Saturn je v pořadí planet na šestém místě a poJupiteru druhá největší planetasluneční soustavy. Planeta byla pozorována již starověkými astronomy a byla pojmenována po římském bohuSaturnovi, který byl obdobou řeckého bohaKrona. Starší české jméno pro tuto planetu bylo Hladolet.[2]Astronomický symbol pro Saturn je ♄.
Saturn patří mezi velképlynné obry, pro které je typické, že nemají pevný povrch, ale pouze hustouatmosféru, která postupně přechází do pláště. Atmosféra je tvořena převážně lehkýmiplyny, a to hlavněvodíkem, který tvoří 96,3 % jejíhoobjemu. Při pozorování Saturnu z dálky je planeta světle žlutá, což způsobuje vrstvamraků 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 objemZemě, 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 středníhustotu než voda.[3] Saturn je znám svou mohutnou soustavouplanetárních prstenců, které jsou viditelné ze Země i malým dalekohledem. Vedle prstenců, které se značí velkými písmenylatinské abecedy, obíhá kolem planety také početná rodinaměsíců, jichž je k březnu 2025 potvrzeno 274.[1] Největší z nich jeTitan, který má jako jediný měsíc ve sluneční soustavě hustouatmosféru.
Jeden oběh okoloSlunce vykoná Saturn za 29,46 pozemskéhoroku. Nanoční obloze je snadno pozorovatelný pouhým okem jako nažloutlý neblikavý objekt,jasností srovnatelný s nejjasnějšímihvězdami. Odekliptiky se nikdy nevzdálí na větší úhlovou vzdálenost než 2,5°. Přechod jedním znamenímzvěrokruhu trvá více než 2 roky.
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 teoriiakrece[4] a teoriigravitačního kolapsu.[5] Teorie akrece předpokládá, že se v protoplanetárním disku postupně slepovaly drobnéprachové 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 zárodkyterestrických planet. Předpokládá se, že podobná tělesa mohla vzniknout i ve vzdálenějších oblastech sluneční soustavy, kde vlivem velkégravitace začala strhávat do svého okolíplyn a prach, který se postupně začal nabalovat na pevné jádro, až planeta dorostla do dnešní velikosti.[6] Protožeúniková rychlost na povrchu Saturnu dosahuje 35,49 km/s, což daleko převyšuje tepelnou rychlostmolekul, zůstalo na něm nejspíše původní složení atmosféry, kterou nabalil už během vzniku z protoplanetárního disku.[7]
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 přivzniku hvězd. Podle teorie několika gravitačních kolapsů, jejímž autorem jeAlan Boss z Carnegie Institution of Washington, byl vznik plynných obrů krátký a v případě Saturnu trval jen několik století.[5]
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.[8] Menší a zpětně obíhající měsíce jsou nejspíše jako v jiných případech zachycenéplanetky pocházející z jiných oblastí sluneční soustavy.
Saturn je nejvícezploštělá planeta ve sluneční soustavě. Její rovníkový průměr je přibližně o 10 % větší nežpolární průměr (rovníkový průměr je 120 536 km, polární průměr je 108 728 km[9]). Možným vysvětlením tohoto jevu je rychlárotace a spíše tekutá než pevná fáze vodíku v jádře planety, která se působením vnitřního tlaku nevypařuje až do teploty 7000 K.[10] 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.[11]
Saturn se podobně jako Jupiter celkově skládá ze 96.3 %vodíku a 3 %hélia se stopamimetanu,vody a amoniaku. Toto složení odpovídá složení původnímlhoviny, 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),[12] což je způsobeno obrovským tlakem panujícím uvnitř planety. Teplota v jádře se odhaduje na 12 000 K.[13] Podle údajů získaných během průletu sondyVoyager 1 je poměr vodíku ku héliu v atmosféře 9:1.[14][p 2]
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,[15] která má hloubku přibližně 20 000 km.Kovový vodík je formavodíku se zvláštními vlastnostmi, mezi které patří velmi dobráelektrická vodivost.
Jádro planety má přibližně 25 000 km v průměru[16] a tvoří ho pravděpodobně směs skalnatého materiálu a podle některých údajů iledu.[17] Teplota ve vnitřním jádře je podle odhadů 12 000 K,[13] tlak se odhaduje na 8 miliónůMPa.[18] Hmotnost jádra je 22 násobek hmotnosti Země.[19]
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 jeMimas.
Atmosféra Saturnu se skládá téměř výhradně z vodíku a hélia. Největší zastoupení má molekulární vodík (96,3 %), který je následován héliem (3,25 %). 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 takékrystalickýamoniak. Vyjma těchto látek obsahuje atmosféra také malé množstvímetanu a dalšíchuhlovodíků.[20] Atmosféra Saturnu je vlivem vzdálenosti od Slunce chladnější nežatmosféra Jupiteru, ale nacházejí se v ní komplexnější molekuly, napříkladethan a jiné deriváty metanu.[17]
Ionosféra, extrémně řídká ionizovaná vrstva atmosféry Saturnu, sahá až po prstenec C. Nejvrchnější vrstva atmosféry absorbujeultrafialové 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 různýchchemických sloučenin v atmosféře a má za následek vznik mraků různého složení v různých výškových hladinách. Nejvyšší vrstvu tvoří krystalkyčpavkového ledu. Pod nimi se nachází vrstva mraků zesiřičitanu amonného. Předpokládá se, že nejnižší vrstvu tvoří mraky tvořené z vodního ledu. K jádru planety padají kapky heliovéhodeště. Přeměna jejichpohybové energie natepelnou způsobuje, že Saturn vyzařuje přibližně 1,78krát větší množství energie, než dostává od Slunce.[21] Vyzařování energie do okolí pravděpodobně pomáhá ještě další mechanismus,gravitační kolaps (tzv.Kelvinova–Helmholtzova nestabilita) podobně jako v případě Jupiteru.[22]
Nejchladnější částí atmosféry jsou póly, ale americké sondyVoyager 1 aVoyager 2 překvapivě naměřily nízké teploty i ve středu rovníkového pásu.
Žlutá barva planety je způsobena odrazem slunečního světla od horních mraků. Na podrobných záběrech zesondy 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.“[23] 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.[23]
V Saturnově atmosféře vanouvětry, které dosahují rychlosti až 400 m/s v oblasti pólů, v rovníkové oblasti dosahují rychlosti až 500 m/s, což je pětkrát více než nejrychlejší větry na Jupiteru. Převážná část větrů směřuje východním směrem a přebírají 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.[7]
Polárnízploštění 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.[24] Podle jiného zdroje jsou pásy naopak tenčí a mají složitější, i když méně výraznou strukturu než pásy Jupitera.[14]
Výraznými atmosférickými útvary jsou světlé skvrny podobnétlakovým nížím na Zemi, ale mnohonásobně větší. Jsou vytvářenykonvektivními proudy v atmosféře. Je pro ně typické, že rychle mění tvar a po čase zmizí. Bílé skvrny jsou pravděpodobně velkévýbuchy plynů z vnitřních oblastí planety. Dalšími projevy konvekce jsouvlnové řetězce.[17]
V prosinci roku 1994 objevil Hubbleův dalekohled bílébouřkové 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.[25]
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“.[26]
Dne 4. února 2004 objevil Glenn S. Orton a Padma Yanamandra-Fisherová pomocí přístrojeLong Wavelength Spectrometer naKeckově observatoři relativně teplý polární vír, první případ teplépolární 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.[27] Jde o nejteplejší místo na planetě.[28] Polární víry na Zemi, Jupiteru,Marsu aVenuši jsou chladnější než jejich okolí, polární vír v jižních šířkách Saturnu je však teplejší než okolí.[29] 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.[30]
Okolo severního pólu planety obíhá záhadná struktura ve tvarušestiúhelníku (anglickyhexagonal 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 tmypolární noci, proto ho sonda Cassini může pozorovat jen pomocí infračerveného mapovacíhospektrometru.[31]
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.[32][33]
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.[34] 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 příchodemléta na severní polokouli planety.
Polární záře na Saturnu. Trojice snímků vznikla kombinací snímků v ultrafialovém a viditelném spektru, přičemž ultrafialové záběry vznikly v lednu 2004 za pomociHubbleova vesmírného dalekohledu a viditelné až v březnu téhož roku.Struktura magnetosféry Saturnu
Magnetické pole Saturnu objevila sondaPioneer 11 v roce1979. Má mnohem menší intenzitu nežmagnetické pole Jupiteru a jde o nejslabší magnetické pole mezi všemi plynnými obry. Na rovníku dosahuje hodnoty 21 μT,[35] a je tedy jen o málo silnější nežmagnetické pole Země.[rozpor] Ve srovnání s pozemským magnetickým polem však Saturnovo pole vykazuje silnějšídipólový charakter a současně je magnetické osa téměř rovnoběžná s rotační osou planety. Orientace magnetického pólu je stejná jako u Jupiteru. Magnetické pole je nejspíše generovánohydromagnetickým dynamem, které je o něco hlouběji než v případě Jupitera.[36]Magnetosféra sahá daleko do prostoru, ale vlivemslunečního 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 tvořícíplazmový torus, který je největší v celé sluneční soustavě.[37] Pole sahá do vzdálenosti asi 1,1 miliónu km,[38] 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,[38] 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.[14] Atomy vodíku v prstenci však nejsou ionizované, a proto se nezúčastňují pohybu částic magnetosféry.
Vlivem existence magnetosféry se v oblasti pólů příležitostně vyskytujípolární 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 arozptýleným světlem na prstencích planety. Pozorované polární záře sahají až 1 600 km nad oblačnou vrstvu planety.[20] 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 sondyCassini 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.[26]
Z přítomnosti magnetosféry vyplývá i přítomnostradiačních 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.[35] V blízkosti prstenců a měsíců nejsou radiační pásy spojité, protože jejich částice pohlcují elektricky nabité částice slunečního větru.[14] Nejmenší částice prstence však po srážce s nabitými částicemi radiačního pásu opouští prstenec a přidávají se ke stacionárně rotujícím částicím magnetosféry.
Saturn obíhá Slunce ve střední vzdálenosti 1426,9 miliónu km,[39] 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 naekliptiku je 26,7°,[40] zhruba o 4 stupně více, než je skloněnarotační osa Země. Sklon osy rotace planety vůči oběžné dráze Země má velký význam z hlediska viditelnostiSaturnových 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. Sklon osy rotace se bude nadále zvětšovat.[41] Oběžná rychlost dosahuje 9,66 km/s, což odpovídá 34 703 km/h.[39]
Jedna otočka planety kolem vlastní osy trvá 10,66hodiny. Saturn se tak řadí mezi planety s nejkratším dnem. Rychlejší rotaci má již pouze Jupiter. Rotace jediferenciální, 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.[40]
Saturnovy prstence mají celkový průměr 420 000 km, ale tlusté jsou až na výjimky maximálně několik set metrů. Jsou tvořeny ledovými úlomky, prachem, kamením a balvany, které nemají průměr větší než několik metrů. Mezi prstenci leží dráhy nejvnitřnějších měsíců. MěsícPan obíhá v mezeře nazývanéEnckeho dělení ve vnější části prstence A. Jiný měsícAtlas obíhá na okraji prstence A, zatímcoPrometheus aPandora obíhají každý z jedné strany prstence F. Některé měsíce nalezneme na shodných drahách.
Saturn má nejvýraznější a nejjasnějšísoustavu prstenců ze všech planet sluneční soustavy. Původně byly známé jedině Saturnovy prstence a planeta Saturn byla těmito prstenci ojedinělá. Až v roce1977 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 kouskyhornin obohacené kousky vodního ledu.[42] Každá částice obíhá planetu samostatně okolo rovníku a při oběhu se řídíKeplerovými 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 vlivemslapových sil.[43] Odhaduje se, že celková hmotnost prstenců dosahuje pouze 1 % hmotnosti pozemského Měsíce.[43] Ukazuje se totiž, že prstence jsou jen 10 až 100 miliónů let staré.[44]
Zvláštností je poslední prstenec Saturnu, který je velmi řídký a nachází se ve vzdálenosti téměř 100× větší než „klasické“ prstence.[45] Byl objeven v roce2009Spitzerovým 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. Existuje podezření, že jde o materiál vytržený z měsícePhoebe.[46]
Panoramatický pohled na prstence Saturnu. Širší, šedý prstenec je prstenec A. Z vnitřní strany ho vymezujeCassiniho dělení, největší mezera mezi Saturnovými prstenci. Za ní se nachází široký prstenec B, potom tenčí a tmavší prstenec C a nejvnitřnější je prstenec D. Prstenec E zde není zobrazen – nachází se mnohem dále.
Celkově se „klasické“ prstence dělí směrem od planety na D, C, B, A, F, G a E.[47] Jednotlivé prstence jsou od sebe odděleny mezerou. Nejvzdálenější část systému Saturnových prstenců viditelných zeZemě tvoříprstenec A. Prstenec A je od nejširšího a nejjasnějšíhoprstence B oddělen tmavou mezerou širokou 4500 km zvanouCassiniho dělení,[47] která je viditelná v dalekohledu o průměru alespoň 7,5 cm. Následuje částečně průhlednýprstenec C. Slabšíprstence D aF leží uvnitř a vně viditelných prstenců. Jiné dvaprstence G aE leží za prstencem F. V roce2004 objevila sonda Cassini náznaky dalších prstenců, které dostaly předběžná označení R/2004 S1 a R/2004 S2.[48] Ani v mezerách mezi prstenci však není úplně prázdný prostor, jelikož jsou vyplněny řadou slabých prstenců.
Celkově komplex prstenců zabírá přibližně 250 000 km[47] a má tloušťku jen okolo stovek m, ale většinou jsou prstence tenčí.[49] Výjimkou je prstenec E, jehož tloušťka se odhaduje na 300 000 km, a 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.[45]
Související informace naleznete také v článku Měsíce Saturnu.
Schéma Saturnových měsícůDráhy obíhajících měsíců s pozicí prstenců
Doposud je k březnu 2025 známo 274měsíců Saturnu,[1] z čehož 53 měsíců je pojmenováno a 30 měsíců má provizorní označení.[1] Nejbližší objevený měsícPan obíhá ve vzdálenosti 133 583 km, nejvzdálenější pojmenovaný měsíc jeYmir 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.[17]
Největším měsícem Saturnu jeTitan o průměru 5 150 km, který byl objeven jako první. Titan je větší než planetaMerkur a je obklopen vlastní hustou atmosférou složenou hlavně z molekulárního dusíku a metanu. PoGanymedovi 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 tekutýchuhlovodíků. Povrchové teploty na Titanu dosahují asi −178 °C a tlak 160 kPa.[20] Titan se stal poMěsíci druhým měsícem, na kterém přistála evropsko-americká sonda —Huygens.
Druhý největší měsíc Saturnu jeRhea, do roku 2010 největší známý měsíc ve sluneční soustavě bez atmosféry. Skládá se ze směsi vodního ledu akřemičitanů a není příliš pravděpodobné, že má malé kamenité jádro. Spolu s měsícemJapetem je viditelný i pomocí malých dalekohledů. Japetus je zvláštní tím, že jedna polokoule je světlá a druhá tmavá a kolem rovníku se táhne vysokýhřeben. Podobný zvláštní jev vykazuje i další velký měsícDione, u kterého je odrazivost polokoule ve směru jeho pohybu o 30 až 40 % větší než odrazivost druhé polokoule. Na povrchu měsíceMimas se nachází obrovskýkráter Herschel, které se řadí k největšímimpaktním kráterům v poměru k velikosti těles.
MěsícEnceladus s průměrem 512 km má největšíalbedo ze všech měsíců sluneční soustavy. Vykazujevulkanickou aktivitu, přičemžsopky namísto roztavenéhomagmatu chrlí vodu, která se okamžitě přeměňuje vlivem nízkých teplot na led. Teplo způsobující vulkanismus vzniká vlivem silnýchslapových jevů okolních měsíců a mateřské planety.[50] Okolo Enceladu je velmi řídká atmosféra. Pozoruhodný měsíc je téžTethys, který sdílí dráhu s dalšími dvěma malými měsíciTelesto aCalypso. Tyto malé měsíce obíhají v libračních bodech Tethysu. Podobně i měsíce Helene a Dione mají společnou oběžnou dráhu. Dvojice měsícůPrometheus aPandora obíhá z opačných stran prstence F a jejich gravitační působení udržuje částice v prstenci.
Saturnovy největší měsíce v porovnání sMěsícem Země
Saturn na astronomickém výkresu z 19. století (Trouvelot, 1881)Galileovy kresby Saturnu. Galileo původně považoval prstence za velké měsíce.
Saturn je snadno pozorovatelný pouhýmokem. Lidé jej proto znali již odpravěku.[51] První historicky doložené pozorování této planety pochází do období okolo roku 650 př. n. l. z oblastiMezopotámie. V dochovaném textu je zmínka o zákrytu planety Měsícem.[52] V nejstarších modelech nebeské sféry, které bylygeocentrické, byl nejvzdálenější planetou od Země a obíhal ji mezi oběžnou dráhou Jupiteru a nejvzdálenější sférou hvězd.[53]V roce 1610 se pozorováním Saturnu zabývalGalileo Galilei. Kvůli nedokonalé optice použitýchdalekohledů, která umožňovala pouze 32násobné zvětšení, neodhalil podstatu Saturnových prstenců a pokládal je za dvě samostatná tělesa, doprovázející vlastní planetu, a považoval tedy Saturna za trojplanetu. Dalšími pozorováními však zjistil, že tyto oběžnice po stranách planety pravidelně mizí, což bylo způsobeno měnícím se sklonem prstenců vůči Slunci a Zemi. Toto zjištění ale nebyl Galileo do své smrti schopen vysvětlit.[54] Teprve v roce 1656 přinesl správné vysvětlení pozorovaných jevů holandský astronom, matematik a fyzikChristiaan Huygens, který jako první prohlásil, že Saturn je obklopen kruhovýmprstencem. Jeho závěr byl založen na nových pozorováních planety započatých v roce 1655 pomocí dalekohledu s 50násobným zvětšením. V dubnu téhož roku pak objevil také největší Saturnův měsícTitan a určil poměrně přesně jeho oběžnou dobu.
V 70. a 80. letech17. století byly objeveny další čtyři měsíce Saturnu, a to Japetus, Rhea, Tethys a Dione. Skutečnost, že Saturnův prstenec se ve skutečnosti skládá z více vzájemně oddělených prstenců, zjistil jako první francouzský astronomGiovanni Domenico Cassini v roce 1675. Jím objevená mezera mezi prstenci se dodnes označuje termínemCassiniho dělení na jeho počest.[55]
V roce 1789 změřilWilliam Herschelzploštění planety.[56] Poměr rovníkového průměru k polárnímu odhadl na 11:10. Od konce 18. století již technika umožňovala rozeznávat bílé skvrny v atmosféře planety, kterých si poprvé v roce 1796 všimliJohann Hieronymus Schröter a jeho asistentKarl Ludwig Harding na observatoři v blízkosti Brém. Skvrny byly později příležitostně pozorovány i v 19. a20. století (a to v letech 1876, 1903, 1930, 1960 a 1990). Z novějších pozorování vyplývá, že se objevují přibližně každých 27 až 30 let, což koresponduje s oběžnou dráhou Saturnu kolem Slunce, která je přibližně 29,5 roku.[57]
V 19. století také prokázalJ. E. Keeler, že jednotlivé prstence nejsou jednolité, ale skládají se z nesmírného počtu malých částic.[58]
Pohled na prstence planety vrhající stínSnímek sondy Cassini z 19. července 2013
Saturn bývá na noční obloze velmi dobře pozorovatelný i pouhým okem, jelikož je téměř tak jasný jako Jupiter a má výraznou žlutou barvu. Jehozdánlivá hvězdná velikost se pohybuje v závislosti na konstelaci od 1,4 do −0,4magnitudy, což jsou hodnoty, kterých dosahují nejjasnější hvězdy. 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.[17] Saturn se od ekliptiky nikdy nevzdaluje více než o 2,5°, z čehož vyplývá, že na 50. rovnoběžce při horní kulminaci nikdy nemůže vystoupat výše než na 66° a klesnout méně než 14° pod obzor. Považuje se za nejvzdálenější planetu, kterou lze pozorovat pouhým okem. Jasnost Uranu se však pohybuje na hranici pozorovatelnosti a za ideálních podmínek je vidět i on, ačkoli je dále než Saturn. Prstence Saturnu nejsou pouhým okem viditelné, zobrazí se však již při pozorování menším dalekohledem, pokud jsou příhodně orientované vůči Zemi. Společně se Saturnem je možné dalekohledem pozorovat i jeho největší měsíc Titan. Dobře viditelný je při vhodném sklonu i stín prstenců na planetě. Na samotném povrchu Saturnu je možno pozorovat atmosférické pásy a vzácně bílé jasné skvrny, které byly pozorovatelné naposledy v roce 1990.[59]
Planeta se pohybuje po obloze nejpomaleji ze všech planet viditelných pouhým okem, což je důsledek třetího Keplerova 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. V roce 2024 se planeta nachází v souhvězdí Vodnáře. Průměrně se v jednom souhvězdí zvěrokruhu zdržuje více než 2 roky. Pozorovatelný je každý rok vždy v tom období, ve kterém je viditelná i oblast souhvězdí, ve kterém se nachází.
Kromě amatérských a profesionálních pozorování ze Země je Saturn také předmětem výzkumuHubbleova vesmírného dalekohledu z oběžné dráhy Země. Ten pozoruje hlavně atmosférické změny, ale i polární záře v oblasti pólů. Dalekohled objevil také několik nových malých měsíců a pomohl určit maximální tloušťku Saturnových prstenců. Při zákrytu hvězdy GSCC5249-01240 během 20. až 21. listopadu 1995 se mu podařilo určit podrobnější strukturu prstenců.[60] Při maximálním sklonu prstenců v roce 2003 pořídila kameraWide Field Planetary Camera 2 s použitím 30 snímků v širokém pásmuvlnových délek snímky Saturnu, čímž dosáhla doposud nejlepšího spektrálního pokrytí planety v historii jejího pozorování.[61] Tyto snímky umožnily vědcům lépe studovat dynamické procesy odehrávající se v atmosféře a vytvořit modely sezónního chování atmosféry.
Z pozemských observatoří pozorují Saturn napříkladEvropská jižní observatoř a observatoř naMauna Kea, které v letech 2000 a 2003 objevily několik malých nepravidelných měsíců.[35]
Snímek pořízený sondou Pioneer 11Saturn ze sondyVoyager 1Umělecká představa sondyCassini při průletu kolem planety
Současná astronomie čerpá většinu detailních znalostí o Saturnu ze snímků, pořízených kosmickými sondami. První z nich bylPioneer 11, který prolétl v blízkosti Saturnu roku 1979. K planetě dorazil po čtyř a půl roční cestě meziplanetárním prostorem. Studium planety a jejího okolí začalo 2. srpna 1979, poté sonda provedla riskantní, ale úspěšný manévr, během něhož prolétla 1. září 1979 rovinou Saturnových prstenců. Během průletu hrozila srážka sondy a hmoty prstenců. Nejvíce se sonda Saturnu přiblížila na 21 400 km nad oblast mraků. Výzkum planety ukončila 15. září a pokračovala v letu do vnějších oblastí sluneční soustavy.[62]
Dalšími průzkumníky Saturnu byly sondyVoyager 1 aVoyager 2, které snímkovaly Saturn v letech 1980 a 1981. Největšího přiblížení Voyager 1 dosáhl 13. listopadu 1980, ale jeho přístroje zkoumaly planetu již tři měsíce před tím. Během přeletu bylo pořízeno množství fotografií, které přinesly řadu nových poznatků o planetě. Podařilo se rovněž získat snímky měsíců Mimas, Tethys, Dione, Enceladus, Rhea a Titan. Okolo Titanu pak sonda 12. listopadu 1980 proletěla ve vzdálenosti pouhých 6500 km, což umožnilo nasbírat základní údaje o atmosféře měsíce a jeho teplotě.[63]
O rok později se k Saturnu přiblížila sonda Voyager 2, které se nejblíže dostala 25. srpna 1981. Během průletu začala sonda zkoumat horní vrstvy atmosféry planety za pomociradaru. Radarové měření přineslo poznatky o teplotě a hustotě atmosféry, například se zjistilo, že v nejvyšších oblastech atmosféry Saturnu je tlak okolo 7 kPa a teplota −203 °C, zatímco v nejnižších zkoumaných oblastech byl tlaku až 120 kPa a teplota −130 °C. Severní pól byl o 10 °C chladnější než jižní, což bylo vysvětleno jako výsledek sezónních jevů. Během průletu sondy se podařilo na Zemi odeslat okolo 16 000 fotografií.
V roce 1997 odstartovala z kosmodromuna mysu Canaveral raketaTitan, nesoucí na palubě planetární sonduCassini, 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 modulHuygens, který byl navržen a vyrobenEvropskou kosmickou agenturou pro přistání na měsíci Titan. Po oddělení začal modul samostatnou třítýdenní cestu a 14. ledna 2005 úspěšně přistál na povrchu Titanu. Během přistání sonda Cassini sloužila jako translační stanice pro signál vysílaný z přistávacího modulu na Zemi. Modul přistál na zmrzlém povrchu tvořeném směsí křemičitanových hornin a tuhého metanu. Nad očekávání dobře přežil přistávací manévr a na povrchu fungoval více než 4 hodiny. Spojení se sondou Cassini bylo ale ztraceno už po dvou hodinách, protože sonda zmizela za horizontem. Sonda Cassini pokračuje z oběžné dráhy ve výzkumu Saturnu a jeho měsíců.
Saturn patří mezi plynné obry, takže nemá pevný povrch jako terestrické planety. U těchto planet se předpokládá, že případný život by mohl teoreticky vznikat pouze v atmosféře v oblastech, kde se nacházejí kapičky vody a dostatek slunečního záření. Objevily se spekulace, ve kterých se tvrdilo, že by v takovém prostředí dokázaly žít i vícebuněčné organismy. Na Zemi se však zatím nenašly žádné organismy, které by byly schopny žít výhradně v mracích, dokonce ani na místech, kde jsou mraky přítomny téměř neustále. Analogicky můžeme předpokládat podobnou situaci pro všechny tělesa sluneční soustavy s atmosférou a tedy i pro Saturn.[64] Naopak za možné kandidáty namimozemský život v Saturnově rodině se považují měsíce Titan a Enceladus. Složení atmosféry Titanu připomíná složení atmosféry Země v raném stádiu vzniku. Uvažuje se též o možnosti výskytu jednobuněčných organismů, které by zde mohly přežívat.[65] Po přistání sondyHuygens však Fransois Raulin, jeden z expertů projektu prohlásil, že život na Titanu je velmi nepravděpodobný z důvodu nepřítomnosti vody na povrchu měsíce.[66]
Měsíc Enceladus vědce překvapil přítomností vody v kapalném skupenství, kterou chrlígejzíry na jeho povrchu.[67] Tyto podmínky by mohly dovolovat existenci primitivního života.
Saturnus, po kterém je planeta pojmenována, byl starýřímský bůh rolnictví, který se později ztotožňoval s řeckýmKronem, bohemčasu. Na rozdíl od Krona, který pro požírání vlastních dětí nebyl u starověkých Řeků příliš oblíben, měl Saturnus u Římanů velkou vážnost a úctu. Podle mýtu naučil lidi obdělávatpůdu, pěstovat rostliny a stavět obydlí. O době jeho údajného panování se hovořilo jako o „zlatém věku lidstva“ a na památku jeho vlády se konaly slavnosti zvanésaturnálie. V době těchto slavností dostávaliotroci na krátký čas svobodu, protože ve zlatém věku nebylo pánů a ani otroků. Saturnovi se po ztotožnění s Kronem začaly připisovat Kronovy děti, mezi nimi například i Zeus, Římany nazývaný Jupiter, který ho nakonec svrhl z trůnu.[68] V češtině se v období mezi polovinou 14. a začátkem 20. století používal název „Hladolet“, s nejasnou motivací, pravděpodobně odkazující na Saturnovu roli jako boha rolnictví a času.[69] Vindické mytologii Saturn ztělesňuje bůhŠani.[70]
V astrologii je Saturn pokládán za nepříznivou planetu kvůli tomu, že jeho pohyb je nejpomalejší ze všech planet tradiční astrologie. Symbolizuje formování a jistotu, zákony času a prostoru, strukturu, pořádek, pravidla, hranice, starobu, nepřízeň a smrt.[71] Jako kladné vlastnosti se mu připisuje stálost, praktičnost, hospodárnost, vytrvalost a systematičnost, k nepříznivým patří chlad, izolace, nedůvěra, pesimismus,frustrace adeprese. Klasická astrologie se na něho dívá jako na „otce času“, protože lidský život je údajně po třech obězích této planety zvěrokruhem naplněn. Současně je považován za životního učitele a symbolotce, proto je též symbolem zkušenosti a zodpovědnosti.[71]
V tradiční astrologii vládne Saturn znamení Kozoroha i znamení Vodnáře, někteří moderní astrologové však Vodnáře přiřazují planetěUran, objevené r.1781.
Od starověku patřila planeta Saturn mezi sedm těles (společně s Merkurem, Venuší, Marsem, Jupiterem, Měsícem a Sluncem), pozorovaných na noční obloze.
Saturn se stal podobně jako další planety sluneční soustavy námětem některých sci-fiknih. Často se vyjma Saturnu objevuje děj situovaný na jeho měsíc Titan, který má hustou atmosféru a jeho povrch je tvořenýuhlovodíky. Z tohoto důvodu se často měsíc popisuje jako „čerpací stanice“ pro budoucí kosmické lety či jako surovinová základna pro dobývání vzdálených částí sluneční soustavy. Saturn se do literatury zapisuje například v dílebratrů Strugackých v roce1962, kteří publikovali svoji knihuTachmasib letí k Saturnu.[72] Další knihou, ve které je oblast okolo Saturna hlavním motivem, je románArthura C. Clarka2001: Vesmírná odysea. Příběh vypráví o lidské výpravě k Saturnově měsíciJapetusu, u kterého by se měl nacházet tajemný černý monolit. Měsíc Titan je například zmiňován v knize českého autoraJiřího KulhánkaStroncium.[73]
Vyjma literárního zpracování se Saturn stává i námětemfilmuSaturn 3, který vypráví příběh o malé vědecké stanici na povrchu měsíce Titan, kde dvojice vědců se dostává do kontaktu s další osobou a jeho robotem.[74]
↑SEIDELMANN, P. K., et al. Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006. S. 155–180 (173).Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy [online]. 2007-07-03 [cit. 2016-06-01]. Roč. 98, čís. 3, s. 155–180 (173).Dostupné online.ISSN0923-2958.doi:10.1007/s10569-007-9072-y.Bibcode2007CeMDA..98..155S. (anglicky)
↑Planety sluneční soustavy - Saturn [online]. [cit. 2008-09-02].Dostupné v archivu pořízeném dne 2008-12-30.
↑ČEMAN, Róbert.Vesmír 1 Sluneční soustava. 1. vyd. Bratislava: Mapa Slovakia Bratislava, 2002.ISBN80-8067-072-2. S. 267. [Dále jen Čeman]
↑Jupiter a Saturn jsou možná plné kapalného kovového hélia [online]. Scienceworld.cz, rev. 2008-08-08 [cit. 2008-10-24].Dostupné v archivu pořízeném dne 2008-12-12.
↑abFacts about Saturn [online]. ESA [cit. 2008-10-25].Dostupné online. (anglicky)
↑abcdPOHÁNKA, Vladimír. Stretnutie so Saturnom.Kozmos. 1981, roč. XII, čís. 3, s. 75–80.ISSN0323-049X. (slovensky)
↑ Majú obrie planéty pevné jadrá? Ak áno, čo ich tvorí?.Kozmos. 2005, roč. XXXVI, čís. 2, s. 15.ISSN0323-049X. (slovensky)
↑Bbc.co.uk - Saturn [online]. BBC [cit. 2008-10-25].Dostupné online. (anglicky)
↑abcdeČEMAN, Róbert; PITTICH, Eduard.Vesmír 1: Slnečná sústava. Bratislava: Slovenská Grafia, 2002.ISBN80-8067-071-4. S. 266–267.
↑-AT-.Saturnove prstence [online]. Katedra fyziky FPV, 2004-9-06 [cit. 2008-09-19].Dostupné online. (slovensky)
↑abGOLEMBIOVSKY, Martin.Saturn má modrú oblohu [online]. astronomiaonline.org [cit. 2008-09-19].Dostupné v archivu pořízeném dne 2007-08-13. (slovensky)
↑abcSaturn - Prstence [online]. [cit. 2008-10-24].Offilne pořízeném dne 2008-09-19.
↑WINTER, S.Analysing the New Saturnian Rings, R/2004 S1 and R/2004 S2 [online]. Earth, Moon, and Planets [cit. 2008-10-24].Dostupné online. (anglicky)
↑MARTINEK, František.Nové informace o Saturnových prstencích [online]. Astro.cz [cit. 2008-11-27].Dostupné online.
↑ČADEK, Ondřej.Geofyzici z MFF objasňují aktivitu gejzírů na Enceladu [online]. Matfyz.cz, 2015-07-14 [cit. 2014-07-14].Dostupné online.
↑Saturn - Data for the Planets: [online]. burro.astr.cwru.edu [cit. 2008-12-21].Dostupné v archivu pořízeném dne 2008-12-22. (anglicky)
↑MOORE, Patrick.The Databook of Astronomy. Bristol - Philadelphia: Institute of Physics Publishing, 2000. S. 171. (anglicky) [Dále jen Moore]
↑Ptolemy’s View of the Planets and Solar System - The Chaldean Order of the Planets [online]. gryphonastrology.com [cit. 2008-12-21].Dostupné v archivu pořízeném dne 2008-05-11. (anglicky)
↑Voyager 1 a Voyager 2 [online]. aldebaran.cz [cit. 2008-10-25].Dostupné online.
↑MCKAY, Christopher P.; DAVIS, Wanda L. Astrobiology. In: MCFADDEN, Lucy-Ann; WEISMANN, Paul R.; JOHNSON, Torrence V.Encyclopedia of Solar System. 2. vyd. San Diego - London - Amsterdam - Burlington: Elsevier, 2007. S. 864. (anglicky)
↑Life in the Solar System? Planet Hunting SETI [online]. BBC [cit. 2008-09-19].Dostupné v archivu pořízeném dne 2009-01-31. (anglicky)
↑GOLEMBIOVSKY, Martin.Život na Titane je nepravdepodobný [online]. Astronomia on-line, 2006-1-13 [cit. 2008-09-19].Dostupné v archivu pořízeném dne 2013-09-03. (slovensky)
↑Na měsíci Enceladus planety Saturn je voda [online]. [cit. 2008-09-19].Dostupné v archivu pořízeném dne 2008-09-19.
↑ZAMAROVSKÝ, Vojtech.Bohovia a hrdinovia antických bájí. Bratislava: PerfektISBN80-8046-203-8. S. 403–404. (slovensky)
.svg)
.svg)
