Úvod
  Forum
  Polohy planet

  Slunce
  Merkur
  Venuse
  Zeme
  Mars
  Jupiter
  Saturn
  Uran
  Neptun
  Pluto

Odstavec zarovnaný doprava.

2. fotografie ukazuje velikostni poměr Saturnu a Země.

Saturn

Saturn (starý český název Hladolet) je v pořadí planet na šestém místě a po Jupiteru druhá největší planeta sluneční soustavy. Planeta byla pozorována již starověkými astronomy a byla pojmenována po římském bohu Saturnovi, který byl obdobou řeckého boha Krona. Astronomický symbol pro Saturn je ♄.


Saturn v pravých barvách na snímku sondy Cassini (2008)

Saturn patří mezi velké plynné obry, pro které je typické, že nemají pevný povrch, ale pouze hustou atmosféru, která postupně přechází do pláště. Atmosféra je tvořena převážně lehkými plyny, a to hlavně vodíkem, který tvoří 96,3 % jejího objemu. Při pozorování Saturnu z dálky je planeta světle žlutá, což způsobuje vrstva mraků s nejasnými pásy různých barevných odstínů, které jsou přibližně rovnoběžné s rovníkem planety. Teplota v horní oblačné vrstvě atmosféry dosahuje -140 °C. Objem planety je 764krát větší než objem Země, má však ze všech planet nejmenší hustotu, která dosahuje pouze 0,6873 g/cm3. Jedná se o jedinou planetu ve sluneční soustavě, která má menší střední hustotu než voda. Saturn je znám svou mohutnou soustavou planetárních prstenců, které jsou viditelné ze Země i malým dalekohledem. Vedle prstenců, které se značí velkými písmeny latinské abecedy, obíhá kolem planety také početná rodina měsíců, jichž je k roku 2009 potvrzeno 62. Největší z nich je Titan, který má jako jediný měsíc ve sluneční soustavě hustou atmosféru.

Jeden oběh okolo Slunce vykoná Saturn za 29,46 pozemského roku. Na noční obloze je snadno pozorovatelný pouhým okem jako nažloutlý neblikavý objekt, jasností srovnatelný s nejjasnějšími hvězdami. Od ekliptiky se nikdy nevzdálí na větší úhlovou vzdálenost než 2,5°. Přechod jedním znamením zvěrokruhu trvá více než 2 roky.

Vznik a vývoj planety

Předpokládá se, že Saturn vznikl stejným procesem jako Jupiter z protoplanetárního disku před 4,6 až 4,7 miliardami let. Existují dvě hlavní teorie, jak mohly velké plynné planety vzniknout a zformovat se do současné podoby. Jedná se o teorii akrece a teorii gravitačního kolapsu.

Teorie akrece předpokládá, že se v protoplanetárním disku postupně slepovaly drobné prachové částice, čímž začaly vznikat větší částice až posléze balvany. Neustálé srážky těles vedly k jejich narůstání, až vznikla tělesa o velikosti několik tisíc kilometrů. Tato velká železokamenitá tělesa se stala zárodky terestrických planet. Předpokládá se, že podobná tělesa mohla vzniknout i ve vzdálenějších oblastech sluneční soustavy, kde vlivem velké gravitace začala strhávat do svého okolí plyn a prach, který se postupně začal nabalovat na pevné jádro, až planeta dorostla do dnešní velikosti. Protože úniková rychlost na povrchu Saturnu dosahuje 35,49 km/s, což daleko převyšuje tepelnou rychlost molekul, zůstalo na něm nejspíše původní složení atmosféry, kterou nabalil už během vzniku z protoplanetárního disku.

Teorie gravitačního kolapsu na druhou stranu předpokládá, že velké planety nevznikaly postupným slepováním drobných částic, ale poměrně rychlým smrštěním z nahuštěného shluku v zárodečném disku podobným způsobem, který je znám při vzniku hvězd. Podle teorie několika gravitačních kolapsů, jejímž autorem je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington, byl vznik plynných obrů krátký a v případě Saturnu trval jen několik století.

Vznik velkých Saturnových měsíců proběhl pravděpodobně stejným způsobem, jako vznikaly kamenné planety. Jelikož je však Saturn velmi vzdálen od Slunce, v žádné z fází vzniku měsíců nevystoupila teplota na vysoké hodnoty jako v případě okolí Jupitera. Vlivem nízkých teplot tak nedošlo k úniku lehce tavitelných látek z původního disku okolo vznikající planety. Předpokládá se, že proto je v Saturnově měsíční soustavě tak vysoké zastoupení vodního ledu. Menší a zpětně obíhající měsíce jsou nejspíše jako v jiných případech zachycené planetky pocházející z jiných oblastí sluneční soustavy.

Elementy dráhy

Velká poloosa 1 426 725 413 km 9,537 070 32 AU
Obvod oběžné dráhy 8,958×109 km 59,879 AU
Výstřednost 0,054 150 60
Perihel 1 349 467 375 km 9,020 632 24 AU
Afel 1 503 983 449 km 10,053 508 40 AU
Perioda (oběžná doba) 10 757,736 5 d (29,45 a)
Synodická perioda 378,09 d
Orbitální rychlost:
- maximální 10,182 km/s
- průměrná 9,638 km/s
- minimální 9,136 km/s
Sklon dráhy:
- k ekliptice 2,484 46°
- ke slunečnímu rovníku 5,51°
Délka vzestupného uzlu 113,715 04°
Argument šířky perihelu 338,716 90° Počet přirozených satelitů 62

Fyzikální charakteristiky

Rovníkový průměr 120 536 ±4 km (9,4492 Zemí)
Polární průměr 108 728 ±10 km (8,5521 Zemí)
Zploštění 0,097 96 ± 0,000 18
Povrch 4,27×1010 km² (83,703 Zemí)
Objem 8,2713×1014 km³ (763,59 Zemí)
Hmotnost 5,6846×1026 kg (95,162 Zemí)
Průměrná hustota 0,6873 g/cm³
Gravitace na rovníku 8,96 m/s² (0,914 G)
Úniková rychlost 35,49 km/s
Perioda rotace 0,440 428 241 d
Rychlost rotace 35 532 km/h (na rovníku)
Sklon rotační osy 26,73°
Rektascenze severního pólu 40,59° (2 h 42 min 21 s)
Deklinace 83,54°
Albedo 0,47
Povrchová teplota:
- min: 93 K
- průměr: ? K
- max: ? K

Charakteristiky atmosféry

Atmosférický tlak 140 kPa
Vodík ~96 %
Hélium ~3 %
Methan ~0,4 %
Amoniak ~0,01 %
Deuterium ~0,01 % Ethan 0,0007 %

Fyzikální a chemické vlastnosti

Saturn je nejvíce zploštělá planeta ve sluneční soustavě. Její rovníkový průměr je přibližně o 10 % větší než polární průměr (rovníkový průměr je 120 536 km, polární průměr je 108 728 km). Možným vysvětlením tohoto jevu je rychlá rotace a spíše tekutá než pevná fáze vodíku v jádře planety, která se působením vnitřního tlaku nevypařuje až do teploty 7000 K. Podobně jako Jupiter i Saturn vyzařuje více energie (např. v podobě tepla 1,78 krát více tepla než dostává od Slunce), což je způsobeno nejspíše klesáním hélia do spodnějších vrstev v atmosféře Saturnu.

Složení

Saturn se podobně jako Jupiter celkově skládá ze 75 % vodíku a 25 % hélia se stopami metanu, vody a amoniaku. Toto složení odpovídá složení původní mlhoviny, ze které se zformovaly všechny planety sluneční soustavy. Předpokládá se, že jádro planety je tvořeno z kovového vodíku či hélia (nebo sloučeniny těchto dvou kovů), což je způsobeno obrovským tlakem panujícím uvnitř planety. Teplota v jádře se odhaduje na 12 000 K. Podle údajů získaných během průletu sondy Voyager 1 je poměr vodíku ku héliu v atmosféře 9:1.

Vnitřní stavba

Se vzrůstající hloubkou teplota a tlak ve vnitřku planety narůstá vlivem nadložních vrstev. Mezi atmosférou, povrchem, pláštěm a jádrem nejsou zřetelné hranice. Už 500 km pod vrcholky mraků vodík přechází do kapalného skupenství a vytváří globální oceán tekutého vodíku. Blíže ke středu planety získává kapalný vodík stále více vlastností kovů. Asi v hloubce 25 000 až 33 000 km pod vrchními mraky začíná vrstva tekutého kovového vodíku, která má hloubku přibližně 20 000 km. Kovový vodík je forma vodíku se zvláštními vlastnostmi, mezi které patří velmi dobrá elektrická vodivost.

Jádro planety má přibližně 25 000 km v průměru a tvoří ho pravděpodobně směs skalnatého materiálu a podle některých údajů i ledu. Teplota ve vnitřním jádře je podle odhadů 12 000 K, tlak se odhaduje na 8 miliónů MPa. Hmotnost jádra je 22 násobek hmotnosti Země.

Atmosféra

Atmosféra Saturnu se skládá téměř výhradně z vodíku a hélia. Největší zastoupení má molekulární vodík (96,3 %), který je následován héliem (3,25 %). Malý obsah hélia se vysvětluje tím, že těžší hélium klesá přes vodíkovou vrstvu blíže k jádru, kde se hromadí. V horních vrstvách atmosféry se vyskytuje také krystalický amoniak. Vyjma těchto látek obsahuje atmosféra také malé množství metanu a dalších uhlovodíků. Atmosféra Saturnu je vlivem vzdálenosti od Slunce chladnější než atmosféra Jupiteru, ale nacházejí se v ní komplexnější molekuly, například etan a jiné deriváty metanu.

Ionosféra, extrémně řídká ionizovaná vrstva atmosféry Saturnu, sahá až po prstenec C. Nejvrchnější vrstva atmosféry absorbuje ultrafialové záření, což vede ke vzniku mlžného oparu. Mlha vzniká na polokouli, která je právě nakloněna ke Slunci. V horních mracích dosahuje teplota přibližně –140 °C. S mocností atmosféry směrem k nitru planety postupně roste teplota, což ovlivňuje skupenství různých chemických sloučenin v atmosféře a má za následek vznik mraků různého složení v různých výškových hladinách. Nejvyšší vrstvu tvoří krystalky čpavkového ledu. Pod nimi se nachází vrstva mraků ze siřičitanu amonného. Předpokládá se, že nejnižší vrstvu tvoří mraky tvořené z vodního ledu. K jádru planety padají kapky heliového deště. Přeměna jejich pohybové energie na tepelnou způsobuje, že Saturn vyzařuje přibližně 1,78krát větší množství energie než dostává od Slunce. Vyzařování energie do okolí pravděpodobně pomáhá ještě další mechanismus, gravitační kolaps (tzv. Kelvinova-Helmholtzova nestabilita) podobně jako v případě Jupiteru.


Pohled ze sondy Cassini na severní polokouli Saturnu, kde je zřetelně modrá barva planety způsobená rozptylem slunečního světla v horních vrstvách atmosféry. Tmavé pruhy jsou prstence, měsíc na okraji fotografie je Mimas.

Nejchladnější částí atmosféry jsou póly, ale americké sondy Voyager 1 a Voyager 2 překvapivě naměřily nízké teploty i ve středu rovníkového pásu.

Žlutá barva planety je způsobena odrazem slunečního světla od horních mraků. Na podrobných záběrech ze sondy Cassini se však atmosféra jeví jako modrá. Bob West z Jet Propulsion Laboratory, člen zobrazovacího týmu Cassini, prohlásil: „Byli jsme velmi překvapeni. Saturn by měl být žlutý.“ Při pozorování z nižších vrstev atmosféry by se obloha Saturnu jevila modrá. Modrá barva je pravděpodobně způsobena rozptylem slunečního světla vlivem tzv. Rayleighova rozptylu na molekulách atmosféry podobně jako tomu je v atmosféře Země. Zatímco světlo na Zemi se rozptyluje na molekulárním dusíku a kyslíku, v atmosféře Saturnu se rozptyluje na molekulárním vodíku. Stále však není jasné, proč je severnější polokoule mnohem výrazněji modrá než jižní. Podle jedné hypotézy je to způsobeno tím, že jižní polokoule obsahuje mnohem více mraků, které se podílejí na žluté barvě planety.

Počasí a atmosférické útvary

V Saturnově atmosféře vanou větry, které dosahují rychlosti až 400 m/s v oblasti pólů, v rovníkové oblasti dosahují rychlosti až 1 800 km/h, což je pětkrát více než nejrychlejší větry na Jupiteru. Převážná část větrů směřuje východním směrem a předbíhá rotaci planety. Západním směrem vanou pouze slabší větry v severních šířkách. Větry se projevují pohybem mraků a vytvářením tmavších pásem oblaků rovnoběžných s rovníkem a světlejších pásem mezi nimi. V důsledku metanového zákalu ve velkých výškách však tyto oblačné pásy nejsou tak kontrastní jako v případě Jupiteru.

Polární zploštění působí střídání světlejších a tmavších pruhů v atmosféře, které obíhají rovnoběžně s rovníkem. Různé zbarvení pruhů je způsobeno rozdílným chemickým složením a různě silnou oblačností. Atmosférické pásy jsou méně výrazné než u Jupitera a v oblasti rovníku jsou i širší. Podle jiného zdroje jsou pásy naopak tenčí a mají složitější, i když méně výraznou strukturu než pásy Jupitera.

Výraznými atmosférickými útvary jsou světlé skvrny podobné tlakovým nížím na Zemi, ale mnohonásobně větší. Jsou vytvářeny konvektivními proudy v atmosféře. Je pro ně typické, že rychle mění tvar a po čase zmizí. Bílé skvrny jsou pravděpodobně velké výbuchy plynů z vnitřních oblastí planety. Dalšími projevy konvekce jsou vlnové řetězce.

V prosinci roku 1994 objevil Hubbleův dalekohled bílé bouřkové víry ve tvaru klínu, jeden z největších pozorovaných bouřkových útvarů v atmosféře Saturnu. Bouře se nacházela těsně nad jeho rovníkem a způsoboval ji proud přehřátých plynů stoupajících z nejnižších vrstev atmosféry. Novější snímky zobrazily její pohyb a detailně zachytily změny její struktury. Bílé bouřkové mraky byly tvořeny krystalky amoniaku.

V červnu až září roku 2004 bylo možno pozorovat intenzivní rádiové emise, které dostaly jméno Dračí bouře. Generátorem radiového záření byly silné výboje statické energie. Tento gigantický hurikán byl poháněn energií, kterou produkovaly dynamické procesy v hlubších částech atmosféry. Dračí bouře se nachází v páse zvaném „Alej bouřek“.

Jižní polární vír na Saturnu

Polární útvary

Dne 4. února 2004 objevil Glenn S. Orton a Padma Yanamandra-Fisherová pomocí přístroje Long Wavelength Spectrometer na Keckově observatoři relativně teplý polární vír, první případ teplé polární čepičky ve sluneční soustavě. Během měření byl pozorován nárůst teploty z 88 K na 89 K a později až na 91 K v oblasti pólů. Jde o nejteplejší místo na planetě. Polární víry na Zemi, Jupiteru, Marsu a Venuši jsou chladnější než jejich okolí, polární vír v jižních šířkách Saturnu je však teplejší než okolí. Neobvyklá je celá teplejší kompaktní oblast na póle planety. Na Zemi je tento efekt pouze krátkodobý, avšak na Saturnu se jedná o dlouhodobý jev. Z pozorování se zjistilo, že teplota výrazně stoupá na 70° jižní šířky a opět na 87°. Toto náhlé zvýšení teploty pravděpodobně způsobuje koncentrace částic v okolí jižního pólu, které absorbují sluneční světlo a teplo.

Šestiúhelník (hexagon)

Okolo severního pólu planety obíhá záhadná struktura ve tvaru šestiúhelníku (anglicky hexagonal cloud). První snímky tohoto útvaru pocházejí již od sondy Voyager 1 a 2, podrobnější snímky útvaru pak přinesla sonda Cassini. Z pozorování za dlouhý čas vyplývá, že šestiúhelník s průměrem 25 000 km je stabilní a nejedná se o krátkodobý jev. Jeho strany a úhly jsou pravidelné. Tento útvar do určité míry připomíná atmosférické víry nad zemskými póly, planetology však zaráží, že nemá zaoblený tvar. Šestiúhelník je vnořený 100 km do atmosféry a zachovává si svůj tvar minimálně do 75 km hloubky. V současnosti je tento útvar zahalený do tmy polární noci, proto ho sonda Cassini může pozorovat jen pomocí infračerveného mapovacího spektrometru.

Vědci z oxfordské univerzity prováděli experimenty s dynamikou tekutin a podařilo se jim dosáhnout obdobného šestiúhelníkového tvaru. V rotujícím válci s vodou vytvořili další proudy, po obarvení tekutin viděli podobný šestiúhelník. To nasvědčuje tomu, že hexagon na severním pólu Saturnu skutečně je výsledkem dynamické interakce mezi jednotlivými proudy v atmosféře.

Roční období

Na Saturnu se střídají dvě roční období a to léto a zima. Léto nastává, když je Saturn nakloněný ke Slunci tak, že je Slunce v rovině s prstenci Saturnu a sluneční paprsky dopadají na povrch pod menším úhlem než v zimě, a tedy se jich méně odráží do okolního prostředí. Tato dvě roční období se na planetě střídají přibližně každých 15 let. Na planetě se však roční období nijak neprojevují, což je způsobeno vlivem atmosféry a vnitřními procesy v Saturnu. Ve výskytu mohutných bouřkových útvarů se však projevuje jistá periodicita. Mezi výskytem třech největších dosud pozorovaných útvarů uplynulo vždy přibližně 57 let, což jsou 2 oběhy Saturnu kolem Slunce. Pozorování je však zatím příliš málo na to, aby mohli vědci tvrdit, že výskyt velkých bouřek je pravidelný a souvisí s příchodem léta na severní polokouli planety.

Magnetosféra


Magnetické pole Saturnu objevila sonda Pioneer 11 v roce 1979. Má mnohem menší intenzitu než magnetické pole Jupiteru a jde o nejslabší magnetické pole mezi všemi plynnými obry. Na rovníku dosahuje hodnoty 21 μT, a je tedy jen o málo silnější než magnetické pole Země. Ve srovnání s pozemským magnetickým polem však Saturnovo pole vykazuje silnější dipólový charakter a současně je magnetické osa téměř rovnoběžná s rotační osou planety. Orientace magnetického pólu je stejná jako u Jupiteru. Magnetické pole je nejspíše generováno hydromagnetickým dynamem, které je o něco hlouběji než v případě Jupitera. Magnetosféra sahá daleko do prostoru, ale vlivem slunečního větru není podobně jako u ostatních planet stejně rozsáhlá na obě strany. Na přivrácené straně ke Slunci je pole vlivem tlaku proudících částic deformováno směrem k planetě tvořící plazmový torus, který je největší v celé sluneční soustavě. Pole sahá do vzdálenosti asi 1,1 miliónu km, na odvrácené straně bude protaženo do chvostu, který se táhne za planetou, ale jeho délka není v současnosti známá. V magnetosféře Saturnu se nacházejí všechny jeho prstence a měsíce. Oproti jiným magnetosférám však Saturnova vykazuje odchylky v poli, které nejspíše souvisejí s přítomností prstenců kolem planety.

Nabité částice v magnetosféře obíhají planetu stejnou rychlostí jakou ona rotuje kolem své osy. V oblasti dráhy Titánu dosahuje rychlost pohybu částic až 193 km/s, takže částice měsíc při jeho oběhu dokonce předbíhají, jelikož ten obíhá pomaleji. Atomy vodíku v prstenci však nejsou ionizované, a proto se nezúčastňují pohybu částic magnetosféry.

Vlivem existence magnetosféry se v oblasti pólů příležitostně vyskytují polární záře, které jsou viditelné v ultrafialové části spektra. Ve viditelném spektru nebyly polární záře zatím pozorovány, což může souviset s tím, že jsou slabší než na Jupiteru a jejich pozorování je rušeno odrazy a rozptýleným světlem na prstencích planety. Pozorované polární záře sahají až 1 600 km nad oblačnou vrstvu planety. Sledováním zmenšování a zvětšování se polární záře mohou astronomové na dálku sledovat atmosféru planety a současně i její magnetické pole. Novější studie polární záře založené na pozorování sondy Cassini a Hubbleova dalekohledu ukázaly, že polární záře Saturnu se liší od polárních září jiných planet. Pozorovaný polární prstenec často není spojitý a má tvar neúplného kruhu, oproti pozemské polární záři se v průměru na obloze vyskytuje i po delší čas.

Z přítomnosti magnetosféry vyplývá i přítomnost radiačních pásů planety, tedy oblastí kolem rovníku, ve kterých se zachytávají částice slunečního větru. Záření z radiačních pásů je tak slabé, že na rozdíl od záření Jupiterových pásů není měřitelné soudobými přístroji ze Země. V blízkosti prstenců a měsíců nejsou radiační pásy spojité, protože jejich částice pohlcují elektricky nabité částice slunečního větru. Nejmenší částice prstence však po srážce s nabitými částicemi radiačního pásu opouští prstenec a přidávají se ke stacionárně rotujícím částicím magnetosféry.

Dráha a rotace

Saturn obíhá Slunce ve střední vzdálenosti 1426,9 miliónu km, což je přibližně dvojnásobek vzdálenosti Jupitera od Slunce a téměř desetinásobek vzdálenosti Země od Slunce. Oběžná dráha je eliptická, blízká kruhové. Odklon osy od kolmice na ekliptiku je 26,7°, zhruba o 4 stupně více, než je skloněna rotační osa Země. Sklon osy rotace planety vůči oběžné dráze Země má velký význam z hlediska viditelnosti Saturnových prstenců ze Země, kdy jsou vidět lépe či hůře, v závislosti na jejich sklonu vůči pozemskému pozorovateli a množství odráženého slunečního světla směrem k pozorovateli. Oběžná rychlost dosahuje 9,66 km/s, což odpovídá 34 703 km/h.

Jedna otočka planety kolem vlastní osy trvá 10,66 hodiny. Saturn se tak řadí mezi planety s nejkratším dnem. Rychlejší rotaci má již pouze Jupiter. Rotace je diferenciální, což znamená, že rychlost není ve všech částech planety stejná. Klesá od rovníku směrem k pólu. Na rovníku vykoná jednu otočku za 10 h a 14 min, kdežto například na 57° šířky trvá jedna otočka již 11 hodin a 7,5 minuty.

Prstence

Saturnovy prstence mají celkový průměr 420 000 km, ale tlusté jsou maximálně jen několik set metrů. Jsou tvořeny ledovými úlomky, prachem, kamením a balvany, které nemají průměr větší než několik metrů. Mezi prstenci leží dráhy nejvnitřnějších měsíců. Měsíc Pan obíhá v mezeře nazývané Enckeho dělení ve vnější části prstence A. Jiný měsíc Atlas obíhá na okraji prstence A, zatímco Prometheus a Pandora obíhají každý z jedné strany prstence F. Některé měsíce nalezneme na shodných drahách.



Obrázek zobrazuje nasměrování prstenců v čase

Saturn má nejvýraznější a nejjasnější soustavu prstenců ze všech planet sluneční soustavy. Původně byly známé jedině Saturnovy prstence a planeta Saturn byla těmito prstenci ojedinělá. Až v roce 1977 byly objeveny nevýrazné prstence okolo planety Uran a poté i okolo Jupitera a Neptunu.

Prstence jsou tvořeny velkým množstvím drobných částeček různé velikosti od prachových zrnek až po objekty velké desítky metrů. Pravděpodobně se jedná o kousky hornin obohacené kousky vodního ledu. Každá částice obíhá planetu samostatně okolo rovníku a při oběhu se řídí Keplerovými zákony. Znamená to, že nejbližší částice obíhají Saturn nejrychleji (jednou za 4,9 hodiny) a nejvzdálenější pomaleji (jednou za 2 dny). Přelety sond ukázaly, že hlavní prstence jsou tvořeny množstvím malých jemných prstenců. Původ prstenců není do dneška zcela jasně vysvětlen. Jedna teorie předpokládá, že se zformovaly přirozeně z původního materiálu protoplanetárního disku, dle jiné teorie se jedná o měsíc rozpadlý vlivem slapových sil.

Zvláštností je poslední prstenec Saturnu, který je velmi řídký a nachází se ve vzdálenosti téměř 100× větší než „klasické“ prstence. Byl objeven v roce 2009 Spitzerovým vesmírným dalekohledem při pozorování v infračervené oblasti spektra. Předpokládá se, že je složen pouze z jemných prachových částic, které jen málo odrážejí viditelné světlo. To spolu s jeho extrémně nízkou hustotou způsobuje, že není v klasických dalekohledech pozorovatelný. Existuje podezření, že jde o materiál vytržený z měsíce Phoebe.



Panoramatický pohled na prstence Saturnu. Širší, šedý prstenec je prstenec A. Z vnitřní strany ho vymezuje Cassiniho dělení, největší mezera mezi Saturnovými prstenci. Za ní se nachází široký prstenec B, potom tenčí a tmavší prstenec C a nejvnitřnější je prstenec D.

Celkově se „klasické“ prstence dělí směrem od planety na D, C, B, A, F, G a E. Jednotlivé prstence jsou od sebe odděleny mezerou. Nejvzdálenější část systému Saturnových prstenců viditelných ze Země tvoří prstenec A. Prstenec A je od nejširšího a nejjasnějšího prstence B oddělen tmavou mezerou širokou 4500 km zvanou Cassiniho dělení, která je viditelná v dalekohledu o průměru alespoň 7,5 cm. Následuje částečně průhledný prstenec C. Slabší prstence D a F leží uvnitř a vně viditelných prstenců. Jiné dva prstence G a E leží za prstencem F. V roce 2004 objevila sonda Cassini náznaky dalších prstenců, které dostaly předběžná označení R/2004 S1 a R/2004 S2. Ani v mezerách mezi prstenci však není úplně prázdný prostor, jelikož jsou vyplněny řadou slabých prstenců.

Celkově komplex prstenců zabírá přibližně 250 000 km a má tloušťku jen okolo stovek m, ale většinou jsou prstence tenčí. Výjimkou je nově objevený řídký prstenec, který se rozprostírá ve vzdálenosti 6 až 12 miliónů km od Saturnu a jehož tloušťka je přibližně 20× větší než je průměr Saturnu.

Odhaduje se, že celková hmotnost prstenců dosahuje pouze 1 % hmotnosti pozemského Měsíce.

Měsíce

Doposud je k podzimu roku 2009 známo 62 měsíců Saturnu, z čehož 53 měsíců je pojmenováno a 9 měsíců má provizorní označení. Nejbližší objevený měsíc Pan obíhá ve vzdálenosti 133 583 km, nejvzdálenější pojmenovaný měsíc je Ymir ve vzdálenosti 23 100 000 km. Pouze 4 nebo 6 největších měsíců má kulatý tvar, ostatní jsou nepravidelné. Vlivem zlepšování pozorovacích metod a techniky neustále přibývají nalezené měsíce. Před lety sond Voyager bylo známo pouze 9 měsíců, ale za posledních 20 let se jejich počet více než zdvojnásobil.

Největším měsícem Saturnu je Titan o průměru 5 150 km, který byl objeven jako první. Titan je větší než planeta Merkur a je obklopen vlastní hustou atmosférou složenou hlavně z molekulárního dusíku a metanu. Po Ganymedovi je druhým největším měsícem sluneční soustavy a je jediným měsícem s hustou atmosférou. Jeho povrch je pevný, ale na jeho povrchu je už potvrzeno minimálně jedno jezero tekutých uhlovodíků. Povrchové teploty na Titanu dosahují asi –178 °C a tlak 160 kPa. Titan se stal po Měsíci druhým měsícem, na kterém přistála evropsko-americká sonda — Huygens.

Druhý největší měsíc Saturnu je Rhea, největší známý měsíc ve sluneční soustavě bez atmosféry. Skládá se ze směsi vodního ledu a křemičitanů. Je možné, že má malé kamenité jádro. Spolu s měsícem Japetem je viditelný i pomocí malých dalekohledů. Japetus je zvláštní tím, že jedna polokoule je světlá a druhá tmavá a kolem rovníku se táhne vysoký hřeben. Podobný zvláštní jev vykazuje i další velký měsíc Dione, u kterého je odrazivost polokoule ve směru jeho pohybu o 30 až 40 % větší než odrazivost druhé polokoule. Na povrchu měsíce Mimas se nachází obrovský kráter Herschel, které se řadí k největším impaktním kráterům v poměru k velikosti těles.



Schéma Saturnových měsíců

Měsíc Enceladus s průměrem 512 km má největší albedo ze všech měsíců sluneční soustavy. Vykazuje vulkanickou aktivitu, přičemž sopky namísto roztaveného magmatu chrlí vodu, která se okamžitě přeměňuje vlivem nízkých teplot na led. Teplo způsobující vulkanismus vzniká vlivem silných slapových jevů okolních měsíců a mateřské planety. Okolo Enceladu je velmi řídká atmosféra. Pozoruhodný měsíc je též Tethys, který sdílí dráhu s dalšími dvěma malými měsíci Telesto a Calypso. Tyto malé měsíce obíhají v libračních bodech Tethysu. Podobně i měsíce Helene a Dione mají společnou oběžnou dráhu. Dvojice měsíců Prometheus a Pandora obíhá z opačných stran prstence F a jejich gravitační působení udržuje částice v prstenci.

Pozorování

Historie pozorování

Saturn je snadno pozorovatelný pouhým okem. Lidé jej proto znali již od pravěku. První historicky doložené pozorování této planety pochází do období okolo roku 650 př. n. l. z oblasti Mezopotámie. V dochovaném textu je zmínka o zákrytu planety Měsícem. V nejstarších modelech nebeské sféry, které byly geocentrické, byl nejvzdálenější planetou od Země a obíhal ji mezi oběžnou dráhou Jupiteru a nejvzdálenější sférou hvězd. V roce 1610 se pozorováním Saturnu zabýval Galileo Galilei. Kvůli nedokonalé optice použitých dalekohledů, která umožňovala pouze 32násobné zvětšení, neodhalil podstatu Saturnových prstenců a pokládal je za dvě samostatná tělesa, doprovázející vlastní planetu, a považoval tedy Saturna za trojplanetu. Dalšími pozorováními však zjistil, že tyto oběžnice po stranách planety pravidelně mizí, což bylo způsobeno měnícím se sklonem prstenců vůči Slunci a Zemi. Toto zjištění ale nebyl Galileo do své smrti schopen vysvětlit. Teprve v roce 1656 přinesl správné vysvětlení pozorovaných jevů holandský astronom, matematik a fyzik Christiaan Huygens, který jako první prohlásil, že Saturn je obklopen kruhovým prstencem. Jeho závěr byl založen na nových pozorováních planety započatých v roce 1655 pomocí dalekohledu s 50násobným zvětšením. V dubnu téhož roku pak objevil také největší Saturnův měsíc Titan a určil poměrně přesně jeho oběžnou dobu.

V 70. a 80. letech 17. století byly objeveny další čtyři měsíce Saturnu, a to Japetus, Rhea, Tethys a Dione. Skutečnost, že Saturnův prstenec se ve skutečnosti skládá z více vzájemně oddělených prstenců, zjistil jako první francouzský astronom Giovanni Domenico Cassini v roce 1675. Jím objevená mezera mezi prstenci se dodnes označuje termínem Cassiniho dělení na jeho počest.

V roce 1789 změřil William Herschel zploštění planety. Poměr rovníkového průměru k polárnímu odhadl na 11:10. Od konce 18. století již technika umožňovala rozeznávat bílé skvrny v atmosféře planety, kterých si poprvé v roce 1796 všimli Johann Hieronymus Schröter a jeho asistent Karl Ludwig Harding na observatoři v blízkosti Brém. Skvrny byly později příležitostně pozorovány i v 19. a 20. století (a to v letech 1876, 1903, 1930, 1960 a 1990). Z novějších pozorování vyplývá, že se objevují přibližně každých 27 až 30 let, což koresponduje s oběžnou dráhou Saturnu kolem Slunce, která je přibližně 29,5 roku.

V 19. století také prokázal J. E. Keeler, že jednotlivé prstence nejsou jednolité, ale skládají se z nesmírného počtu malých částic.

Současné pozorování

Saturn bývá na noční obloze velmi dobře pozorovatelný i pouhým okem, jelikož je téměř tak jasný jako Jupiter a má výraznou žlutou barvu. Jeho zdánlivá hvězdná velikost se pohybuje v závislosti na konstelaci od 1,4 do –0,4 magnitudy, což jsou hodnoty, kterých dosahují nejjasnější hvězdy. Na rozdíl od hvězd ale Saturn jako jiné planety nebliká, jeho světlo je klidné. Jeho jasnost vůči pozorovateli na Zemi ovlivňuje také okamžitý sklon prstenců vůči Zemi. Saturn se od ekliptiky nikdy nevzdaluje více než o 2,5°, z čehož vyplývá, že na 50. rovnoběžce při horní kulminaci nikdy nemůže vystoupat výše než na 66° a klesnout méně než 14° pod obzor. Považuje se za nejvzdálenější planetu, kterou lze pozorovat pouhým okem. Jasnost Uranu se však pohybuje na hranici pozorovatelnosti a za ideálních podmínek je vidět i on, ačkoli je dále než Saturn. Prstence Saturnu nejsou pouhým okem viditelné, zobrazí se však již při pozorování menším dalekohledem, pokud jsou příhodně orientované vůči Zemi. Společně se Saturnem je možné dalekohledem pozorovat i jeho největší měsíc Titan. Dobře viditelný je při vhodném sklonu i stín prstenců na planetě. Na samotném povrchu Saturnu je možno pozorovat atmosférické pásy a vzácně bílé jasné skvrny, které byly pozorovatelné naposledy v roce 1990.

Snímek sondy Cassini z 19. července 2013

Planeta se pohybuje po obloze nejpomaleji ze všech planet viditelných pouhým okem, což je důsledek třetího Keplerova zákona. Jako všechny ostatní planety tak i Saturn někdy při svém pohybu na hvězdném pozadí „zpomaluje“, „zastaví“ a případně se pohybuje i nazpět. Tyto nerovnoměrnosti v pohybu jsou způsobeny sčítáním pohybu Země a Saturnova téměř rovnoměrného oběhu okolo Slunce. V roce 2008 se planeta nacházela v souhvězdí Lva a začátkem září 2009 se přesune do souhvězdí Panny. Průměrně se v jednom souhvězdí zvěrokruhu zdržuje více než 2 roky. Pozorovatelný je každý rok vždy v tom období, ve kterém je viditelná i oblast souhvězdí, ve kterém se nachází.

Kromě amatérských a profesionálních pozorování ze Země je Saturn také předmětem výzkumu Hubbleova vesmírného dalekohledu z oběžné dráhy Země. Ten pozoruje hlavně atmosférické změny, ale i polární záře v oblasti pólů. Dalekohled objevil také několik nových malých měsíců a pomohl určit maximální tloušťku Saturnových prstenců. Při zákrytu hvězdy GSCC5249-01240 během 20. až 21. listopadu 1995 se mu podařilo určit podrobnější strukturu prstenců. Při maximálním sklonu prstenců v roce 2003 pořídila kamera Wide Field Planetary Camera 2 s použitím 30 snímků v širokém pásmu vlnových délek snímky Saturnu, čímž dosáhla doposud nejlepšího spektrálního pokrytí planety v historii jejího pozorování. Tyto snímky umožnily vědcům lépe studovat dynamické procesy odehrávající se v atmosféře a vytvořit modely sezónního chování atmosféry.

Kosmické sondy

Současná astronomie čerpá většinu detailních znalostí o Saturnu ze snímků, pořízených kosmickými sondami. První z nich byl Pioneer 11, který prolétl v blízkosti Saturnu roku 1979. K planetě dorazil po čtyř a půl roční cestě meziplanetárním prostorem. Studium planety a jejího okolí začalo 2. srpna 1979, poté sonda provedla riskantní, ale úspěšný manévr, během něhož prolétla 1. září 1979 rovinou Saturnových prstenců. Během průletu hrozila srážka sondy a hmoty prstenců. Nejvíce se sonda Saturnu přiblížila na 21 400 km nad oblast mraků. Výzkum planety ukončila 15. září a pokračovala v letu do vnějších oblastí sluneční soustavy.

Dalšími průzkumníky Saturnu byly sondy Voyager 1 a Voyager 2, které snímkovaly Saturn v letech 1980 a 1981. Největšího přiblížení Voyager 1 dosáhl 13. listopadu 1980, ale jeho přístroje zkoumaly planetu již tři měsíce před tím. Během přeletu bylo pořízeno množství fotografií, které přinesly řadu nových poznatků o planetě. Podařilo se rovněž získat snímky měsíců Mimas, Tethys, Dione, Enceladus, Rhea a Titan. Okolo Titanu pak sonda 12. listopadu 1980 proletěla ve vzdálenosti pouhých 6500 km, což umožnilo nasbírat základní údaje o atmosféře měsíce a jeho teplotě.



Saturn ze sondy Voyager 1

O rok později se k Saturnu přiblížila sonda Voyager 2, které se nejblíže dostala 25. srpna 1981. Během průletu začala sonda zkoumat horní vrstvy atmosféry planety za pomoci radaru. Radarové měření přineslo poznatky o teplotě a hustotě atmosféry, například se zjistilo, že v nejvyšších oblastech atmosféry Saturnu je tlak okolo 7 kPa a teplota –203 °C, zatímco v nejnižších zkoumaných oblastech byl tlaku až 120 kPa a teplota –130 °C. Severní pól byl o 10 °C chladnější než jižní, což bylo vysvětleno jako výsledek sezónních jevů. Během průletu sondy se podařilo na Zemi odeslat okolo 16 000 fotografií.

V roce 1997 odstartovala z kosmodromu na mysu Canaveral raketa Titan, nesoucí na palubě planetární sondu Cassini-Huygens, která jako první sonda v historii měla za úkol být navedena na oběžnou dráhu kolem Saturnu. K tomu došlo 1. července 2004 a 25. prosince se od sondy oddělil přistávací modul Huygens, který byl navržen a vyroben Evropskou kosmickou agenturou pro přistání na měsíci Titan. Po oddělení začal modul samostatnou třítýdenní cestu a 14. ledna 2005 úspěšně přistál na povrchu Titanu. Během přistání sonda Cassini sloužila jako translační stanice pro signál vysílaný z přistávacího modulu na Zemi. Modul přistál na zmrzlém povrchu tvořeném směsí křemičitanových hornin a tuhého metanu. Nad očekávání dobře přežil přistávací manévr a na povrchu fungoval více než 4 hodiny. Spojení se sondou Cassini bylo ale ztraceno už po dvou hodinách, protože sonda zmizela za horizontem. Sonda Cassini pokračuje z oběžné dráhy ve výzkumu Saturnu a jeho měsíců.

Z pozemských observatoří pozorují Saturn například Evropská jižní observatoř a observatoř na Mauna Kea, které v letech 2000 a 2003 objevily několik malých nepravidelných měsíců.

Voyager 1

Voyager 1 je vesmírná sonda z amerického vědeckovýzkumného programu Mariner (sonda nese alternativní označení Mariner 11) určená pro výzkum vnější části Sluneční soustavy. Váží 822 kg, byla vypuštěna 5. září 1977 a je stále funkční. Hlavním cílem Voyageru 1 byly planety Jupiter, Saturn, jejich měsíce a prstence. V současnosti sonda studuje helioplášť, měří sluneční vítr a výplň mezihvězdného prostoru. Současně s ní byla vyvíjena i obdobná sonda Voyager 2 (vypuštěna 20. srpna 1977). Pro oba Voyagery jsou zdroji energie tři radioizotopové termoelektrické generátory, které sice již překonaly původně plánovanou životnost, ale dnes se předpokládá, že budou schopny generovat dostatek energie pro komunikaci se Zemí i po roce 2020.


Sonda Voyager 1 na fotografii NASA

V červnu roku 2011 se sonda nacházela již 16,5 světelných hodin daleko od Země, od které se vzdaluje rychlostí přibližně 1 500 000 kilometrů za den. Mise byla úspěšná, na Zemi bylo doručeno 34 000 snímků. V září 2013 NASA potvrdila vzdálenost 19 miliard kilometrů od Země a sonda tak opustila i sluneční soustavu. 7. července 2015 ve 21:07:34 s SELČ byla ve vzdálenosti 19 624 500 858 km od Země. 28. června 2016 v 14:11 SELČ byla její vzdálenost od Země 20 139 579 700 km, což jest 134,62 AU a 18,6 světelných hodin. Rychlost Voyageru 1 je okolo 17 km/s. To je 61 200 km/h.

Konstrukce

Konstrukce sondy vycházela ze zkušeností s konstrukcí předchozích sond v programu Mariner, ale i přesto si vyžádala přes pět let práce. Jedná se o sondu, jejíž tělo je tvořeno desetibokým hranolem o výšce 0,47 m a průměru 1,78 m a která je stabilizována ve třech osách. Na vrcholku tohoto hranolu se nachází parabolická směrová anténa s průměrem 3,66 m, která je určena pro udržování radiového spojení s pozemními teleskopy a k přenosu informací a příkazů. K tělu sondy jsou připevněny tři výklopné tyče, na kterých se nachází vybavení a energetická jednotka sondy. Na první výklopné tyči o délce přibližně 2,5 m je na otočné plošině umístěno vědecké vybavení společně s kamerami a spektrometrem. Na další tyči o délce 13 m orientované na opačné straně jsou připevněna čidla magnetometru.

Na poslední tyči jsou umístěny energetické zdroje sondy v podobě 3 radioizotopových termoelektrických generátorů (RTG), který palubní přístroje sondy zásobil 3×160 W elektrické energie. Přísun elektrické energie postupně s roky klesal a v roce 1997 dosahoval již jenom 335 W. Energetický zdroj je tvořen jednotkou o hmotnosti 39 kg, průměru 0,4 m a délce 0,5 m, jenž využívá jako zdroj energie 238PuO2.

Celkový provoz sondy je řízen zdvojeným palubním počítačem CCS (Computer Command Subsystem). Zpracování vědeckých a telemetrických dat a řízení vědeckých experimentů zajišťuje systém zpracování dat FDS (Flight Data Subsystem) vybavený ztrojeným počítačem. Data mohou být zaznamenána na magnetopáskové paměti DSS (Data Storage Subsystem) s kapacitou 536 Mbit. Komunikační systém pracuje v pásmu X (8,4 GHz, rychlost přenosu 8 bit/s až 115,2 kbit/s, výkon 23 W) a S (2,3 GHz, rychlost přenosu min. 40 bit/s). Stabilizační digitální systém AACS (Attitude and Articulation Control Subsystem) využívající detektorů Slunce, sledovačů hvězd a 3 úhloměrných gyroskopů zajišťuje orientaci a stabilizaci sondy v prostoru a natáčení plošiny s optickými přístroji na zkoumané cíle. Celkem 16 trysek na jednosložkové kapalné pohonné látky (hydrazin, celková zásoba 105 kg) o tahu 16×0,9 N slouží jako výkonné prvky pro korekce dráhy (4 motory) a pro orientaci a stabilizaci sondy (8 motorů).

Předpokládaná životnost sondy je 40 roků. Řízení sondy probíhá z pozemního řídicího střediska umístěného v Jet Propulsion Laboratory v Pasadeně, Kalifornie.

Vědecké vybavení na palubě

kamerový systém ISS (Imaging Science System)
komplex pro rádiová měření RSS (Radio Science System)
ultrafialový spektrometr UVS (Ultraviolet Spectrometer)
trojosý cívkový magnetometr MAG (Magnetometer)
detektor nízkoenergetických iontů LECP (Low-Energy Charged Particles)
systém detektorů kosmického záření CRS (Cosmic Ray System)
detektor rádiových vln PRA (Planetary Radio Astronomy)
fotopolarimetr PPS (Photopolarimeter System)
přístroj pro studium vln v plazmatu PWS (Plasma Wave System)
infračervený interferometr a spektrometr IRIS (Infrared Interferometer Spectrometer) spektrometr plazmových částic PLS (Plasma Spectrometer)

Budoucnost sondy

Cesta Voyageru 1 nebyla plánována, aby došla k nějaké určité hvězdě, ale za 40 000 let by měl proletět kolem hvězdy AC+79 3888 (Gliese 445) ve vzdálenosti 1,6 světelného roku. Tato hvězda je v současnosti v souhvězdí Žirafy. Za několik desítek milionů let pravděpodobně opustí i Mléčnou dráhu.