土星新探
自从旅行者2号探测器在20世纪80年代初造访土星以来，很多年来一直没有进行过针对土星的近距离空间探测。直到2004年6月30日，卡西尼号探测器进入了环绕土星的轨道，成为第一架土星轨道探测器，揭开了土星深空探测的新篇章。
卡西尼号探测器初入轨时拍摄的土星全貌。
在预定的4年探测任务里，卡西尼号环绕土星运行了27周，完成了13次预定的卫星飞越，期间轨道从赤道轨道逐渐变为倾角70度的近极轨，从不同角度细查这个庞杂的系统。有人说，在预定的4年探测任务里，卡西尼号的最大功绩就是证实了先前最为狂野的猜想，揭示出一个熟悉而又陌生的异星世界。如今，卡西尼号的计划任务已至尾声，即将开始全新的扩展任务，就在此时对之前的4年做个回顾吧。
光环世界
在太阳系的4颗类木行星中，土星素来以光环闻名，其宽而薄的环系由冰与岩石的颗粒组成，有着复杂而精细的结构。卡西尼号探测器自然少不了将大把的飞行时间花在光环探测上，为了解环系（乃至天体物理中的盘状结构）的组成与动力学演化提供了大量的信息。
土星光环结构一览。
譬如对于靠近主光环外缘的A环，卡西尼号在入轨之初就在其中看到了密度波的现象。其成因与A环的位置有关：A环受诸多卫星轨道共振的影响。当卫星经过光环附近时，环内粒子的轨道取向发生改变，激发出了密度波。这一过程与星系旋臂的成因非常类似，表现在观测上也很类似：明暗区域呈螺旋状相互交替，物质在密度波波峰处最为密集。对于土星A环来说，波峰出现在恩克缝附近。在下面这张2004年拍摄的紫外照片中，左侧的主波峰是土卫十的杰作，右侧的次峰则是土卫十七的功劳。类似的现象在B环中也有发现。研究密度波分布除了动力学意义，还可以有效限制光环厚度：A环内缘最多只有10至15米厚。
B环的出名之处要数可以追溯到旅行者时代的径向辐射状条纹，不与任何已知卫星的轨道共振吻合。它们在背向散射光的照射下比光环背景更暗，而在正向散射光下则显得更亮。至今没有对条纹的较好解释，一般是根据自转速率，将其归结为受土星磁层作用的尘埃微粒。卡西尼号在入轨一年多之后才首次探测到了这些条纹，但与20几年前旅行者号的观测相比，数量少且对比度更小。研究认为，辐射状条纹的明暗与土星季节有关，在土星的春秋两季达到高潮，因此卡西尼小组希望，能在2009年土星到达分点时仔细对其进行研究。
卡西尼号所见的B环辐射状条纹。
谈到土星环系的动力学，还不能不提对几个环缝的观测，如A环内的恩克缝与基勒（Keeler）缝。扫清恩克缝中物质的是土卫十八，同时它也让恩克缝的边缘产生了波浪般的形态（下图）。但卡西尼号还在恩克缝中发现了暗淡的细环——扫清工作完成得并不彻底。基勒缝中则有土卫三十五被发现，这颗小卫星正是基勒缝形成的罪魁。
关于土星光环的成分，卡西尼号也作出了重要发现：越靠近土星，尘埃含量越高，外围则是以水冰为主。这是追溯光环起源的一条线索。不过卡西尼缝与恩克缝的尘埃却是出奇的多，具体原因至今未知。同时，利用射电观测，还可以给出粒子排布的形态。卡西尼号在A环与B环中发现了有许的结构。
土星光环的假彩色紫外图象，红色代表尘埃富集，绿色代表水冰集中区。
为获得关于土星环系的完整图象，卡西尼号还研究了几道看起来暗淡的光环。如在两颗牧羊犬卫星作用下F环持久的活动，源自土卫二间歇泉喷出物的冰质E环，出奇活跃的D环，以及可以归因于土卫一轨道共振的G环亮弧，等等。
土星风暴面面观
与红白条纹相间的木星相比，土星看起来似乎平淡无奇，大气中只有一系列彼此平行的低对比度条带。但这并不意味着土星大气是安详平静的，那些条带正是高速流动的急流，速度可以达到每秒470米，几乎是地球急流的10倍之多，在太阳系中稳坐头把交椅。同时，土星风暴几乎是肆虐不断，一场往往要持续数月甚至更长时间。气旋、强对流，甚至是雷暴与降雨，都可以是土星风暴的表现形式。
其实只要把对比度提高，就可以一窥土星真面目。同样有急速的湍流，同样有气旋，与木星并无二致：
至于超强的风暴，一眼就可以见其真身。下图中心较亮的区域就是卡西尼号土星探测器入轨以来持续时间最长的一场雷暴，搅动着路过的区域，夹杂着雷电，形成了壮观一景。照片拍摄于2008年4月23日，此时距离这场雷暴的最初探测已有5个月。雷暴的发生地位于土星的南半球，自卡西尼号2004年抵达土星以来，这里一直有大型风暴发生，故被称为风暴走廊。
对土星风暴的研究正是卡西尼号的探测目标之一。了解风暴的行为，就可以获取关于大气整体性质的线索。为了达到预期目标，探测器携带了全面的仪器，可以在可见光波段观察风暴的形态和结构，在红外波段了解其温度以及组成成分，同时还可以在射电波段上聆听雷暴产生的信号。结合这些数据，就可以反演出风暴的结构了。
譬如下面这个例子，也就是2006年10月某次极地风暴。以下6张照片的对应波段，上排左起分别为460、752与728纳米，下排左起分别为890、2800与5000纳米。图中的暴风眼正是土星南极，这也是首次在地球以外的星球上看到中心宁静的风眼结构。对比各图可以看出，在不同波段上，风眼明暗不同：在460纳米上，由于大气的散射作用较强而使对比度降低；在728纳米与890纳米的甲烷吸收波长上，基本只能看到高空云团，由于对应照片中，风眼显得尤其暗，由此可以推测，这里缺少高云；至于5000纳米的红外波段中明亮的风眼，则可以归结为行星本身存在热辐射。
土星风暴的规模能达到多大呢？上面提到的这场南极风暴，风眼直径足足有1500千米，而这样的尺度并不算例外。风暴传播速度不是很确定，不过根据估计，应该比沿土星纬度方向分布的急流慢一些。至于驱动风暴的能源，除了太阳辐射之外，相当一部分还是来自行星本体产生的热量。
不妨再来看看其他几场风暴：
龙形风暴，2004年9月土星南半球的一场著名雷暴，同样发生在风暴走廊。通过追踪龙形风暴的演化过程，研究者认为，它可能是个位于大气深处的长期风暴，由其分裂出的小型风暴可以从行星内带出能量，供应在外层大气上所见的大尺度结构。除了下图中所见的复杂结构外，该风暴还是个强射电源。
风暴走廊的涡流群：
北半球高纬地带的风暴：
近观土星极光
行星极光是带电粒子沿磁力线运动，与大气中的原子或分子撞击并将其激发而产生的。由于存在浓密的大气层，土星自然会存在极光现象。这最早是在1979年由先驱者11号探测器发现的。1994年，哈勃空间望远镜第一次拍下了土星极光的照片。在哈勃的眼中，土星的紫外极光呈圆形，分布在极地云层上空上千千米的地方，随着时间有显著的变化。由于土星地理极点几乎与磁极重合，极光呈现出很好的对称特性。
但关于土星极光的起源，却一直是众说纷纭：有说是类似地球极光，由太阳风支配；也有说主导原因是内因，也就是行星本身磁场由于快自转而产生的强电场，粒子来源则主要是卫星，这与木星极光的成因类似。当然，也有中间观点的存在，认为土星极光是地球极光与木星极光的混合。受分辨率所限，仅凭哈勃这样的近地设备，无法彻底解决问题，卡西尼号探测器也就顺理成章地担负起了探讨土星极光的任务。
卡西尼号的探测结果结合哈勃望远镜的观测表明，太阳风在土星极光的产生过程中所发挥的作用比原先的预计更大。与地球类似，土星极光在很大程度上是与行星本身自转无关的，同时，射电信号也与明亮的极光弧成协。不过不同之处也存在：极光的增亮过程持续时间更长，可以达到几天之久。同时，某些时候土星极光的行为更类似木星，会随同土星一起转动，这有可能是受太阳本身而非太阳风磁场的驱动。土星极光的另一独特之处是，在星球昼夜分界线一带的极光尤其明亮，这里对应着磁暴强度增加的地方。
下面这张照片就是卡西尼号的紫外成像光谱仪（Ultraviolet Imaging Spectrograph）眼中完整的土星南极光，随太阳风有着显著的变化。在这里，带电粒子主要激发的是氢分子与原子。
值得一提的是最近又有土星的次级极光发现，亮度相当于主极光的25%。据信其起源是类似于木星的，只是由于土星没有象木卫一这样的火山卫星，因此不能提供足够的粒子源，导致次级极光亮度不足。这一结果是利用NASA的红外望远镜完成的，发表在今年4月29日出版的《自然》杂志上。不知道卡西尼号在未来几年内会对土星次级极光的研究作些什么样的贡献？
土卫概览
土星的卫星众多，其中最为引人注目的当属土卫六泰坦。一直以来，人们都认为土卫六的环境类似于几十亿年前的早期地球。但由于其浓密的大气阻隔了视线，直到卡西尼号抵达土星之前，对土卫六的了解是少而又少。
卡西尼号探测器装备了可以穿透大气的综合孔径雷达，更有登陆土卫六的惠更斯号子探测器一同上路。光学和红外设备也没有闲住，它们为测绘土卫六的天气变化立下了汗马功劳。于是，分层的雾霭、有机大分子、有机物富集的表面、甲烷循环、变换的云层、火山地貌、冰质平原、沙丘，还有复杂的溪流与三角洲就一一呈现。上面这张照片显示的就是土卫六上纵横交错的河流，所在地点正是惠更斯号的着陆地。
下图则是给出了土卫六的极地湖泊的位置（图中深色区域），最大的一个面积相当于地球上的里海。人们认为，湖中的填充物是碳氢化合物。由于土卫六表面的低温（约零下180摄氏度），甲烷等烃类可以保持液态，其行为就类似于地球上的水，可以蒸发、凝结并产生降雨，形成湖泊、海洋和溪流。
至于土卫六的天气，卡西尼号多次拍下了其上变幻的云团，当然还有层层叠叠的雾霭，层数之多远超过先前的预计。由此，人们对土卫六的环流状况有了大概的认识。
卡西尼号拍摄的土星大气紫外图象，可见多层雾霭。
卡西尼号眼中的部分土卫，右上起分别为土卫二、土卫六、土卫五、土卫十二与土卫四。
不能不提的还有土星新卫星的发现，包括前面提到过的土卫三十五。现在已经被正式命名的土卫数目已达52颗，而新的发现还在继续。
卡西尼号眼中的部分土卫，右上起分别为土卫四、土卫八、土卫十一与土卫七。
来自土星的声音
文章最后，不妨来见识一下来自土星的音响信息。能记录下它们，基本上是卡西尼号射电与等离子波仪器（Radio and Plasma Wave Science Instrument）以及随行的惠更斯号土卫六探测器的功劳。声音的种类也是五花八门，有前面提到过的雷暴和极光相关，有惠更斯号穿过土卫六浓密大气时产生的声响，还有探测器飞行途中遇到的太阳风。
上图就是利用2006年1月下旬土星的闪电数据转化成的音频（下载地址：http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/videos/movies/PIA02166.mov），听来类似调幅信号的噼啪杂音。而土卫二附近离子回旋波（下载地址：http://www.nasa.gov/mov/113760main_PIA07869.mov）的声响听来又是不同，颇似渐渐靠近又远离的尖啸音源，又带着几分科幻般的色彩：
其实对于卡西尼号探测器来说，聆听来自土星的声音还有相当重要的用途：测量土星自转。由于土星没有固体表面，也没有什么可以反映自转的大气特征，要测量自转速度，只能依靠测量本征射电信号变化周期来完成。这也是卡西尼号研究的第一种土星声响，测得的结果是，周期为10小时45分钟45秒，比80年代初旅行者号传回的数据足足长了6分钟。迄今对此现象还没有很好的解释，看来为了解20余年来土星的自转变慢，还需时日。
土星参数
近日点距离：9.021天文单位
远日点距离：10.054天文单位
赤道半径：60268千米
质量：5.6851 x 1026千克
密度：0.7克/立方厘米
自转周期：10.656小时
公转周期：29.4地球年
轨道倾角：2.484度
黄赤交角：26.73度
表面温度：零下178摄氏度
逃逸速度：35490米/秒
已知卫星数目：60
注：本文为约稿，经修改后发表于今年8月号的《天文爱好者》杂志，请勿转载。
