Saturn

Popis

 

Vysvětlení jména, jeho vzniku

Saturnus, vládce bohů, měl v římské tradici stejné osudy jako řecký bůh Kronos, s nímž Saturn splynul. Řecké bájesloví vypráví, že Kronos sdílel osudy Titánů a teprve později byl Diem omilostněn a stal se vládcem ostrovů blažených, kde žili héróové. V římském podání Saturnus prchl před vítězným Iovem do krajiny obklopené horami, kterou nazval Latium. V krajině vládl bájný král Ianus, který Saturna učinil svým spoluvládcem. Za vlády Saturnovy bylo v Itálii období zlatého věku. Saturnus chránil celou přírodu, lidstvo naučil pěstovat ovocné stromy a vinnou révu. Dal lidem mravní řád. Byla to nejšťastnější doba lidstva a lidstvo se utěšuje nadějí na návrat těchto blažených časů. Štěstí tehdejších lidí připomínaly Saturnalie, slavené po několik dní v prosinci, kdy panovala volnost a rovnost i mezi pány a otroky. Saturnus měl chrám na foru na úpatí Capitolia; chrám byl současně státním archivem a pokladnou. Báje vypráví, že Saturnus zplodil v podobě hřebce s Ókeanovnou Filyrou moudrého Kentaura Cheiróna. V pozdějších dobách byl Saturnus bohem symbolizujícím Čas.

Datum objevení, předpovězení tělesa

Od starověku patřila planeta Saturn mezi sedm těles (společně s Merkurem, Venuší, Marsem, Jupiterem, Měsícem a Sluncem), pozorovaných na noční obloze.(O znalosti a zbožštění planet se lze dočíst v Platónově dialogu Timaios.)

 

Popis tělesa

Saturn je druhou největší planetou sluneční soustavy a díky svým prstencům je považován za jeden z nejkrásnějších objektů ve vesmíru. Až do mise sond Voyager 1 v druhé polovině 70. let 20. stol. byl jedinou známou planetou, která by se mohla pyšnit soustavou prstenců.

Dnes lze na Saturn pohlížet jako na strukturní zmenšeninu sluneční soustavy.

 Saturn patří mezi velké planety, podobá se Jupiteru (jeho hmotnost je však jen třetinová). Jde o z velké části plynné těleso, složené převážně z vodíku s nejnižší hustotou (690 kg/m3) v celé sluneční soustavě. Velmi nápadné je u Saturna jeho zploštění na pólech, způsobené rychlou rotací (takže rovníkový průměr je 120 660 km, zatímco polární průměr činí jen 98 000 km - možným vysvětlením tohoto jevu je spíše tekutá než pevná fáze vodíku v jádru, která se za vnitřních tlaků nezmění až do teploty 7000 K). Sklon osy rotace vůči oběžné dráze má velký význam z hlediska viditelnosti Saturnova prstence.


 

Při pohledu na Saturn v infračerveném spektru můžeme podrobněji rozeznat strukturu atmosféry. Snímek je složen ze tří obrázků pořízených zařízením NICMOS v Hubbleově teleskopu. Rozdílné barvy nám ukazují kolísající výšku a složení mračen krystalů amoniaku. Na snímku je vidět, jak prstence vrhají stín na horní polokouli Saturnu. Na snímku můžeme rovněž spatřit měsíc Saturnu Tethys vpravo nahoře a Dione vlevo dole.




 

 

Viditelnost na obloze, čím jej můžeme pozorovat, jaké úkazy můžeme pozorovat

Na noční obloze lze planetu spatřit pouhýma očima, pokud se právě nenachází poblíž konjunkce se Sluncem.

V dalekohledu se planeta jeví jako nažloutlý zploštělý kotouček s tmavšími pruhy rovnoběžnými s rovníkem. Saturn je mnohem méně barvitý než Jupiter. Lze pozorovat pásy v odstínech žluté, hnědé, zřídka bílé skvrny, které po několika dnech či týdnech zanikají. Největší chloubou zůstává však soustava Saturnových prstenců.

Viditelnost a vzhled prstence Saturnu závisí na poloze planety na oběžné dráze kolem Slunce. Protože rovina prstence je skloněna k rovině oběžné dráhy Slunce, díváme se ze Země střídavě na severní nebo na jižní stranu prstence. Od zdánlivého "uzavření" (až zmizení) do největšího rozevření uplyne vždy asi 7,5 roku.

Doba uzavření prstenců je pro astronomy vhodným pozorovacím oknem k objevování nových Saturnových měsíců. K tomu také došlo v letech 1980 a 1981, kdy bylo spatřeno více než dvacet výskytů měsíců, mnohé však téhož tělesa.

Ze Země běžně pozorujeme dva nejjasnější prstence, označované A a B, oddělené zdánlivě prázdnou mezerou - Cassiniho dělením. Slabý, jakoby průsvitný prsten C, zvaný též krepový, lze spatřit jen většími dalekohledy. Ostatní prstence či jejich jemná struktura jsou pozorovatelné až kosmickými sondami.

Roční období na Saturnu

 Na Saturnu nastává léto, když je nakloněn ke Slunci tak, že je Slunce v rovině s prstenci Saturnu a paprsky dopadají na povrch pod menším úhlem než v zimě. Tato dvě roční období se na Saturnu střídají asi jednou za 15 let.
Na snímku můžeme vidět pět snímků Saturnu z období 1996 až 2001. Ovšem je nutno zmínit, že na povrchu se roční období zřejmě nijak neprojeví, což je způsobeno vlivem atmosféry a působením nitra Saturnu).

Historie astronomie Saturnu

Historicky se dokládá polovina července roku 1610 jako první teleskopické pozorování tehdy nejvzdálenější planety sluneční soustavy. Galileo Galilei si po tomto pohledu zapsal:
"Altissimum planetam tergeminum observari. "
(Pozoroval jsem, že největší planeta je trojitá.)

Ovšem v září roku 1616 píše: "Oba průvodci již nejsou malé a zcela přesné koule ... nyní jsou mnohem větší, i když nevypadají jako koule. Jsou to dva půlměsíce, oddělené od Saturnu - jenž je jako vždy zcela kulatý - dvěma poněkud tmavšími trojúhelníky."

Cestu k objevu Saturnových prstenců také provází zvláštní okamžiky.

Ani Galileo Galilei, ani Pierre Gassendi nepřišli na kloub Saturnově chloubě. Johann Helveliusz uveřejňuje periodicitu jevu, za prstenec ho však stále ještě nepovažuje. Roku 1658 Christopher Wren poukazoval na eliptickou korónu kolem planety. Ovšem v té době se už holandský astronom Christiaan Huygens věnoval systematickému pozorování Saturnu pomocí 12 stop dlouhého dalekohledu při zvětšení asi padesátinásobném. V traktátu De Saturni Luna Observanti Nova z roku 1656 v anagramu popisuje i svou domněnku, kterou zveřejňuje v roce 1659 v díle Systema Saturnium:
"Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohaerente, ad eclipticam inclinato."
(Je obklopen tenkým rovinným prstencem, který nikde s ním nesouvisí a je nakloněn k ekliptice.) G. D. Cassini roku 1675 zjišťuje, že prstenec je rozdělen na dva, vnější A a vnitřní B. James Clerk Maxwell a S. V. Kovalevská prokázali, že prstence nemohou být pevné, ale skládají se z mnoha částeček. To potrvdili i A. A. Bělopolskij a J. E. Keeler prokázáním, že vnější prstence se otáčejí pomaleji než vnitřní. To by nebylo možné, kdyby byl prstenec tuhé, jednolité těleso.

Nitro

Jádro planety je tvořeno patrně těžšími prvky a ledem. Je asi třikrát větší než Země, ovšem jeho hmotnost je 25násobná. Nad kamenným jádrem se nachází vrstva tekutého vodíku, která sahá asi do poloviny poloměru planety. Nad ní je vrstva tekutého molekulárního vodíku a hélia.

 Pozemní měření i přístroje sond zjistily, že Saturn, podobně jako Jupiter, vydává téměř dvakrát více energie, než od Slunce přijímá. Zdroj vnitřní energie lze vysvětlit fázovými přeměnami v nitru planety. Saturn stejně jako Jupiter je složen převážně z vodíku a hélia. Se zvyšujícím se tlakem při stálé nízké teplotě se elektronové obaly ve směsi navzájem přibližují, až se elektrony volně mezi atomy pohybují. Směs je tak charakteristicky kovová - je dobrým vodičem tepla i elektřiny. K promíchávání vodíku s héliem však nedochází v nitru, protože k tomu okolní teplota nedostačuje, ale na povrchu, a to vlivem gravitace. Ta je příčinou klesání těžšího hélia z povrchu do části kovového vodíku. Toto tvrzení může potvrdit i složení měsíců, které musely pocházet ze stejného zárodečného plynného mraku jako planeta sama. Při vzniku Saturnu byla v zárodečném plynném disku natolik nízká teplota, že i u nejbližších družic pozorujeme vodu v pevném skupenství.

V rozsáhlé části kovového vodíku vzniká magnetické pole (zjištěné sondou Pioneer 11 roku 1979).

Povrch planety nebyl kvůli husté atmosféře dosud pozorován. Přesto se zdá, že je plynný až tekutý, volně přecházející v nitro planety. Mezi atmosférou, povrchem a nitrem nejsou přesně vymezitelné hranice.

 

Prstence

Saturn

V rovině rovníku Saturnu je soustava prstenců, které mají dohromady průměr 280 000 km, ale jsou tenké jen několik stovek metrů. Skládají se z částic o velikosti od centimetrů po desítky metrů a jsou převážně z ledu (některé mohou být ledem pokryty); obsahují stopy křemíkových a uhlíkových minerálů. Jejich stáří se dnes odhaduje na pouhé stovky miliónů let, takže je můžeme považovat za velmi mladé.

Rozlišujeme čtyři hlavní a tři slabší skupiny prstenců, poblíž skupin prstenců oddělené mezerami, nazvanými "dělení".

Až do věku kosmických sond byly známy tři hlavní prstence A, B, C a dva slabé, ze Země jen občas viditelné D a E. Známá byla též Cassiniho mezera.

 

 Sonda Pioneer 11 objevila prstenec F a v druhé polovině 80. let minulého století se sonda Voyager 1 postarala o záznam prstence G. Snímky z Voyagerů však zachytily mnohem rozmanitější strukturu. Prstence totiž připomínají velkou gramofonovou desku. Hlavní prstence se skládají z tisíců dalších. Cassiniho dělení mezi prstenci A a B není mezerou v pravém smyslu. Je to jen řidší oblast s přesto četnými tenkými prstýnky.

Prstenec A tvoří částice o průměru asi 10 m. Vnější průměr je přiližně 280 000 km. Ve vzdálenosti 240 000 km je zřetelné Cassiniho dělení.

 

 
Tmavé pruhy v prstenci B.
 
Jean Dominique Cassini (1625-1712)

Oproti prstenci A prstenec B vedle tisíců tenkých prstýnků obsahuje skvrny, které mají protáhlý tvar ve směru poloměru. Ty se však rychle proměňují. Částice uvnitř těchto skvrn se pohybují stejnou úhlovou rychlostí, takže jejich pohyb se nejspíše řídí magnetickým polem planety, které rotuje stejnou rychlostí. Šířka prstenece činí zhruba 30 000 km. Dle pozorování sond Voyager se též prstenec B jeví jako nejtmavší s největší tloušťkou a nejmenší propustností slunečních paprsků.

 

Prstenec C je řidší než A a B. Obsahuje velmi husté prstýnky, některé eliptického tvaru. Rozměr částic zde je okolo 2 m. Prstenec C je velmi slabý, nazývaný též krepový či závojový a nejvíce propouští, ale i rozptyluje světlo.




 

 Zajímavý je prstenec F. Podle snímků sondy Voyager 1 jsou to tři vzájemně se proplétající prstýnky, Voyager 2 však udává prstýnků pět.

Mezery v prstencích jsou způsobeny gravitací vzdálených měsíců i do prstenců vnořených družic. Například částice v Cassiniho dělení se pohybuje s poloviční dobou oběhu než měsíc Mimas. Jiné mezery a poruchy jsou výsledkem šíření hustotních vln v prstencích. V průběhu času se může stát, že prstence díky akumulaci prachu a interakci se saturnovými měsíci ztmavnou a poklesnou blíže k atmosféže Saturnu.




 

 Na snímku můžeme vidět dva měsíce Saturnu Prometheus a Pandora, které vymezují vnější prstenec F. Mezera vznikla, jak již bylo zmíněno, "vysbíráváním" částeček prachu a ledu z prstenců těmito měsíci, a proto se podobným měsíců také říká pastýřské.

Dynamika prstenců stále není uspokojivě objasněna. Jsou známé mnohé hypotézy, které by se mohly při udržování Saturnových prstenců uplatňovat, ale dosud nevíme, v jakém měřítku se skutečně projevují. Ovšem problematika prstenců už není jen záležitostí Saturnu, ale všech obřích planet.



 

 Protože prstence Saturnu sledujeme převážně z odraženého světla slunce je zajímavé prohlédnout si prstence ozářené sluncem zespodu. Díky tomu můžeme vidět, že se prstence skládají z oddělených kousků hornin a ledu a tak umožňují průchod světlu.


 

Výzkumu prstenců se má věnovat sonda Cassini, která k Saturnu právě míří.

Rovina prstenců

  Při pohledu ze Země můžeme vidět, jak se prstence naklání vzhledem k ose Země - Saturn. Průběh tohoto naklánění je znázorněn v grafu napravo a vlevo jsou vyznačeny polohy Země a Saturnu při průchodu Země rovinou prstenců.
 

Shrnutí

 

Jméno Vydálenost od Saturnu (km) Oběžná doba (hod.)
D-prstenec 67,000 4.9
C-prstenec 73,200 5.6
B-prstenec 92,200 7.9
Cassiniho dělení 119,000 11.7
A-prstenec 121,000 11.9
Enckeovo dělení 133,500 13.8
F-prstenec 140,600 14.9
G-prstenec 170,000 19.9
E-prstenec 230,000 31.3

MESICE

Měsíce počet: 33
seznam pojmenovaných měsíců (seřazené dle obězné doby kolem Saturnu)

 

Pan
 
Mytologie měsíce Pan
 
Atlas
 
Mytologie měsíce Atlas
 
Prometheus
 
Mytologie měsíce Prometheus
 
Pandora
 
Mytologie měsíce Pandora
 
Epimetheus
 
Mytologie měsíce Epimetheus
 
Janus
 
Mytologie měsíce Janus
 
Mimas
 
Mytologie měsíce Mimas
 
  S/2004 S1
  S/2004 S2
Enceladus
 
Mytologie měsíce Enceladus
 
Telesto
 
Mytologie měsíce Telesto
 
Calypso
 
Mytologie měsíce Calypso
 
Tethys
 
Mytologie měsíce Tethys
 
Dione
 
Mytologie měsíce Dione
 
Helene
 
Mytologie měsíce Helene
 
Rhea
 
Mytologie měsíce Rhea
 
Titan
 
Mytologie měsíce Titan
 
Hyperion
 
Mytologie měsíce Hyperion
 
Iapetus
 
Mytologie měsíce Iapetus
 
Phoebe
 
Mytologie měsíce Phoebe
 
Ymir
 
S/2000 S1
 
Paaliaq
 
S/2000 S2
 
Siarnaq
 
S/2000 S3
 
Tarvos
 
S/2000 S4
 
Kiviuq
 
S/2000 S5
 
Ijiraq
 
S/2000 S6
 
Thrym
 
S/2000 S7
 
Skadi
 
S/2000 S8
 
Mundilfari
 
S/2000 S9
 
Erriapo
 
S/2000 S10
 
Albiorix
 
S/2000 S11
 
Suttung
 
S/2000 S12
 
  S/2003 S1

 

 Měsíce lze dělit do čtyř skupin. Do první patří měsíc Titan, srovnatelný s Měsícem a galileovskými oběžníky Jupitera. Ve druhé skupině jsou družice střední velikosti (400 až 1 500 km) - Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Hyperion a Iapetus. Třetí skupinu tvoří drobné měsíce a čtvrtou reprezentuje jediný měsíc Phoebe.

Roku 1986 E. A. Marouf zjistil další měsíce Saturnu na základě analýzy rádiových signálů sond Voyager. Dva z nich obíhají v Cassiniho dělení, třetí v Enckově dělení.



 

 Obrázek ukazuje pět párů snímků, v infračerveném oboru záření z HST, některých Saturnových měsíců. První pár obrázků byl pořízen po 97 minutách 21. ledna 1995 pomocí zařízení the Wide Field Planetary Camera-2 na HST. Na horním páru je jasný měsíc Dione a menší Pandora, Prometheus a Mimas (obrázek vpravo nahoře). Na druhém a třetím páru snímků jsou Rhea a Epimetheus.

Nově objevené měsíce (rok 2000)

B.Gladman, Observatoire de la Cote d'Azur, oznamují za tým spolupracovníků J. Kavelaars, J.-M. Petit, H. Scholl, M. Holman, B. G. Marsden, P. Nicholson a J. A. Burns objev čtyř nových satelitů planety Saturn (i když je možné, že některé z objektů včetně dvou z IAUC 7512 mohou být Kentauři). Tento objev dává celkově Saturnu prvenství v počtu měsíců, kterých tak má 22. Uran má celkem 21 měsíců. Nové měsíce jsou považovány za "krajní" měsíce, neboť obíhají po oběžné dráze, která je od planety vzdálena více než 10 miliónů kilometrů. Rozborem jejich jasnosti se došlo k odhadu, že jejich průměr se bude pohybovat od 9 do 40 km, jejich tvar bude nepravidelný a budou se pohybovat po protáhlých drahách. Pro srovnání má pozemský Měsíc průměr přes 3 tisíce kilometrů a obíhá kolem Země po dráze zhruba ve vzdálenosti 385 tisíc kilometrů.

Přibývá tak dalších 12 průvodců Saturnovy soustavy s předběžným označením S/2000 S1 až S/2000 S12.

 

 

8. dubna 2003 byl objeven další z rodiny Saturnových měsíců S/2003 S1. Byl objeven Scottem Sheppardem a Davidem Jewittem z Havaijské univerzity souběžně s Janem Kleynanem z Cambridgeské univerzity. První serie snímků byla pořízena již 5. února teleskopem na Mauna Kea.Velikost tohoto měsíce byla odhadnuta na 8 km. Má retrográdní oběžnou dráhu a je nyní čtrnáctým neúpravidelným měsícem Saturnu.

Dne 25. července jsou zveřejněny názvy dvanácti měsíců objevených po roce 2000 a nesoucí označení S/2000 S1 - S/2000 S12. Měsíce jsou pojmenovány podle severských nebo galských bohů.

 

 

17. srpna 2004 byli objeveny dva nové malé měsíce Saturnu mezi oběznými drahami měsíců Mimas a Enceladus. Z pozorování sondy Cassini-Huygens je určena jejich vzdálenosti od Saturnu na 194 000 a 211 000 kilometrů od jeho centra a jsou označeny jako S/2004 S1 a S/2004 S2. Tímto je současný počet Saturnoivých měsícu 33.