Saturn (planeta)

Fyzické vlastnosti

Saturn je oblý sféroid, což znamená, že je na pólech zploštělý a kolem rovníku se zvětšuje. Rovníkový průměr planety je 120 536 km (74 898 mil), zatímco polární průměr (vzdálenost od severního pólu k jižnímu) je 108 728 km (67 560 mil); rozdíl činí 9 %. Saturn má zploštělý tvar v důsledku velmi rychlé rotace, která nastává jednou za 10,8 hodiny.

Saturn je jedinou planetou ve sluneční soustavě, která má menší hustotu než voda. I když je jádro planety velmi husté, má plynnou atmosféru, takže průměrná měrná hustota planety je 0,69 g/cm3. To znamená, že kdyby se Saturn mohl umístit do velkého bazénu s vodou, plaval by.

Atmosféra

Vnější část Saturnovy atmosféry je tvořena přibližně 96 % vodíku, 3 % helia, 0,4 % metanu a 0,01 % amoniaku. Dále je zde velmi malé množství acetylenu, ethanu a fosfinu.

Saturnova oblaka mají podobný pruhovaný vzorek jako oblačné pásy na Jupiteru. Saturnova oblaka jsou mnohem slabší a pásy jsou širší na rovníku. Nejnižší vrstva Saturnových mraků je tvořena vodním ledem a je silná asi 10 km. Teplota je zde poměrně nízká, 250 K (-10°F, -23 °C). Vědci se však v tomto ohledu neshodují. Vrstva nad ní, silná asi 77 km (48 mil), je tvořena ledem hydrosulfidu amonného a nad ní je vrstva čpavkových ledových mraků silná 80 km (50 mil). Nejvyšší vrstva je tvořena plynným vodíkem a heliem a sahá od 200 km (124 mil) do 270 km (168 mil) nad vrcholky vodních mraků. Je známo, že polární záře se u Saturnu tvoří také v mezosféře. Teplota na vrcholcích Saturnových mraků je extrémně nízká, 98 K (-283 °F, -175 °C). Teploty ve vnitřních vrstvách jsou mnohem vyšší než ve vnějších vrstvách, protože teplo produkuje Saturnův vnitřek. Saturnovy větry jsou jedny z nejrychlejších ve Sluneční soustavě, dosahují rychlosti 1 800 km/h, což je desetkrát více než větry na Zemi.

Bouřky a skvrny

Saturnova atmosféra je také známá tím, že se v ní tvoří oválná oblaka, podobná jasnějším skvrnám, které lze pozorovat na Jupiteru. Tyto oválné skvrny jsou cyklonální bouře, stejné jako cyklony pozorované na Zemi. V roce 1990 objevil Hubbleův vesmírný dalekohled v blízkosti Saturnova rovníku velmi velký bílý oblak. Bouře podobné té z roku 1990 byly známy jako Velké bílé skvrny. Tyto jedinečné bouře existují jen krátkou dobu a dochází k nim jen přibližně jednou za 30 pozemských let, v době letního slunovratu na severní polokouli. Velké bílé skvrny se vyskytly také v letech 1876, 1903, 1933 a 1960. Pokud bude tento cyklus pokračovat, další bouře se vytvoří přibližně v roce 2020.

Sonda Voyager 1 nalezla poblíž severního pólu Saturnu, přibližně na 78° s. š., šestiúhelníkový obrazec mraků. Sonda Cassini-Huygens jej později v roce 2006 potvrdila. Na rozdíl od severního pólu se na jižním pólu žádný šestiúhelníkový mrak nevyskytuje. Sonda také objevila bouři podobnou hurikánu, která byla uzamčena u jižního pólu a která jasně vykazovala oční stěnu. Až do tohoto objevu byly oční stěny pozorovány pouze na Zemi.

Interiér

Vnitřek Saturnu je podobný vnitřku Jupiteru. Ve svém středu má malé skalnaté jádro o velikosti Země. Je velmi horké; jeho teplota dosahuje 15 000 K (26 540 °F (14 727 °C)). Saturn je tak horký, že do vesmíru odevzdává více tepelné energie, než kolik jí přijímá od Slunce. Nad ním se nachází silnější vrstva kovového vodíku, hluboká asi 30 000 km (18 641 mil). Nad touto vrstvou se nachází oblast kapalného vodíku a helia. Jádro je těžké, má asi 9 až 22krát větší hmotnost než jádro Země.

Magnetické pole

Saturn má přirozené magnetické pole slabší než Jupiter. Stejně jako u Země je i Saturnovo pole magnetickým dipólem. Saturnovo pole je jedinečné tím, že je na rozdíl od všech ostatních známých planet dokonale symetrické. To znamená, že pole je přesně v jedné přímce s osou planety. Saturn generuje rádiové vlny, které jsou však příliš slabé na to, aby je bylo možné ze Země zachytit. Měsíc Titan obíhá ve vnější části Saturnova magnetického pole a vydává do pole plazmu z ionizovaných částic v Titanově atmosféře.

Saturn ve srovnání s velikostí Země


Kresba Saturna od Roberta Hooka z roku 1666


Severní polární šestiúhelníkový oblak, který poprvé objevila sonda Voyager 1 a později Cassini.

Rotace a oběžná dráha

Průměrná vzdálenost Saturnu od Slunce je více než 1 400 000 000 km, což je přibližně devětkrát více než vzdálenost Země od Slunce. Oběh Saturnu kolem Slunce trvá 10 759 dní, tedy přibližně 29,8 roku. Tato doba se označuje jako oběžná doba Saturnu.

Sonda Voyager 1 změřila, že rotace Saturnu trvá na rovníku 10 hodin 14 minut, blíže k pólům 10 hodin 40 minut a v nitru planety 10 hodin 39 minut 24 sekund. To je známé jako rotační perioda.

Cassini změřila rotaci Saturnu v délce 10 hodin 45 minut 45 sekund ± 36 sekund. To je přibližně o šest minut, tedy o jedno procento, více než doba rotace naměřená sondami Voyager 1 a Voyager 2, které prolétly kolem Saturnu v letech 1980 a 1981.

Rotační perioda Saturnu se vypočítává podle rychlosti rotace rádiových vln, které planeta uvolňuje. Sonda Cassini-Huygens zjistila, že se rádiové vlny zpomalily, což naznačuje, že se rotační perioda zvýšila. Protože se vědci nedomnívají, že by se Saturnova rotace skutečně zpomalovala, vysvětlení může spočívat v magnetickém poli, které způsobuje rádiové vlny.

Planetární prstence

Saturn je známý především díky svým prstencům, které lze snadno pozorovat dalekohledem. Jmenuje se sedm prstenců: A, B, C, D, E, F a G. Pojmenovány byly v pořadí, v jakém byly objeveny, což se liší od pořadí od planety. Z planety jsou prstence následující: D, C, B, A, F, G a E.

Vědci se domnívají, že prstence jsou pozůstatkem materiálu po rozpadu měsíce. Nová myšlenka říká, že šlo o velmi velký měsíc, který se z větší části zřítil na planetu. Zůstalo po něm velké množství ledu, z něhož se vytvořily prstence a také některé měsíce, jako například Enceladus, o nichž se předpokládá, že jsou tvořeny ledem.

Historie

Prstence poprvé objevil Galileo Galilei v roce 1610 pomocí svého dalekohledu. Galileovi se jako prstence nezdály, a proto je nazval "ručičkami". Domníval se, že Saturn jsou tři samostatné planety, které se navzájem téměř dotýkají. V roce 1612, kdy byly prstence obráceny hranou k Zemi, prstence zmizely a v roce 1613 se opět objevily, což Galilea ještě více zmátlo. V roce 1655 Christiaan Huygens jako první rozpoznal, že Saturn je obklopen prstenci. Pomocí mnohem výkonnějšího dalekohledu než Galilei si všiml, že Saturn "je obklopen tenkým, plochým prstencem, který se nikde nedotýká...". V roce 1675 Giovanni Domenico Cassini zjistil, že prstence planety jsou ve skutečnosti tvořeny menšími prstenci s mezerami. Největší prstencová mezera byla později pojmenována Cassiniho divize. V roce 1859 James Clerk Maxwell ukázal, že prstence nemohou být pevné, ale jsou tvořeny malými částicemi, z nichž každá obíhá kolem Saturnu samostatně, jinak by se stala nestabilní nebo by se rozpadla. V roce 1895 studoval prstence pomocí spektroskopu James Keeler, který Maxwellovu teorii potvrdil.

Fyzické vlastnosti

Prstence se nacházejí ve výšce od 6 630 km do 120 700 km nad rovníkem planety. Jak dokázal Maxwell, přestože se prstence při pohledu shora zdají být pevné a neporušené, jsou tvořeny malými částečkami hornin a ledu. Jejich tloušťka je jen asi 10 m; jsou tvořeny horninou křemenem, oxidem železa a ledovými částicemi. Nejmenší částice jsou jen zrnka prachu, zatímco největší jsou velké jako dům. Prstence C a D se také zdají být "vlnité", podobně jako vlny ve vodě. Tyto velké vlny jsou vysoké 500 m, ale každý den se pohybují jen pomalu, asi 250 m. Vlny jsou velmi silné, a proto je možné je pozorovat. Někteří vědci se domnívají, že vlny jsou způsobeny Saturnovými měsíci. Podle dalšího názoru vlny způsobila kometa, která do Saturnu narazila v roce 1983 nebo 1984.

Největšími mezerami v prstencích jsou Cassiniho oddíl a Enckeho oddíl, které jsou viditelné ze Země. Cassiniho divize je největší a měří na šířku 4 800 km. Když však Saturn v roce 1980 navštívily sondy Voyager, zjistily, že prstence mají složitou strukturu, která se skládá z tisíců tenkých mezer a prstenců. Vědci se domnívají, že je to způsobeno gravitační silou některých Saturnových měsíců. Malý měsíc Pan obíhá uvnitř Saturnových prstenců a vytváří v nich mezery. Jiné prstence si udržují svou strukturu díky gravitační síle pastýřských satelitů, jako jsou Prometheus a Pandora. Jiné mezery vznikají v důsledku gravitační síly velkého vzdáleného měsíce. Měsíc Mimas je zodpovědný za vyklizení Cassiniho mezery.

Nedávné údaje ze sondy Cassini ukázaly, že prstence mají vlastní atmosféru, která není součástí atmosféry planety. Atmosféra prstenců je tvořena plynným kyslíkem, který vzniká, když ultrafialové záření Slunce rozbíjí vodní led v prstencích. Mezi ultrafialovým světlem a molekulami vody dochází také k chemické reakci, při níž vzniká plynný vodík. Kyslíkové a vodíkové atmosféry kolem prstenců jsou od sebe velmi vzdálené. Kromě kyslíku a plynného vodíku mají prstence i řídkou atmosféru tvořenou hydroxidem. Tento aniont byl objeven Hubbleovým vesmírným dalekohledem.

Spokes

Sonda Voyager objevila útvary ve tvaru paprsků, tzv. paprsků. Ty později spatřil i Hubbleův teleskop. Sonda Cassini vyfotografovala paprsky v roce 2005. Na slunečním světle jsou vidět jako tmavé, proti neosvětlené straně se jeví jako světlé. Zpočátku se předpokládalo, že paprsky jsou tvořeny mikroskopickými prachovými částicemi, ale nové důkazy ukazují, že jsou tvořeny ledem. Rotují současně s magnetosférou planety, proto se předpokládá, že mají souvislost s elektromagnetismem. Co však způsobuje vznik paprsků, není dosud známo. Zdá se, že mají sezónní charakter, mizí během slunovratu a znovu se objevují během rovnodennosti.

Paprsky v Saturnových prstencích, vyfotografované sondou Voyager 2

Měsíce

Saturn má 53 pojmenovaných měsíců a dalších devět se stále zkoumá. Mnohé z měsíců jsou velmi malé: 33 z nich má průměr menší než 10 km a 13 měsíců je menších než 50 km. Sedm měsíců je dostatečně velkých na to, aby tvořily téměř dokonalou kouli způsobenou vlastní gravitací. Těmito měsíci jsou Titan, Rhea, Iapetus, Dione, Tethys, Enceladus a Mimas. Titan je největší měsíc, větší než planeta Merkur, a jako jediný měsíc ve Sluneční soustavě má hustou a hustou atmosféru. Dalšími největšími měsíci jsou Hyperion a Phoebe, jejichž průměr je větší než 200 km (124 mil).

V prosinci 2004 a lednu 2005 pořídila umělá družice Cassini-Huygens spoustu detailních fotografií Titanu. Jedna z částí této družice, známá jako sonda Huygens, pak přistála na Titanu. Sonda, pojmenovaná po nizozemském astronomovi Christiaanu Huygensovi, byla první sondou, která přistála ve vnější sluneční soustavě. Sonda byla navržena tak, aby se vznášela pro případ, že by přistála v kapalině. Enceladus, šestý největší měsíc, má průměr asi 500 km. Je jedním z mála objektů vnější sluneční soustavy, který vykazuje vulkanickou činnost. V roce 2011 vědci objevili elektrické spojení mezi Saturnem a Enceladem. To je způsobeno ionizovanými částicemi z vulkánů na malém měsíci, které interagují s magnetickými poli Saturnu. Podobné interakce způsobují polární záři na Zemi.

Průzkum

Saturn poprvé prozkoumala sonda Pioneer 11 v září 1979. Prolétla až 20 000 km nad vrcholky mraků planety. Pořídila fotografie planety a několika jejích měsíců, které však měly nízké rozlišení. Objevila nový tenký prstenec zvaný F prstenec. Zjistila také, že tmavé mezery prstence se při pohledu směrem ke Slunci jeví jako světlé, což ukazuje, že mezery nejsou prázdné od materiálu. Sonda změřila teplotu měsíce Titan.

V listopadu 1980 navštívila Saturn sonda Voyager 1 a pořídila fotografie planety, prstenců a měsíců s vyšším rozlišením. Na těchto snímcích bylo možné vidět povrchové rysy měsíců. Voyager 1 se přiblížil k Titanu a získal mnoho informací o jeho atmosféře. V srpnu 1981 pokračovala ve studiu planety sonda Voyager 2. Snímky pořízené sondou ukázaly, že dochází ke změnám na prstencích a v atmosféře. Sondy Voyager objevily řadu měsíců obíhajících v blízkosti Saturnových prstenců a také objevily nové mezery v prstencích.

1. července 2004 vstoupila sonda Cassini-Huygens na oběžnou dráhu kolem Saturnu. Předtím prolétla v blízkosti Phoebe, pořídila fotografie jejího povrchu s velmi vysokým rozlišením a shromáždila data. Dne 25. prosince 2004 se sonda Huygens oddělila od sondy Cassini a poté se přesunula k povrchu Titanu, kde přistála 14. ledna 2005. Přistála na suchém povrchu, ale zjistila, že na měsíci existují velké kapalné útvary. Sonda Cassini pokračovala ve sběru dat z Titanu a řady ledových měsíců. Našla důkazy, že na měsíci Enceladus vyvěrá z gejzírů voda. V červenci 2006 Cassini rovněž prokázala, že na Titanu se nacházejí uhlovodíková jezera, která se nacházejí v blízkosti jeho severního pólu. V březnu 2007 objevila poblíž jeho severního pólu velké uhlovodíkové jezero o velikosti Kaspického moře.

Cassini pozorovala blesky na Saturnu od začátku roku 2005. Síla blesků byla naměřena 1000krát silnější než blesky na Zemi. Astronomové se domnívají, že blesky pozorované na Saturnu jsou nejsilnější, jaké kdy byly pozorovány.

Saturn při pohledu ze sondy Cassini v roce 2007


Kresba sondy Cassini na oběžné dráze kolem Saturnu

Související stránky

• Seznam planet