Saturn

Fyzikálne vlastnosti

Saturn je oblý sféroid, čo znamená, že na póloch je sploštený a okolo rovníka sa zväčšuje. Rovníkový priemer planéty je 120 536 km (74 898 míľ), zatiaľ čo jej polárny priemer (vzdialenosť od severného pólu k južnému) je 108 728 km (67 560 míľ); rozdiel je 9 %. Saturn má sploštený tvar v dôsledku svojej veľmi rýchlej rotácie, raz za 10,8 hodiny.

Saturn je jediná planéta v Slnečnej sústave, ktorá má menšiu hustotu ako voda. Aj keď je jadro planéty veľmi husté, má plynnú atmosféru, takže priemerná špecifická hustota planéty je 0,69 g/cm3. To znamená, že keby sa Saturn dal umiestniť do veľkého bazéna s vodou, plával by.

Atmosféra

Vonkajšia časť Saturnovej atmosféry sa skladá z približne 96 % vodíka, 3 % hélia, 0,4 % metánu a 0,01 % amoniaku. Nachádza sa tu aj veľmi malé množstvo acetylénu, etánu a fosfínu.

Saturnove oblaky majú pásovitý vzor, podobne ako pásy oblakov na Jupiteri. Saturnove oblaky sú oveľa slabšie a pásy sú širšie na rovníku. Najnižšia vrstva oblakov Saturnu je tvorená vodným ľadom a je hrubá približne 10 km. Teplota je tu pomerne nízka, 250 K (-10°F, -23 °C). Vedci sa však v tejto otázke nezhodujú. Vrstvu nad ňou, hrubú asi 77 km (48 míľ), tvorí amónny hydrosulfidový ľad a nad ňou je vrstva amoniakálnych ľadových oblakov hrubá 80 km (50 míľ). Najvyššiu vrstvu tvoria vodíkové a héliové plyny, ktoré sa rozprestierajú vo výške 200 km (124 míľ) až 270 km (168 míľ) nad vrcholmi vodných oblakov. Je známe, že polárne žiary sa na Saturne tvoria aj v mezosfére. Teplota na vrcholoch oblakov Saturnu je extrémne nízka, 98 K (-283 °F, -175 °C). Teploty vo vnútorných vrstvách sú oveľa vyššie ako vo vonkajších vrstvách, pretože teplo produkuje Saturnovo vnútro. Saturnove vetry sú jedny z najrýchlejších v Slnečnej sústave, dosahujú rýchlosť 1 800 km/h, čo je desaťkrát viac ako vetry na Zemi.

Búrky a škvrny

O atmosfére Saturnu je tiež známe, že vytvára oválne oblaky, podobné jasnejším škvrnám, ktoré možno pozorovať na Jupiteri. Tieto oválne škvrny sú cyklónové búrky, rovnaké ako cyklóny pozorované na Zemi. V roku 1990 Hubblov vesmírny ďalekohľad objavil v blízkosti Saturnovho rovníka veľmi veľký biely oblak. Búrky podobné tej z roku 1990 boli známe ako Veľké biele škvrny. Tieto jedinečné búrky existujú len krátko a vyskytujú sa len približne raz za 30 pozemských rokov, v čase letného slnovratu na severnej pologuli. Veľké biele škvrny sa vyskytli aj v rokoch 1876, 1903, 1933 a 1960. Ak bude tento cyklus pokračovať, ďalšia búrka sa vytvorí približne v roku 2020.

Sonda Voyager 1 našla šesťuholníkový obrazec oblakov v blízkosti severného pólu Saturnu na približne 78° s. š. Sonda Cassini-Huygens ho neskôr v roku 2006 potvrdila. Na rozdiel od severného pólu sa na južnom póle nevyskytuje žiadny šesťuholníkový mrak. Sonda tiež objavila búrku podobnú hurikánu, ktorá sa viazala na južný pól a na ktorej sa jasne prejavovala očná stena. Až do tohto objavu boli očné steny pozorované len na Zemi.

Interiér

Vnútro Saturnu je podobné vnútru Jupitera. V jeho strede sa nachádza malé skalnaté jadro o veľkosti Zeme. Je veľmi horúce; jeho teplota dosahuje 15 000 K (26 540 °F (14 727 °C)). Saturn je taký horúci, že do vesmíru odovzdáva viac tepelnej energie, ako prijíma zo Slnka. Nad ním sa nachádza hrubšia vrstva kovového vodíka, hlboká približne 30 000 km (18 641 míľ). Nad touto vrstvou sa nachádza oblasť tekutého vodíka a hélia. Jadro je ťažké, má približne 9 až 22-krát väčšiu hmotnosť ako jadro Zeme.

Magnetické pole

Saturn má prirodzené magnetické pole slabšie ako Jupiter. Podobne ako zemské, aj Saturnovo pole je magnetický dipól. Saturnovo pole je jedinečné tým, že je dokonale symetrické, na rozdiel od všetkých ostatných známych planét. To znamená, že pole je presne v línii s osou planéty. Saturn generuje rádiové vlny, ktoré sú však príliš slabé na to, aby sa dali zachytiť zo Zeme. Mesiac Titan obieha vo vonkajšej časti Saturnovho magnetického poľa a vydáva do poľa plazmu z ionizovaných častíc v Titanovej atmosfére.

Saturn v porovnaní s veľkosťou Zeme


Kresba Saturna od Roberta Hooka z roku 1666


Severný polárny šesťuholníkový oblak, ktorý prvýkrát objavila sonda Voyager 1 a neskôr Cassini

Rotácia a obežná dráha

Priemerná vzdialenosť Saturnu od Slnka je viac ako 1 400 000 000 km, čo je približne deväťnásobok vzdialenosti Zeme od Slnka. Saturn obehne okolo Slnka za 10 759 dní, čo je približne 29,8 roka. Táto doba sa nazýva obežná doba Saturnu.

Sonda Voyager 1 namerala, že rotácia Saturnu trvá na rovníku 10 hodín 14 minút, bližšie k pólom 10 hodín 40 minút a vo vnútri planéty 10 hodín 39 minút 24 sekúnd. To je známa rotačná perióda.

Cassini namerala rotáciu Saturnu 10 hodín 45 minút 45 sekúnd ± 36 sekúnd. To je približne o šesť minút, teda o jedno percento, viac, ako je doba rotácie nameraná sondami Voyager 1 a Voyager 2, ktoré preleteli okolo Saturnu v rokoch 1980 a 1981.

Rotačná perióda Saturnu sa vypočíta na základe rýchlosti rotácie rádiových vĺn, ktoré planéta uvoľňuje. Sonda Cassini-Huygens zistila, že rádiové vlny sa spomalili, čo naznačuje, že rotačná perióda sa zvýšila. Keďže vedci si nemyslia, že rotácia Saturnu sa v skutočnosti spomaľuje, vysvetlenie môže spočívať v magnetickom poli, ktoré spôsobuje rádiové vlny.

Planetárne prstence

Saturn je známy najmä vďaka svojim planetárnym prstencom, ktoré sa dajú ľahko pozorovať pomocou ďalekohľadu. Existuje sedem pomenovaných prstencov: A, B, C, D, E, F a G. Boli pomenované v poradí, v akom boli objavené, čo sa líši od ich poradia na planéte. Pri pohľade z planéty sú to tieto prstence: D, C, B, A, F, G a E.

Vedci sa domnievajú, že prstence sú materiálom, ktorý zostal po rozpade mesiaca. Nová myšlienka hovorí, že to bol veľmi veľký mesiac, ktorého väčšia časť sa rozbila o planétu. Zostalo po ňom veľké množstvo ľadu, z ktorého sa vytvorili prstence, a tiež niektoré mesiace, ako napríklad Enceladus, o ktorých sa predpokladá, že sú z ľadu.

História

Prstence prvýkrát objavil Galileo Galilei v roku 1610 pomocou svojho teleskopu. Galileovi sa nezdali ako prstence, preto ich nazval "ručičky". Myslel si, že Saturn sú tri samostatné planéty, ktoré sa takmer dotýkajú jedna druhej. V roku 1612, keď boli prstence otočené hranou k Zemi, prstence zmizli a potom sa v roku 1613 opäť objavili, čo Galilea ešte viac zmiatlo. V roku 1655 Christiaan Huygens ako prvý rozpoznal, že Saturn je obklopený prstencami. Pomocou oveľa výkonnejšieho ďalekohľadu ako Galilei si všimol, že Saturn "je obklopený tenkým, plochým prstencom, ktorý sa nikde nedotýka...". V roku 1675 Giovanni Domenico Cassini zistil, že prstence planéty sa v skutočnosti skladajú z menších prstencov s medzerami. Najväčšia prstencová medzera bola neskôr pomenovaná Cassiniho divízia. V roku 1859 James Clerk Maxwell dokázal, že prstence nemôžu byť pevné, ale sú zložené z malých častíc, z ktorých každá obieha okolo Saturnu samostatne, inak by sa stali nestabilnými alebo by sa rozpadli. James Keeler v roku 1895 skúmal prstence pomocou spektroskopu, ktorý potvrdil Maxwellovu teóriu.

Fyzické vlastnosti

Prstence sa nachádzajú vo výške od 6 630 km do 120 700 km nad rovníkom planéty. Ako dokázal Maxwell, hoci sa prstence pri pohľade zhora javia ako pevné a neporušené, sú zložené z malých čiastočiek horniny a ľadu. Sú hrubé len asi 10 m (33 stôp); tvoria ich častice kremennej horniny, oxidu železa a ľadu. Najmenšie častice sú len škvrnky prachu, zatiaľ čo najväčšie sú veľké ako dom. Zdá sa, že prstence C a D majú v sebe aj "vlny", podobne ako vlny vo vode. Tieto veľké vlny majú výšku 500 m, ale každý deň sa pohybujú len pomaly, približne 250 m (820 stôp). Niektorí vedci sa domnievajú, že vlny spôsobujú Saturnove mesiace. Ďalšia myšlienka je, že vlny spôsobila kométa, ktorá do Saturnu narazila v roku 1983 alebo 1984.

Najväčšie medzery v prstencoch sú Cassiniho a Enckeho oddiel, ktoré sú viditeľné zo Zeme. Cassiniho divízia je najväčšia, meria 4 800 km (2 983 míľ). Keď však v roku 1980 navštívili Saturn sondy Voyager, zistili, že prstence majú zložitú štruktúru, ktorú tvoria tisíce tenkých medzier a prstencov. Vedci sa domnievajú, že je to spôsobené gravitačnou silou niektorých Saturnových mesiacov. Malý mesiac Pan obieha vnútri Saturnových prstencov, čím vytvára v prstencoch medzery. Iné prstence si zachovávajú svoju štruktúru vďaka gravitačnej sile pastierskych satelitov, ako sú Prometheus a Pandora. Iné medzery vznikajú v dôsledku gravitačnej sily veľkého mesiaca, ktorý je od nich vzdialenejší. Mesiac Mimas je zodpovedný za vyčistenie Cassiniho medzery.

Nedávne údaje zo sondy Cassini ukázali, že prstence majú vlastnú atmosféru, ktorá nie je súčasťou atmosféry planéty. Atmosféra prstencov je tvorená plynným kyslíkom, ktorý vzniká, keď ultrafialové svetlo Slnka rozbíja vodný ľad v prstencoch. Chemická reakcia prebieha aj medzi ultrafialovým svetlom a molekulami vody, pričom vzniká plynný vodík. Kyslíková a vodíková atmosféra okolo prstencov sú od seba veľmi vzdialené. Okrem kyslíka a plynného vodíka majú prstence aj riedku atmosféru z hydroxidu. Tento anión bol objavený Hubblovým vesmírnym teleskopom.

Spokes

Vesmírna sonda Voyager objavila prvky v tvare lúčov, tzv. špice. Tie neskôr spozoroval aj Hubblov teleskop. Sonda Cassini odfotografovala špice v roku 2005. Pri slnečnom svetle sú viditeľné ako tmavé a pri neosvetlenej strane sa javia ako svetlé. Spočiatku sa predpokladalo, že špice sú tvorené mikroskopickými prachovými časticami, ale nové dôkazy ukazujú, že sú z ľadu. Rotujú v rovnakom čase ako magnetosféra planéty, preto sa predpokladá, že majú súvislosť s elektromagnetizmom. Čo však spôsobuje vznik špicov, stále nie je známe. Zdá sa, že sú sezónne, miznú počas slnovratu a opäť sa objavujú počas rovnodennosti.

Špice v Saturnových prstencoch, ktoré vyfotografovala sonda Voyager 2

Mesiace

Saturn má 53 pomenovaných mesiacov a ďalších deväť sa ešte skúma. Mnohé z mesiacov sú veľmi malé: 33 z nich má priemer menší ako 10 km a 13 mesiacov má priemer menší ako 50 km. Sedem mesiacov je dostatočne veľkých na to, aby tvorili takmer dokonalú guľu spôsobenú vlastnou gravitáciou. Tieto mesiace sú Titan, Rhea, Iapetus, Dione, Tethys, Enceladus a Mimas. Titan je najväčší mesiac, väčší ako planéta Merkúr, a je to jediný mesiac v Slnečnej sústave, ktorý má hustú a hustú atmosféru. Hyperion a Phoebe sú ďalšie najväčšie mesiace s priemerom väčším ako 200 km (124 míľ).

V decembri 2004 a v januári 2005 urobila sonda Cassini-Huygens množstvo fotografií Titanu. Jedna časť tejto družice, známa ako sonda Huygens, potom pristála na Titane. Sonda pomenovaná po holandskom astronómovi Christiaanovi Huygensovi bola prvou sondou, ktorá pristála vo vonkajšej časti Slnečnej sústavy. Sonda bola navrhnutá tak, aby plávala v prípade, že by pristála v kvapaline. Enceladus, šiesty najväčší mesiac, má priemer približne 500 km. Je jedným z mála objektov vonkajšej slnečnej sústavy, ktorý vykazuje vulkanickú činnosť. V roku 2011 vedci objavili elektrické spojenie medzi Saturnom a Enceladom. Je to spôsobené ionizovanými časticami zo sopiek na malom mesiaci, ktoré interagujú s magnetickými poľami Saturnu. Podobné interakcie spôsobujú polárnu žiaru na Zemi.

Prieskum

Saturn prvýkrát preskúmala sonda Pioneer 11 v septembri 1979. Preletela až 20 000 km nad vrcholkami mrakov planéty. Zhotovila fotografie planéty a niekoľkých jej mesiacov, ktoré však mali nízke rozlíšenie. Objavila nový, tenký prstenec nazývaný prstenec F. Zistila tiež, že tmavé medzery prstenca sa pri pohľade smerom k Slnku javia ako svetlé, čo dokazuje, že medzery nie sú prázdne od materiálu. Sonda merala teplotu mesiaca Titan.

V novembri 1980 sonda Voyager 1 navštívila Saturn a urobila fotografie planéty, prstencov a mesiacov s vyšším rozlíšením. Na týchto fotografiách bolo možné vidieť povrchové črty mesiacov. Voyager 1 sa priblížil k Titanu a získal veľa informácií o jeho atmosfére. V auguste 1981 pokračovala v štúdiu planéty sonda Voyager 2. Fotografie zhotovené sondou ukázali, že na prstencoch a atmosfére dochádza k zmenám. Sondy Voyager objavili niekoľko mesiacov obiehajúcich v blízkosti Saturnových prstencov, ako aj nové medzery v prstencoch.

1. júla 2004 vstúpila sonda Cassini-Huygens na obežnú dráhu okolo Saturnu. Ešte predtým preletela v blízkosti Phoebe, pričom urobila fotografie jej povrchu s veľmi vysokým rozlíšením a zozbierala údaje. Dňa 25. decembra 2004 sa sonda Huygens oddelila od sondy Cassini a potom sa presunula k povrchu Titanu, kde pristála 14. januára 2005. Pristála na suchom povrchu, ale zistila, že na mesiaci existujú veľké kvapalné telesá. Sonda Cassini pokračovala v zhromažďovaní údajov z Titanu a viacerých ľadových mesiacov. Našla dôkazy, že na mesiaci Enceladus vyviera z gejzírov voda. V júli 2006 Cassini tiež dokázala, že na Titane sa nachádzajú uhľovodíkové jazerá, ktoré sa nachádzajú v blízkosti jeho severného pólu. V marci 2007 objavila v blízkosti jeho severného pólu veľké uhľovodíkové jazero veľkosti Kaspického mora.

Cassini pozorovala blesky na Saturne od začiatku roka 2005. Sila bleskov bola nameraná 1000-krát silnejšia ako blesky na Zemi. Astronómovia sa domnievajú, že blesky pozorované na Saturne sú najsilnejšie, aké kedy videli.

Saturn z pohľadu sondy Cassini v roku 2007


Kresba Cassini na obežnej dráhe okolo Saturnu

Súvisiace stránky

• Zoznam planét