Saturn
Vzdálenost od Slunce
maximální
1,51 miliard km
minimální
1,35 miliard km
střední
1,43 miliard km
Průměr na rovníku 120 536 km
Průměr polární 108 728 km
Úniková rychlost 32,3 km/s
Střední oběžná rychlost 9,6 km/s
Doba oběhu 29,46 pozemských let
Doba rotace 10,23h
(10h 14m)
Povrchová teplota -180°C
Hmotnost 95,18násobek Země
Střední hustota 9 g/cm3
Excentricita dráhy 0,056
Sklon dráhy k rovníku 26,7°
Sklon dráhy k ekliptice 2,49°
Albedo (odrazivost) 0,41
Přitažlivost na rovníku 93% zemské




Saturn je v pořadí šestou planetou od Slunce, druhou největší.

Saturn je obří planeta, která má 9,5krát větší průměr než Země, 95krát převyšuje její hmotnost a 750krát její objem. Je tedy mnohem menší než Jupiter. Nachází se 1,4 miliardy kilometrů od Slunce. Stejně jako Jupiter je to koule plynů, která se velmi rychle otáčí kolem své osy(jedna otočka trvá něco přes 10h). Narozdíl od Jupiteru má mnohem méně kapaliny a více plynu. Je proto mnohem méně hustý. Saturn by mohl plavat ve vodě! Jeho průměrná hustota je nižší než hustota vody a vůbec nejnižší ze všech planet sluneční soustavy. Saturn je mnohem méně barevný než Jupiter, přesto však vykazuje pásovou strukturu, ale méně bohatou co do podrobností a jejich kontrastu.

Saturn je nejméně hustá planeta - jeho měrná (specifická) hmotnost (0,7) je menší než vody.

Jako Jupiter má i Saturn vnitřní zdroje tepla: vydává asi třikrát více energie, než jí dostává od Slunce.



Rotace
Doba rotace planety je o něco delší než u Jupitera. Saturn se otočí kolem své osy jednou za 10 hodin a 14 minut. Jeden Saturnův rok trvá 29,46 roku pozemského. Kolem Slunce obíhá ve vzdálenosti asi 9,5 větší než Země.


Řez
Saturn Jako Jupiter je i Saturn složen zhruba z 75% vodíku a 25% hélia se stopami vody, metanu, čpavku a "hornin", podobně, jako bylo složení primární Sluneční mlhoviny, z níž byla vytvořena Sluneční soustava. Saturnova vnitřní stavba je podobná Jupiterově Sestává z pevného jádra, vrstvy tekutého kovového vodíku a vrstvy molekulárního vodíku. Stopy různých zmrzlých plynů jsou také přítomny. Saturnův vnitřek je žhavý (v jádře 12 000 K) a Saturn vyzařuje více energie do vesmíru než jí obdrží od Slunce. Většina této energie je produkována Kelvin-Helmholtzovým mechanismem stejně jako u Jupitera. Ale to není dostatečným vysvětlením Saturnovy jasnosti, ke slovu se pravděpodobně přidávají ještě jiné mechanismy. Nad jádrem je vrstva tekutého kovového vodíku, která sahá až do poloviny poloměru planety. Nad ní je pak vrstva tekutého molekulárního vodíku a hélia. Poté následuje plynná obálka tvořící 2 % poloměru planety. Nitro planety je také významným zdrojem tepla, ukázalo se, že Saturn vydává 2krát až 3krát více energie, než dostává od Slunce.


Magnetické pole
Předpokládanou existenci magnetického pole Saturnu prokázala sonda Pioneer 11. Toto magnetické pole je unikátní tím, že jeho osa totiž téměř přesně souhlasí s rotační osou planety (u mg. polí Země, Jupiteru, Merkuru i Slunce svírají rotační a magnetická osa úhel kolem 10°). Saturnovo mg. pole je asi 1 000krat silnější než mg. pole Země, ale 20krát slabší než mg. pole Jupiteru. Saturn je podobně jako Země a Jupiter obklopen radiačními pásy, které jsou asi 10krát větší než radiační pásy Země. Magnetosféra uplatňuje svůj vliv i na elektricky nabité částice prachu v prstencích a prstence naopak ovlivňují magnetické pole.


Atmosféra na Saturnu
Atmosféra se skládá především z vodíku s příměsí helia. Dále je přítomen čpavek, methan, ethan a acetylén. Proudění v atmosféře je bouřlivé, neboť rychlost větru v rovníkové zóně dosahuje až 1 800 km/h. Atmosférická pásma, tak výrazná u Jupitera, jsou u Saturna mnohem slabší. Poblíž rovníku jsou také mnohem širší. Detaily v atmosféře nám zakrývá jemná žlutohnědá mlha (závoj) tvořená krystalky čpavku. Přesto však můžeme dalekohledem spatřit náznak zonální struktury atmosféry, i když barevné odstíny jsou velmi tlumené. Zonální proudění v jeho atmosféře je až 3krát rychlejší než zonální proudění v atmosféře Jupitera. Jsou pozorovány podobné anticyklonální útvary (ovály). Hlavní dění v atmosféře se odehrává ve vrstvě až 2 000 km pod pozorovatelnou úrovní. Kromě vodíku a helia byl v atmosféře detekován i metan, čpavek, etan, fosfin a další sloučeniny. V určitých intervalech se v atmosféře objeví útvary, které jsou podobné Velké rudé skvrně na Jupiteru. Tyto útvary se objevují v pravidelných intervalech. V roce 1990 byla tzv. bílá skvrna natolik rozsáhlá, že byla označována jako Velká bílá skvrna. Díky diferenciální rotaci atmosféry byla protažena tak, že obepínala celou planetu. Tyto útvary jsou někdy označovány jako bouře na Saturnu. Jedná se o oblak bílých krystalků amoniaku, které se zřejmě díky většímu přísunu tepla dostanou až nad mlhavý opar zahalující celou atmosféru. V atmosféře byly registrovány i elektrické výboje - bouřky.


Saturnovy prstence
Saturnovy prstence Velká zvláštnost Saturnu spočívá v systému prstenců, které jej obklopují, jsou tak velké, že je možné je spatřit už malým amatérským dalekohledem (ne triedrem). Galileo je zahlédl v roce 1612, byl to však Holanďan Huygens, který v roce 1659 první pochopil, co tento jev znamená. Při pozorování ze Země se jeví jako půl tuctu prstenců, fotografie pořízené sondami Voyager však ukázaly, že jsou jich tisíce.
Prstence Saturnu patří mezi nejkrásnější útvary pozorovatelné dalekohledem. Až donedávna se soudilo, že jde o útvar zcela unikátní, teprve objev prstenců Jupiteru a Uranu ukázal, že snad jde o útvar ve světě obřích planet poměrně běžný nebo dokonce zákonitý. Jsou široké nejméně 65 000 km, zatímco jejich tloušťka je extrémně malá, zřejmě jen několik set metrů.


Jednotlivé části prstenců nejsou jednolitými útvary (jak se to pozorováním dalekohledem zdá), ale skládají se ze stovek úzkých prstenců, jejichž uspořádání připomíná drážky na gramofónové desce. Tyto prstence sestávají z ohromného množství úlomků ze směsi ledu a prachu, které krouží kolem planety jako malé měsíce. Uvnitř prstence lze pozorovat nápadnou tmavou mezeru oddělující prstence na dvě části, vnější - označuje se A, a vnitřní B. Tato mezera bývá označována podle prvního pozorovatele jako Cassiniho dělení a lze ji připsat rušivému gravitačnímu působení měsíců Saturnu, hlavně Mimase. Šířka prstence A je 15 700 km, prstence B pak 25 000 km. Byla již prokázána existence i velmi řídkého prstence C, který leží uvnitř prstence B a je široký asi 12 500 km. Předpokládá se, že uvnitř prstence C je ještě prstenec D a vně prstence A prstence E, F a G.

Detail Saturnových prstenců Vznik prstenců také zatím není objasněn. Nejrozšířenější byla hypotéza, že prstence vznikly rozpadem jednoho z měsíců planety. Jinou možností je předpoklad, že prstence jsou pozůstatkem z dob tvorby měsíců. Vlivem rušivých sil část hmoty nemohla zkondenzovat, zůstala rozptýlená a během doby se zformovala do prstenců. . Podle toho, jaká je poloha Saturnu vzhledem k Zemi a ke Slunci, vidíme prstence více či méně nakloněné. Splývají-li totiž s rovinou našeho pohledu, jsou tak tenké, že je není možné spatřit.
Mezi Saturnovými prstenci a některými jeho měsíci je přílivová (slapová) vzájemnost. Některé měsíce, tzv. "pastevecké" (tj. Atlas, Prometheus a Pandora) jsou jednoznačně významné pro udržení prstenců na jejich místě; Mimas je zřejmě zodpovědný za nepatrné množství materiálu v Cassiniho předělu, který je podobný Kirkwodově mezeře v pásu asteroidů; Pan je umístěn uvnitř Enckeova předělu. Celý systém je velmi složitý a není dosud plně pochopen.

V prstencích byly pozorovány elektrické výboje, které zřejmě souvisí s faktem, že prstence účinně zachytávají elektricky nabité částice z magnetosféry. V polárních oblastech byly pozorovány polární záře



Saturnovy měsíce
Zcela dominantní postavení má Titan (5 800 km), větší než planeta Merkur a téměř stejně velký jako Mars. Má poměrně rozsáhlou atmosféru. Podle poměrně husté atmosféry a možnosti skleníkového efektu (vysoké teploty) se usuzovalo, že by Titan mohl být nositelem života. Zatím však jde o příliš odvážnou spekulaci. Průměrná hustota Titanu dosahuje asi 2,1 g/cm3, což by mohlo znamenat, že Titan má křemičitanové a železné jádro. Kolem jádra pak vrstvu "magmatu" z vody s vysokým obsahem rozpuštěného amoniaku. Kůra bude pravděpodobně ledová, snad se zachyceným methanem a se zmrzlými uhlovodíky z řady benzínů a dehtů. Je-li atmosféra skutečně rozsáhlá, je možné, že kůra na některých místech roztává a vytvářejí se "oceány" kapalného methanu; v hlubší vrstvě pak může být roztok amoniaku ve vodě. V každém případě je Titan nesrovnatelný s kterýmkoli tělesem sluneční soustavy.


Jméno Rok nalezení Vzdálenost (km) Oběžná doba (d) Průměr (km) Objevitel
Pan 1990 133 583 0,575 20 M.R. Showalter
Atlas 1980 137 640 0,602 37x34,4x27 R. Terrile
Prometheus 1980 139 350 0,613 148x100x68 S. Collins
Pandora 1980 141 700 0,629 110x88x62 S. Collins
Epimetheus 1966 151 422 0,695 138x110x110 R. Walker
Janus 1966 151 472 0,695 198,6x191,2x151,2 A. Dollfus
Mimas 1789 185 520 0,942 397,6 W. Herschel
Enceladus 1789 238 020 1,370 498,2 W. Herschel
Tethys 1684 294 660 1,888 1 059,8 G. D. Cassini
Telesto 1980 294 660 1,888 30x25x15 B. Smith
Calypso 1980 294 660 1,888 30x16x16 B. Smith
Dione 1684 377 400 2,737 1 120 G. D. Cassini
Helene 1980 377 400 2,737 32 ?
Rhea 1672 527 040 4,518 1 528 G. D. Cassini
Titan 1655 1 221 850 15,945 5 150 Ch. Huygens
Hyperion 1848 1 481 100 21,277 370x280x226 W. C. Bond
Japetus 1671 3 561 300 79,330 1 436 G. D. Cassini
Phoebe 1898 12 952 000 550,48 * 230x220x210 W.H.Pickering
* ... retrográdní směr obíhání


Titan
Titan má jako jediný měsíc sluneční soustavy vlastní atmosféru, která se skládá hlavně z dusíku s příměsemi methanu a kyanovodíku. Poměry na Titanu se podobají těm, které vládly na planetách brzy po jejich vzniku,a lze předpokládat, že tam probíhají reakce, jež na Zemi daly posléze vzniknout životu. Voyager 1 se přiblížil k Titanu na 6500 km v roce 1980 a údaje, které vyslal na Zemi, prokazují přítomnost atmosféry dokonce s dvojnásobným tlakem, než jaký panuje na úrovni moře na Zemi. Povrch Titanu je zřejmě pokryt obrovskými oceány kapalného methanu, ale nelze je spatřit, protože jsou pokryty oranžovým oparem, podobným, s jakým se setkáváme na Zemi v podobě fotochemického smogu.


Výzkum Saturnu
Výzkum Saturnu Výzkum Titanu Saturn byl znám již od prehistorických dob. Galileo byl prvním, kdo jej pozoroval dalekohledem (r. 1610). Zaznamenal jeho zvláštní vzezření, ale byl jím zmaten. Raná pozorování Saturna byla složitá díky faktu, že Země míjí rovinu Saturnových prstenců vždy po několika rocích, podle toho, jak se Saturn pohybuje na své oběžné dráze. Obraz Saturnu se přitom při slabém rozlišením drasticky mění, takže až roku 1659 dokázal Christian Huygens správně odvodit geometrii prstenců této planety. Saturnovy prstence byly ve známém slunečním systému unikátem až do roku 1977, kdy byly velmi jemné prstence objeveny u Urana a krátce nato i kolem Jupitera a Neptuna. Prvním návštěvníkem Saturna byla v roce 1979 sonda Pioneer 11, později pak sondy Voyager 1 a Voyager 2. Sonda Cassini, která je nyní na cestě, k němu dorazí v roce 2004.


1610, červenec G. Galilei pozoroval Saturn jako trojitou planetu
1655 Ch. Huygens objevil měsíc Titan
1656 Ch. Huygens rozpoznal podstatu prstence
1671 G. D. Cassini objevil měsíc Japetus
1672 G. D. Cassini objevil měsíc Rhea
1684 G. D. Cassini objevil měsíc Dione a Tethys
1789 W. Herschel zjistil, že Saturn je zploštělý a objevil další dva měsíce Mimas a Enceladus
1837 J. F. Encke objevil mezeru v prstenci A - Enckeovo dělení
1848 W. C. Bond objevil měsíc Hyperion
1875 J. C. Maxwell a S. V. Kovalevska dokázali, že prstence Saturnu nemohou být pevné
1895 J. E. Keeler a A. A. Bělopolskij spektrograficky dokázali, že prstence se skládají z velkého množství částic na drahách kolem Saturnu
1898 W. H. Pickering objevil měsíc Phoebe
1932 T. Dunham objevil metan a čpavek v atmosféře Saturnu
1944 G. P. Kuiper objevil metan v atmosféře Titanu
1966 A. Dollfus objevil měsíc Janus. Znovu byl pozorován až v roce 1980, kdy jeho objevitel spolu s S. Brunierem dokázali, že Janus je shodný s měsícem 1980 S1
1972 podařilo se získat radarové odrazy od prstenců Saturnu
1979, 1. září k Saturnu se přiblížila sonda Pioneer 11, která objevila prstenec F, další měsíc Saturnu a prokázala magnetické pole planety
1980, 13. listopadu k Saturnu se přiblížila sonda Voyager 1. Získala převratné poznatky o prstencích planety a poskytla detailní snímky několika měsíců planety. Voyager 1 se zabýval výzkumem Saturnu po dobu asi 100 dní
1981, 24. srpna Voyager 2 se příblížil k Saturnu. Doplnil měření sondy Voyager 1 a pokračoval k Uranu a k Neptunu. Obě sondy pořídily více než 62 000 snímků Jupitera, Saturnu a jejich okolí
1986 E. A. Marouf zjistil další měsíce Saturna na základě analýzy rádiových signálů sond Voyager. Dva z nich, 1980 S35 a 1980 S36 obíhají v Cassinijho dělení, třetí v Enckově dělení. Podobných měsíců bude patrně mnohem více. Jejich dráhy jsou nejisté.



Zpět na Jupiter Úvodní stránka Vpřed na Uran