Saturn

Charakteristika Hmotnosť 5,69.1026 kg Hmotnosť voči Zemi 95,2-krát väčšia Priemer 120 660 km Polomer 58 232 km Hustota 690 kg.m-3 Gravitácia voči Zemi 1,16-krát väčšia Úniková rýchlosť 35 600 m.s-1 Priemerná vzdialenosť od Slnka 9,539 AU Otočenie okolo osi 10,2 h Doba obehu – siderická 29,46 rokov Doba obehu – synodická 378,1 rokov Sklon rotačnej osi 26,7° Sklon dráhy 2,49° Výstrednosť dráhy (excentricita) 0,056 Dĺžka hlavnej poloosi 9,53 AU Povrchová teplota (pri tlaku 1 bar) 88 K Albedo (reflexivita) 0,46 Zloženie atmosféry 94% molekulárny vodík 6% hélium 0,05% metán

Dátum objavenia Popis telesa Od staroveku patrila planéta Saturn medzi sedem telies (spoločne s Merkúrom, Venušou, Marsom, Jupiterom, Mesiacom a Slnkom), pozorovaných na nočnej oblohe. (O znalosti a zbožštení planét sa dá dočítať v Platónovom dialógu Timaios.) Popis telesa Saturn je druhou najväčšou planétou slnečnej sústavy a vďaka svojím prstencom je považovaný za jeden z najkrásnejších objektov vo vesmíre. Až do misie sond Voyager 1 v druhej polovici 70. rokov 20. storočia bol jedinou známou planétou, ktorá by sa mohla pýšiť sústavou prstencov.

Saturn patrí medzi veľké planéty, podobá sa Jupiteru (jeho hmotnosť je však len tretinová). Ide z veľkej časti o plynné teleso, zložené prevážne z vodíka s najnižšou hustotou (690 kg/m3) v celé slnečnej sústave. Veľmi nápadné je na Saturne jeho sploštenie na póloch, spôsobené rýchlou rotáciou (takže rovníkový priemer je 120 660 km, zatiaľ čo polárny priemer činí len 98 000 km - možným vysvetlením tohoto javu je viac tekutá ako pevná fáza vodíka v jadre, ktorá sa za vnútorných tlakov nezmení až do teploty 7000 K). Sklon osi rotácie voči obežnej dráhe má veľký význam z hľadiska viditeľnosti Saturnových prstencov.

Pri pohľade na Saturn v infračervenom spektre môžeme podrobnejšie rozoznať štruktúru atmosféry. Snímka je zložená z troch obrázkov vytvorených zariadením NICMOS v Hubbleovom teleskope. Rozdielne farby nám ukazujú kolísajúcu výšku a zloženie mračien kryštálov amoniaku. Na snímke je vidieť, ako prstence vrhajú tieň na hornú pologuľu Saturnu.

Ročné obdobia na Saturne 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. Tieto dve ročné obdobia sa na Saturne striedajú asi raz za 15 rokov. Na snímke môžeme vidieť päť snímok Saturnu z obdobia 1996 až 2001. Tiež je nutné zmieniť, že na povrchu sa ročné obdobie zrejme nijako neprejaví, čo je spôsobené vplyvom atmosféry a pôsobením vnútra Saturnu).

Vnútro Jadro planéty je tvorené ťažšími prvkami a ľadom. Je asi trikrát väčšie ako Zem, ale jeho hmotnosť je 25-násobná. Nad kamenným jadrom sa nachádza vrstva tekutého vodíka, ktorá siaha asi do polovice polomeru planéty. Nad ňou je vrstva tekutého molekulárneho vodíka a hélia. Pozemné merania i prístroje sond zistili, že Saturn, podobne ako Jupiter, vydáva takmer dvakrát viac energie, ako od Slnka prijme. Zdroj vnútornej energie sa dá vysvetliť fázovými premenami v jadre planéty. Saturn rovnako ako Jupiter je zložený prevažne z vodíka a hélia. So zvyšujúcim sa tlakom pri stálej nízkej teplote sa elektronové obaly v zmesi navzájom približujú, až sa elektróny voľne medzi atómmi pohybujú.

Zmes je tak charakteristicky kovová - je dobrým vodičom tepla i elektriny. K premiešavaniu vodíka s héliom však nedochádza vo vnútri, pretože k tomu okolitá teplota nestačí, ale na povrchu, a to vplyvom gravitácie. Tá je príčinou klesania ťažšieho hélia z povrchu do časti kovového vodíka. Toto tvrdenie môže potvrdiť i zloženie mesiacov, ktoré museli pochádzať z rovnakého zárodočného plynného mraku ako planéta sama. Pri vzniku Saturna bola v zárodočnom plynnom disku taká nízka teplota, že aj u najbližších družíc pozorujeme vodu v pevnom skupenstve. V rozsiahlej časti kovového vodíka vzniká magnetické pole (zistené sondou Pioneer 11 roku 1979). Povrch planéty nebol kvôli hustej atmosfére doteraz pozorovaný. Aj tak sa zdá, že je plynný až tekutý, voľne prechádzajúci vo vnútri planéty. Medzi atmosférou, povrchom a vnútrom nie sú presne vymedzené hranice.

Atmosféra Zo Zeme bol v atmosfére Saturna zistený molekulárny vodík, čpavok a metán. Prístroje kozmických sond objavili ďalej hélium, fosfán, etán, acetylén, metylacetylén a propán. Vďaka stokilometrovej vrstve zmrznutých čpavkových kryštálov nie sú v Saturnovej atmosfére pozorované tak výrazné pruhy a mračné víry ako u Jupitera. Hlbšie vrstvy atmosféry Saturna bude zkúmať misia puzdra Huygens, ktoré práve na sonde Cassini k planéte mieri. Po pozorovaní televíznymi kamerami sondy Voyager bolo zistené, že pozdĺž rovníkového pásu (asi do úrovne 35. rovnobežiek) vanie silný západný vietor rýchlosťou až 1 800 km/h. Vo vyšších saturnografických šírkach sa vyskytujú oblasti so západným i východným prúdením, rýchlosti sú však podstatne nižšie.

Štruktúra atmosféry severnej pologule Saturnu zo vzdialenosti 9 miliónov kilometrov niekoľko dní predtým ako sa Voyager 1 najviac priblížil k planéte. 9. november 1990 – najnápadnejšia búrka na Saturne od roku 1933

Magnetické pole Magnetické pole Saturnu je vcelku súmerné (veľmi silné, nie však ako u Jupitera) - rotačný i magnetický pól takmer splývajú. Radiačné pásy v blízkosti prstencov a mesiacov sú deravé, pretože častice prstencov a mesiacov dokonale pohlcujú nabité častice. Magnetosféra sa otáča skoro rovnako rýchlo ako jadro (v oblasti dráhy Titanu je to 200 km/s). Polárne žiary nie sú príliš silné (aspoň nie také ako u Jupitera). Boli zachytené len v ultrafialovom obore pomocou HST - STIS. Dôvodom pre ich zlé pozorovanie bolo zrejme rozptýlené a odrazené svetlo na prstencoch. Polárna žiara vzniká tak, že sa s magnetosférou planéty stretávajú častice atmosférického plynu Saturnu (molekulárny a atómový vodík).

Výsledkom tohto stretu je uvoľnenie energie vo forme žiarenia v ďalekej ultrafialovej časti spektra (110 - 160 nm), ktoré je atmosférou Zeme pohlcované - je pozorovateľné len z kozmického ďalekohľadu. Saturnove magnetické pole je skoro ideálne vyrovnané s planetárnou rotáciou, a preto je "prstenec" polárnej žiary symetricky centrované vzhľadom k pólu. (Južná polárna žiara je na tomto pohľade slabo viditeľná, lebo severný pól planéty je viac natočený smerom k Zemi.)

Prstence V rovine rovníka Saturna je sústava prstencov, ktoré majú dohromady priemer 280 000 km, ale sú tenké len niekoľko stoviek metrov. Skladajú sa z častíc o veľkosti od centimetrov po desiatky metrov a sú prevažne z ľadu (niektoré môžu byť ľadom pokryté); obsahujú stopy kremíkových a uhlíkových minerálov. Ich vek sa dnes odhaduje na stovky miliónov rokov, takže ich môžeme považovať za veľmi mladé. Rozlišujeme štyri hlavné a tri slabšie skupiny prstencov. Skupiny prstencov sú oddelené medzerami, nazvanými "delenia". Prstenec A tvoria častice o priemere asi 10 m. Vonkajší priemer je približne 280 000 km. Vo vzdialenosti 240 000 km je zreteľné Cassiniho delenie. Prstenec B obsahuje škvrny, ktoré majú pretiahnutý tvar v smere polomeru. Častice vo vnútri týchto škvŕn sa pohybujú rovnakou uhlovou rýchlosťou, takže ich pohyb sa riadi magnetickým poľom planéty, ktoré rotuje približne rovnakou rýchlosťou. Šírka prstenca je zhruba 30 000 km. Javí sa ako najtmavší s najväčšou hrúbkou

a najmenšou priepustnosťou slnečných lúčov a najmenšou priepustnosťou slnečných lúčov. Prstenec C je riedši ako A a B. Obsahuje veľmi husté prstienky, niektoré eliptického tvaru. Rozmer častíc sa pohybuje okolo 2m. Prstenec je veľmi slabý, nazývaný tiež krepový či závojový a najviac prepúšťa, ale aj rozptyľuje svetlo. Tmavé pruhy v prstenci B F prstenec

Meno Vzdialenosť v km Obežná doba v h D-prstenec 67 000 4,9 C-prstenec 73 200 5,6 B-prstenec 92 200 7,9 Cassiniho delenie 119 000 11,7 A-prstenec 121 000 11,9 Enckeovo delenie 133 500 13,8 F-prstenec 140 600 14,9 G-prstenec 170 000 19,9 E-prstenec 230 000 31,3

Mesiace Mesiace počet: 34 (37 – bude upresnené) Mesiace sa dajú rozdeliť do štyroch skupín. Do prvej patrí mesiac Titan, zrovnateľný s Mesiacom. V druhej skupine sú družice strednej veľkosti (400 až 1 500 km) - Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Hyperion a Iapetus. Tretiu skupinu tvoria drobné mesiace a štvrtú reprezentuje jediný mesiac Phoebe.

Iapetus – Má väčší sklon od roviny rovníka planéty (14,7°) Iapetus – Má väčší sklon od roviny rovníka planéty (14,7°). Je to nepravidelné teleso napriek tomu, že je veľký (priemer 1 440 km) a má viazanú rotáciu. Fotometrickými pozorovaniami sa zistilo, že väčšina povrchu je tmavá (albedo 0,07 – 0,35), ale má veľmi jasnú južnú polárnu čiapku. Titan – Najväčší mesiac (priemer 5 120 km). Jeho atmosféra sa skladá z dusíka (99 %) a metánu (1 %). Vidieť v nej mraky unášané rýchlosťou 1 km.s-1. Teplota na povrchu je len okolo 92 K, tlak 150 kPa; nemožno však vylúčiť skleníkový efekt. Atmosféra je veľmi hustá a možno v nej rozoznať tri vrstvy hmly vo výškach 200, 375 a 500 km; Povrch Titana zostal pre hmlu v atmosfére neviditeľný; je možné, že v polárnych oblastiach sú moria tekutého dusíka. Mesiace Mimas, Tethys, Dione a Rhea sú husto pokryté krátermi, kým na povrchu Encelada väčších kráterov niet. Ojedinelým zjavom je kráter na povrchu Mimasa s hĺbkou 9 km a priemerom 100 km. Na povrchu mesiaca Tethys je najvýraznejším útvarom údolie široké 60 km a dlhé 750 km. Na ostatných mesiacoch výraznejšie detaily nevidieť. Retrográdnu dráhu v porovnaní s ostatnými mesiacmi má jedine Rhea.

Zoznam mesiacov podľa obežnej doby okolo Saturnu Pan Atlas Prometheus S/2004 S3 Pandora Epimetheus Janus Mimas Methone S/2004 S1 Pallene S/2004 S2 Enceladus Telesto Calypso Tethys Dione Polydeuces S/2004 S5? Helene Rhea Titan Hyperion Iapetus Kiviuq S/2000 S5 Ijiraq S/2000 S6 Phoebe Paaliaq S/2000 S2 Skadi S/2000 S8 Albiorix S/2000 S11 Erriapo S/2000 S10 Siarnaq S/2000 S3 Tarvos S/2000 S4 Mundilfari S/2000 S9 S/2003 S1 Suttung S/2000 S12 Thrym S/2000 S7 Ymir S/2000 S1 S/2004 S4? S/2004 S6?

Mesačný zákryt Saturnu (4 snímky v 35s intervaloch)

Použitá literatúra http://www.referaty.sk http://www.vesmir.sk/index.php?id=saturn http://sk.wikipedia.org/wiki/Saturn_(planA©ta) http://planety.astro.cz/saturn.html Encyklopédia astronómie