Läbi on selle aasta valged ööd, lõppema hakkab ka põhjamaa astronoomide suvepuhkus. Ööl vastu 29. juulit võtsime Tähetornis Zeissi teleskoobil katte maha, et otsida üles selle aasta astronoomiline sensatsioon - rõngata Saturn.
Kevadel me teda ei näinudki. Natuke sai asja valesti rehkendatud, natuke segas ka selle kevade heitlik ilm. Aga praeguseks on Saturn täitsa olemas, tõuseb kesköö paiku ja hommikuses taevas temast heledamat tähte naljalt ei leia. Tarvitseb vaid vaadata teleskoopi, kui üllatus ongi käes: harjumuspärase, piltidelt igituttava "kaabuloti" asemel on taevas "teine Jupiter" - tavaline kettakujuline planeet, umbes niisama suur, kui Marss talvise vastasseisu ajal, kergelt vöödiline, kaaslaste rivi ekvaatorit jätkamas. Siiski, kui hästi pingutada, võib aimata nõrka heledamat triipu kahel pool planeediketast - aga see võib olla ka fantaasia vili.
1612. a. olid kaaslased äkki kadunud. Galilei protokollis ka selle fakti, samuti nagu kaaslaste taasilmumise järgneval aastal.
1611. a. tuli kutseline astronoom J. Kepler mõttele asendada
Galilei pikksilma kaksiknõgus okulaar tavalise kumerläätsega,
mida sai võrratult täpsemalt töödelda. See, et taolises
pikksilmas tekib ümberpööratud ("jalad ülespidi") kujutis,
astronoome ei häirinud. Huygens, kes oli oma sajandi suurimaid
leiutajaid (temale kuulub pendelkella loomise idee), täiustas
okulaari veelgi, viies teleskoobi suurenduse enam-vähem
tänapäevasele tasemele. Vaadelnud Saturni terve "saturniaasta"
(aeg, mille jooksul planeet teeb täistiiru ümber Päikese, võrdub
29.5 maa-aastaga), kirjutas ta 1659. aastal:
Ekliptikaks nimetavad astronoomid Päikese teekonda tähistaevas aasta vältel. Tegelikult määrab selle Maa orbiidi tasand. Nagu teame, tiirlevad ligikaudu samas tasandis ka kõik teised suured planeedid. (Saturni orbiit on näiteks Maa omaga vaid 2,5 kraadise nurga all). Et rõnga asend maailmaruumis ei muutu, planeet ise aga liigub ümber Päikese, tekibki iga 15 aasta järel olukord, kus Maal asuv vaatleja näeb rõngast servalt. Kuna teda siis näha ei ole, peab ta olema "õhuke ja tasapinnaline" - nagu paberileht.
Loomulikult huvitas uurijaid, mida see ketas endast kujutab ja kui paks on see "õhuke" tegelikult. Saturn asub hirmuäratavalt kaugel - kümme korda kaugemal kui Päike ja poole kaugemal kui Jupiter. 18. sajandi tuntuim astronoom ja teleskoobiehitaja W. Herschel julges pakkuda paksuseks "mitte rohkem, kui 300 miili". Rõnga kadumine iga 15 aasta tagant ongi ainus võimalus tema paksuse määramiseks. 19. sajandil jõuti 40 miilini, 1908.a. anti paksuseks 13 miili, 1966.a. 2.4 km, 1980.a. 1.1+/-0.3 km.
Järgmine võimalus paksust määrata tuleb tänavu...
Et Saturni telg seisab niisama kindlalt, kui Maa omagi, liigub lõikejoon koos Saturniga piki viimase orbiiti, säilitades seejuures oma suunda. Iga 14 aasta tagant tuleb see joon Maa orbiidi sisse. Nagu jooniselt näeme, juhtus see tänavu maikuu keskpaiku. Saturn liigub aeglasemalt kui Maa (9.5 km/s Maa 30 km/s vastu), Maa orbiit on suur (läbimõõt 300 miljonit kilomeetrit); kui jagame viimase arvu esimesega, saamegi teada, et rõnga kadumine on võimalik peaaegu terve aasta jooksul - kui ainult Maa satuks sellele "sõlmede joonele". Aga satub ta sinna kindlasti, kuna aastaga teeb ta ju orbiidil täistiiru. Kui hästi läheb, võib ta sinna sattuda isegi kuni kolmel korral. Tänavu on just nii. Esimest korda läbis Maa rõnga tasandi 22. mail; liikudes sõlmede joonele vastu. Nüüd, 10. augustil, jõuab kiiremini liikuv Maa joonele järele ja möödub sellest ning lõpuks, teinud veel pool tiiru orbiidil, kohtub lahkuva joonega 12. veebruari paiku.
Niisiis ilmub ja kaob rõngas kolmel korral. Aga see pole veel kõik. Vahepeal, 19. novembril, ületab joon Päikese.
Mida tähendab see? Aga seda, et kui varem valgustas Päike Saturni "ülaltpoolt" (põhjapooluse suunast), siis nüüd suundub ta "lõunapoolkerale". Vastavalt muutub ka rõnga valgustatuse suund. Vahepeal, kui Päike asub rõnga tasandis, kaob rõngas sootuks: rõnga pind pole valgustatud, serv aga on liig kitsas, et me teda selliselt kauguselt märkaksime.
Veel üks tähelepanek: kui Maa ja Päike on samal pool sõlmede joont, näeme me nagu tavaliselt rõnga valgustatud pinda. Selline on seis 10. augustist 19. novembrini ning pärast 12. veebruarit. Praegu on Maa sõlmjoonest ülalpool, Päike aga all: me näeme rõnga valgustamata poolt! See on harukordne võimalus, aga ärge veel kiirustage - parim aeg "ketta alla piilumiseks" tuleb detsembris, kui Päike jääb sõlmede joone taha, Maa aga on sellest juba kaugel. Valgustamata rõngas paistab siis küllalt laiana (siiski vaid kaks kaaresekundit!) ning heal juhul on meil võimalus oma silmaga näha seda, millest seni teame vaid kosmosetehnika vahendusel - Saturni rõnga negatiivi. Probleem, milline näeb välja rõngas "altpoolt", oli astronoomide pikaajalise vaidluse objekt: ühed oletasid, et rõngas kaob üldse, teised, vastupidi eelmistele, väitsid, et mingit muutust pole - rõngas on niivõrd hõre, et hajutab valgust mõlemas suunas. 1907.aastal, mis oli rõnga alla piilumiseks umbes niisama hea, kui tänavune, joonistas Edward Barnard Yerkesi observatooriumis Saturnist pildi, kus pidi näha olema just toosama valgustamata külg. Pildil (joonis 2) on näha kaks valguslaiku, mis peaksid olema rõngas, kuid nende kaugus planeedist on oluliselt väiksem, kui rõnga tavaline raadius. Vaidluse lahendas kosmosesond "Voyager", pildistades 1980.a. rõngast mõlemalt poolt. Tuli välja, et heledad rõngad muutusid tõepoolest tumedateks; mis aga üllatas, oli see, et rõngaste vahelised tühikud (silmaga näeme neist suurimat, nn. Cassini tühimikku, lähedalt vaadates on neid aga sadu) muutuvad läbivas valguses heledaks. Nii ongi altvaates heledaimaks objektiks Cassini pilu, siis tühik sisemiste rõngaste vahel, edasi pinnalähedane nn. krepprõngas (C) ning lõpuks kõige tumedamad, tavaliselt heledaina paistvad rõngad A ja B.
Kas seda Maa pealt tõesti näha on, selgub detsembris. Praegu on rõngas liig kitsas, aga Hubble'i teleskoop on värvivahetuse juba fikseerinud. Silmaga vaatamise seisukohalt on asi muidugi võimaluste piiril, aga proovima peab ikkagi. Nii head võimalust lähema viiekümne aasta vältel ei tule.
Mis aga kindlasti näha, on rõnga vari planeedi pinnal. Sedagi nägi esmakordselt Barnard; ja ka vari on näha vaid siis, kui rõngas on "negatiivis". Paistab ta kitsa süsimusta triibuna planeedi heledal kettal ja nüüd tulekski hoolega vaadata tühjust planeedi kõrval: kas näeme valgustamata rõngast või mitte. Ja veel: vaadake, kui lapik võib olla üks planeet! Kui Maal on ekvatoriaalse ja polaarse raadiuse vahe vaid üks kolmesajandik raadiusest, siis Saturnil on see tervelt üks kümnendik.
Ja kindlasti - ärge unustage kaaslasi. Kui palju neid Saturnil kokku on, sõltub sellest, mida kaaslaseks lugeda. Kui ka rõngas koosneb kivikestest, läheb asi üsna raskeks. Maapealsete vaatluste käigus avastatud kümme kaaslast, Voyagerid lisasid veel kaheksa, praeguseks on Hubble'i teleskoobi meeskond teatanud nelja uue kuu leidmisest rõnga piirkonnas. Kuid vaid üks - Titanus - on heleduse poolest võrreldav Jupiteri nelja suure kuuga. Aga see-eest, kui Jupiteri ülejäänud kaaslased on tavalises teleskoobis silmale nähtamatud, siis Saturni korral on tervelt neli - Enceladus, Tethys, Dione ja Rhea - meie Zeiss'iga hästi näha. Heleduse poolest on nähtav ka Päikesesüsteemi üks mõistatuslikumaid objekte, Arthur Clarke'i "Kosmoseodüsseia 2001"-st tuntud Japetus... Aga sellest vast mõni teine kord. Kõigepealt katsume tolle mõistatuse üles leida.
Jätame need teooriad selleks ajaks, kui rõngas uuesti näha on. Saturn jääb meie sügistaevast ilustama veel vähemalt kümneks aastaks, tema nähtavus paraneb iga aastaga. Samuti paisub ka rõngas, omandades suurima laiuse aastaks 2002. Seejärel hakkab ta uuesti kahanema kuni kadumiseni 2010. a. paiku. Ja nii edasi.