wz

Planety Sluneční soustavy - Saturn

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.

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 planety z dálky je světle žlutá, což způsobuje vrstva mraků, s nejasnými pásy různých barevných odstínů, jenž 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. Saturn je znám svou mohutnou soustavou planetárních prstenců, které jsou viditelné ze Země i malým dalekohledem. Vedle prstenců, které se značí velkými písmeny, obíhá kolem planety také početná rodina měsíců, jichž je k roku 2010 potvrzeno 63. Největší z nich je Titan, který má jako jediný měsíc hustou atmosféru.

 

Saturn

Jeden oběh okolo Slunce vykoná planeta za 29,46 roku. Na noční obloze je snadno pozorovatelný pouhým okem jako nažloutlý, neblikavý objekt. Jeho jasnost je srovnatelná s nejjasnějšími hvězdami. Od ekliptiky, zdánlivé dráhy Slunce, se nikdy nevzdálí na větší úhlovou vzdálenost než 2,5°. Přechod mezi jednotlivými znameními zvěrokruhu, trvá více než 2 roky.

Atmosféra

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 je těžší a 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 je vlivem vzdálenosti od Slunce chladnější než atmosféra Jupiteru, ale nacházejí se v ní komplexnější molekuly, například etan a jiné deriváty metanu.

 

Atmosféra Saturnu a Jižní polární záře

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

Žlutá barva planety je způsobena odrazem slunečního světla od horních mraků. Při pozorování z nižších vrstev atmosféry by se obloha Saturnu jevila modrá. Modrá barva je pravděpodobně způsobena rozptylem slunečního světla, 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.

Prstence

Saturn má nejvýraznější a nejjasnější soustavu prstenců ze všech planet Sluneční soustavy. Původně byly známé jen u této planety a ta byla jimi ojedinělá. Až v roce 1977 byly objeveny nevýrazné prstence okolo planety Uran a poté i okolo Jupitera a Neptunu.

 

Část Saturnových prstenců a Saturn ze sondy Cassini

Prstence jsou tvořeny velkým množstvím drobných částeček různé velikosti od prachových zrnek, až po velké objekty, několika desítek 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 z teorií říká, že se zformovaly přirozeně z původního materiálu protoplanetárního disku, podle 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 teleskopem,

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.

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 prstenců viditelných ze Země, tvoří 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. Další 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 metrů, ale většinou jsou prstence tenčí. Výjimkou je nově objevený řídký prstenec, který se rozprostírá ve vzdálenosti 6 až 12 miliónů km od Saturnu, jehož tloušťka je přibližně 20× větší než je průměr Saturnu. Odhaduje se, že celková hmotnost prstenců dosahuje pouze 1 % hmotnosti pozemského Měsíce.

 

Saturnovy měsíce

O Saturnových měsících si povíme příště.

Texty vybral a upravil Aries, snímky pochází ze zdroje www.nasa.gov


Aries

Zpět na Úkazy na nebi a ve vesmíru

 

Zpět k Mostu ?