SLUNEČNÍ SOUSTAVA S ATURN Autorem materiálu a všech jeho částí, není-li uvedeno jinak, je Věra Gošová. Dostupné z Metodického portálu ISSN: , financovaného z ESF a státního rozpočtu ČR. Provozováno Výzkumným ústavem pedagogickým v Praze.

Merkur Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptun Saturn je šestá, po Jupiteru druhá největší planeta sluneční soustavy. Saturn je znám svou mohutnou soustavou planetárních prstenců, které jsou viditelné ze Země i malým dalekohledem.

Jupiter, Saturn, Uran a Neptun jsou označovány jako plynní obři či planety jupiterského typu.

Saturn je druhá největší planeta sluneční soustavy. Podobně jako Jupiter je to velká plynná koule pokrytá mraky. Saturn má devětkrát větší průměr než Země. Rovníkový průměr je km. Průměr na pólech je km… z toho vyplývá, že Saturn je nejvíce zploštělá planeta ve sluneční soustavě.

ROTACE A OBĚŽNÁ DRÁHA PLANETY 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. Okolo Slunce oběhne za 29,46 roku. 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 km/h. Jedna otočka planety kolem vlastní osy trvá 10,66 hodiny. Saturn se tak řadí mezi planety s nejkratším dnem.

VNITŘNÍ STAVBA PLANETY Saturn se podobně jako Jupiter celkově skládá ze 75 % vodíku a 25 % h e lia se stopami metanu, vody a amoniaku. Toto složení odpovídá složení původní mlhoviny, ze které se zformovaly všechny planety sluneční soustavy. 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 až km pod vrchními mraky začíná vrstva tekutého kovového vodíku, která má hloubku přibližně km. Jádro planety má přibližně km v průměru a tvoří ho pravděpodobně směs skalnatého materiálu a podle některých údajů i ledu.

ATMOSFÉRA Saturn má tři základní vrstvy mraků, složené ze stejných plynů jako mraky na Jupiterovi, ale nad nimi je vrstva mlhy. Jednotlivé vrstvy mraků jsou na Saturnovi od sebe více vzdáleny, protože jeho přitažlivost je slabší než Jupitera. Atmosféra Saturnu se skládá téměř výhradně z vodíku a helia. Největší zastoupení má molekulární vodík (89 %), který je následován heliem (11 %). Malý obsah helia se vysvětluje tím, že těžší helium 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. Vodík~96 % Hélium~3 % Methan~0,4 % Amoniak~0,01 % Deuterium~0,01 % Ethan0,0007 %

POČASÍ V Saturnově atmosféře vanou větry, které dosahují rychlosti až 400 m/s v oblasti pólů, v rovníkové oblasti dosahují rychlosti až km/s, 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. Výraznými atmosférickými útvary jsou světlé skvrny podobné tlakovým nížím na Zemi, ale mnohonásobně větší. Okolo severního pólu planety obíhá záhadná struktura ve tvaru šestiúhelníku. Jeho strany a úhly jsou pravidelné. Tento útvar do určité míry připomíná atmosférické víry nad zemskými póly, planetology však zaráží, že nemá zaoblený tvar.

TEPLOTA 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. Teplota svrchních mraků je -140 °C a teplota v jádře se odhaduje na °C, což je způsobeno obrovským tlakem panujícím uvnitř planety. U Saturna byl zjištěn 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

MAGNETOSFÉRA Saturn nemá silné magnetické pole, jde o nejslabší magnetické pole mezi všemi plynnými obry. Je 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. 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. 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.

SATURNOVY PRSTENCE Saturnovy prstence mají celkový průměr km, ale tlusté jsou maximálně jen několik set metrů. Jsou tvořeny ledovými úlomky, prachem, kamením a balvany, které nemají průměr větší než několik metrů. 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). Mezi prstenci leží dráhy nejvnitřnějších měsíců. Odhaduje se, že celková hmotnost prstenců dosahuje pouze 1 % hmotnosti pozemského Měsíce. Saturn má nejvýraznější a nejjasnější soustavu prstenců ze všech planet sluneční soustavy. Jednotlivé prstence jsou od sebe odděleny mezerou.

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 obíhá ve vzdálenosti km, nejvzdálenější pojmenovaný měsíc je ve vzdálenosti 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. Následně si ukážeme měsíce, které jsou nějakým způsobem výjimečné..

TITAN Titan (Saturn VI) je největší ze všech dosud známých měsíců planety Saturn a po Ganymedu druhý největší měsíc v celé planetární soustavě. Je větší než planeta Merkur (jeho průměr činí 5150 km), oproti Merkuru má však mnohem menší hustotu. Jde o diferencované těleso se silikátovým jádrem a kůrou tvořenou vodním ledem − za teplot kolem -180˚ je led tak tvrdý jako nerosty na Zemi. Titan má také hustou atmosféru převážně z dusíku a metanu, jejíž tlak na povrchu je o 60 % vyšší než v pozemských podmínkách. Svou mateřskou planetu oběhne Titan jednou za 16 dní ve vzdálenosti 1,2 milionu km.

RHEA Rhea je měsíc planety Saturn. Od Saturnu je vzdálen kilometrů. Jeho poloměr je 764 kilometrů. Hmotnost měsíce je odhadována na 2,49 × kg. Doba jednoho oběhu kolem planety měsíci je 4,51 dne. Doba rotace je stejná a je rovna 4,51 dne. Teploty na povrchu měsíce se pohybují v rozmezí -220,15 až -174,15 °C. Rhea je měsíc, který se snažil konkurovat své planetě.V roce 2008 totiž vědci zjistili,že Rhea, jako snad jediný měsíc v sluneční soustavě, má kolem sebe trojitý prstenec z prachu. Skládá se ze směsi vodního ledu a křemičitanů. Je možné, že má malé kamenité jádro.

Mezi planetárními tělesy sluneční soustavy drží Enceladus primát, má nejvyšší albedo – odráží 99 % dopadajícího slunečního světla, je tedy „bělejší“ než list papíru. Skládá se převážně z ledu. ENCELADUS Enceladus je poměrně malý, přesto však vykazuje rozsáhlou geologickou aktivitu. Vyvolávají ji patrně slapové síly planety Saturn. Vliv slapových sil by však nestačil k roztavení ledu, proto se vědci domnívají, že nitro Encelada musí obsahovat i jiné těkavé látky s nízkým bodem varu. Na ledovém povrchu lze rozpoznat nejméně pět různých typů terénů: četné deformace, trhliny a prolákliny, ale jen málo kráterů, mnohé přetvořené plastickým tečením povrchových vrstev měsíce. Největší kráter má průměr asi 35 km.

POZOROVÁNÍ Planeta se pohybuje po obloze nejpomaleji ze všech planet viditelných pouhým okem, což je důsledek třetího Kellerova 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. Saturn bývá na noční obloze velmi dobře pozorovatelný i pouhým okem, jelikož je téměř tak jasný jako Jupiter a má výraznou žlutou barvu. 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.

VÝZKUM První z nich byl Pioneer 11, který prolétl v blízkosti Saturnu roku Dalšími průzkumníky Saturnu byly sondy Voyager 1 a Voyager 2, které snímkovaly Saturn v letech 1980 a 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.

CITACE ODKAZY Velká rodinná encyklopedie Vesmír. 1. vyd. Praha : Nakladatelství Slovart, ISBN Veškeré obrazové materiály [cit ] Dostupné pod licencí Creative Commons na WWW: Veškeré obrazové materiály [cit. 2010–09–22]. Dostupné pod licencí Public domain na WWW: Veškeré obrazové materiály [cit. 2010–09–22] Dostupné pod licencí GNU Free Documentation na WWW: Veškeré obrazové materiály [cit. 2010–09–22] Dostupné pod licencí Creative Commons na WWW: