первой странице обложки. В 1980 г. были получены телевизионные снимки всех 17. Крупным планом сняты открытые еще в XVII— XVIII вв. Мимас, Энцелад, Тефия, Диона и Рея. Мельче получились снимки Гипериона и Япета. На снимках обнаружено также несколько совсем маленьких тел, которые зарегистрированы как отдельные точки. В число 17 спутников они не входят. Название «ледяные» спутники наиболее соответствует спутникам Сатурна. Некоторые из них имеют среднюю плотность 1,0 г/см3, что больше соответствует водяному льду. Плотность других несколько выше, но тоже невелика. Например, Рея, пятый классический спутник Сатурна, имеет плотность 1,3 г/см3. Присутствие большого количества льда в составе спутников Сатурна — это прямое указание на их образование в зоне низких температур, которые и ныне характерны для внешней части Солнечной системы. Согласно существующим теориям в период формирования планет на периферии протопланетного облака температуры были очень низкими, и легкие летучие вещества, такие, как водяной пар, конденсировались преимущественно на периферии. Рассмотрим некоторые особенности системы спутников Сатурна. Их основные небесно-механические данные приводятся в табл. 3, причем названия тех 9 из них (классических), которые были известны в докосмическую эпоху, подчеркнуты

В течение 1979—1981 гг. открыто 8 новых спутников Сатурна, причем некоторые открыты наземными средствами благодаря прохождению Земли через плоскость колец. Спутники планеты и ее кольца предлагают небесной механике несколько загадок, которые как раз и возникли, когда в период 1979—1980 гг. происходило такое прохождение. Кстати, прохождения повторяются один раз в 14—15 лет. Это редкое явление наблюдалось, например, в 1966 г., а затем в конце 1979 г. и начале 1980 г. Первый раз Земля прошла через плоскость колец 27 октября 1979 г., второй раз—12 марта I960 г. В этот период кольца были повернуты к Земле ребром и почти не были видны, что астрономы использовали для поисков слабых образований вблизи Сатурна. В 1980 г. впервые удалось наблюдать с Земли кольцо Е в виде слабого повышения яркости на расстоянии 80 тыс. км от внешнего края наружного кольца А. Но этим дело не ограничилось. Используя современную астрономическую технику, несколько групп исследователей объявили о новых удивительных открытиях. Например, по орбите Дионы, четвертого крупного спутника, движется еще один спутник. Он находится вблизи лагранжевой точки L 4. Здесь следует сказать несколько слов о том, что такое «лагранжевы точки». Среди знаменитых задач теоретической астрономии есть такие, решению которых. посвятили свою жизнь целые поколения специалистов. Такова знаменитая «задача трех тел», в которой рассматривается динамика трех гравнтирующих масс (т. е.. взаимно влияющих друг на друга). Задача отличается чрезвычайной сложностью, если рассматривать ее в общем виде. Но некоторые частные решения были найдены давно. Так, в работах Лагранжа было показано, что если одно из трех тел намного массивнее других, то устойчивой может быть конфигурация, когда два тела меньшей массы находятся на одной и той же орбите, на расстоянии 60° друг от друга, в так называемых точках L 4 и L 5. Возможно даже присутствие на одной и той же орбите трех тел, также разделенных углами по 60°. Такие спутники называются коорбитальными (существуют и другие точки Лагранжа). Спутник 1980 S 6 находится именно в такой «гравитационной ловушке», двигаясь впереди крупного спутника Диона, примерно в 72°, причем, по некоторым данным, «качается» относительно точки L 4 и даже может приблизиться к Дионе с тыльной стороны, после чего, отставая, расходится с нею. Как ни странно, позади Дионы, в другой лагранжевой точке, спутника нет. Все вновь открытые спутники сравнительно малы no-размерам, имеют геометрическое альбедо 0,3—0,5 и неправильную, за одним исключением, форму. Среди них впервые были обнаружены так называемые спутники «пастухи» (иногда их по аналогии с английским термином называют «сторожевыми собаками»). Кольцо A (внешнее из классических) обладает очень резким краем, что трудно объяснить в рамках старых представлений о динамике колец. Кроме того, в нескольких тысячах километров от внешнего края кольца A находится одно из самых удивительных колец Сатурна — кольцо F. Оно очень узкое, причем иногда удается наблюдать его свитым из нескольких колец-«шнуров». Исследование динамики этих колец и близких к ним небольших спутников показало, что именно спутники поддерживают резкую границу колец F и А (а возможно, определяют и другие их особенности). Своим гравитационным воздействием спутники как бы фокусируют движение отдельных частиц в кольцах, не допуская их выпадения из общего ансамбля. Орбиты малых спутников, обладающих этими особенностями, располагаются следующим образом. У самого внешнего края кольца A, на среднем расстоянии от центра Сатурна 137670 км, находится «пастух» кольца A, 1980 S 28 (Атлас), размерами около 20 км. 1980 S 27 и 1980 S 26 — соответственно внутренний и .внешний «пастухи» кольца F с размерами 70х40 и 55х40 км и средним радиусом орбит 139353 и 141700 км. Два коорбитальных спутника, 1980 S 1 и 1980 S 3 (Янус и Эпиметий), немного больше: 110х90 км и 70х55 км. Их орбиты отличаются всего на 50 км: 151422 и 151472 км. На орбите Тефии (294700 км) в лагранжевых точках L 4 и L 5 находятся маленькие тела размером 50—60 км, 1980 S 25 и 1980 S 13 (Калипсо и Телесто), первое из которых, может, имеет более или менее правильную шаровую форму. Наконец, в точке L 4 на орбите Дионы (377500 км) находится такое же маленькое тело — 1980 S 6. Большое количество спутников малых размеров должно указывать на какие-то специфические условия формирования системы Сатурна. Не исключено, что они образовались в результате разрушения сравнительно крупного небесного тела в результате его столкновения, например, с астероидом или с ядром большой кометы. Заманчиво предположить, что из менее крупных обломков могло образоваться и само кольцо Сатурна. Перейдем к классическим (крупным) спутникам Сатурна. Все они (кроме Фебы) находятся в синхронном вращении, т. е. постоянно обращены к Сатурну одной стороной. Масса, плотность и отражательные свойства этой группы спутников приведены в табл. 4. Спутники, указанные в таблице, известны давно, но данные о размерах, альбедо и средней плотности либо существенно уточнены, либо установлены впервые

Первый из них (и самый маленький) — Мимас. Обращает на себя внимание относительно большая глубина метеоритных кратеров, которые покрывают всю поверхность Мимаса, подобно Луне или Меркурию. Диаметр Мимаса всего 390 км (примерно 10% диаметра Луны); на его поверхности (как и на поверхности других: исследованных спутников Сатурна) нет образований, подобных вулканическим кратерам Ио. Диаметр наибольшего ударного кратера на Мимасе достигает 130 км, т. е. 1/3 диаметра самого спутника. Находится кратер посередине стороны, обращенной к Сатурну. Диаметр только центральной горки этого кратера около 30 км. Мимас обращается вокруг Сатурна на расстоянии 186 тыс. км и завершает один оборот за 0,9 сут. Средняя плотность Мимаса мала — около 1,2 г/см3, что говорит о его ледяном составе с небольшой примесью силикатных материалов. Один из интереснейших спутников Сатурна — Энцелад. Это круглое тело диаметром 500 км с плотностью 1,1 г/см3 и очень светлой поверхностью. Съемка с высоким разрешением показала, что поверхность Энцела-да несет следы каких-то потоков глобальной протяженности, которые на своем пути разрушали кратерный: рельеф (что указывает на геологическую «молодость» происходивших явлений). На границе следов одного из потоков видны остатки более старого рельефа, причем от одного из кратеров остались лишь половина вала и центральная горка. Геологи различают на поверхности Энцелада следы не менее 5 этапов его геологической эволюции. Бескратерные районы датируются возрастом менее 100 млн. лет. Так как это всего 2% продолжительности истории Энцелада, полагают, что его недра активны и сейчас. Казалось бы, какие реки могут существовать при средней температуре поверхности тела —200° С? Теоретики в качестве возможного источника активности называют приливное рассеяние энергии, вызываемое Дионой и самим Сатурном, но для этого спутник должен был находиться на более вытянутой орбите. Не исключено, что на Энцеладе есть ледяные вулканы, извергающие воду, водные растворы аммиака и, возможно, метан. Разрушение старого рельефа, вероятно, объясняется тем, что теплые потоки вызывали таяние элементов ледяного рельефа. Тефия — один из самых больших и близких к планете спутников. Его диаметр 1060 км, средняя плотность 1 г/см3. Поверхность спутника очень светлая, альбедо 0,8. Уже после первой съемки сообщалось о гигантской долине, которая вытянута на 3/4 окружности спутника. С другой стороны спутника расположен кратер диаметром 400 км, т. е. в 3 раза больший, чем у Мимаса. Поверхность Тефии, подобно другим спутникам Сатурна, усеяна метеоритными кратерами. Специалисты указывают на следы ранней, очень древней активности, когда недра этого ледяного спутника замерзали и расширялись, ломая кору. В этих процессах поверхность Тефии увеличилась примерно на 10%. Незначительно больше по размерам четвертый спутник — Диона (1120 км), выделенная на первой странице обложки среди других спутников Сатурна. Орбитальный период Дионы около 2,7 сут, расстояние от центра Сатурна 377 тыс. км — как расстояние Луны от Земли. Поверхность Дионы носит следы выброса материала в результате ударов крупных метеоритов — систему лучей, хорошо известную по Луне. Не исключено, что лучи представляют собой отложения водяного инея на поверхности. Диаметр наибольшего кратера — около 100 км. На поверхности Дионы есть извилистая долина, образованная, вероятно, трещинами в ее коре. Каким образом удается легко наблюдать с Земли столь малые тела, как Мимас, который в 10 раз меньше Луны? Ответ прост: у них светлая поверхность. Например, у Дноны отражательные свойства на светлых участках близки к 100%. Именно это свойство спутников Сатурна облегчает их наблюдение наземными средствами. Плотность Дионы немного выше, чем у Мимаса, и достигает 1,4 г/см3, что указывает опять-таки на ледяной (с примесью силикатов) состав

Пятый спутник Рея внешне очень нам напоминает Меркурий или Луну (рис. 5). Это одна из наиболее крупных лун Сатурна. Ее диаметр 1530 км. Кратеры здесь достигают 300 км в поперечнике. Значительное число кратеров имеет отчетливый центральный пик. Как и у других спутников, поверхность Реи очень светлая; даже самые темные области имеют альбедо, достигающее 50%. Орбитальный период Реи около 4,5 сут, расстояние от центра планеты 527 тыс. км. Средняя плотность Реи несколько ниже, чем у Дионы, — 1,3 г/см3. .Интересно, что у спутников Сатурна в целом не отмечается такого четкого убывающего распределения средних плотностей, как у галилеевых спутников Юпитера. Все значения средней плотности лежат в пределах от 1,0 г/см3 (Тефия) до 1,4 г/см3 (Диона). Лишь у Титана средняя плотность достигает 1,9 г/см3. Пропустим пока шестой классический спутник, Титан, и познакомимся с Гиперионом. Оказалось, что переменность его блеска, давно известная по наземным наблюдениям, объясняется его необычной формой, несколько напоминающей плоскую головку сыра. Размеры Гипериона превышают прежнюю оценку (310 км) и составляют примерно 359х230 км. Поверхность его темная, альбедо всего 0,3; в то время как для Мимаса, Дионы и Реи оно равно 0,6, а для Энцелада 1,0. Поверхность Гипериона носит следы интенсивной метеоритной.. бомбардировки, причем наибольший кратер по размерам таков же, как и сам спутник. Резко неправильная. форма Гипериона может быть связана с разрушением.. большого родительского тела. Во всяком случае, известно, что несколько меньший Мимас имеет правильную форму шара. Благодаря возмущениям в движении, вызываемым его соседом — гигантом Титаном, синхронное вращение Гипериона может нарушаться. Приводились данные о периоде вращения Гипериона 21 сут. История поверхности Япета, 8-го классического спутника (или 16-го спутника, включая остальные), по-видимому, более сложна. Как и ожидалось, альбедо двух... его полушарий, темного переднего по движению и обратного, различается на порядок (соответственно альбедо 0,05 и 0,5). Таким образом, разгадка меняющейся в 10 раз яркости Япета пришла через 310 лет после его открытия. Лучшее разрешение на снимках Япета составляет 4 км. Диаметр Япета 1460 км, средняя плотность 1,2 г/см3. Плотность метеоритных кратеров на нем весьма высока, и в этом отношении Япет напоминает Рею. Некоторые кратеры на светлой стороне, но вблизи границы с темным районом имеют темное, точно окрашенное дно. По спектрофотометрическим свойствам темная поверхность Япета близка к поверхности Фебы и похожа на органические включения в углистых хондритах. По-видимому, природа различий в отражательных. свойствах его поверхности как-то связана с движением Япета. Предполагалось, например, что выброс паров воды и последующая конденсация инея проходили на обеих сторонах спутника, но затем взаимодействие с плазмосферой Сатурна постепенно удалило иней с передней его стороны. Но могло быть и наоборот: темная передняя сторона постоянно собирала заряженные частицы, которые вызывали постепенное потемнение материала. В последнее время стала популярной гипотеза о том, что передняя сторона Япета «загрязнена» пылью, выбрасываемой с Фебы. При соударениях легкие материалы испаряются, а темные тяжелые остаются на поверхности. Япет имеет круглую форму. Как ни странно, форму правильного шара имеет и «самый маленький из крупных спутников» — Феба, диаметром 220 км. Правильная форма столь малого небесного тела была неожиданностью. Феба — самый удаленный спутник Сатурна (13 млн. км, или в 3,6 раза дальше Япета). Феба во многом не похожа на другие члены семейства Сатурна. Орбита ее сильно наклонена к плоскости экватора Сатурна, причем направление движения по орбите — обратное. Феба — единственный в системе Сатурна несинхронный спутник, период ее вращения 8—9 ч. Ее поверхность намного темнее, чем у других спутников, геометрическое альбедо всего 0,05. Все эти особенности позволяют предположить, что Феба — захваченный Сатурном астероид, путь которого однажды прошел слишком близко от планеты. Титан — несбывшиеся надежды. В своем сближении с Сатурном «Вояджер-1» прошел на расстоянии всего 7000 км от Титана — самого крупного спутника Сатурна. Исследования Титана ожидались с большим интересом. Титан считался самым крупным из всех спутников планет. По наземным измерениям его диаметр оценивался в 5800 км, т. е. получалось, что он больше Меркурия и Ганимеда.

К тому же это пока единственный из известных спутников в Солнечной системе, на котором твердо установлено присутствие плотной атмосферы. Предполагалось, что атмосфера Титана может обладать сильным парниковым эффектом, благодаря чему условия у поверхности могли бы даже оказаться приемлемыми для существования жизни. После «марсианских» разочарований было много разговоров о возможной жизни на Титане. Увы, Титан тоже не оправдал этих ожиданий. Это один из самых холодных миров в Солнечной системе, который, как это ни парадоксально, обладает большими массами органических веществ в атмосфере и на поверхности. Космическая съемка показала, что поверхность спутника неразличима сквозь его плотную красно-оранжевую атмосферу. Красно-оранжевый и желто-коричневый цвета преобладают у Юпитера и Сатурна, Титана, Ио, Европы и Амальтеи. Но в последних трех случаях цвет относится не к атмосфере, а к поверхности этих тел. В атмосфере Титана отмечено несколько слоев неплотных облаков, в том числе на очень больших высотах. Слоистость тумана заметна на высоте 200, 375 и даже 500 км над поверхностью. Еще в 1979 г. весьма трудные наземные (а точнее, с самолета — летающей обсерватории) радиометрические измерения в тепловом инфракрасном диапазоне дали для Титана яркостную температуру около 80 К. Если отнести ее к поверхности, получалось, что никакого парникового эффекта в атмосфере Титана нет и даже, наоборот, поверхность холоднее атмосферы. Так оно и оказалось. Температура верхних слоев атмосферы Титана близка к 150 К, в то время как температура поверхности составляет 94 К. Это температура конденсации азота. В первых сообщениях указывалось, что на поверхности Титана, возможно, существуют «болота из жидкого азота» с островами из замерзшего метана и из силикатов. Это преувеличение, хотя выпадение дождей из жидкого метана здесь вполне возможно. Здесь пора сказать о составе атмосферы Титана. В 1944 г. в его спектре была найдена полоса метана. Спустя 30 лет в атмосфере Титана спектроскопически был обнаружен молекулярный водород, что казалось парадоксальным, так как масса спутника слишком мала, чтобы удержать такой легкий газ. Далее было высказано предположение, что этот водород — продукт фотолиза (то же, что и фотодиссоциация) метана и аммиака, выделявшихся из недр в течение эволюции атмосферы Титана. Другая составляющая, образующаяся в результате фотолиза аммиака, — азотноводородные соединения — должна была накапливаться в атмосфере. Анализ предсказывал, что если в атмосфере Титана есть парниковый эффект, в атмосфере должен присутствовать азот. Правда, для этого нужно было намного больше метана, чем показывали данные спектроскопии. Космические аппараты показали, что парникового эффекта нет, но азот в атмосфере присутствует. Более того, его количество оказалось огромным — атмосфера Титана примерно на 85% состоит из азота. Около 12°'(--может составлять аргон. Менее 3% (возможно, всего 1%) приходится на метан; имеются небольшие количества этана, пропана, ацетилена, этилена, водорода, кислорода и других составляющих. Спектроскопические измерения позволили отождествить по крайней -мере 10 органических компонентов в его атмосфере. Количество азота в столбе атмосферы Титана в 15 раз больше. чем у Земли. Однако из-за малого ускорения свободного падения давление у поверхности лежит около 1,6 бар. На рис. 6 показаны схема строения атмосферы Титана и зависимость температуры в ней от высоты. Не высотах примерно до 15—20 км находятся облака из метана. Выше появляется окрашенная дымка, которая достигает высокой плотности на том уровне, куда еще проникает ультрафиолетовая радиация Солнца. Слои дымки наблюдались на высотах вплоть до нескольких сотен километров. Дымка имеет красно-оранжевый оттенок.

Состав красно-оранжевого окрашивающего компонента атмосферы оставался неизвестным, но его, кажется, удалось синтезировать. Для этого в экспериментальной установке смесь азота и метана активировали с помощью электрических разрядов, после чего на стенках сосуда появилась красная пленка с такими же отражательными свойствами, как и у атмосферы Титана. Это еще не изученное вещество состоит из сложной цепи карбонат-гидридов. Оно получило название «солин» (от греческого «грязь»). На Титане оно образуется в результате фотосинтеза. По-видимому, физические условия у поверхности Титана близки к тройной точке фазового состояния метана; было даже высказано предположение об озерах или морях жидкого метана. Но это предположение встречает много трудностей, хотя и было очень популярным сразу после первых космических исследований Титана. Было «оказано, что сплошной или очень протяженный метановый океан, находящийся в равновесии с насыщенными парами метана в нижней атмосфере, требует, чтобы пары метана составляли до 10%. Но измерения дают значительно меньше. Недавно выполненные работы показали, что наиболее распространенным углеводородом на Титане должен быть этан (С2Н6), а океан, если он существует, может состоять на 70% из этана, на 25% из метана и растворенного в них азота (около 5%). Глубина такого океана может достигать 1 км, а ниже должен находиться слой жидкого ацетилена глубиной до 300 м. Обилие органических материалов на Титане даже вызвало предположения о возможной промышленной их разработке в будущем. Технология такой промышленности должна обеспечить работу при криогенных температурах. Титан — это мир глубокого холода; по сравнению с ним климат морозных пустынь Марса представляется испепеляющим зноем. Есть серьезные намерения провести в последние десятилетия XX в. глубокие исследования Титана с помощью специального аппарата, который позволит изучить, в частности, сложные фотохимические процессы в его атмосфере. Проект такого аппарата под названием «Кассини» ныне разрабатывается международным коллективом ученых по инициативе западноевропейских. специалистов. Если учесть большую протяженность атмосферы Титана, он все же не самый большой спутник. .Его диаметр по поверхности равен 5150 км. Ганимед больше; именно Ганимед остается самым большим спутником планет Солнечной системы. Состав Титана — льды с примесью силикатных пород, средняя плотность близка к 1,9 г/см3, что опять-таки близко к плотности Ганимеда. Таким оказалось вблизи удивительное семейство спутников Сатурна, свойства которых астрономы пытались разгадать в течение нескольких столетий