Pomenovaný bol podľa rímskeho boha Saturna, ktorý je obdobou gréckeho Krona. Saturnus, po ktorom je planéta pomenovaná, bol starý rímsky boh roľníctva. Neskôr ho začali stotožňovať s gréckym Kronom, bohom času. Na rozdiel od Krona, ktorý kvôli požieraniu vlastných detí nemal veľkú obľubu medzi starými Grékmi, Saturnos mal u Rimanov veľkú vážnosť a úctu.
Podľa mýtov naučil ľudí obrábať pôdu, pestovať rastliny a stavať obydlia. O dobe jeho údajného panovania sa hovorilo ako o "Zlatom veku ľudstva" a na pamiatku jeho vlády sa konali slávnosti zvané saturnálie. V čase týchto slávností dostávali otroci na krátky čas slobodu, pretože v zlatom veku neboli páni ani otroci.
V astrológii je Saturn pokladaný za nepriaznivú planétu, kvôli tomu, že jeho pohyb je najpomalší zo všetkých voľným okom viditeľných telies (okrem Uránu). Má symbolizovať formovanie a istotu; zákony času a priestoru; štruktúru, poriadok, pravidlá a hranice; starobu, nepriazeň a smrť. Za kladné vlastnosti pripisované účinkom Saturna sa pokladajú stálosť, praktickosť, hospodárnosť, vytrvalosť a systematickosť, k nepriaznivým patrí chlad, upätosť a izolácia, nedôvera a pesimizmus, frustrácie a depresie.
Klasická astrológia sa na neho díva ako na "Otca času", pretože ľudský život je údajne po troch obehoch tejto planéty zverokruhom naplnený. Saturn sa stal podobne ako ďalšie planéty slnečnej sústave námetom niektorých sci-fi kníh. Okrem samotného Saturnu je dej často situovaný na jeho mesiac Titan, ktorý sa často popisuje ako „čerpacia stanica“ pre budúce kozmické lety či ako surovinová základňa pre dobývanie vzdialených častí slnečnej sústavy.
Saturn sa objavil napríklad v diele bratov Strugackých v roku 1962, ktorí publikovali svoju knihu Tachmasib letí k Saturnu. Ďalšou knihou, v ktorej je oblasť okolo Saturna hlavným motívom, je román Arthura C. Clarka 2001: Vesmírna odysea. Príbeh rozpráva o prvej ľudskej výprave k Saturnu, presnejšie k jeho mesiacu Japetus. Absolvovala ju päťčlenná posádka ma kozmickej lodi Discovery. Keď sa napokon posledný preživší účastník výpravy dostane na obežnú dráhu okolo Japeta, objaví na jeho povrchu tajomný čierny monolit, ktorý je v skutočnosti hviezdnou bránou.
V pokračovaní tejto knihy (2010: Druhá vesmírna odysea) sa však už nijaká výprava k Saturnu nespomína a misia lode Discovery bola pozmenená na cestu k Jupiteru.
Saturn patrí medzi joviálne planéty, to znamená, že nemá pevný povrch, ale len hustú atmosféru, ktorá postupne prechádza do plášťa. Atmosféra je tvorená prevažne vodíkom, ktorý tvorí 96,3 % jej objemu. Viditeľný povrch planéty tvorí svetložltá vrstva mrakov s nejasnými pásmi rôznych odtieňov, ktoré sú rovnobežné s rovníkom. Teplota v hornej oblačnej vrstve dosahuje −140 °C.
Hmotnosť planéty je približne 95-krát väčšia ako hmotnosť Zeme, má však zo všetkých planét najmenšiu hustotu: len 0,6873 g/cm³ a ako jediná planéta v slnečnej sústave je ľahší než voda. Saturn je známy najmohutnejšou sústavou prstencov zo všetkých planét slnečnej sústavy. Jeho hlavné prstence, ktoré sú označené veľkými písmenami možno pozorovať zo Zeme už aj malým ďalekohľadom. Okolo planéty obieha tiež početná rodina mesiacov, z ktorých najväčší je Titan, jediný mesiac v slnečnej sústave s hustou atmosférou.
Jeden obeh Saturna okolo Slnka trvá 29,46 pozemského roka. Je ľahko pozorovateľný voľným okom ako žltý neblikajúci objekt jasnosťou porovnateľný s najjasnejšími hviezdami. Od ekliptiky sa nikdy nevzdiali na väčšiu uhlovú vzdialenosť ako 2,5°. Prechod jedným zvieratníkovým znamením mu trvá viac než dva roky.
Prstence Saturnu a vysoké prílivy | Nečakané súvislosti
Fyzikálne vlastnosti
Vďaka nízkej hustote a veľkej rýchlosti rotácie je najvýraznejšie sploštenou planétou. Jeho rovníkový priemer je asi o 10 % väčší ako polárny priemer (rovníkový priemer je 120 660 km, polárny priemer je 108 000 km). Možným vysvetlením tohto javu je rýchla rotácia a skôr tekutá ako pevná fáza vodíka v jadre, ktorá sa pôsobením vnútorných tlakov nezmení až do teploty 6 727 °C. (7 000 K). Podobne ako Jupiter, aj Saturn vyžaruje väčšie množstvo energie, ako dostáva od Slnka.
Zloženie
Planéta sa, podobne ako Jupiter, skladá zo 75 % vodíka a 25 % hélia so stopami metánu, vody a amoniaku, podobne ako pôvodná hmlovina, z ktorej vznikli všetky planéty. Jadro je pravdepodobne z kovového vodíka (je tu taký veľký tlak, že inak plynný vodík sa správa ako kov) a má teplotu asi 11 727 °C (12 000 K). Podľa údajov zo sondy Voyager 1 je pomer vodíka k héliu v Saturnovej atmosfére 9:1.
Dráha a rotácia
Saturn obieha Slnko v strednej vzdialenosti 1 426,9 milióna km, čo je približne dvojnásobok vzdialenosti Jupitera od Slnka a takmer desaťnásobok vzdialenosti Zeme od Slnka. Odklon jeho osi od kolmice na ekliptiku je 26,7°, zhruba o 4 stupne viac, ako sklon Zeme. Sklon osi rotácie voči obežnej dráhe má veľký význam z hľadiska viditeľnosti Saturnovho prstenca. Dráha Saturna je eliptická, blízka kruhovej.
Jeho obežná rýchlosť je 9,66 km/s (34 703 km/h), vďaka čomu je treťou najpomalšie obiehajúcou planétou (po Uráne a Neptúne). Jedna otočka Saturna okolo svojej osi trvá 10,66 hodín, čím sa radí medzi planéty s najkratším dňom. Rýchlejšiu rotáciu má už len Jupiter. Rotácia je diferenciálna a jej rýchlosť klesá od rovníka smerom k pólom. Na 57° šírky trvá jedna otočka okolo osi 11 hodín 7,5 minút.
Tabuľka základných údajov o Saturne
| Parameter | Hodnota |
|---|---|
| Priemerná vzdialenosť od Slnka | 1 426,9 milióna km |
| Dĺžka dňa | 10,66 hodín |
| Dĺžka roka | 29,46 pozemského roka |
| Rovníkový priemer | 120 660 km |
| Polárny priemer | 108 000 km |
| Hustota | 0,6873 g/cm³ |
Vznik a vývoj
Predpokladá sa, že Saturn vznikal rovnakým procesom ako Jupiter v protoplanetárnom disku pred 4,6 až 4,7 miliardami rokov. Existujú dve hlavné teórie, ako sa mohli veľké plynné planéty sformovať: Teória akrécie a teória gravitačného kolapsu. Teória akrécie hovorí, že v protoplanetárnom disku sa postupne zliepali prachové častice do čoraz väčších celkov, až sa nabalili do veľkosti niekoľko tisíc kilometrov.
Tieto železnokamenné zárodky planét sa tvorili aj v miestach obrích planét a je možné, že k ich vzniku došlo ešte skôr než k vzniku zárodkov terestrických planét. Pretože mali veľkú gravitáciu, začali strhávať zo svojho okolia plyn a prach, ktorý sa postupne nabaľoval na pevné jadrá, až dorástli do dnešnej veľkosti. Najpodrobnejšie výpočty ukazujú, že Saturn sa sformoval o niečo bližšie k Slnku, vo vzdialenosti asi 7,3 AU. Vplyvom gravitačných porúch Jupitera sa postupne vzdialil (migroval) na dnešných 9,5 AU.
Úniková rýchlosť 35,49 km/s ďaleko prevyšuje tepelnú rýchlosť molekúl, preto si Saturn ponechal pôvodné zloženie atmosféry, ktoré nadobudol už pri svojom vzniku z protoplanetárneho disku. Podľa teórie gravitačného kolapsu veľké planéty nevznikli postupným zliepaním, ale pomerne rýchlym zmrštením sa zhluku v zárodočnom disku podobným spôsobom, akým vznikajú hviezdy. Podľa teórie niekoľkých gravitačných kolapsov, ktorej autorom je Alan Boss z Carnegie Institution of Washington bol vznik joviálnych planét krátky proces a v prípade Saturna trval len niekoľko storočí.
Vznik veľkých Saturnových mesiacov prebiehal pravdepodobne rovnakým spôsobom, ako vznik kamenných planét. Keďže Saturn je od Slnka dosť vzdialený, podľa modelových výpočtov v nijakej fáze jeho vzniku teplota nestúpla na také vysoké hodnoty, ako teplota Jupitera. Následkom toho sa ani ľahko taviteľné látky z pôvodného disku okolo vznikajúcej planéty nemohli vypariť. Preto je podstatnou zložkou jeho mesiacov ľad a voda vo forme ľadu sa mohla uchovať aj u najbližšie obiehajúcich mesiacov. Menšie a retrográdne obiehajúce mesiace môžu byť zachytenými planetezimálami.
Magnetosféra
Magnetické pole Saturna objavila sonda Pioneer 11 v roku 1979. Má oveľa menšiu intenzitu, ako magnetické pole Jupitera a je najslabšie zo všetkých magnetických polí plynných obrov. Na rovníku má hodnotu 21 μT a je len o málo silnejšie, než magnetické pole Zeme. Má však v porovnaní so Zemou výraznejší dvojpólový charakter a magnetická os je takmer rovnobežná s rotačnou osou. Orientácia magnetického poľa je rovnaká ako u Jupitera.
Magnetické pole je generované pravdepodobne hydromagnetickým dynamom, ktoré je o niečo hlbšie pod povrchom ako u Jupitera. Magnetosféra siaha ďaleko do priestoru (na strane privrátenej k Slnku do vzdialenosti 1,5 milióna km, na odvrátenej strane je natiahnutá do chvosta s neznámou dĺžkou) a pohybujú sa v nej všetky väčšie mesiace aj častice prstencov. Tvar magnetosféry pravdepodobne súvisí s prítomnosťou prstencov. Magnetosféra, resp. nabité častice v nej, obiehajú planétu podobnou rýchlosťou, akou ona rotuje okolo svojej osi. V oblasti dráhy Titanu je to až 193 km/s, takže častice mesiac pri jeho obehu dokonca predbiehajú. Atómy vodíka v prstenci však nie sú ionizované a preto sa nezúčastňujú pohybu častíc magnetosféry.
Vďaka existencii magnetosféry sa v prítomnosti pólov príležitostne vyskytujú polárne žiary, ktoré sú viditeľné v ultrafialovej časti spektra. V optickej oblasti spektra zatiaľ neboli pozorované, čo môže súvisieť s tým, že sú slabšie ako u Jupitera a ich pozorovanie ruší odrazené a rozptýlené svetlo na prstencoch. Siahajú až do výšky 1 600 km nad oblačnú vrstvu. Chemici sa domnievajú, že energia polárnych žiar napomáha vzniku zložitých uhľovodíkov, ktoré potom spôsobujú rôznofarebné odtiene. Sledovaním zmenšovania sa a zväčšovania sa polárnej žiary môžu astronómovia na diaľku sledovať atmosféru planéty a jej magnetické pole.
Novšie štúdie polárnej žiary opierajúce sa o pozorovania sondou Cassini a Hubblovým ďalekohľadom ukázali, že polárna žiara Saturna je odlišná od polárnych žiar iných planét. Polárny prstenec často nie je spojený (má tvar neúplného kruhu) a udrží sa dlhšie ako na Zemi. Výskyt polárnych žiar v stredných šírkach na osvetlenej pologuli je zatiaľ nevysvetlený.
Z prítomnosti magnetosféry logicky vyplýva prítomnosť radiačných pásov planéty, čiže oblastí okolo rovníka, v ktorých sa zachytávajú častice slnečného vetra. Žiarenie z radiačných pásov je také slabé, že na rozdiel od žiarenia z pásov Jupitera nie je merateľné zo Zeme. V blízkosti prstencov a mesiacov radiačné pásy nie sú spojité, pretože ich častice dokonale pohlcujú elektricky nabité častice slnečného vetra. Najmenšie čiastočky prstenca však po zrážke s nabitou časticou radiačného pásu opúšťajú prstenec a pridávajú sa k stacionárne rotujúcim časticiam magnetosféry.
Atmosféra
Atmosféra Saturna pozostáva takmer výlučne z vodíka a hélia. Najväčšie zastúpenie má molekulárny vodík (96.3%), nasleduje hélium (3.25%). Malý obsah hélia sa vysvetľuje tým, že ťažšie hélium klesá cez vodíkovú vrstvu bližšie k jadru. V jej horných vrstvách sa nachádza aj kryštalický amoniak. Okrem toho atmosféra obsahuje aj malé množstvo metánu a ďalšie uhľovodíky. Keďže atmosféra Saturna je chladnejšia ako atmosféra Jupitera, nachádzajú sa v nej komplexnejšie molekuly ako v Jupiterovej atmosfére. Sú to napríklad etán a iné deriváty metánu.
Ionosféra, extrémne riedka ionizovaná vrstva atmosféry Saturna, siaha až po prstenec C. Najvrchnejšia vrstva atmosféry absorbuje ultrafialové žiarenie, čo vedie k vzniku hmlistého oparu. Hmla vzniká na pologuli, ktorá je práve priklonená k Slnku. V horným mrakoch dosahuje teplota približne −140 °C (133 K). S hĺbkou postupne rastie, čo ovplyvňuje skupenstvo rôznych chemických zlúčenín v atmosfére a má za následok vznik mrakov rôzneho zloženia v rôznych výškových hladinách. Najvyššiu vrstvu tvoria kryštáliky čpavkového ľadu. Pod nimi sa nachádza vrstva mrakov zo siričitanu amónneho. Predpokladá sa, že najnižšiu vrstvu tvoria mraky z vodného ľadu. K jadru planéty padajú kvapky héliového dažďa. Premena ich pohybovej energie na tepelnú má za následok, že Saturn vyžaruje približne dvojnásobné množstvo energie, aké dostáva od Slnka.
Vyžarovaniu energie do okolia pravdepodobne pomáha ešte aj iný mechanizmus, gravitačný kolaps, (tzv. Kelvinov-Helmhotzov mechanizmus), podobne, ako v prípade Jupitera. Najchladnejšou časťou atmosféry sú póly, ale Voyagery prekvapivo namerali nízke teploty aj v strede rovníkového pásu.
Žltá farba planéty je spôsobená odrazom slnečného svetla od vrchných mrakov. Na podrobných záberoch zo sondy Cassini sa však atmosféra zobrazuje ako modrá. Bob West z Jet Propulsion Laboratory, člen zobrazovacieho tímu Cassini, prehlásil: „Boli sme veľmi prekvapení. Saturn by mal byť žltý.“ Pri pozorovaní z nižších vrstiev atmosféry by sa obloha Saturnu javila ako modrá. Modrá farba je pravdepodobne spôsobená rozptylom slnečného svetla, tzv. Rayleighovým rozptylom na molekulách atmosféry podobne ako v prípade Zeme. Zatiaľ čo v prípade Zeme sa svetlo rozptyľuje na molekulárnom dusíku a kyslíku, v atmosfére Saturna sa rozptyľuje na molekulárnom vodíku. Stále však zostáva nejasné, prečo je severnejšia pologuľa oveľa výraznejšie modrá než južná. Podľa jednej hypotézy je to spôsobené tým, že južná pologuľa obsahuje oveľa viac mrakov, ktoré sa podieľajú na žltej farbe planéty.
Počasie a atmosférické útvary
V Saturnovej atmosfére vanú vetry rýchlosťami až 480 m/s, v zóne okolo rovníka, v porovnaní so 150 m/s na Jupiteri. Vo väčších výškach rýchlosť prúdenia vetrov neprekročí 160 m/s. Prevažná časť vetrov veje východným smerom a predbieha rotáciu jadra. V západnom smere vanú len slabšie vetry v severných šírkach. Vetry sa prejavujú pohybom mrakov a vytváraním tmavších pásiem oblakov rovnobežných s rovníkom a svetlejších pásiem medzi nimi. V dôsledku metánového zákalu vo veľkých výškach však nie sú také kontrastné, ako na Jupiteri.
Polárne sploštenie spôsobilo vznik striedavo svetlejších a tmavších pruhov v atmosfére, ktoré obiehajú rovnobežne s rovníkom. Rôzne sfarbenie pruhov je spôsobené rozdielmi v ich chemickom zložení a rozdielnou hrúbkou...