Saturn, šiesta planéta Slnečnej sústavy v poradí od Slnka, je po Jupiteri druhá najväčšia planéta. Je známa i z prehistorického obdobia. Pomenovaný je po rímskom bohovi Saturnovi (ekvivalent gréckeho Kronosa), ktorý je syn Urána a otec Dia (= Jupitera). Astronomický symbol pre Saturn je ♄.
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.
Objem planéty je 764-krát väčší ako objem 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. 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°.
Saturn bol výnimočný svojimi prstencami až do roku 1977, keď boli objavené nevýrazné prstence aj okolo planéty Urán a následne aj pri Jupiteri a Neptúne. Prstence Saturna sú oproti tým ostatným výrazne jasnejšie a výraznejšie.
Saturn má v súčasnosti objavených a pomenovaných 18 mesiacov. Okrem nich evidujeme tucty ďalších drobných satelitov, ktoré majú zatiaľ provizórne označenia. Je pravdepodobné, že mnohé z nich nie sú skutočné. Môže ísť iba o väčšie telesá v prstencoch, prípadne chyby pri pozorovaní. Najväčším a najvýznamnejším mesiacom Saturna je Titan, ktorý má priemer 2 575 km, a má aj vlastnú, veľmi hustú atmosféru.
Ako prvá navštívila planétu sonda Pioneer 11, neskôr slávna dvojica Voyager 1 a 2. V súčasnosti skuma Saturn veľká sonda Cassin. Na palube nesie aj malé prieskumné puzdro Huygens (vyrobené Európskou vesmírnou agentúrou), ktoré bude skúmať atmosféru a prípadne aj povrch mesiaca Titan.
Saturn býva na nočnej oblohe veľmi dobre pozorovateľný aj voľným okom, pretože je takmer tak jasný ako Jupiter.
Saturn 101 | National Geographic
Fyzikálne vlastnosti Saturna
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.
Saturn a jeho prstence.
Zloženie Saturna
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.
Vznik a vývoj Saturna
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.
Podľa teórie gravitačného kolapsu veľké planéty nevznikli postupným zliepaním, ale pomerne rýchlym zmrštením sa zhluku v zárodočnom disku podobným spôsobom, akým vznikajú hviezdy. 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.
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.
Polárna žiara na Saturne.
Atmosféra Saturna
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. 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.
Severná pologuľa Saturna.
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.
Výraznými atmosférickými útvarmi sú svetlé škvrny podobné tlakovým nížam na Zemi, ale omnoho väčšie. Utvárajú ich konvektívne prúdy v atmosfére Saturna. Rýchlo menia tvar a po čase miznú. Biele škvrny sú pravdepodobne veľké výbuchy plynov zvnútra planéty. Horúca škvrna sa nachádza v blízkosti južného pólu planéty.
Infračervené snímky na južnom póle planéty ukazujú žeravý „polárny vír“. Ide o prvý prípad žeravej polárnej čiapočky v slnečnej sústave, je to najteplejšie miesto na planéte. Polárne víry na Zemi, Jupiteri, Marse a Venuši sú chladnejšie než ich okolie. Nové snímky vyhotovené na W. M. Keck Observatory však po prvýkrát v histórii ukazujú polárny vír, ktorý je oveľa teplejší než okolie. Neobvyklá je celá teplejšia kompaktná oblasť na póle planéty. Meteorológovia už zaznamenali náhle oteplenie pólu, ale na Zemi je tento efekt len veľmi krátkodobý. Južný pól Saturnu je horúci, pretože bol 15 rokov neustále osvetľovaný slnečným svetlom a teraz sa nachádza v období po slnovrate (slnovrat nastal koncom roku 2002).
Na Saturne nastáva leto, keď je naklonený k Slnku tak, že je Slnko v rovine s prstencami Saturnu a lúče dopadajú na povrch pod menším uhlom ako v zime. So vzrastajúcou hĺbkou rastie vo vnútri Saturna teplota aj tlak. Už 500 km pod vrcholkami mrakov vodík prechádza do kvapalného skupenstva a vytvára globálny oceán vodíka. Bližšie ku stredu planéty nadobúda čoraz viac vlastností kovu. Asi 25 000 km pod vrchnými mrakmi začína vrstva tekutého kovového vodíka, ktorá má hrúbku približne 20 000 km. Jadro planéty má priemer pod 20 000 km a tvorí ho pravdepodobne nielen skalnatý materiál, ale aj ľad.
Mesiace Saturna
Saturn má k marcu 2025 až 274 známych mesiacov, čo z neho robí planétu s ďaleko najväčším počtom mesiacov v slnečnej sústave. Len najväčšie z nich majú guľatý tvar. Najväčším, najznámejším a prvým objaveným mesiacom Saturna je Titan. Jeho polomer je 2 575 km, čo je viac ako polomer Merkúra. Je obklopený vlastnou veľmi hustou atmosférou zloženou hlavne z molekulárneho dusíka a metánu. Po Ganymede je to druhý najväčší mesiac slnečnej sústavy. Jeho povrch je pevný, ale na ňom má jazerá až moria z uhľovodíkov. Povrchové teploty na Titane dosahujú asi -178°C a tlak 160 kPa.
Druhý najväčší mesiac Saturna je Rhea. Skladá sa zo zmesi vodného ľadu a kremičitanov. Enceladus s priemerom 512 km má najväčšie albedo zo všetkých mesiacov slnečnej sústavy. Je to mesiac so sopečnou aktivitou, pričom sopky namiesto magmy chrlia vodu. Teplo potrebné na vulkanizmus mu dodávajú slapové sily okolitých mesiacov a Saturna. Okolo mesiaca je tiež veľmi riedka atmosféra. Pozoruhodný mesiac je tiež Tethys, ktorý zdieľa dráhu s ďalšími dvoma malými mesiacmi Telesto a Calypso.
Prstence Saturna
Saturn má najvýraznejšiu sústavu prstencov zo všetkých planét. Pôvodne boli známe jedine Saturnove prstence a planéta Saturn bola týmito prstencami význačná. Až v roku 1977 boli objavené nevýrazné prstence aj okolo planéty Urán a následne aj pri Jupiteri a Neptúne. Prstence Saturna sú však výrazne jasnejšie. Medzera medzi najvýraznejšími prstencami A a B viditeľnými aj zo Zeme sa nazýva Cassiniho delenie. Ani medzery medzi prstencami však nie sú prázdnym priestorom, vypĺňa ich množstvo tenkých riedkych prstencov.
Prstence sú tvorené množstvom drobných čiastočiek (veľkosti prachu, či väčšie s rozmermi desiatok metrov). Pravdepodobne sú to kúsky hornín obalené ľadom. Každá častica obieha planétu samostatne a pri obehu sa riadia Keplerovými zákonmi. Celkovo sa delia smerom od planéty na D C B A F G E. Prelety sond však ukázali, že hlavné prstence sú tvorené množstvom malých, jemných prstencov. Komplex tvorený prstencami je široký približne 250 000 km, ale jeho hrúbka je maximálne 3 km.
Najvnútornejší prstenec D siaha od oblačnej vrstvy planéty do vzdialenosti 1,21 RS (polomerov Saturna, pričom 1 RS = 60 268 km). Je tvorený len časticami mikroskopických rozmerov. Prstenec C leží vo vzdialenosti 1,21 až 1,53 RS a jeho častice majú rozmer až do 10 metrov. Prstenec B je medzi 1,53 až 1,95 RS a od prstenca A ho oddeľuje Cassiniho delenie. Prstenec A je tvorený zhruba 5-krát väčšími časticami, ako sú častice prstenca B, a rozprestiera sa vo vzdialenosti 2,01 až 2,26 RS. Prstence F a G sú tenké, tvorené mikroskopickými časticami.
Panoramatický pohľad na prstence Saturna.
História pozorovania
Keďže Saturn je ľahko viditeľný voľným okom, bol známy od nepamäti. Galileo Galilei prvý pozoroval neobvyklý tvar planéty. Nedokázal však rozlíšiť, že ide o prstenec a predpokladal, že ide o trojplanétu, pretože jeho ďalekohľad s len 30-násobným zmenšením a nedokonalými šošovkami zobrazoval prstence ako menšie kotúčiky po jeho bokoch. Pri ďalších pozorovaniach si všimol ich pravidelné „miznutie“.
K záveru, že ide o prstence okolo planéty, prišiel až Christian Huygens (1659). Saturn začal pozorovať ďalekohľadom vlastnej výroby v roku 1655. V apríli toho istého roku objavil Saturnov najväčší mesiac Titan a podarilo sa mu pomerne presne určiť aj jeho obežnú dobu.