Jdi na obsah Jdi na menu
 


Saturn (planeta)

Saturn (planeta)

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
 
Skočit na: Navigace, Hledání
Saturn (planet) large.jpg

Saturn v pravých barvách na snímku sondy Voyager 2 (1981)

Elementy dráhy
(Ekvinokcium J2000,0)
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
- průměrná
- minimální

10,182 km/s
9,638 km/s
9,136 km/s
Sklon dráhy
- k ekliptice
- ke slunečnímu rovníku

2,484 46°
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 8,271314 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 9,87 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
- průměr
- max

93[p 1] K
? K
? K
Charakteristiky atmosféry
Atmosférický tlak 140 kPa
Vodík ~96 %
Hélium ~3 %
Methan ~0,4 %
Amoniak ~0,01 %
Deuterium ~0,01 %
Ethan 0,0007 %


 


 


 

Astronomický symbol Saturnu

Saturn je šestá, 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 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.[1] 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.[2] 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.

Obsah

[skrýt]


[editovat] 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[3] a teorii gravitačního kolapsu.[4] 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.[5] 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.[6]

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 BossCarnegie Institution of Washington, byl vznik plynných obrů krátký a v případě Saturnu trval jen několik století.[4]

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.[7] Menší a zpětně obíhající měsíce jsou nejspíše jako v jiných případech zachycené planetky pocházející z jiných oblastí sluneční soustavy.

Vnitřní stavba Saturnu

[editovat] 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 98 000 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.[8] 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.[9]

[editovat] Složení

Saturn se podobně jako Jupiter celkově skládá ze 75 % vodíku a 25 % hélia se stopami metanu, vodyamoniaku. 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),[10] což je způsobeno obrovským tlakem panujícím uvnitř planety. Teplota v jádře se odhaduje na 12 000 K.[11] Podle údajů získaných během průletu sondy Voyager 1 je poměr vodíku ku héliu v atmosféře 9:1.[12]

[editovat] 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,[13] která má hloubku přibližně 20 000 km. Kovový vodík je tekutá molekulární látka se zvláštními vlastnostmi, mezi které patří velmi dobrá elektrická vodivost.

Jádro planety má přibližně 25 000 km v průměru[14] a tvoří ho pravděpodobně směs skalnatého materiálu a podle některých údajů i ledu.[15] Teplota ve vnitřním jádře je podle odhadů 12 000 K,[11] tlak se odhaduje na 8 miliónů MPa.[16] Hmotnost jádra je 22 násobek hmotnosti Země.[17]

[editovat] Atmosféra

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 (měsíc).

Atmosféra Saturnu se skládá téměř výhradně z vodíku a hélia. Největší zastoupení má molekulární vodík (89 %), který je následován héliem (11 %). 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.[18] Atmosféra Saturnu je vlivem vzdálenosti od Slunce chladnější než atmosféra Jupiteru, ale nacházejí se v ní komplexnější molekuly, například ethan a jiné deriváty metanu.[15]

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.[19] Vyzařování energie do okolí pravděpodobně pomáhá ještě další mechanismus, gravitační kolaps (tzv. Kelvinova-Helmholtzova nestabilita) podobně jako v případě Jupiteru.[20]

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.“[21] 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.[21]

Jižní polární vír na Saturnu

[editovat] 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.[6]

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.[22] Podle jiného zdroje jsou pásy naopak tenčí a mají složitější, i když méně výraznou strukturu než pásy Jupitera.[12]

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.[15]

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.[23]

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“.[24]

[editovat] Polární útvary

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.[25] Jde o nejteplejší místo na planetě.[26] Polární víry na Zemi, Jupiteru, Marsu a Venuši jsou chladnější než jejich okolí, polární vír v jižních šířkách Saturnu je však teplejší než okolí.[27] 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.[28]

Animace rotace polárního šestiúhelníku

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.[29]

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.[30]

[editovat] 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.[31] 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.

[editovat] 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,[32] 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.[33] 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.[34] Pole sahá do vzdálenosti asi 1,1 miliónu km,[35] 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,[35] 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.[12] Atomy vodíku v prstenci však nejsou ionizované, a proto se nezúčastňují pohybu částic magnetosféry.

Polární záře na Saturnu. Trojice snímků vznikla kombinací snímků v ultrafialovém a viditelném spektru, přičemž ultrafialové záběry vznikly v lednu 2004 za pomoci Hubbleova vesmírného dalekohledu a viditelné až v březnu téhož roku.

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.[18] 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.[24]

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.[32] V blízkosti prstenců a měsíců nejsou radiační pásy spojité, protože jejich částice pohlcují elektricky nabité částice slunečního větru.[12] Nejmenší částice prstence však po srážce s nabitými částicemi radiačního pásu opouští prstenec a přidávají se ke stacionárně rotujícím částicím magnetosféry.

[editovat] Dráha a rotace

Nasměrování prstenců v čase

Saturn obíhá Slunce ve střední vzdálenosti 1426,9 miliónu km,[36] 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°,[37] 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.[36]

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.[37]

[editovat] Prstence a měsíce

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.

[editovat] Prstence

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.[38] 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.[39]

Zvláštností je poslední prstenec Saturnu, který je velmi řídký a nachází se ve vzdálenosti téměř 100× větší než „klasické“ prstence.[40] 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.

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.[41] 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,[41] 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.[42] Ani v mezerách mezi prstenci však není úplně prázdný prostor, jelikož jsou vyplněny řadou slabých prstenců.

Celkově komplex prstenců zabírá přibližně 250 000 km[41] a má tloušťku jen okolo stovek m, ale většinou jsou prstence tenčí.[43] 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.[40]

Odhaduje se, že celková hmotnost prstenců dosahuje pouze 1 % hmotnosti pozemského Měsíce.[39]

Schéma Saturnových měsíců

[editovat] Měsíce

Související informace naleznete v článku Měsíce Saturnu.

Doposud je k podzimu roku 2009 známo 62 měsíců Saturnu,[2] z čehož 53 měsíců je pojmenováno a 9 měsíců má provizorní označení.[2] 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.[15]

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.[18]. Titan se stal po Měsíci druhým měsícem, na kterém přistála evropsko-americká sonda — Huygens.

Dráhy obíhajících měsíců s pozicí prstenců

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.

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.


 

Saturnovy největší měsíce v porovnání s Měsícem Země.
Jméno
 
Datum objevu Průměr
(km)
Hmotnost
(kg)
Střední oběžná vzdálenost (km) Perioda oběhu (dni)
Mimas 17. září 1789 400
(10 % Měsíce)
0,4×1020
(0,05 % Měsíce)
185 000
(50 % Měsíce)
0,9
(3 % Měsíce)
Enceladus 28. srpna 1789 500
(15 % Měsíce)
1,1×1020
(0,2 % Měsíce)
238 000
(60 % Měsíce)
1,4
(5 % Měsíce)
Tethys 21. března 1684 1 060
(30 % Měsíce)
6,2×1020
(0,8 % Měsíce)
295 000
(80 % Měsíce)
1,9
(7 % Měsíce)
Dione 21. března 1684 1 120
(30 % Měsíce)
11×1020
(1,5 % Měsíce)
377 000
(100 % Měsíce)
2,7
(10 % Měsíce)
Rhea 23. prosince 1672 1 530
(45 % Měsíce)
23×1020
(3 % Měsíce)
527 000
(140 % Měsíce)
4,5
(20 % Měsíce)
Titan 25. března 1655 5 150
(150 % Měsíce)
1 350×1020
(180 % Měsíce)
1 222 000
(320 % Měsíce)
16
(60 % Měsíce)
Iapetus 25. října 1671 1 440
(40 % Měsíce)
20×1020
(3 % Měsíce)
3 560 000
(930 % Měsíce)
79
(290 % Měsíce)

 

 
 

 


Archiv

Kalendář
<< červenec / 2022 >>


Statistiky

Online: 1
Celkem: 12480
Měsíc: 153
Den: 5