Saturn jest sz≤st╣ planet╣ od S│o±ca, drug╣ z czterech gazowych planet-olbrzym≤w. Posiada co najmniej 20 ksiΩ┐yc≤w i imponuj╣cy uk│ad pier£cieni. Bardzo szybka, podobnie jak u innych planet tej grupy, rotacja Saturna powoduje wybrzuszenie obszar≤w r≤wnikowych oraz u│o┐enie rozmytych ┐≤│tawych chmur w poziome, r≤wnolegle do r≤wnika pasma. Saturn to jedyna planeta o £redniej gΩsto£ci mniejszej od gΩsto£ci wody. Z tego powodu jego masa nie przekracza jednej trzeciej masy Jowisza, mimo i┐ £rednice obu planet niewiele siΩ r≤┐ni╣. saturn, sz≤sta planeta od S│o±ca, ma najwiΩcej ksiΩ┐yc≤w. Jest to druga pod wzglΩdem wielko£ci planeta - po Jowiszu. Masa Saturna stanowi jednak zaledwie jedn╣ trzeci╣ masy Jowisza. Saturn odznacza siΩ najmniejsz╣ gΩsto£ci╣ £redni╣ spo£r≤d wszystkich planet. Saturn ma siedem g│≤wnych pier£cieni. W ich sk│ad wchodzi du┐a liczba niewielkich cia│, w tym zar≤wno drobne kryszta│ki lodu, kt≤re wystΩpuj╣ g│≤wnie w pier£cieniach zewnΩtrznych, jak i pokryte lodem bloki kamienne, o rozmiarach dochodz╣cych do 1 km, obecne przede wszystkim w pier£cieniach wewnΩtrznych. îrednica zewnΩtrzna pier£cieni Saturna wynosi 960 000 km. Uk│ad pier£cieni Saturna posiada kilka przerw. Najszersza z nich nosi nazwisko w│oskiego astronoma Giovanniego Cassiniego (1625-1712), kt≤ry odkry│ j╣ w 1675 roku. Przerwa Cassiniego znajduje siΩ miΩdzy pier£cieniami A i B i ma szeroko£µ oko│o 4200 km. Powsta│a w wyniku dzia│ania pola grawitacyjnego jednego z ksiΩ┐yc≤w Saturna - Mimasa, kt≤re "wymiata" materiΩ z tego obszaru. Jednak luka ta nie jest zupe│nie pusta, lecz zawiera kilka ledwo widocznych pasm materii. Pier£cienie Saturna, kt≤rych £rednica wynosi ponad 274 000 kilometr≤w, a grubo£µ nie przekracza 1 kilometra, stanowi╣ najcie±szy znany dysk w kosmosie. Proporcje te odpowiadaj╣ rozmiarom nale£nika o grubo£ci 5 mm i £rednicy 1,4 kilometra. Znamy obecnie 20 ksiΩ┐yc≤w Saturna (niewykluczone, ┐e jest ich wiΩcej), z kt≤rych 13 odkryto z Ziemi, a resztΩ z sond kosmicznych, przelatuj╣cych w pobli┐u planety. Najmniejsze maj╣ nieregularny, kartoflowaty kszta│t. Na wielu ksiΩ┐ycach wystΩpuj╣ kratery uderzeniowe. Na Mimasie, jednym z pomniejszych ksiΩ┐yc≤w, dominuje olbrzymi krater Herschel, kt≤rego £rednica, wynosz╣ca 130 km, stanowi jedn╣ trzeci╣ £rednicy ca│ego obiektu. Tytan jest drugim pod wzglΩdem wielko£ci ksiΩ┐ycem w Uk│adzie S│onecznym, jednym z trzech, o kt≤rych wiadomo, ┐e posiadaj╣ atmosferΩ. Sk│ada siΩ g│≤wnie ze ska│ i lodu. Powierzchnia Tytana jest w spos≤b trwa│y przes│oniΩta atmosfer╣ bogat╣ w azot i inne zwi╣zki chemiczne. Jasno£µ Saturna na niebie waha siΩ, wraz ze zmian╣ jego odleg│o£ci od Ziemi i od S│o±ca, a tak┐e w zale┐no£ci od ustawienia pier£cienia wzglΩdem Ziemi, w interwale od +lm,5 do -0m,4. Saturn obiega S│o±ce po orbicie eliptycznej, niewiele r≤┐ni╣cej siΩ od okrΩgu, o mimo£rodzie 0,0556. Jednego obiegu wok≤│ S│o±ca Saturn dokonuje w ci╣gu 29,46 roku w £redniej odleg│o£ci 9,5 AU z prΩdko£ci╣ 9,65 km/s. Poniewa┐ odleg│o£µ planety od Ziemi jest du┐a - 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. P│aszczyzna orbity Saturna le┐y niemal w p│asz-czyƒnie ekliptyki, bΩd╣c wzglΩdem niej nachylona tylko pod k╣tem 2,5░. O£ obrotu Saturna tworzy z p│aszczyzn╣ jego orbity k╣t 63,3░. Planeta nie obraca siΩ jak cia│o sztywne: jej prΩdko£µ k╣towa jest najwiΩksza na r≤wniku i ku biegunom stopniowo maleje. Podczas gdy r≤wnikowa czΩ£µ planety wykonuje jeden obr≤t w ci╣gu 10h14m, rejony oddalone od r≤wnika o 57░ potrzebuj╣ na to l1h07,5m. Szybki obr≤t sprawia, ┐e Saturn jest sp│aszczony przy biegunach. R≤wnikowa £rednica planety wynosi 120 000 km i jest o 13 000 km d│u┐sza ni┐ £rednica biegunowa. Saturn ma najni┐sz╣ gΩsto£µ w£r≤d planet Uk│adu S│onecznego. GΩsto£µ ta, wyno-sz╣ca 0,705 g/cm3, jest mniejsza od gΩsto£ci wody. Materia, z kt≤rej zbudowany jest Saturn, sk│ada siΩ w dw≤ch trzecich z wodoru, a reszta przypada na hel i metan. Du┐a masa Saturna (jest on 95 razy bardziej masywny ni┐ Ziemia) oraz ni-ska temperatura na jego powierzchni (oko│o -150░C) stanowi╣ pu│apkΩ dla cz╣ste-czek materii, z kt≤rej jest zbudowana planeta, poniewa┐ prΩdko£µ ucieczki, 35,53 km/s, znacznie przekracza £redni╣ prΩdko£µ ciepln╣ cz╣steczek przy tak niskiej temperaturze. Dlatego te┐ Saturn zachowa│ sw≤j pierwotny sk│ad chemiczny, jaki mia│ przy akrecji z ob│oku protoplanetarnego. Poruszaj╣ce siΩ delikatne plamy w atmosferze Saturna to ob│oki wodoru i metanu. Wyznaczona metodami optycznymi temperatura zewnΩtrznych warstw tych chmur wynosi od -190░C do - 180░C. Nieco wy┐sze warto£ci, od -150░C do -140░C, otrzymuje siΩ z obserwacji radio-astronomicznych. Obserwowane w atmosferze plamy o zabarwieniu bia│ym s╣ prawdo-podobnie przejawem wielkich wybuch≤w gaz≤w z wnΩtrza planety. Twory te szybko zmieniaj╣ kszta│t i po jakim£ czasie zanikaj╣. Na g│Ωboko£ci 500 km pod wierz-cho│kami chmur zalega ju┐ ciek│y wod≤r, ocean wodorowy, kt≤ry wraz ze wzrostem odleg│o£ci od powierzchni planety w kierunku jej £rodka coraz bardziej nabiera w│asno£ci metalu. Budowa wnΩtrza Saturna jest podobna do budowy Jowisza. W cen-tralnej czΩ£ci planety, o £rednicy nie przekraczaj╣cej 25 000 km, materia ma prawdopodobnie gΩsto£µ 20 g/cm3, przy ci£nieniu wynosz╣cym w przybli┐eniu 11 x 106 MPa. Podobnie jak Jowisz, r≤wnie┐ Saturn ma wewnΩtrzne ƒr≤d│o ciep│a. W przestrze± miΩdzyplanetarn╣ wypromieniowuje oko│o trzech razy wiΩcej ciep│a, ni┐ go otrzymuje ze S│o±ca. Pier£cienie Saturna po raz pierwszy obserwowa│ Galileusz w roku 1610, s╣dzi│ jednak, ┐e s╣ to dwa przylegaj╣ce do planety ksiΩ┐yce. Do-piero w 1655 roku opisa│ je Christian Huygens, a nastΩpnie w roku 1666 G . D. Cassini. Pier£cienie le┐╣ w p│aszczyƒnie r≤wnika planety i ju┐ w niewielkiej lunetce widaµ, ┐e sk│adaj╣ siΩ z trzech czΩ£ci. ZewnΩtrzny, £rednio jasny pier-£cie± ma szeroko£µ 15 600 km i siΩga do odleg│o£ci 137 400 km od £rodka planety. Od £rodkowego pier£cienia oddziela go ciemna przerwa o szeroko£ci 4800 km, zwana przerw╣ Cassiniego. Pier£cie± £rodkowy jest bardzo jasny, jego szeroko£µ wynosi 24 000 km. Do £rodkowego pier£cienia przylega pier£cie± wewnΩtrzny, o niewiel-kiej jasno£ci. Jego zewnΩtrzna granica znajduje siΩ w odleg│o£ci 88 800 km od £rodka planety. Pier£cie± wewnΩtrzny ma szeroko£µ 16 200 km, a jego wewnΩtrzny brzeg le┐y 12 600 km nad chmurami Saturna. Pier£cie± wewnΩtrzny jest znany od roku 1848. Dzi£ wiemy, ┐e pier£cienie maj╣ subteln╣ strukturΩ i sk│adaj╣ siΩ z kilkuset oddzielnych pier£cieni. Pier£cienie Saturna nie s╣ spoiste - prze£witu-j╣ przez nie jasne gwiazdy. Ze zmian jasno£ci zakrytej gwiazdy mo┐na wnioskowaµ o gΩsto£ci okruch≤w materii w pier£cieniu. Grubo£µ pier£cieni jest bardzo ma│a, wynosi zaledwie 2 do 4 km. Pier£cienie sk│adaj╣ siΩ z wiΩkszych i mniejszych bry│ materii, przewa┐nie lodu, przy czym najmniejsze z nich maj╣ rozmiary py│u meteorowego. W 90% s╣ to cia│a o wymiarach od kilku centymetr≤w do 200 m. Ka┐da bry│ka obiega Saturna niezale┐nie, £ci£le wed│ug praw Keplera. MasΩ pier£cieni oceniamy na 1021 kg, czyli jest ona r≤wna 1/70 masy naszego KsiΩ┐yca. GΩsto£µ materii w pier£cieniu wynosi w przybli┐eniu 1 g/cm3. Pier£cienie le┐╣ wewn╣trz granicy Roche'a planety, w rejonie, w kt≤rym jej si│y przyp│ywowe rozrywaj╣ ka┐-de wiΩksze cia│o na drobne czΩ£ci. Pier£cienie s╣ zatem utworzone albo z mate-ria│u ob│oku protoplanetarnego, kt≤ry w pobli┐u bardzo du┐ej planety nie m≤g│ siΩ uformowaµ w ksiΩ┐yc, albo te┐ s╣ czΩ£ci╣ ksiΩ┐yca lub ksiΩ┐yc≤w, kt≤re Sa-turn si│╣ grawitacji stopniowo £ci╣gn╣│ w swoje pobli┐e, a nastΩpnie po przekro-czeniu granicy Roche'a - rozerwa│ na drobne kawa│ki. Przerwy miΩdzy pier£cienia-mi powsta│y wskutek oddzia│ywa± grawitacyjnych Saturna i jego ksiΩ┐yc≤w na po-kruszony materia│. Poniewa┐ p│aszczyzna r≤wnika Saturna jest nachylona do eklip-tyki pod k╣tem 26,7░, a orbita planety le┐y niemal w p│aszczyƒnie ekliptyki, po│o┐enie pier£cieni wzglΩdem nas zmienia siΩ periodycznie w okresie obiegu rocznego planety, r≤wnym 29,46 roku. Raz pier£cienie widzimy od spodu, kiedy indziej z wierzchu lub z boku. Mniej wiΩcej co 15 1at widzimy pier£cienie w ca-│ej okaza│o£ci, przy czym zas│aniaj╣ nam one na przemian po│udniow╣ lub p≤│nocn╣ p≤│kulΩ planety. Po up│ywie 7,5 roku ogl╣damy Saturna dok│adnie w p│aszczyƒnie jego pier£cieni i w≤wczas zamiast pier£cieni dostrzegamy jedynie ich ciemny cie± na tarczy planety. Wok≤│ Saturna obiega 17 ksiΩ┐yc≤w, z czego piΩtna£cie niema1 dok│adnie w p│aszczyƒnie r≤wnika planety. Do niedawna znali£my ich tylko dzie-wiΩµ. Po raz pierwszy dziesi╣ty ksiΩ┐yc Saturna odkry│ Edward Charles Pickering w 1904 roku i nazwa│ go Themis. KsiΩ┐yca tego jednak nie uda│o siΩ wiΩcej zaob-serwowaµ i uchodzi za zagubiony. Dalsze dwa ksiΩ┐yce Saturna obserwowali z Ziemi Audouin Charles Dollfus oraz J. Fountain i S. Larson w 1966 roku. Jednak zar≤wno istnienie Janusa (tak Dollfus nazwa│ odkryty przez siebie ksiΩ┐yc), jak te┐ ist-nienie obiektu obserwowanego przez Fountaina i Larsona nie by│o w czasie ich odkrycia dostatecznie udokumentowane. Oba te ksiΩ┐yce, i kilka nastΩpnych, zo-sta│y odkryte przez astronom≤w w 1980 roku w trakcie przegl╣du fotografii wyko-nanych przez sondΩ Voyager 1. Dla o£miu z odkrytych cia│ wyznaczono orbity z dostateczn╣ dok│adno£ci╣, dlatego nie mog╣ siΩ nam ju┐ zgubiµ i od 1982 roku zosta│y definitywnie zaliczone do ksiΩ┐yc≤w Saturna. Nie wyklucza siΩ, ┐e wszystkie ma│e ksiΩ┐yce Saturna nale┐╣ do wiΩkszej grupy cia│ o £rednicach od kilkudziesiΩciu do kilkuset kilometr≤w, kt≤re mog╣ tworzyµ wok≤│ planety rozle-g│y pier£cie±. Tytan jest najwiΩkszym, a zarazem najja£niejszym ksiΩ┐ycem Satur-na. Pod wzglΩdem swoich rozmiar≤w - ma £rednicΩ 5150 km - znacznie przewy┐sza nawet planet ~ Merkurego. Spo£r≤d ksiΩ┐yc≤w Uk│adu S│onecznego jedynie Ganimedes obiegaj╣cy Jowisza i byµ mo┐e ksiΩ┐yc Neptuna - Tryton s╣ wiΩksze. Masa Tytana wynosi 1,36 x 1023 kg, jasno£µ obserwowana w czasie opozycji Saturna - 8,3m. Tytan obiega Saturna w ci╣gu 15,96 doby w odleg│o£ci 1221600 km. Zosta│ odkryty jako pierwszy spo£r≤d ksiΩ┐yc≤w Saturna przez Ch. Huygensa w 1655 roku. Tytan jest jedynym znanym ksiΩ┐ycem posiadaj╣cym gΩst╣ atmosferΩ. Sk│ada siΩ ona z 85% azotu i z 12% argonu z metanem. Ponad 3% sk│adu atmosfery ksiΩ┐yca przypada na cz╣steczki organiczne. Podobny sk│ad atmosfery mog│y mieµ planety typu ziemskie-go w odleg│ej przesz│o£ci, dlatego te┐ niekt≤rzy astronomowie por≤wnuj╣ Tytana z Ziemi╣. Chmury w atmosferze Tytana poruszaj╣ siΩ z prΩdko£ci╣ oko│o 1 m/s. Tem-peratura g≤rnych warstw atmosfery siΩga -200░C. Powierzchnia Tytana ze wzglΩdu na otaczaj╣c╣ go gΩst╣ atmosferΩ jest niewidoczna. Nieprzezroczysto£µ atmosfery powoduj╣ zw│aszcza cz╣stki smogu z│o┐one z kondensat≤w polimer≤w na bazie wΩglo-wodor≤w. Tworz╣ siΩ one wskutek rozpadu metanu pod wp│ywem nadfioletowego pro-mieniowania S│o±ca i powoli opadaj╣ na powierzchniΩ ksiΩ┐yca, gdzie za okres jego istnienia mog│y utworzyµ warstwΩ o grubo£ci 100 m. PowierzchniΩ Tytana tworzy l≤d i zestalony amoniak; jej temperatura wynosi oko│o -180░C. W takiej tem-peraturze metan znajduje siΩ w stanie ciek│ym. PomiΩdzy lodowymi 1╣dami tworzy on jeziora, a byµ mo┐e nawet ca│e oceany. Paruj╣cy metan uzupe│nia sta│e jego ubytki w atmosferze, spowodowane nadfioletowym promieniowaniem S│o±ca. Ci£nienie na powierzchni Tytana jest 1,6 razy wiΩksze ni┐ na powierzchni Ziemi. Sam Tytan najprawdopodobniej sk│ada siΩ w 50% z materia│u skalistego i w 44% z lodu. Pozosta│a czΩ£µ przypada na zestalony amoniak. Tajemniczy pomara±czowy Tytan zostanie bli┐ej poznany dopiero w trakcie bada±, kt≤re maj╣ byµ przeprowadzone za pomoc╣ automatycznych sond w roku 2000. Planuje siΩ l╣dowanie sond na powierzchni ksiΩ┐yca, a sam program bΩdzie czΩ£ci╣ misji miΩdzyplanetarnej, w kt≤rej wezm╣ udzia│ dwa statki miΩdzyplanetarne startuj╣ce w kierunku Saturna w 1994 roku. Byµ mo┐e, nadejdzie r≤wnie┐ czas, kiedy na po-wierzchni Tytana wyl╣duj╣ kosmonauci. Nad ich g│owami na pomara±czowym niebie majestatycznie bΩd╣ sun╣µ zielone chmury metanu. Kolejnym interesuj╣cym ksiΩ┐y-cem Saturna jest Iapetus. Zwraca siΩ on w kierunku planety stale t╣ sam╣ stron╣, kt≤ra jest ciemna, w przeciwie±stwie do jasnej strony odwrotnej, przypominaj╣cej barw╣ brudny £nieg. Wulkaniczna aktywno£µ ksiΩ┐yca uzasadniaj╣ca ciemn╣ barwΩ materia│u nie wchodzi w rachubΩ, ksiΩ┐yc jest bowiem bardzo ma│y i zbudowany g│≤wnie z lodu stanowi╣cego oko│o 55% jego objΩto£ci. Dalsze 35% to materia│ skalny, a pozosta│e 10% - zestalony metan. Metan i nadfioletowe promieniowanie S│o±ca s╣, podobnie jak u Tytana, odpowiedzialne za ciemn╣ czΩ£µ powierzchni ksiΩ┐yca. Stanowi╣ j╣ ciemne kondensaty polimer≤w na bazie wΩglowodor≤w. Pozo-staje jednak zagadk╣, dlaczego tylko strona stale zwr≤cona w kierunku Saturna pozostaje ciemna. Powierzchnia Iapetusa jest stara, o czym £wiadcz╣ liczne kra-tery uderzeniowe. Iapetus ma bardzo jasn╣ po│udniow╣ czapΩ polarn╣. Jest on jed-nym z dw≤ch ksiΩ┐yc≤w Saturna, kt≤rych orbity nie 1e┐╣ w p│aszczyƒnie r≤wnika planety. Intruzem w£r≤d ksiΩ┐yc≤w Saturna jest Phoebe. KsiΩ┐yc ten obiega macie-rzyst╣ planetΩ w najwiΩkszej odleg│o£ci i jako jedyny w kierunku odwrotnym. Mimo ma│ej £rednicy (200 km) ma kszta│t kulisty, jakkolwiek nale┐a│oby raczej oczeki-waµ kszta│tu nieregularnego, jaki maj╣ ksiΩ┐yce Marsa. Podobnie jak one, Phoebe jest zapewne przechwycon╣ przez Saturna planetoid╣, poruszaj╣c╣ siΩ pierwotnie wok≤│ S│o±ca pomiΩdzy orbitami Saturna i Urana. Wed│ug niekt≤rych planetolog≤w istniej╣ dwa rodzaje planetoid. W wewnΩtrznej czΩ£ci Uk│adu S│onecznego porusza-j╣ siΩ planetoidy przypominaj╣ce swoim sk│adem i kszta│tem ska│y. Dalej od S│o±-ca obiegaj╣ planetoidy o kszta│cie kulistym, zbudowane g│≤wnie z 1odu. Phoebe mog│aby byµ jedn╣ z tych planetoid. Inny ksiΩ┐yc - Enceladus - r≤┐ni siΩ od po-zosta│ych naturalnych satelit≤w Saturna swoj╣ powierzchni╣. Charakteryzuje siΩ ona p│ytkim urzeƒbieniem, jak gdyby wyg│adzonym przez wieki, kt≤re odbij a nie-mal ca│e padaj╣ce £wiat│o s│oneczne. Na powierzchni Enceladusa dostrzegamy trzy rodzaje obszar≤w. Jedne z nich s╣ w niewielkim stopniu pokryte kraterami uderze-niowymi. Drugi rodzaj tworz╣ obszary, na kt≤rych tylko wyj╣tkowo spotyka siΩ kratery. Pozosta│╣ czΩ£µ powierzchni zajmuj╣ p│askowy┐e z nieg│Ωbokimi szczeli-nami. G│adka powierzchnia ksiΩ┐yca £wiadczy o tym, ┐e po wielkim bombardowaniu meteoroidami, kt≤rego nie uniknΩ│o ┐adne z cia│ Uk│adu S│onecznego, musia│a ona ulec co najmniej raz stopieniu. Pozostaje zagadk╣, jak niewielki lodowy ksiΩ┐yc zdo│a│ utrzymaµ wewnΩtrzne ciep│o od czasu swojego powstania. Planeto1odzy przy-puszczaj╣, ┐e ciep│o ksiΩ┐yca jest uzupe│niane przez si│y p│ywowe powstaj╣ce na skutek oddzia│ywa± grawitacyjnych Saturna i Dione na Enceladusa. Wydaje siΩ, ┐e Enceladus by│ dawniej, a mo┐e i jest obecnie, aktywnym ksiΩ┐ycem, podobnie jak Io, z t╣ tylko r≤┐nic╣, ┐e wulkany na Enceladusie zamiast magmy wyrzucaj╣ wodΩ. Rhea obiega Saturna po orbicie niemal ko│owej. Ten trzeci w kolejno£ci odkrycia ksiΩ┐yc Saturna (odkry│ go Giovanni D. Cassini w 1672 roku) ma £rednicΩ 1530 km, masΩ 2,53 x 1021 kg i £redni╣ gΩsto£µ 1,35 g/cm3. Pod wzglΩdem swojej jasno£ci (9,7m w opozycji planety) jest drugim najja£niejszym ksiΩ┐ycem Saturna. Rhea odznacza siΩ interesuj╣c╣ powierzchni╣: jedna jej czΩ£µ ma ma│o krater≤w uderze-niowych i widaµ na niej nawet trzy niemal ko│owe p│askowy┐e, na drugiej czΩ£ci obserwuje siΩ dos│ownie krater na kraterze. Dione jest nieco mniejszym ksiΩ┐ycem ni┐ Rhea. Ma podobn╣ powierzchniΩ, na kt≤rej jednak przewa┐a ja£niejszy materia│. R≤wnie┐ Dione, podobnie jak wiΩkszo£µ ksiΩ┐yc≤w Saturna, pod wzglΩdem stopnia odbicia £wiat│a ma powierzchniΩ asymetryczn╣. P≤│kula ksiΩ┐yca zwr≤cona w stronΩ jego ruchu, tzw. przednia p≤│kula, odbija a┐ o 30-40% wiΩcej padaj╣cego £wiat│a ni┐ p≤│kula przeciwna. Przyczyn╣ asymetrii w odbijaniu £wiat│a jest prawdopodobnie woda, kt≤ra przez wieki przemieszcza│a siΩ z tylnej p≤│kuli na przedni╣, gdzie w postaci szronu i lodu odbija wiΩcej £wiat│a ni┐ pozosta│a czΩ£µ powierzchni. Spo£r≤d innych ksiΩ┐yc≤w Saturna najwiΩksz╣ zdolno£ci╣ odbijania £wiat│a odzna-cza siΩ Tethys. Jasne obszary jej powierzchni odbijaj╣ a┐ 80% padaj╣cego £wia-t│a. Tethys sk│ada siΩ niemal w ca│o£ci z lodu. GΩsto£µ ksiΩ┐yca wynosi 1,0 g/cm3. Na Jego powierzchni widaµ wielki krater o £rednicy 400 km, otoczony wa│a-mi, i d│ugie doliny. Powierzchnia ksiΩ┐yca ukszta│towa│a siΩ w procesie jego stygniΩcia. Prawdopodobnie doliny s╣ znacznie starszymi tworami geologicznymi ni┐ krater. Typowym lodowym ksiΩ┐ycem jest Hyperion. Kszta│tem przypomina wyd│u-┐ony p╣k. Powierzchnia Hyperiona jest pokryta ciemnymi starymi kraterami uderze-niowymi. Nie brakuje te┐ na nim jasnych krater≤w uderzeniowych, kt≤re powsta│y niedawno. Mimas, o £rednicy 392 km, obiega Saturna blisko zewnΩtrznego brzegu pier£cienia. Ca│a powierzchnia ksiΩ┐yca jest pokryta kraterami. NajwiΩkszy z nich - Herschel, o £rednicy 130 km, znajduje siΩ w £rodku przedniej p≤│kuli. Wa│ krateru ma wysoko£µ 5 km, a jego dno le┐y 10 km poni┐ej u£rednionej powierzchni ksiΩ┐yca. Wysoko£µ wzniesienia po│o┐onego w £rodku krateru wynosi 6 km, a jego £rednica 25 km. PowierzchniΩ ksiΩ┐yca przecina wiΩksza liczba szczelin o d│ugo-£ci 80-100 km, szeroko£ci 10 km i g│Ωboko£ci 1-2 km. Nie wyklucza siΩ, ┐e Mimas m≤g│ zachowaµ czΩ£µ wewnΩtrznego ciep│a z okresu swojego powstania. Pozosta│e niewielkie ksiΩ┐yce Saturna s╣ lodowymi bry│ami o nieregularnym kszta│cie. Praw-dopodobnie s╣ one pokryte cienk╣ warstw╣ materia│u kamiennego. Na ich powierzch-niach gdzieniegdzie widaµ kratery uderzeniowe. W£r≤d ma│ych ksiΩ┐yc≤w Saturna szczeg≤lnie godne uwagi s╣ Janus i Epimetheus, posiadaj╣ce wiele wsp≤lnych cech. W przesz│o£ci mog│y one stanowiµ jedno cia│o, kt≤re nie wytrzyma│o uderzenia meteoroidu podobnego na przyk│ad do tego, kt≤ry utworzy│ krater Herschel na Mi-masie. Orbity obu ksiΩ┐yc≤w wykazuj╣ zadziwiaj╣c╣ cechΩ: ksiΩ┐yce wymieniaj╣ siΩ na nich w regularnych odstΩpach czasu. Obecnie znajduje siΩ bli┐ej Saturna Epi-metheus i porusza siΩ po orbicie charakteryzuj╣cej siΩ szybszym ruchem, nie-ustannie wyprzedzaj╣c powolniejszy ksiΩ┐yc, Janusa. W ko±cu, po wielu obiegach Saturna, Epimetheus zbli┐y siΩ do Janusa i wtedy pod wp│ywem wzajemnego przyci╣-gania wymieni╣ one swoje orbity tak, ┐e szybszy Epimetheus przejdzie na dalsz╣ orbitΩ Janusa, przez co zmniejszy siΩ prΩdko£µ jego ruchu, natomiast Janus do-stanie siΩ na orbitΩ Epimetheusa znajduj╣c╣ siΩ bli┐ej Saturna i jego prΩdko£µ wzro£nie. Po pewnym czasie wymiana orbit powt≤rzy siΩ znowu. Do dzisiaj nie wie-my , dlaczego uk│ad ksiΩ┐yc≤w Saturna r≤┐ni siΩ od uk│adu ksiΩ┐yc≤w Jowisza. Jowisz ma cztery du┐e ksiΩ┐yce, Saturn tylko jeden. R≤┐nica zachodzi tak┐e w ich budowie: u Saturna wszystkie ksiΩ┐yce s╣ z lodu, w przypadku Jowisza tak nie jest. Ameryka±ski planetolog Eugene Schoemaker s╣dzi, ┐e obecnie obserwujemy jedynie pozosta│o£ci po pierwotnym uk│adzie ksiΩ┐yc≤w Saturna. Byµ mo┐e, Saturn mia│ wiΩcej du┐ych ksiΩ┐yc≤w, kt≤re siΩ rozpad│y pod wp│ywem uderze± meteoro-id≤w. WiΩkszo£µ materia│u powsta│ego z rozpadu przechwyci│ Saturn, l┐ejsze za£ bry│y materii utworzy│y obecny uk│ad ksiΩ┐yc≤w. Pozostaje zagadk╣, dlaczego za-chowa│ siΩ akurat jeden du┐y ksiΩ┐yc. Ze wszystkich ksiΩ┐yc≤w Saturna za pomoc╣ niewielkiej lunetki mo┐emy obserwowaµ jedynie dwa: RheΩ i Tytana. Pozosta│e ksiΩ┐yce s╣ dostΩpne dla obserwacji jedynie przy pomocy wiΩkszych teleskop≤w. Zaµmienia ksiΩ┐yc≤w Saturna s╣ raczej rzadkie i zachodz╣ tylko w tym czasie, gdy patrzymy na planetΩ w p│aszczyƒnie jej r≤wnika. KsiΩ┐yce Saturna otrzyma│y nazwy tytan≤w z mitologii antycznej.