Rozměry planety Saturn. Planeta Saturn je dalším testovacím polem pro spásu lidstva. V horních vrstvách atmosféry jsou pásy

Saturn je šestá planeta od Slunce a druhá největší planeta sluneční soustavy po Jupiteru. Saturn, stejně jako Jupiter, Uran a Neptun, jsou klasifikovány jako plynní obři. Saturn je pojmenován po římském bohu zemědělství.

Saturn je většinou tvořen vodíkem, trochou hélia a stopami vody, metanu, čpavku a těžkých prvků. Vnitřní oblast je malé jádro ze železa, niklu a ledu, pokryté tenkou vrstvou kovového vodíku a plynnou vnější vrstvou. Vnější atmosféra planety se zdá být z vesmíru klidná a homogenní, i když se na ní někdy objevují dlouhodobé útvary. Rychlost větru na Saturnu může místy dosahovat až 1800 km/h, což je mnohem více než na Jupiteru. Saturn má planetární magnetické pole, které zaujímá střední pozici v síle mezi magnetickým polem Země a silným polem Jupitera. Saturnovo magnetické pole sahá 1 000 000 kilometrů ve směru ke Slunci. Rázovou vlnu zaznamenal Voyager 1 ve vzdálenosti 26,2 poloměru Saturnu od samotné planety, magnetopauza se nachází ve vzdálenosti 22,9 poloměru.

Saturn má výrazný prstencový systém, sestávající převážně z ledových částic, menšího množství těžkých prvků a prachu. V současné době obíhá kolem planety 62 známých satelitů. Titan je největší z nich a také druhý největší satelit ve sluneční soustavě (po satelitu Jupitera Ganymedu), který je větší než Merkur a má jedinou hustou atmosféru mezi satelity sluneční soustavy.

V současné době obíhá Saturn automatická meziplanetární stanice Cassini, vypuštěná v roce 1997 a v roce 2004 dosáhla systému Saturn, jejímž úkolem je studovat strukturu prstenců a také dynamiku atmosféry a magnetosféry Saturnu.

Saturn mezi planetami sluneční soustavy

Saturn patří k typu plynných planet: skládá se převážně z plynů a nemá pevný povrch. Rovníkový poloměr planety je 60 300 km, polární poloměr je 54 400 km; Saturn má ze všech planet sluneční soustavy největší kompresi. Hmotnost planety je 95krát větší než hmotnost Země, ale průměrná hustota Saturnu je pouze 0,69 g/cm2, což z něj dělá jedinou planetu ve sluneční soustavě, jejíž průměrná hustota je menší než hustota vody. Přestože se tedy hmotnosti Jupiteru a Saturnu liší více než 3krát, jejich rovníkový průměr se liší pouze o 19 %. Hustota ostatních plynných obrů je mnohem vyšší (1,27-1,64 g/cm2). Gravitační zrychlení na rovníku je 10,44 m/s2, srovnatelné se Zemí a Neptunem, ale mnohem menší než u Jupiteru.

Průměrná vzdálenost mezi Saturnem a Sluncem je 1430 milionů km (9,58 AU). Saturn se pohybuje průměrnou rychlostí 9,69 km/s a oběhne kolem Slunce za 10 759 dní (přibližně 29,5 roku). Vzdálenost od Saturnu k Zemi se pohybuje od 1195 (8,0 AU) do 1660 (11,1 AU) milionů km, průměrná vzdálenost během jejich opozice je asi 1280 milionů km. Saturn a Jupiter jsou v téměř přesné rezonanci 2:5. Protože excentricita oběžné dráhy Saturnu je 0,056, je rozdíl mezi vzdáleností od Slunce v periheliu a aféliu 162 milionů km.

Charakteristické objekty atmosféry Saturnu viditelné během pozorování rotují různou rychlostí v závislosti na zeměpisné šířce. Stejně jako v případě Jupiteru existuje několik skupin takových objektů. Takzvaná "Zóna 1" má periodu rotace 10 h 14 min 00 s (tj. rychlost je 844,3°/den). Rozkládá se od severního okraje jižního rovníkového pásu k jižnímu okraji severního rovníkového pásu. Ve všech ostatních zeměpisných šířkách Saturnu, které tvoří "Zónu 2", byla doba rotace původně odhadována na 10 h 39 min 24 s (rychlost 810,76 ° / den). Následně byla data revidována: byl uveden nový odhad – 10 hodin, 34 minut a 13 sekund. „Zóna 3“, jejíž existence se předpokládá na základě pozorování radiového vyzařování planety během letu Voyageru 1, má dobu rotace 10 h 39 min 22,5 s (rychlost 810,8 °/den).

Za dobu rotace Saturnu kolem osy se bere hodnota 10 hodin, 34 minut a 13 sekund.Přesná hodnota periody rotace vnitřních částí planety zůstává těžko měřitelná. Když přistávací modul Cassini dosáhl Saturnu v roce 2004, bylo zjištěno, že podle pozorování rádiové emise doba rotace vnitřních částí výrazně překračuje dobu rotace v „zóně 1“ a „zóně 2“ a je přibližně 10 hodin 45 minut 45 sekund (± 36 sekund) .

V březnu 2007 bylo zjištěno, že rotace Saturnova rádiového emisního vzoru je generována konvekčními toky v plazmovém disku, které závisí nejen na rotaci planety, ale také na dalších faktorech. Bylo také hlášeno, že kolísání periody rotace radiačního diagramu souvisí s aktivitou gejzíru na Saturnově měsíci – Enceladu. Nabité částice vodní páry na oběžné dráze planety vedou ke zkreslení magnetického pole a v důsledku toho ke vzoru rádiové emise. Objevený obrázek dal vzniknout názoru, že dnes vůbec neexistuje správná metoda pro určení rychlosti rotace jádra planety.

Původ

Vznik Saturnu (stejně jako Jupiteru) vysvětlují dvě hlavní hypotézy. Podle hypotézy „kontrakce“ lze složení Saturnu, podobného Slunci (velký podíl vodíku), a v důsledku toho i nízkou hustotu vysvětlit tím, že při formování planet v raných fázích vývoje Sluneční soustavy se v plynovém a prachovém disku vytvořily masivní "shluky", které daly počátek planetám, tedy Slunce a planety vzniklé podobným způsobem. Tato hypotéza však nedokáže vysvětlit rozdíly ve složení Saturnu a Slunce.

Hypotéza „akrece“ tvrdí, že proces vzniku Saturnu probíhal ve dvou fázích. Za prvé, po 200 milionů let probíhal proces tvorby pevných hustých těles, jako jsou planety pozemské skupiny. Během této fáze se část plynu rozptýlila z oblasti Jupiteru a Saturnu, což pak ovlivnilo rozdíl v chemickém složení Saturnu a Slunce. Poté začala druhá etapa, kdy největší tělesa dosahovala dvojnásobné hmotnosti Země. Po několik set tisíc let pokračoval proces akrece plynu na tato tělesa z primárního protoplanetárního mračna. Ve druhé fázi dosáhla teplota vnějších vrstev Saturnu 2000 °C.

Atmosféra a struktura

Aurora borealis nad severním pólem Saturnu. Polární záře jsou zbarveny modře a mraky pod nimi jsou červené. Přímo pod polárními zářemi je vidět dříve objevený šestiúhelníkový oblak.

Horní atmosféra Saturnu se skládá z 96,3 % vodíku (objemově) a 3,25 % helia (ve srovnání s 10 % v atmosféře Jupiteru). Jsou zde nečistoty metanu, čpavku, fosfinu, ethanu a některých dalších plynů. Oblaka amoniaku v horní části atmosféry jsou silnější než oblaka Jupitera. Mraky v nižší atmosféře se skládají z hydrosulfidu amonného (NH4SH) nebo vody.

Podle Voyagerů fouká na Saturn silný vítr, přístroje zaznamenaly rychlost vzduchu 500 m/s. Větry vanou převážně východním směrem (ve směru osové rotace). Jejich síla slábne se vzdáleností od rovníku; jak se vzdalujeme od rovníku, objevují se i západní atmosférické proudy. Řada údajů naznačuje, že k cirkulaci atmosféry dochází nejen v horní vrstvě oblačnosti, ale také v hloubce minimálně 2000 km. Kromě toho měření sondy Voyager 2 ukázala, že větry na jižní a severní polokouli jsou symetrické podle rovníku. Existuje předpoklad, že symetrické proudění je nějak propojeno pod vrstvou viditelné atmosféry.

V atmosféře Saturnu se občas objevují stabilní útvary, což jsou supersilné hurikány. Podobné objekty jsou pozorovány na jiných plynných planetách sluneční soustavy (viz Velká rudá skvrna na Jupiteru, Velká tmavá skvrna na Neptunu). Obří „Velký bílý ovál“ se na Saturnu objevuje zhruba jednou za 30 let, naposledy byl pozorován v roce 1990 (častěji se tvoří menší hurikány).

12. listopadu 2008 pořídily kamery Cassini infračervené snímky severního pólu Saturnu. Vědci na nich našli polární záři, jaké nebyly ve sluneční soustavě nikdy pozorovány. Tyto polární záře byly také pozorovány v ultrafialové a viditelné oblasti. Polární záře jsou jasné souvislé oválné prstence obklopující pól planety. Kroužky jsou umístěny v zeměpisné šířce, zpravidla při 70-80 °. Jižní prstence se nacházejí v průměrné zeměpisné šířce 75 ± 1°, zatímco severní jsou přibližně o 1,5° blíže k pólu, což je způsobeno tím, že magnetické pole je na severní polokouli poněkud silnější. Někdy se prsteny stávají spirálou místo oválu.

Na rozdíl od Jupiteru nesouvisí polární záře Saturnu s nerovnoměrnou rotací plazmového plátu ve vnějších částech magnetosféry planety. Pravděpodobně vznikají v důsledku magnetického přepojení pod vlivem slunečního větru. Tvar a vzhled polárních září Saturnu se v průběhu času velmi mění. Jejich umístění a jasnost silně souvisí s tlakem slunečního větru: čím je větší, tím je polární záře jasnější a blíže k pólu. Průměrný výkon polární záře je 50 GW v rozsahu 80-170 nm (ultrafialové) a 150-300 GW v rozsahu 3-4 mikronů (infračervené).

Cassini vyfotografovala 28. prosince 2010 bouři připomínající cigaretový kouř. Další, obzvláště silná bouře, byla zaznamenána 20. května 2011.

Hexagonální formace na severním pólu

Hexagonální atmosférický útvar na severním pólu Saturnu

Mraky na severním pólu Saturnu tvoří šestiúhelník – obří šestiúhelník. Poprvé byl objeven během průletů Voyageru kolem Saturnu v 80. letech 20. století a nikde jinde ve Sluneční soustavě nebyl spatřen. Šestiúhelník se nachází v zeměpisné šířce 78° a každá strana má přibližně 13 800 km, tedy více, než je průměr Země. Jeho doba rotace je 10 hodin 39 minut. Pokud se jižní pól Saturnu s rotujícím hurikánem nezdá zvláštní, pak může být severní pól mnohem neobvyklejší. Toto období se shoduje s obdobím změny intenzity rádiového vyzařování, které se zase rovná období rotace vnitřní části Saturnu.

Podivnou strukturu mraků ukazuje infračervený snímek pořízený sondou Cassini obíhající Saturn v říjnu 2006. Snímky ukazují, že šestiúhelník zůstal stabilní celých 20 let po letu Voyageru. Filmy zobrazující severní pól Saturnu ukazují, že mraky si při rotaci zachovávají svůj šestiúhelníkový vzor. Jednotlivé mraky na Zemi mohou mít tvar šestiúhelníku, ale na rozdíl od nich má systém mraků na Saturnu šest přesně definovaných stran téměř stejné délky. Do tohoto šestiúhelníku se vejdou čtyři Země. Předpokládá se, že v oblasti šestiúhelníku je výrazná nerovnoměrná oblačnost. Oblasti, ve kterých není prakticky žádná oblačnost, mají výšku až 75 km.

Úplné vysvětlení tohoto jevu zatím neexistuje, ale vědcům se podařilo provést experiment, který poměrně přesně modeloval tuto atmosférickou strukturu. Vědci umístili 30litrovou láhev s vodou na rotační přístroj s malými kroužky umístěnými uvnitř, které se otáčely rychleji než nádoba. Čím větší byla rychlost prstence, tím více se tvar víru, který vznikal při celkové rotaci prvků instalace, lišil od kruhového. Během experimentu byl také získán vír v podobě šestiúhelníku.

Vnitřní struktura

Vnitřní struktura Saturnu

V hlubinách atmosféry Saturnu se zvyšuje tlak a teplota a vodík přechází do kapalného skupenství, ale tento přechod je pozvolný. V hloubce asi 30 tisíc km se vodík stává kovovým (a tlak dosahuje asi 3 milionů atmosfér). Cirkulace elektrických proudů v kovovém vodíku vytváří magnetické pole (mnohem méně silné než u Jupitera). Ve středu planety je masivní jádro z těžkých materiálů - skály, železa a pravděpodobně ledu. Jeho hmotnost je přibližně 9 až 22 hmotností Země. Teplota jádra dosahuje 11 700 °C a energie, kterou vyzařuje do vesmíru, je 2,5krát větší než energie, kterou dostává Saturn od Slunce. Značná část této energie vzniká díky Kelvin-Heimholtzovu mechanismu, který spočívá v tom, že při poklesu teploty planety klesá i tlak v ní. V důsledku toho se smrští a potenciální energie jeho látky se přemění na teplo. Zároveň se ale ukázalo, že tento mechanismus nemůže být jediným zdrojem energie planety. Předpokládá se, že další část tepla vzniká v důsledku kondenzace a následného pádu kapiček helia přes vrstvu vodíku (méně hustou než kapky) hluboko do jádra. Výsledkem je přeměna potenciální energie těchto kapek na teplo. Oblast jádra se odhaduje na průměr přibližně 25 000 km.

Magnetické pole

Struktura magnetosféry Saturnu

Saturnova magnetosféra byla objevena sondou Pioneer 11 v roce 1979. Je to druhé místo po magnetosféře Jupiteru co do velikosti. Magnetopauza, hranice mezi magnetosférou Saturnu a slunečním větrem, se nachází ve vzdálenosti asi 20 poloměrů Saturnu od jejího středu a magnetotail se rozprostírá o stovky poloměrů. Saturnova magnetosféra je naplněna plazmou produkovanou planetou a jejími měsíci. Mezi satelity hraje největší roli Enceladus, jehož gejzíry každou vteřinu vypustí asi 300-600 kg vodní páry, jejíž část je ionizována magnetickým polem Saturnu.

Interakce mezi magnetosférou Saturnu a slunečním větrem vytváří kolem pólů planety jasné ovály polární záře, viditelné ve viditelném, ultrafialovém a infračerveném světle. Magnetické pole Saturnu, stejně jako to Jupitera, vzniká díky dynamo efektu během cirkulace kovového vodíku ve vnějším jádru. Magnetické pole je téměř dipólové, stejně jako Země, se severním a jižním magnetickým pólem. Severní magnetický pól je na severní polokouli a jih je na jihu, na rozdíl od Země, kde je umístění geografických pólů opačné než umístění magnetických. Velikost magnetického pole na rovníku Saturnu je 21 μT (0,21 G), což odpovídá dipólovému magnetickému momentu asi 4,6? 10 18 T m3. Saturnův magnetický dipól je pevně spojen s jeho rotační osou, takže magnetické pole je velmi asymetrické. Dipól je poněkud posunut podél rotační osy Saturnu směrem k severnímu pólu.

Vnitřní magnetické pole Saturnu odklání sluneční vítr od povrchu planety, brání mu v interakci s atmosférou a vytváří oblast zvanou magnetosféra naplněnou velmi odlišným druhem plazmy než plazma slunečního větru. Saturnova magnetosféra je druhá největší magnetosféra ve sluneční soustavě, největší je magnetosféra Jupitera. Stejně jako v zemské magnetosféře se hranice mezi slunečním větrem a magnetosférou nazývá magnetopauza. Vzdálenost od magnetopauzy do středu planety (po přímce Slunce - Saturn) se pohybuje od 16 do 27 Rs (Rs = 60330 km - rovníkový poloměr Saturnu). Vzdálenost závisí na tlaku slunečního větru, který závisí na sluneční aktivitě. Průměrná vzdálenost k magnetopauze je 22 Rs. Na druhé straně planety sluneční vítr protahuje magnetické pole Saturnu do dlouhého magnetického ohonu.

Průzkum Saturnu

Saturn je jednou z pěti planet sluneční soustavy, které jsou snadno viditelné. pouhé oko ze Země. Ve svém maximu jasnost Saturnu překračuje první magnitudu. K pozorování prstenců Saturnu potřebujete dalekohled o průměru alespoň 15 mm. S aperturou přístroje 100 mm je vidět tmavší polární čepička, tmavý pruh poblíž obratníku a stín prstenců na planetě. A při 150-200 mm se stanou patrnými čtyři až pět pásů mraků v atmosféře a nehomogenity v nich, ale jejich kontrast bude znatelně menší než u Jupiteru.

Pohled na Saturn moderním dalekohledem (vlevo) a dalekohledem z doby Galilea (vpravo)

Když Galileo Galilei poprvé pozoroval Saturn dalekohledem v letech 1609-1610, všiml si, že Saturn nevypadá jako jedno nebeské těleso, ale jako tři tělesa, která se navzájem téměř dotýkají, a navrhl, že se jedná o dva velké „společníky“ (satelity ) Saturnu. O dva roky později Galileo svá pozorování zopakoval a ke svému úžasu nenašel žádné satelity.

V roce 1659 Huygens s pomocí více výkonný dalekohled zjistili, že „společníci“ jsou ve skutečnosti tenký plochý prstenec, který obklopuje planetu a nedotýká se jí. Huygens také objevil největší měsíc Saturnu, Titan. Od roku 1675 Cassini studuje planetu. Všiml si, že prsten se skládá ze dvou prstenů, jasně oddělených viditelná mezera- Cassini mezeru a objevil několik dalších velkých satelitů Saturnu: Iapetus, Tethys, Dione a Rhea.

V budoucnu nedošlo k žádným významným objevům až do roku 1789, kdy W. Herschel objevil další dva satelity - Mimas a Enceladus. Poté skupina britských astronomů objevila družici Hyperion, jejíž tvar se velmi liší od sférického, v orbitální rezonanci s Titanem. V roce 1899 William Pickering objevil Phoebe, která patří do třídy nepravidelných satelitů a neotáčí se synchronně se Saturnem jako většina satelitů. Doba jeho oběhu kolem planety je více než 500 dní, přičemž cirkulace jde opačným směrem. V roce 1944 Gerard Kuiper objevil přítomnost silné atmosféry na jiném satelitu, Titanu. Tento jev je pro satelit ve sluneční soustavě jedinečný.

V 90. letech 20. století byl Saturn, jeho měsíce a prstence opakovaně studovány Hubbleovým vesmírným dalekohledem. Dlouhodobá pozorování poskytla mnoho nových informací, které neměly Pioneer 11 a Voyagery během jejich jediného průletu kolem planety k dispozici. Bylo také objeveno několik satelitů Saturnu a byla určena maximální tloušťka jeho prstenců. Při měřeních provedených ve dnech 20. – 21. listopadu 1995 byla zjištěna jejich podrobná struktura. Během období maximálního sklonu prstenců v roce 2003 bylo získáno 30 snímků planety v různých rozsazích vlnových délek, což v té době poskytovalo nejlepší pokrytí spektra v celé historii pozorování. Tyto snímky umožnily vědcům lépe porozumět dynamickým procesům probíhajícím v atmosféře a vytvořit modely sezónního chování atmosféry. V letech 2000 až 2003 prováděla Jihoevropská observatoř také rozsáhlá pozorování Saturnu. Bylo objeveno několik malých měsíců nepravidelného tvaru.

Výzkum pomocí kosmických lodí

Zatmění Slunce Saturnem 15. září 2006. Fotografie meziplanetární stanice Cassini ze vzdálenosti 2,2 milionu km

V roce 1979 automatická meziplanetární stanice (AMS) Spojených států „Pioneer-11“ poprvé v historii proletěla poblíž Saturnu. Studium planety začalo 2. srpna 1979. Po konečném přiblížení provedlo zařízení 1. září 1979 let v rovině prstenců Saturnu. Let proběhl ve výšce 20 000 km nad maximální výškou oblačnosti planety. Byly získány snímky planety a některých jejích satelitů, ale jejich rozlišení nestačilo na to, aby bylo možné vidět detaily povrchu. Také kvůli nízkému osvětlení Saturnu Sluncem byly snímky příliš slabé. Přístroj také studoval prstence. Mezi objevy byl objev tenkého F prstence. Navíc bylo zjištěno, že mnoho oblastí viditelných ze Země jako jasné bylo vidět z Pioneer 11 jako tmavé a naopak. Zařízení také měřilo teplotu Titanu. Průzkum planety pokračoval až do 15. září, poté přístroj přeletěl do vnějších částí sluneční soustavy.

V letech 1980-1981 Pioneer 11 následovaly také americké kosmické lodě Voyager 1 a Voyager 2. Voyager 1 se k planetě nejvíce přiblížil 13. listopadu 1980, ale jeho průzkum Saturnu začal o tři měsíce dříve. Během průjezdu byla pořízena řada fotografií ve vysokém rozlišení. Bylo možné získat snímek satelitů: Titan, Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea. Zařízení přitom proletělo poblíž Titanu na vzdálenost pouhých 6500 km, což umožnilo sbírat data o jeho atmosféře a teplotě. Bylo zjištěno, že atmosféra Titanu je tak hustá, že nepropouští dostatek světla ve viditelné oblasti, takže nebylo možné získat fotografie detailů jeho povrchu. Poté zařízení opustilo rovinu ekliptiky sluneční soustavy, aby vyfotografovalo Saturn z pólu.

Saturn a jeho satelity - Titan, Janus, Mimas a Prometheus - na pozadí prstenců Saturnu, viditelné z okraje a disku obří planety

O rok později, 25. srpna 1981, se Voyager 2 přiblížil k Saturnu. Během svého letu zařízení provedlo studii atmosféry planety pomocí radaru. Byla získána data o teplotě a hustotě atmosféry. Na Zemi bylo zasláno asi 16 000 fotografií s pozorováním. Bohužel se během letů systém otáčení kamery na několik dní zasekl a některé potřebné snímky se nepodařilo získat. Poté se zařízení pomocí gravitační síly Saturnu otočilo a letělo směrem k Uranu. Také tato zařízení poprvé detekovala magnetické pole Saturnu a prozkoumala jeho magnetosféru, pozorovala bouře v atmosféře Saturnu, získala detailní snímky struktury prstenců a zjišťovala jejich složení. Byla objevena Maxwellova a Keelerova mezera v prstencích. Kromě toho bylo v blízkosti prstenců objeveno několik nových satelitů planety.

V roce 1997 byla k Saturnu vypuštěna Cassini-Huygens AMS, která po 7 letech letu dosáhla 1. července 2004 soustavy Saturn a vstoupila na oběžnou dráhu kolem planety. Hlavními cíli této mise, původně navržené na 4 roky, bylo studium struktury a dynamiky prstenců a satelitů, dále studium dynamiky atmosféry a magnetosféry Saturnu a podrobné studium největšího satelitu planety, Titan.

Před vstupem na oběžnou dráhu v červnu 2004 AMS prošel kolem Phoebe a poslal snímky s vysokým rozlišením a další data zpět na Zemi. Kromě toho kolem Titanu opakovaně prolétla americká orbitální sonda Cassini. Byly pořízeny snímky velkých jezer a jejich pobřeží s významným počtem hor a ostrovů. Poté se od zařízení oddělila speciální evropská sonda „Huygens“ a 14. ledna 2005 seskočila na padáku na povrch Titanu. Sestup trval 2 hodiny a 28 minut. Během sestupu odebíral Huygens vzorky atmosféry. Podle interpretace dat ze sondy Huygens se horní část mraků skládá z metanového ledu a spodní část z kapalného metanu a dusíku.

Od začátku roku 2005 vědci pozorují záření přicházející ze Saturnu. 23. ledna 2006 došlo na Saturnu k bouři, která vyvolala záblesk, který byl 1000krát silnější než běžné záření. V roce 2006 NASA oznámila, že sonda našla zjevné stopy vody vytékající z gejzírů Enceladus. V květnu 2011 vědci NASA uvedli, že Enceladus „se ukázal jako nejobyvatelnější místo ve sluneční soustavě po Zemi“.

Saturn a jeho satelity: ve středu snímku je Enceladus, vpravo zblízka je vidět polovina Rhea, ze které vyhlíží Mimas. Fotografie pořízená sondou Cassini, červenec 2011

Fotografie pořízené Cassini vedly k dalším významným objevům. Odhalili dříve neobjevené prstence planety mimo oblast hlavního jasného prstence a uvnitř prstenců G a E. Tyto prstence byly pojmenovány R/2004 S1 a R/2004 S2. Předpokládá se, že materiál pro tyto prstence by mohl vzniknout v důsledku dopadu meteoritu nebo komety na Janus nebo Epimetheus. V červenci 2006 odhalily snímky sondy Cassini přítomnost uhlovodíkového jezera poblíž severního pólu Titanu. Tato skutečnost byla nakonec potvrzena dalšími snímky v březnu 2007. V říjnu 2006 byl na jižním pólu Saturnu objeven hurikán o průměru 8000 km.

V říjnu 2008 Cassini předala snímky severní polokoule planety. Od roku 2004, kdy k ní Cassini přiletěla, došlo ke znatelným změnám a nyní je vymalována v neobvyklých barvách. Důvody toho zatím nejsou jasné. Předpokládá se, že nedávná změna barev souvisí se změnou ročních období. Od roku 2004 do 2. listopadu 2009 bylo pomocí přístroje objeveno 8 nových satelitů. Hlavní mise sondy Cassini skončila v roce 2008, kdy zařízení provedlo 74 obletů planety. Poté byly úkoly sondy prodlouženy do září 2010 a poté do roku 2017 na studium celého cyklu Saturnových ročních období.

V roce 2009 se zdálo, že společný americko-evropský projekt mezi NASA a ESA vypustil misi AMS Titan Saturn System Mission ke studiu Saturnu a jeho měsíců Titan a Enceladus. Během ní stanice poletí na 7-8 let do soustavy Saturn a poté se na dva roky stane satelitem Titanu. Vypustí také sondu do atmosféry Titanu a přistávací modul (pravděpodobně plovoucí).

satelity

Největší satelity - Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan a Iapetus - byly objeveny do roku 1789, ale dodnes zůstávají hlavními objekty výzkumu. Průměry těchto satelitů se pohybují od 397 (Mimas) do 5150 km (Titan), hlavní poloosa oběžné dráhy od 186 tisíc km (Mimas) do 3561 tisíc km (Iapetus). Rozložení hmoty odpovídá rozložení průměru. Titan má největší excentricitu oběžné dráhy, Dione a Tethys nejmenší. Všechny družice se známými parametry jsou nad synchronní dráhou, což vede k jejich postupnému odstraňování.

Satelity Saturnu

Největší z měsíců je Titan. Je také druhým největším ve sluneční soustavě jako celku, po Jupiterově měsíci Ganymede. Titan je napůl vodní led a napůl kámen. Toto složení je podobné některým dalším velkým satelitům plynných planet, ale Titan se od nich velmi liší složením a strukturou své atmosféry, kterou tvoří převážně dusík, je zde také malé množství metanu a etanu, které tvoří mraky. . Kromě Země je Titan také jediným tělesem ve sluneční soustavě, u kterého byla prokázána existence kapaliny na povrchu. Možnost vzniku nejjednodušších organismů vědci nevylučují. Průměr Titanu je o 50 % větší než průměr Měsíce. Přesahuje také velikost planety Merkur, i když je hmotnostně nižší.

Další velké satelity mají také charakteristické rysy. Takže Iapetus má dvě hemisféry s různým albedem (0,03-0,05 a 0,5). Když tedy Giovanni Cassini objevil tento satelit, zjistil, že je viditelný pouze tehdy, když je na určité straně Saturnu. Vedoucí a zadní hemisféra Dione a Rhea mají také své rozdíly. Přední polokoule Dione je silně pokryta krátery a má jednotný jas. Zadní polokoule obsahuje tmavé oblasti a také síť tenkých světlých pruhů, což jsou ledové hřebeny a útesy. Charakteristickým znakem Mimasu je obrovský impaktní kráter Herschel o průměru 130 km. Podobně má Tethys kráter Odysseus o průměru 400 km. Enceladus má podle snímků Voyageru 2 povrch s oblastmi různého geologického stáří, masivními krátery ve středních a vysokých severních šířkách a menšími krátery blíže k rovníku.

K únoru 2010 je známo 62 měsíců Saturnu. 12 z nich bylo objeveno pomocí kosmických lodí: Voyager 1 (1980), Voyager 2 (1981), Cassini (2004-2007). Většina satelitů, kromě Hyperionu a Phoebe, má vlastní synchronní rotaci – jsou vždy na jedné straně natočeny k Saturnu. Neexistují žádné informace o rotaci nejmenších měsíců. Tethys a Dione jsou doprovázeny dvěma satelity v Lagrangeových bodech L4 a L5.

V průběhu roku 2006 oznámil tým vědců pod vedením Davida Jewitta z Havajské univerzity pracující na japonském dalekohledu Subaru na Havaji objev 9 měsíců Saturnu. Všechny patří mezi tzv. nepravidelné satelity, které se liší retrográdní dráhou. Doba jejich oběhu kolem planety je od 862 do 1300 dnů.

Prsteny

Srovnání Saturnu a Země

Dnes je známo, že všichni čtyři plynní obři mají prstence, ale Saturnovy jsou nejvýraznější. Prstence svírají s rovinou ekliptiky úhel přibližně 28°. Proto ze Země, v závislosti na relativní poloze planet, vypadají jinak: lze je vidět jak ve formě prstenců, tak „z okraje“. Jak Huygens navrhl, prstence nejsou pevným pevným tělesem, ale sestávají z miliard drobných částic na oběžné dráze kolem planety. To bylo prokázáno spektrometrickými pozorováními A. A. Belopolského na observatoři Pulkovo a dalšími dvěma vědci v letech 1895-1896.

Hlavní prstence jsou tři a čtvrtý je tenčí. Společně odrážejí více světla než samotný disk Saturnu. Tři hlavní kruhy se obvykle označují prvními písmeny latinské abecedy. Prstenec B je centrální, nejširší a nejjasnější, od vnějšího prstence A je oddělen Cassiniho mezerou, širokou téměř 4000 km, ve které jsou nejtenčí, téměř průhledné prstence. Uvnitř prstence A je tenká mezera zvaná Enckeho dělicí proužek. Prstenec C, který je k planetě ještě blíže než B, je téměř průhledný.

Saturnovy prstence jsou velmi tenké. Při průměru asi 250 000 km jejich tloušťka nedosahuje ani kilometru (i když na povrchu prstenců jsou i svérázná pohoří). Navzdory svému působivému vzhledu je množství látky tvořící prsteny extrémně malé. Pokud by byl sestaven do jednoho monolitu, jeho průměr by nepřesáhl 100 km. Snímky sondy ukazují, že prstence se ve skutečnosti skládají z tisíců prstenců proložených štěrbinami; obraz připomíná stopy gramofonových desek. Částice, které tvoří prstence, mají velikost od 1 centimetru do 10 metrů. Složením jsou z 93 % led s menšími nečistotami, které mohou zahrnovat kopolymery vzniklé působením slunečního záření a silikáty, a 7 % uhlíku.

Pohyb částic v prstencích a satelitech planety je konzistentní. Některé z nich, takzvané "pastýřské satelity", hrají roli při udržování prstenců na místě. Mimas je například v rezonanci 2:1 s Cassinovou mezerou a pod vlivem její přitažlivosti je z ní odstraněna látka a Pan se nachází uvnitř Enckeho dělícího pruhu. V roce 2010 byla ze sondy Cassini přijata data, která naznačují, že Saturnovy prstence oscilují. Fluktuace jsou tvořeny konstantními poruchami zaváděnými Mimasem a spontánními poruchami vznikajícími při interakci částic létajících v prstenci. Původ Saturnových prstenců není zatím zcela jasný. Podle jedné teorie, kterou v roce 1849 předložil Eduard Rosh, byly prstence vytvořeny jako výsledek kolapsu kapalného satelitu pod vlivem slapových sil. Podle jiné se družice rozpadla v důsledku dopadu komety nebo asteroidu.

Obecné informace o Saturnu

Saturn je šestá planeta od Slunce (šestá planeta sluneční soustavy).

Saturn patří mezi plynné obry a je pojmenován po starořímském bohu zemědělství.

Saturn je lidem znám již od starověku.

Sousedy Saturnu jsou Jupiter a Uran. Jupiter, Saturn, Uran a Neptun žijí ve vnější oblasti sluneční soustavy.

Předpokládá se, že ve středu plynného obra se nachází masivní jádro z pevných a těžkých materiálů (křemičitany, kovy) a vodního ledu.

Magnetické pole Saturnu vzniká dynamoefektem při cirkulaci kovového vodíku ve vnějším jádru a je téměř dipólové se severním a jižním magnetickým pólem.

Saturn má nejvýraznější soustavu planetárních prstenců ve sluneční soustavě.

Saturn má zatím 82 přirozených satelitů.

Dráha Saturnu

Průměrná vzdálenost od Saturnu ke Slunci je 1430 milionů kilometrů (9,58 astronomických jednotek).

Perihelion (nejbližší bod oběžné dráhy ke Slunci): 1353,573 milionů kilometrů (9,048 astronomických jednotek).

Aphelion (nejvzdálenější bod oběžné dráhy od Slunce): 1513,326 milionů kilometrů (10,116 astronomických jednotek).

Průměrná oběžná rychlost Saturnu je asi 9,69 kilometrů za sekundu.

Planeta udělá jednu otáčku kolem Slunce za 29,46 pozemských let.

Rok na planetě je 378,09 saturnského dne.

Vzdálenost od Saturnu k Zemi se pohybuje od 1195 do 1660 milionů kilometrů.

Směr rotace Saturnu odpovídá směru rotace všech (kromě Venuše a Uranu) planet sluneční soustavy.

3D model Saturnu

Fyzikální vlastnosti Saturnu

Saturn je druhá největší planeta sluneční soustavy.

Průměrný poloměr Saturnu je 58 232 ± 6 kilometrů, tedy asi 9 poloměrů Země.

Povrch Saturnu je 42,72 miliardy kilometrů čtverečních.

Průměrná hustota Saturnu je 0,687 gramu na centimetr krychlový.

Zrychlení volného pádu na Saturnu je 10,44 metrů za sekundu na druhou (1,067 g).

Hmotnost Saturnu je 5,6846 x 1026 kilogramů, což je asi 95 hmotností Země.

Atmosféra Saturnu

Dvě hlavní složky atmosféry Saturnu jsou vodík (asi 96 %) a helium (asi 3 %).

V hlubinách atmosféry Saturnu se zvyšuje tlak a teplota a vodík přechází do kapalného skupenství, ale tento přechod je pozvolný. V hloubce 30 000 kilometrů se vodík stává kovovým a tlak tam dosahuje 3 milionů atmosfér.

V atmosféře Saturnu se někdy objevují trvalé supersilné hurikány.

Během bouřek a bouří jsou na planetě pozorovány silné výboje blesků.

Polární záře na Saturnu jsou jasné souvislé oválné prstence obklopující póly planety.

Srovnávací velikosti Saturnu a Země

Saturnovy prstence

Průměr prstenců se odhaduje na 250 000 kilometrů a jejich tloušťka nepřesahuje 1 kilometr.

Vědci konvenčně rozdělují Saturnův prstencový systém na tři hlavní prstence a čtvrtý, tenčí, zatímco ve skutečnosti jsou prstence tvořeny tisíci prstenců, které se střídají se štěrbinami.

Prstencový systém se skládá převážně z ledových částic (asi 93 %), menšího množství těžkých prvků a prachu.

Částice, které tvoří prstence Saturnu, mají velikost od 1 centimetru do 10 metrů.

Prstence jsou umístěny pod úhlem asi 28 stupňů k rovině ekliptiky, a proto v závislosti na vzájemné poloze planet od Země vypadají odlišně: jak ve formě prstenců, tak ve formě okrajů.

Průzkum Saturnu

Poprvé, když Galileo Galilei pozoroval Saturn dalekohledem v letech 1609-1610, všiml si, že planeta vypadá jako tři tělesa, která se navzájem téměř dotýkají, a navrhl, že se jedná o dva velké "společníky" Saturnu, ale o 2 roky později nenašel potvrzení tohoto.

V roce 1659 Christian Huygens pomocí výkonnějšího dalekohledu zjistil, že „společníci“ jsou ve skutečnosti tenký plochý prstenec, který obklopuje planetu a nedotýká se jí.

V roce 1979 proletěla robotická sonda Pioneer 11 poprvé v historii blízko Saturnu, pořídila snímky planety a některých jejích měsíců a objevila prstenec F.

V letech 1980 - 1981 systém Saturn navštívily i Voyager 1 a Voyager 2. Během přiblížení k planetě byla pořízena řada fotografií ve vysokém rozlišení a byly získány údaje o teplotě a hustotě atmosféry Saturnu a také o fyzikálních charakteristikách jeho satelitů, včetně Titanu.

Od 90. let 20. století Saturn, jeho měsíce a prstence opakovaně studuje Hubbleův vesmírný dalekohled.

V roce 1997 byla k Saturnu vypuštěna mise Cassini-Huygens, která po 7 letech letu dosáhla 1. července 2004 soustavy Saturn a vstoupila na oběžnou dráhu kolem planety. Sonda Huygens se oddělila od vozidla a 14. ledna 2005 seskočila na padáku na povrch Titanu, přičemž odebírala vzorky atmosféry. Za 13 let vědecké činnosti sonda Cassini změnila pohled vědců na systém plynného obra. Mise Cassini byla dokončena 15. září 2017 ponořením sondy do atmosféry Saturnu.

Průměrná hustota Saturnu je pouze 0,687 gramu na centimetr krychlový, což z něj činí jedinou planetu ve sluneční soustavě, jejíž průměrná hustota je nižší než hustota vody.

Saturn díky horkému jádru, jehož teplota dosahuje 11 700 stupňů Celsia, vyzařuje do vesmíru 2,5krát více energie, než přijímá od Slunce.

Mraky na severním pólu Saturnu tvoří obří šestiúhelník, přičemž každá strana měří přibližně 13 800 kilometrů.

Některé z měsíců Saturnu, jako je Pan a Mimas, jsou „pastýři prstenů“: jejich gravitace hraje roli při udržování prstenců na místě tím, že rezonuje s určitými částmi prstencového systému.

Předpokládá se, že Saturn spolkne své prstence za 100 milionů let.

V roce 1921 se rozšířila fáma, že Saturnovy prstence zmizely. To bylo způsobeno skutečností, že v okamžiku pozorování byl prstencový systém obrácen k Zemi okrajově a nemohl být uvažován s tehdejším vybavením.

Fotografie pořízená ze sondy Cassini

Planeta Saturn je šestou planetou od Slunce. Každý ví o této planetě. Snadno ji pozná téměř každý, protože jeho prsteny jsou jeho vizitkou.

Obecné informace o planetě Saturn

Víte, z čeho jsou vyrobeny její slavné prsteny? Prstence se skládají z ledových kamenů o velikosti od mikronů do několika metrů. Saturn, stejně jako všechny obří planety, se skládá převážně z plynů. Jeho rotace se pohybuje od 10 hodin a 39 minut do 10 hodin a 46 minut. Tato měření jsou založena na rádiových pozorováních planety.

Obrázek planety Saturn

S využitím nejnovějších pohonných systémů a nosných raket bude kosmické lodi trvat nejméně 6 let a 9 měsíců, než dorazí k planetě.

V tuto chvíli je na oběžné dráze od roku 2004 jediná sonda Cassini, která je řadu let hlavním dodavatelem vědeckých dat a objevů. Pro děti je planeta Saturn, stejně jako v zásadě pro dospělé, skutečně tou nejkrásnější z planet.

Obecná charakteristika

Největší planetou sluneční soustavy je Jupiter. Titul druhé největší planety ale patří Saturnu.

Jen pro srovnání, průměr Jupiteru je asi 143 tisíc kilometrů a Saturn jen 120 tisíc kilometrů. Jupiter je 1,18krát větší než Saturn a 3,34krát jeho hmotnost.

Ve skutečnosti je Saturn velmi velký, ale lehký. A pokud je planeta Saturn ponořena do vody, bude plavat na povrchu. Gravitace planety je pouze 91 % gravitace Země.

Saturn a Země se liší velikostí faktorem 9,4 a hmotností faktorem 95. Do objemu plynného obra by se vešlo 763 planet, jako je ta naše.

Obíhat

Doba úplného otočení planety kolem Slunce je 29,7 let. Stejně jako všechny planety ve sluneční soustavě není jeho oběžná dráha dokonalým kruhem, ale má eliptickou trajektorii. Vzdálenost ke Slunci je v průměru 1,43 miliardy km, neboli 9,58 AU.

Nejbližší bod oběžné dráhy Saturnu se nazývá perihélium a nachází se 9 astronomických jednotek od Slunce (1 AU je průměrná vzdálenost Země od Slunce).

Nejvzdálenější bod oběžné dráhy se nazývá aphelion a nachází se 10,1 astronomických jednotek od Slunce.

Cassini protíná rovinu Saturnových prstenců.

Jeden z zajímavé funkce Dráha Saturnu je následující. Stejně jako Země je rotační osa Saturnu nakloněna vzhledem k rovině Slunce. V polovině své oběžné dráhy je jižní pól Saturnu obrácen ke Slunci a poté k severu. Během saturnského roku (téměř 30 pozemských let) nastávají období, kdy je planeta viděna ze Země zboku a rovina obřích prstenců se shoduje s naším úhlem pohledu a mizí z dohledu. Jde o to, že prsteny jsou extrémně tenké, takže z velké vzdálenosti je z okraje téměř není vidět. Příště prstence zmizí pro pozorovatele Země v letech 2024-2025. Vzhledem k tomu, že Saturnův rok je téměř 30 let dlouhý, od doby, kdy jej Galileo poprvé pozoroval dalekohledem v roce 1610, obletěl Slunce asi 13krát.

Klimatické vlastnosti

Jedním ze zajímavých faktů je, že osa planety je nakloněna k rovině ekliptiky (stejně jako Země). A stejně jako u nás, i na Saturnu jsou roční období. V polovině své oběžné dráhy dostává severní polokoule více slunečního záření a pak se vše změní a jižní polokouli zalije sluneční světlo. Vznikají tak obrovské bouřkové systémy, které se výrazně mění v závislosti na poloze planety na oběžné dráze.

Bouře v atmosféře Saturnu. Byl použit kompozitní obraz, umělé barvy, filtry MT3, MT2, CB2 a infračervená data

Roční období ovlivňují počasí na planetě. Za posledních 30 let vědci zjistili, že rychlost větru kolem rovníkových oblastí planety se snížila asi o 40 %. Sondy Voyager NASA v letech 1980-1981 nalezly rychlost větru až 1700 km/h, v současnosti jen asi 1000 km/h (měřeno v roce 2003).

Saturn dokončí jednu otáčku kolem své osy za 10,656 hodin. Najít tak přesný údaj trvalo vědcům spoustu času a výzkumu. Vzhledem k tomu, že planeta nemá žádný povrch, není možné pozorovat průchod stejných oblastí planety, a tak odhadnout rychlost její rotace. Vědci použili rádiové emise planety k odhadu rychlosti rotace a zjištění přesné délky dne.

Galerie Obrázků

Snímky planety pořízené Hubbleovým dalekohledem a sondou Cassini.

Fyzikální vlastnosti

Snímek z Hubbleova dalekohledu

Rovníkový průměr je 120 536 km, 9,44krát větší než Země;

Polární průměr je 108 728 km, 8,55krát větší než Země;

Plocha planety je 4,27 x 10 * 10 km2, což je 83,7krát větší než Země;

Objem - 8,2713 x 10 * 14 km3, 763,6 krát větší než má Země;

Hmotnost - 5,6846 x 10 * 26 kg, 95,2krát více než hmotnost Země;

Hustota - 0,687 g / cm3, 8krát menší než hustota Země, Saturn je ještě lehčí než voda;

Tyto informace jsou neúplné, více podrobností o obecné vlastnosti planetu Saturn, napíšeme níže.

Saturn má 62 měsíců, ve skutečnosti kolem něj obíhá asi 40 % měsíců v naší sluneční soustavě. Mnohé z těchto satelitů jsou velmi malé a nejsou ze Země viditelné. Posledně jmenované objevila sonda Cassini a vědci očekávají, že časem přístroj najde ještě více ledových satelitů.

Navzdory skutečnosti, že Saturn je příliš nepřátelský pro jakoukoli formu života, víme, že jeho měsíc Enceladus je jedním z nejvhodnějších kandidátů na hledání života. Enceladus je pozoruhodný tím, že má na svém povrchu ledové gejzíry. Existuje nějaký mechanismus (pravděpodobně Saturnova slapová akce), který vytváří dostatek tepla pro existenci kapalné vody. Někteří vědci se domnívají, že na Enceladu existuje šance na život.

Vznik planety

Stejně jako ostatní planety i Saturn vznikl ze sluneční mlhoviny asi před 4,6 miliardami let. Tato sluneční mlhovina byla obrovským oblakem studeného plynu a prachu, který se mohl srazit s jiným oblakem nebo rázovou vlnou supernovy. Tato událost zahájila počátek kontrakce protosolární mlhoviny s dalším formováním sluneční soustavy.

Mračno se stále více smršťovalo, až se ve středu vytvořila protohvězda, která byla obklopena plochým diskem materiálu. Vnitřní část tohoto disku obsahovala více těžkých prvků a tvořila pozemské planety, zatímco vnější oblast byla dostatečně chladná a ve skutečnosti zůstala nedotčená.

Materiál ze sluneční mlhoviny tvořil stále více planetesimál. Tyto planetesimály se srazily dohromady a spojily se do planet. V určitém okamžiku rané historie Saturnu byl jeho měsíc o průměru asi 300 km roztržen svou gravitací a vytvořil prstence, které dodnes obíhají kolem planety. Ve skutečnosti hlavní parametry planety přímo závisely na místě jejího vzniku a množství plynu, které mohla zachytit.

Protože je Saturn menší než Jupiter, ochlazuje se rychleji. Astronomové se domnívají, že jakmile se jeho vnější atmosféra ochladila na 15 stupňů Kelvina, helium zkondenzovalo do kapiček, které začaly klesat směrem k jádru. Tření těchto kapiček zahřálo planetu a nyní vyzařuje asi 2,3krát více energie, než přijímá od Slunce.

Tvorba prstenců

Pohled na planetu z vesmíru

Hlavním rozlišovacím znakem Saturnu jsou prstence. Jak se tvoří prstence? Existuje několik verzí. Konvenční teorie říká, že prstence jsou téměř tak staré jako planeta samotná a existují nejméně 4 miliardy let. V rané historii obra se k němu dostal 300 km dlouhý satelit příliš blízko a byl roztrhán na kusy. Existuje také možnost, že se spolu srazily dva satelity, nebo do satelitu zasáhla dostatečně velká kometa či asteroid a ten se jednoduše rozpadl přímo na oběžné dráze.

Alternativní hypotéza pro tvorbu prstenců

Další hypotézou je, že nedošlo k žádné destrukci satelitu. Místo toho se prstence, stejně jako samotná planeta, vytvořily ze sluneční mlhoviny.

Ale tady je problém: led v kruzích je příliš čistý. Pokud se prstence vytvořily se Saturnem před miliardami let, pak bychom očekávali, že budou zcela pokryty nečistotami z dopadů mikrometeorů. Dnes ale vidíme, že jsou tak čisté, jako by vznikly před méně než 100 miliony let.

Je možné, že prsteny neustále obnovují svůj materiál slepováním a vzájemnými kolizí, což ztěžuje určení jejich stáří. Toto je jedna ze záhad, která ještě nebyla vyřešena.

Atmosféra

Stejně jako ostatní obří planety je atmosféra Saturnu tvořena ze 75 % vodíkem a 25 % helia se stopovým množstvím dalších látek, jako je voda a metan.

Atmosférické vlastnosti

Vzhled planety se ve viditelném světle zdá klidnější než Jupiter. Planeta má v atmosféře pásy mraků, ale ty jsou světle oranžové a sotva viditelné. Oranžová barva je způsobena sloučeninami síry v jeho atmosféře. Kromě síry jsou v horních vrstvách atmosféry malé množství dusíku a kyslíku. Tyto atomy mezi sebou reagují a vlivem slunečního záření vytvářejí složité molekuly, které připomínají smog. Při různých vlnových délkách světla a vylepšených snímcích Cassini vypadá atmosféra mnohem působivěji a turbulentněji.

Větry v atmosféře

Atmosféra planety generuje jedny z nejrychlejších větrů ve sluneční soustavě (rychlejší pouze na Neptunu). Kosmická loď NASA Voyager, která proletěla kolem Saturnu, měřila rychlost větru, která se ukázala být v oblasti 1800 km/h na rovníku planety. Velké bílé bouře se tvoří v pásech, které obíhají kolem planety, ale na rozdíl od Jupiteru tyto bouře trvají jen několik měsíců a jsou pohlceny atmosférou.

Mraky ve viditelné části atmosféry jsou složeny z amoniaku a nacházejí se 100 km pod horní částí troposféry (tropopauza), kde teplota klesá na -250 °C. Pod touto hranicí jsou mraky složeny z hydrosulfidu amonného a jsou přibližně o 170 km nižší. V této vrstvě je teplota pouze -70 stupňů C. Nejhlubší mraky se skládají z vody a nacházejí se asi 130 km pod tropopauzou. Teplota je zde 0 stupňů.

Čím nižší, tím více se zvyšuje tlak a teplota a plynný vodík se pomalu mění v kapalinu.

Šestiúhelník

Jedním z nejpodivnějších povětrnostních jevů, které kdy byly objeveny, je takzvaná severní šestiúhelníková bouře.

Hexagonální mraky kolem planety Saturn byly poprvé objeveny Voyagery 1 a 2 poté, co planetu navštívily před více než třemi desetiletími. Nedávno byl Saturnův šestiúhelník vyfotografován velmi podrobně kosmickou sondou Cassini NASA, která je v současné době na oběžné dráze kolem Saturnu. Šestiúhelník (neboli šestiúhelníkový vír) má průměr asi 25 000 km. Vejdou se do něj 4 takové planety jako Země.

Šestiúhelník se otáčí přesně stejnou rychlostí jako samotná planeta. Severní pól planety je však odlišný od jižního pólu, v jehož středu se nachází obrovský hurikán s obřím trychtýřem. Každá strana šestiúhelníku má velikost asi 13 800 km a celá struktura udělá jednu otáčku kolem osy za 10 hodin a 39 minut, stejně jako planeta samotná.

Důvod vzniku šestiúhelníku

Proč má tedy vír severního pólu tvar šestiúhelníku? Pro astronomy je obtížné na tuto otázku odpovědět na 100 %, ale jeden z odborníků a členů týmu, který má na starosti vizuální a infračervený spektrometr Cassini, řekl: „Toto je velmi zvláštní bouře, která má přesné geometrické tvary se šesti téměř stejnými stranami. Nikdy jsme nic podobného na jiných planetách neviděli."

Galerie snímků atmosféry planety

Saturn je planeta bouří

Jupiter je známý svými prudkými bouřemi, které jsou jasně viditelné ve vyšších vrstvách atmosféry, zejména ve Velké rudé skvrně. Ale na Saturnu jsou i bouře, sice nejsou tak velké a intenzivní, ale oproti těm pozemským jsou prostě obrovské.

Jednou z největších bouří byla Velká bílá skvrna, známá také jako Velký bílý ovál, kterou v roce 1990 pozoroval Hubbleův vesmírný dalekohled. Takové bouře se na Saturnu pravděpodobně vyskytují jednou ročně (jednou za 30 pozemských let).

atmosféru a povrch

Planeta velmi připomíná kouli, vyrobenou téměř výhradně z vodíku a helia. Jeho hustota a teplota se mění, jak se pohybujete hlouběji do planety.

Složení atmosféry

Vnější atmosféra planety se skládá z 93 % molekulárního vodíku, zbytek helia a stopová množství čpavku, acetylenu, ethanu, fosfinu a metanu. Právě tyto stopové prvky vytvářejí viditelné pruhy a mraky, které vidíme na obrázcích.

Jádro

Obecné schéma schéma struktury Saturnu

Podle teorie akrece je jádro planety kamenité s velkou hmotností, dostatečnou k zachycení velkého množství plynů v rané sluneční mlhovině. Jeho jádro, stejně jako jádro jiných plynných obrů, by se muselo zformovat a stát se hmotnými mnohem rychleji než jiné planety, aby mělo čas získat primární plyny.

Plynný obr se s největší pravděpodobností vytvořil z kamenitých nebo ledových složek a nízká hustota ukazuje na tekuté kovové a horninové nečistoty v jádře. Je to jediná planeta, jejíž hustota je nižší než hustota vody. Tak jako tak, vnitřní struktura planeta Saturn je spíše jako koule hustého sirupu s nečistotami z kamenných úlomků.

kovový vodík

Kovový vodík v jádře vytváří magnetické pole. Takto vytvořené magnetické pole je o něco slabší než u Země a zasahuje pouze po dráhu jejího největšího satelitu Titan. Titan přispívá k tomu, že se v magnetosféře planety objevují ionizované částice, které v atmosféře vytvářejí polární záře. Voyager 2 detekoval vysoký tlak slunečního větru v magnetosféře planety. Podle měření provedených během stejné mise magnetické pole sahá pouze přes 1,1 milionu km.

Velikost planety

Planeta má rovníkový průměr 120 536 km, 9,44krát větší než Země. Poloměr je 60 268 km, což z ní dělá druhou největší planetu v naší sluneční soustavě, druhou po Jupiteru. Stejně jako všechny ostatní planety je to zploštělý sféroid. To znamená, že jeho rovníkový průměr je větší než průměr měřený přes póly. V případě Saturnu je tato vzdálenost poměrně značná, kvůli vysoké rychlosti rotace planety. Polární průměr je 108728 km, což je o 9,796 % méně než rovníkový průměr, takže tvar Saturnu je oválný.

Kolem Saturnu

Délka dne

Rychlost rotace atmosféry a planety samotné lze měřit třemi různými metodami. První z nich je měření rychlosti rotace planety ve vrstvě oblačnosti v rovníkové části planety. Má periodu rotace 10 hodin a 14 minut. Pokud jsou měření prováděna v jiných oblastech Saturnu, pak rychlost rotace bude 10 hodin 38 minut a 25,4 sekund. Dosud nejpřesnější metoda pro měření délky dne je založena na měření radiové emise. Tato metoda poskytuje rychlost rotace planety 10 hodin 39 minut a 22,4 sekund. Navzdory těmto údajům nelze rychlost rotace vnitřku planety v současnosti přesně změřit.

Rovníkový průměr planety je opět 120 536 km a polární 108 728 km. Je důležité vědět, proč tento rozdíl v těchto číslech ovlivňuje rychlost rotace planety. Stejná situace je i na dalších obřích planetách, zejména rozdíl v rotaci různých částí planety je vyjádřen u Jupitera.

Délka dne podle radiového vyzařování planety

S pomocí rádiové emise, která pochází z vnitřních oblastí Saturnu, byli vědci schopni určit dobu jeho rotace. Nabité částice zachycené v jeho magnetickém poli vyzařují rádiové vlny, když interagují s magnetickým polem Saturnu, o frekvenci asi 100 kHz.

Sonda Voyager měřila radiové vyzařování planety po dobu devíti měsíců, když kolem v 80. letech prolétala, a rotace byla určena na 10 hodin 39 minut 24 sekund s chybou 7 sekund. Kosmická loď Ulysses také provedla měření o 15 let později a poskytla výsledek 10 hodin 45 minut 45 sekund s chybou 36 sekund.

Ukazuje se, že rozdíl je až 6 minut! Buď se rotace planety v průběhu let zpomalila, nebo jsme něco přehlédli. Meziplanetární sonda Cassini měřila tytéž rádiové emise plazmovým spektrometrem a vědci kromě 6minutového rozdílu ve 30letých měřeních zjistili, že se rotace mění také o jedno procento za týden.

Vědci se domnívají, že by to mohlo být způsobeno dvěma věcmi: sluneční vítr přicházející ze Slunce ruší měření a částice z gejzírů Enceladus ovlivňují magnetické pole. Oba tyto faktory způsobují změnu radiového vyzařování a zároveň mohou způsobit různé výsledky.

Nová data

V roce 2007 bylo zjištěno, že některé z bodových zdrojů radiové emise planety neodpovídají rychlosti rotace Saturnu. Někteří vědci se domnívají, že rozdíl je způsoben vlivem měsíce Enceladus. Vodní pára z těchto gejzírů vstupuje na oběžnou dráhu planety a je ionizována, čímž ovlivňuje magnetické pole planety. To zpomaluje rotaci magnetického pole, ale jen mírně ve srovnání s rotací planety samotné. Současný odhad rotace Saturnu, založený na různých měřeních ze sond Cassini, Voyager a Pioneer, je k září 2007 10 hodin 32 minut a 35 sekund.

Klíčové rysy planety Cassini naznačují, že nejpravděpodobnější příčinou rozdílu v datech je sluneční vítr. K rozdílům v měření rotace magnetického pole dochází každých 25 dní, což odpovídá periodě rotace Slunce. Rychlost slunečního větru se také neustále mění, s čímž je třeba počítat. Enceladus může provádět dlouhodobé změny.

gravitace

Saturn je obří planeta a nemá pevný povrch, a co není možné vidět, je jeho povrch (vidíme pouze horní vrstvu mraků) a cítit gravitační sílu. Představme si ale, že existuje nějaká podmíněná hranice, která bude odpovídat jejímu pomyslnému povrchu. Jaká by byla síla gravitace na planetě, kdybyste mohli stát na povrchu?

Přestože má Saturn větší hmotnost než Země (druhá největší hmotnost ve sluneční soustavě, po Jupiteru), je také „nejlehčí“ ze všech planet ve sluneční soustavě. Skutečná gravitace v kterémkoli bodě jeho pomyslného povrchu by byla 91 % gravitace na Zemi. Jinými slovy, pokud vaše váha ukazuje, že na Zemi vážíte 100 kg (och, hrůza!), na „povrchu“ Saturnu byste vážili 92 kg (o něco lepší, ale přece).

Pro srovnání, na „povrchu“ Jupiteru je gravitace 2,5krát větší než zemská. Na Marsu jen 1/3 a na Měsíci 1/6.

Proč je gravitační síla tak slabá? Obří planeta se skládá především z vodíku a helia, které nashromáždil na samém počátku vzniku sluneční soustavy. Tyto prvky vznikly na počátku vesmíru v důsledku velkého třesku. To vše kvůli tomu, že planeta má extrémně nízkou hustotu.

teplota planety

Obrázek Voyageru 2

Nejvyšší vrstva atmosféry, která se nachází na hranici s vesmírem, má teplotu -150 C. Ale jak se noříte do atmosféry, tlak stoupá a tím i teplota. V jádru planety může teplota dosáhnout 11 700 C. Ale kde se to bere teplo? Tvoří se kvůli obrovské množství vodík a helium, které se při pronikání do útrob planety stahuje a zahřívá jádro.

Díky gravitační kontrakci planeta skutečně generuje teplo, přičemž uvolňuje 2,5krát více energie, než přijímá od Slunce.

Ve spodní části vrstvy oblačnosti, kterou tvoří vodní led, je průměrná teplota -23 stupňů Celsia. Nad touto vrstvou ledu je hydrosulfid amonný s průměrnou teplotou -93 C. Nad ní jsou oblaka čpavkového ledu, které barví atmosféru oranžově a žlutě.

Jak Saturn vypadá a jakou má barvu

I při pohledu malým dalekohledem je barva planety viditelná jako světle žlutá s oranžovými nádechy. S výkonnějšími dalekohledy, jako je Hubble nebo kosmická loď Cassini NASA, můžete vidět tenké vrstvy mraků a bouří, které jsou směsí bílé a oranžové. Ale co dává Saturnu jeho barvu?

Stejně jako Jupiter je planeta složena téměř výhradně z vodíku, s malým množstvím helia a také s malým množstvím dalších sloučenin, jako je amoniak, vodní pára a různé jednoduché uhlovodíky.

Za barvu planety je zodpovědná pouze horní vrstva mraků, která se skládá převážně z krystalů čpavku, a spodní vrstva mraků je buď hydrosulfid amonný, nebo voda.

Saturn má pruhovanou atmosféru podobnou té na Jupiteru, ale pruhy jsou v blízkosti rovníku mnohem slabší a širší. Také nemá dlouhotrvající bouře – nic jako Velká rudá skvrna – ke kterým často dochází, když se Jupiter blíží letnímu slunovratu na severní polokouli.

Některé fotografie poskytnuté Cassini vypadají modře, podobně jako Uran. Ale to je pravděpodobně proto, že vidíme rozptyl světla z pohledu Cassini.

Sloučenina

Saturn na noční obloze

Prsteny kolem planety přitahovaly představivost lidí po stovky let. Bylo také přirozené chtít vědět, z čeho se planeta skládá. Vědci se to naučili různými metodami chemické složení Saturn je z 96 % vodík, 3 % helium a 1 % různé prvky, mezi které patří metan, čpavek, ethan, vodík a deuterium. Některé z těchto plynů lze nalézt v jeho atmosféře, v kapalném a roztaveném stavu.

Skupenství plynů se mění s rostoucím tlakem a teplotou. V horní části mraků se setkáte s krystaly čpavku, ve spodní části mraků s hydrosulfidem amonným a / nebo vodou. Pod mraky se zvyšuje atmosférický tlak, což způsobuje zvýšení teploty a vodík přechází do kapalného skupenství. Jak se posouváme hlouběji do planety, tlak a teplota stále rostou. V důsledku toho se vodík v jádře stává kovovým a přechází do tohoto zvláštního stavu agregace. Předpokládá se, že planeta má volné jádro, které se kromě vodíku skládá z hornin a některých kovů.

Moderní vesmírný průzkum vedl k mnoha objevům v systému Saturn. Výzkum začal průletem kosmické lodi Pioneer 11 v roce 1979. Tato mise objevila prstenec F. Voyager 1 proletěl následující rok a poslal na Zemi povrchové detaily některých satelitů. Dokázal také, že atmosféra na Titanu není průhledná pro viditelné světlo. V roce 1981 Voyager 2 navštívil Saturn a detekoval změny v atmosféře a také potvrdil přítomnost Maxwellových a Keelerových mezer, které Voyager 1 poprvé viděl.

Po Voyageru 2 do systému dorazila sonda Cassini-Huygens, která se v roce 2004 dostala na oběžnou dráhu kolem planety, více se o její misi dočtete v tomto článku.

Záření

Když přistávací modul Cassini NASA poprvé dorazil k planetě, detekoval bouřky a radiační pásy kolem planety. Dokonce našel nový radiační pás umístěný uvnitř prstence planety. Nový radiační pás je od středu Saturnu vzdálen 139 000 km a sahá až na 362 000 km.

Polární záře na Saturnu

Video zobrazující sever, vytvořené ze snímků z Hubbleova vesmírného dalekohledu a sondy Cassini.

Díky přítomnosti magnetického pole jsou nabité částice Slunce zachycovány magnetosférou a tvoří radiační pásy. Tyto nabité částice se pohybují podél čar magnetického silového pole a srážejí se s atmosférou planety. Mechanismus výskytu polární záře je podobný jako u Země, ale kvůli odlišnému složení atmosféry jsou polární záře na obrovi fialové, na rozdíl od zelených na Zemi.

Saturnova polární záře viděná Hubbleovým dalekohledem

Galerie Aurora

nejbližší sousedé

Jaká planeta je nejblíže Saturnu? Záleží na tom, kde na oběžné dráze se momentálně nachází, stejně jako na poloze ostatních planet.

Po většinu oběžné dráhy je nejbližší planeta . Když jsou Saturn a Jupiter od sebe v minimální vzdálenosti, jsou od sebe vzdáleny pouze 655 000 000 km.

Když jsou umístěny na opačných stranách, planety Saturn a někdy se k sobě velmi přiblíží a v tuto chvíli jsou od sebe vzdáleny 1,43 miliardy km.

Obecná informace

Následující planetární fakta vycházejí z planetárních bulletinů NASA.

Hmotnost - 568,46 x 10 * 24 kg

Objem: 82 713 x 10*10 km3

Průměrný poloměr: 58232 km

Průměrný průměr: 116 464 km

Hustota: 0,687 g/cm3

První úniková rychlost: 35,5 km/s

Zrychlení volného pádu: 10,44 m/s2

Přirozené satelity: 62

Vzdálenost od Slunce (hlavní osa oběžné dráhy): 1,43353 miliardy km

Doba oběhu: 10 759,22 dne

Perihélium: 1,35255 miliardy km

Aphelion: 1,5145 miliardy km

Oběžná rychlost: 9,69 km/s

Sklon oběžné dráhy: 2,485 stupňů

Excentricita oběžné dráhy: 0,0565

Doba rotace hvězdy: 10,656 hodin

Doba rotace kolem osy: 10,656 hodin

Axiální sklon: 26,73°

Kdo objevil: je známá již od pravěku

Minimální vzdálenost od Země: 1,1955 miliardy km

Maximální vzdálenost od Země: 1,6585 miliardy km

Maximální zdánlivý průměr ze Země: 20,1 obloukových sekund

Minimální zdánlivý průměr ze Země: 14,5 obloukových sekund

Zdánlivá jasnost (maximum): 0,43 magnitudy

Příběh

Vesmírný snímek pořízený Hubbleovým dalekohledem

Planeta je jasně viditelná pouhým okem, takže těžko říct, kdy byla planeta poprvé objevena. Proč se planeta jmenuje Saturn? Je pojmenován po římském bohu úrody – tento bůh odpovídá řeckému bohu Kronosovi. Proto je původ jména římský.

Galileo

Saturn a jeho prstence byly záhadou, dokud Galileo poprvé nepostavil svůj primitivní, ale funkční dalekohled a v roce 1610 se na planetu nepodíval. Galileo samozřejmě nerozuměl tomu, co viděl, a myslel si, že prstence jsou velké měsíce na obou stranách planety. To bylo předtím, než Christian Huygens použil nejlepší dalekohled, aby zjistil, že to ve skutečnosti nejsou měsíce, ale prstence. Huygens také jako první objevil největší měsíc Titan. Navzdory tomu, že viditelnost planety umožňuje její pozorování téměř odkudkoli, její satelity jsou stejně jako prstence viditelné pouze dalekohledem.

Jean Dominique Cassini

Objevil mezeru v prstencích, později pojmenovanou Cassini, a jako první objevil 4 satelity planety: Iapetus, Rhea, Tethys a Dione.

William Herschel

V roce 1789 objevil astronom William Herschel další dva měsíce, Mimas a Enceladus. A v roce 1848 britští vědci objevili satelit nazvaný Hyperion.

Před letem kosmické lodi k planetě jsme o ní tolik nevěděli, přestože planetu můžete vidět i pouhým okem. V 70. a 80. letech NASA vypustila kosmickou loď Pioneer 11, která byla první sondou, která navštívila Saturn, přičemž prolétla do vzdálenosti 20 000 km od vrstvy oblaků planety. Po něm následovaly starty Voyageru 1 v roce 1980 a Voyageru 2 v srpnu 1981.

V červenci 2004 dorazil přistávací modul NASA Cassini do saturnského systému a sestavil nejvíce Detailní popis planeta Saturn a její systémy. Cassini provedla téměř 100 průletů kolem Titanova měsíce, několik průletů kolem mnoha dalších měsíců a poslala nám tisíce snímků planety a jejích měsíců. Cassini objevila 4 nové měsíce, nový prstenec a na Titanu objevila moře kapalných uhlovodíků.

Rozšířená animace letu Cassini v systému Saturn

Prsteny

Jsou tvořeny ledovými částicemi obíhajícími kolem planety. Existuje několik hlavních prstenců, které jsou jasně viditelné ze Země, a astronomové používají zvláštní označení pro každý ze Saturnových prstenců. Ale kolik prstenců má planeta Saturn ve skutečnosti?

Prsteny: pohled z Cassini

Pokusme se na tuto otázku odpovědět. Samotné kroužky jsou rozděleny do následujících částí. Dvě nejhustší části prstence jsou označeny jako A a B, jsou odděleny Cassiniho mezerou, následovanou prstencem C. Po 3 hlavních prstencích jsou menší, zaprášené prstence: D, G, E a také prstenec C. F kroužek, který je nejvzdálenější . Takže kolik hlavních prstenů? Přesně tak - 8!

Tyto tři hlavní kroužky a 5 prachových kroužků tvoří většinu. Ale existuje několik dalších prstenů, jako je Janus, Meton, Pallene, stejně jako oblouky prstenu Anf.

Existují také menší prstence a mezery v různých prstencích, které je obtížné spočítat (například mezera Encke, Huygensova mezera, Dawesova mezera a mnoho dalších). Další pozorování kroužky vám umožní ujasnit si jejich parametry a množství.

Mizející prsteny

Vlivem sklonu oběžné dráhy planety se prstence každých 14-15 let naostří a díky tomu, že jsou velmi tenké, vlastně mizí ze zorného pole pozorovatelů Země. V roce 1612 si Galileo všiml, že jím objevené satelity někam zmizely. Situace byla tak zvláštní, že Galileo dokonce opustil pozorování planety (s největší pravděpodobností v důsledku zhroucení nadějí!). Prstence objevil (a spletl si je se satelity) o dva roky dříve a byl jimi okamžitě fascinován.

Parametry prstenu

Planeta je někdy označována jako „Perla sluneční soustavy“, protože její prstencový systém vypadá jako koruna. Tyto prsteny se skládají z prachu, kamene a ledu. Proto se kroužky nerozpadají, protože. není celá, ale skládá se z miliard částic. Část materiálu v prstencovém systému má velikost zrnek písku a některé objekty jsou větší než vysoké budovy a dosahují v průměru kilometr. Z čeho jsou prsteny vyrobeny? Většinou ledové částice, i když existují i ​​prachové prstence. Nápadné je, že každý prstenec se vzhledem k planetě otáčí jinou rychlostí. Průměrná hustota prstenců planety je tak nízká, že přes ně lze vidět hvězdy.

Saturn není jedinou planetou s prstencovým systémem. Všichni plynní obři mají prstence. Prstence Saturnu vynikají, protože jsou největší a nejjasnější. Prstence jsou silné asi jeden kilometr a rozkládají se až 482 000 km od středu planety.

Saturnovy prstence jsou pojmenovány v abecedním pořadí podle pořadí, ve kterém byly objeveny. Díky tomu jsou prsteny trochu matoucí, protože jsou uvedeny mimo pořadí z planety. Níže je uveden seznam hlavních prstenců a mezer mezi nimi, stejně jako vzdálenost od středu planety a jejich šířka.

Zvuky prstenů

V tomto nádherném videu uslyšíte zvuky planety Saturn, což jsou rádiové emise planety převedené do zvuku. Rádiová emise na kilometry je generována spolu s polárními zářemi na planetě.

Plazmový spektrometr Cassini provedl měření s vysokým rozlišením, které vědcům umožnilo převést rádiové vlny na zvuk pomocí frekvenčního posunu.

Vznik prstenů

Jak se objevily prsteny? Nejjednodušší odpověď na otázku, proč má planeta prstence a z čeho jsou vyrobeny, je, že planeta nashromáždila mnoho prachu a ledu v různých vzdálenostech od sebe. Tyto prvky byly s největší pravděpodobností zachyceny gravitací. I když někteří věří, že vznikly v důsledku zničení malého satelitu, který se dostal příliš blízko k planetě a spadl do Rocheovy hranice, v důsledku čehož byl roztrhán na kusy samotnou planetou.

Někteří vědci předpokládají, že veškerý materiál v prstencích je produktem srážek satelitů s asteroidy nebo kometami. Po srážce byly zbytky asteroidů schopny uniknout gravitační síle planety a vytvořily prstence.

Bez ohledu na to, která z těchto verzí je správná, prsteny jsou docela působivé. Ve skutečnosti je Saturn pánem prstenů. Po prozkoumání prstenců je nutné studovat prstencové systémy dalších planet: Neptun, Uran a Jupiter. Každý z těchto systémů je slabší, ale přesto svým způsobem zajímavý.

Galerie obrázků prstenů

Život na Saturnu

Je těžké si představit méně pohostinnou planetu pro život, než je Saturn. Planeta je složena téměř výhradně z vodíku a hélia, se stopovým množstvím vodního ledu ve spodní vrstvě mraků. Teplota v horní části mraků může klesnout až na -150 C.

Když sestoupíte do atmosféry, tlak a teplota se zvýší. Pokud je teplota dostatečně vysoká, aby voda nezamrzla, pak je tlak atmosféry na této úrovni stejný jako pár kilometrů pod zemským oceánem.

Život na satelitech planety

Aby našli život, vědci nabízejí, že se podívají na satelity planety. Jsou tvořeny značným množstvím vodního ledu a jejich gravitační interakce se Saturnem pravděpodobně udržuje jejich vnitřky teplé. Je známo, že měsíc Enceladus má na svém povrchu gejzíry vody, které téměř nepřetržitě vyvěrají. Je možné, že má pod ledovou krustou (skoro jako Evropa) obrovské zásoby teplé vody.

Další měsíc, Titan, má jezera a moře kapalných uhlovodíků a je považován za místo s potenciálem vytvářet život. Astronomové věří, že Titan je složením velmi podobný Zemi v její rané historii. Poté, co se Slunce promění v červeného trpaslíka (za 4–5 miliard let), bude teplota na satelitu příznivá pro vznik a udržení života a velké množství uhlovodíků, včetně komplexních, bude primárním „vývarem“. “.

pozici na obloze

Saturn a jeho šest měsíců, amatérské foto

Saturn je vidět na obloze jako poměrně jasná hvězda. Aktuální souřadnice planety nejlépe specifikují specializované programy pro planetária, jako je Stellarium, a události související s jejím pokrytím nebo průchodem nad konkrétní oblastí, stejně jako vše o planetě Saturn, lze nahlédnout v článku 100 astronomických událostí rok. Konfrontace planety vždy poskytuje šanci podívat se na ni do maximálních detailů.

Nadcházející konfrontace

Znát efemeridy planety a její velikost, najít Saturn na hvězdné obloze není těžké. Pokud však máte málo zkušeností, pak se jeho hledání může zdržet, proto doporučujeme používat amatérské dalekohledy s montáží Go-To. Použijte dalekohled s montáží Go-To a nebudete potřebovat znát souřadnice planety a místo, kde je právě teď vidět.

Let na planetu

Jak dlouho bude trvat cesta vesmírem k Saturnu? V závislosti na zvolené trase může let trvat různou dobu.

Například: Pioneeru 11 trvalo šest a půl roku, než se dostal na planetu. Voyageru 1 to trvalo tři roky a dva měsíce, Voyageru 2 čtyři roky a kosmické lodi Cassini šest let a devět měsíců! Sonda New Horizons použila Saturn jako gravitační odrazový můstek na cestě k Plutu a dorazila dva roky a čtyři měsíce po startu. Proč je tak velký rozdíl v době letu?

První faktor určující dobu letu

Uvažujme, zda je sonda vypuštěna přímo k Saturnu, nebo využívá na cestě další nebeská tělesa jako prak?

Druhý faktor určující dobu letu

Jedná se o typ motoru kosmické lodi a třetím faktorem je, zda kolem planety proletíme nebo vstoupíme na její oběžnou dráhu.

S ohledem na tyto faktory se podívejme na výše zmíněné mise. Pioneer 11 a Cassini využily gravitačního vlivu jiných planet, než se vydaly k Saturnu. Tyto průlety jiných těles přidaly roky k již tak dlouhé cestě. Voyager 1 a 2 použily na své cestě k Saturnu pouze Jupiter a dorazily mnohem rychleji. Loď New Horizons měla oproti všem ostatním sondám několik zřetelných výhod. Dvě hlavní výhody jsou, že má nejrychlejší a nejpokročilejší motor a byl vypuštěn na krátkou dráhu k Saturnu na cestě k Plutu.

Etapy výzkumu

Panoramatický snímek Saturnu pořízený 19. července 2013 sondou Cassini. Ve vybitém prstenci vlevo je bílá tečka Enceladus. Země je viditelná dole a vpravo od středu obrázku.

V roce 1979 dosáhla obří planety první kosmická loď.

Pionýr-11

Pioneer 11, vytvořený v roce 1973, proletěl kolem Jupiteru a využil gravitace planety ke změně její trajektorie a zamířil k Saturnu. Přiletěl 1. září 1979 a prošel 22 000 km nad vrstvou oblačnosti planety. Poprvé v historii provedl detailní studie Saturnu a předal detailní fotografie planety, přičemž objevil dříve neznámý prstenec.

Voyager 1

Sonda Voyager 1 NASA byla další kosmickou lodí, která 12. listopadu 1980 navštívila planetu. Proletěl 124 000 km od vrstvy oblačnosti planety a poslal na Zemi proud skutečně neocenitelných fotografií. Rozhodli se poslat Voyager 1, aby obletěl satelit Titan, a poslat jeho dvojče Voyager 2 na další obří planety. V důsledku toho se ukázalo, že ačkoli zařízení přenášelo mnoho vědeckých informací, nevidělo povrch Titanu, protože je pro viditelné světlo neprůhledný. Proto byla ve skutečnosti loď obětována ve prospěch největší družice, do které vědci vkládali velké naděje, ale nakonec viděli oranžovou kouli, bez jakýchkoliv detailů.

Voyager 2

Krátce po průletu Voyagerem 1 vletěl Voyager 2 do systému Saturn a provedl téměř identický program. K planetě dorazil 26. srpna 1981. Kromě toho, že obletěl planetu ve vzdálenosti 100 800 km, proletěl blízko Enceladu, Tethys, Hyperionu, Iapetu, Phoebe a řady dalších měsíců. Voyager 2, který obdržel gravitační zrychlení od planety, zamířil k Uranu (úspěšný průlet v roce 1986) a Neptunu (úspěšný průlet v roce 1989), poté pokračoval ve své cestě k hranicím sluneční soustavy.

Cassini-Huygens

Pohledy na Saturn z Cassini

Sonda Cassini-Huygens od NASA, která k planetě dorazila v roce 2004, dokázala skutečně studovat planetu z trvalé oběžné dráhy. V rámci své mise dopravila sonda na povrch Titanu sondu Huygens.

TOP 10 obrázků Cassini

Cassini nyní dokončil svou hlavní misi a již mnoho let pokračuje ve studiu systému Saturnu a jeho měsíců. Z jeho objevů stojí za zmínku objev gejzírů na Enceladu, moří a jezer uhlovodíků na Titanu, nových prstenců a satelitů, ale i dat a fotografií z povrchu Titanu. Vědci plánují ukončit misi Cassini v roce 2017 kvůli škrtům v rozpočtu NASA na průzkum planet.

Budoucí mise

Příští mise systému Titan Saturn (TSSM) by se neměla očekávat dříve než v roce 2020, ale spíše mnohem později. Pomocí gravitačních manévrů v blízkosti Země a Venuše bude toto zařízení schopno dosáhnout Saturnu přibližně v roce 2029.

Počítá se se čtyřletým letovým plánem, ve kterém jsou 2 roky vyhrazeny na studium samotné planety, 2 měsíce na studium povrchu Titanu, do kterého bude zapojen lander, a 20 měsíců na studium družice z r. obíhat. Na tomto skutečně grandiózním projektu se může podílet i Rusko. O budoucím zapojení federální agentury Roskosmos se již jedná. I když tato mise není zdaleka realizována, stále máme možnost vychutnat si fantastické snímky Cassini, které pravidelně vysílá a ke kterým má každý přístup jen pár dní po jejich přenosu na Zemi. Hodně štěstí při objevování Saturnu!

Odpovědi na nejčastější otázky

1. Po kom byla pojmenována planeta Saturn? Na počest římského boha plodnosti.
2. Kdy byl objeven Saturn? Je známo od starověku a není možné zjistit, kdo jako první určil, že se jedná o planetu.
3. Jak daleko je Saturn od Slunce? Průměrná vzdálenost od Slunce je 1,43 miliardy km, neboli 9,58 AU.
4. Jak to najít na obloze? Nejlepší je použít vyhledávací mapy a specializovaný software, jako je Stellarium.
5. Jaké jsou souřadnice místa? Protože se jedná o planetu, její souřadnice se mění, můžete zjistit efemeridy Saturnu na specializovaných astronomických zdrojích.

Saturn, pokud se počítá podle vzdálenosti od Slunce, je šestá planeta, a pokud je největší, pak druhá. Jedná se o plynného obra, jehož hmotnost převyšuje hmotnost 95krát. Má nejnižší hustotu ze všech planet a dokonce menší než hustota vody. Planeta Saturn je možná jednou z nejkrásnějších a nejzáhadnějších. Její vzhled je nápadný a svůdný. Vílí prsteny vytvářejí pocit něčeho neobvyklého, díky nim si to nelze splést s jinou planetou, je to jediné svého druhu.

Co znamená jméno Saturn? Je známo, že pochází ze jména boha Kronos, který velel mocným titánům v řecké mytologii. Planeta získala své jméno díky své gigantické velikosti a neobvyklému vzhledu.

Parametry planety

Atmosféra

V atmosféře Saturnu zuří silné větry. Jejich rychlost je tak vysoká, že je asi 500 km/h a někdy dosahuje 1500 km/h. Souhlas, docela nepříjemný jev, ale ze Země (při pohledu dalekohledem) vypadají velmi krásně. Na planetě zuří skutečné cyklóny, z nichž největší je Velký bílý ovál. Toto jméno získal pro svůj vzhled a je to silná tlaková výše, která se na povrchu systematicky objevuje asi jednou za třicet let. Jeho rozměry jsou prostě gigantické a jsou asi 17 tisíc kilometrů.

Atmosféra planety je tvořena převážně vodíkem a heliem, s poměrně malým množstvím dusíku. V horních vrstvách jsou pozorovány mraky amoniaku.

Existují také útvary, jako jsou skvrny. Pravda, nejsou tak nápadné jako například Jupiterovy, ale přesto jsou některé poměrně velké a dosahují asi 11 tisíc km. Teda docela působivé. Existují i ​​světlé skvrny, jsou mnohem menší, jen asi 3 tisíce km, stejně jako hnědé, jejichž velikost je 10 tisíc km.

Existují také pruhy, které, jak vědci naznačují, se objevily z teplotního rozdílu. Je jich poměrně hodně a právě ve středu pásem foukají nejsilnější větry.
V horních vrstvách atmosféry je velmi chladno. Teplota se pohybuje od -180 °С do -150 °С. Sice je hrozná zima, ale kdyby uvnitř planety nebylo jádro, které se zahřívá a dává teplo, tak by byla teplota atmosféry znatelně nižší, protože Slunce je daleko.

Povrch

Saturn nemá pevný povrch a to, co vidíme, jsou pouze vrcholky mraků. Jejich horní vrstva je vyrobena ze zmrazeného čpavku a spodní vrstva je vyrobena z čpavku. Čím blíže k planetě, tím je vodíková atmosféra hustší a žhavější.

Vnitřní struktura je velmi podobná struktuře Jupiteru.Vědci naznačují, že ve středu planety je velké jádro z křemičitanového kovu. Tedy v hloubce asi 30 000 km. teplota je 10 000 °C a tlak je asi 3 miliony atmosfér. V samotném jádru je tlak ještě vyšší, stejně jako teplota. Je to zdroj tepla, který ohřívá celou planetu. Saturn vydává více tepla, než od kterého přijímá.

Jádro je obklopeno vodíkem, který je v kovovém stavu a nad ním, blíže k povrchu, je vrstva kapalného molekulárního vodíku, který přechází do své plynné fáze sousedící s atmosférou. Magnetické pole planety má unikátní vlastnost, kterou je shoda s osou rotace planety. Saturnova magnetosféra má symetrický vzhled, ale póly záření mají pravidelný tvar a mají dutiny.

První, kdo prsteny viděl, byl velký Galileo Galilei, a to již v roce 1610. Později pomocí výkonnějšího dalekohledu holandský astronom Huygens navrhl, že Saturn má dva prstence: jeden tenký a jeden plochý. Ve skutečnosti je jich mnohem více a skládají se z četných kusů ledu, kamenů, nejvíce různé velikosti smete vše, co mu stálo v cestě. Prsteny jsou prostě skvělé. Největší z nich 200krát přesahuje velikost planety. Ve skutečnosti se jedná o trosky, které zbyly ze zničených komet, satelitů a dalšího vesmírného odpadu.

Zajímavé je, že prsteny mají i jméno. Jsou uspořádány v abecedním pořadí, to znamená, že tento kruh je A, B, C a tak dále.

Saturn má celkem 61 měsíců. Oni mají jiný tvar ale většinou jsou malé. Většinou jsou to ledové útvary a jen některé mají nečistoty z hornin. Jména mnoha satelitů pocházejí ze jmen titánů a jejich potomků, protože samotný název planety pochází od Kronose, který jim velel.

Největší satelity planety jsou Titan, Phoebe, Mimas, Tethys, Dione, Rhea, Hyperion a Iapetus. S výjimkou Phoebe se otáčejí synchronně a neustále směřují k jedné straně vzhledem k Saturnu. Mnoho výzkumníků naznačuje, že Titan je strukturou a některými dalšími parametry velmi podobný mladé Zemi (jako tomu bylo před 4,6 miliardami let).

Zde jsou podmínky příznivější a jsou zde snad nejjednodušší mikroorganismy. Zatím to ale není možné potvrdit.

Cesta k Saturnu

Kdybychom se nyní vydali na tuto úžasnou planetu, viděli bychom uhrančivý obrázek. Představte si obří Saturn, kolem kterého se velkou rychlostí otáčejí četné zbytky planet, kusy komet a led, protože přesně takový je i samotný pás – prsten, který ze Země vypadá tak krásně. Ve skutečnosti to není tak romantické. A nad planetou se vznášejí mraky, které hustě pokrývají celý povrch. Místy zuří divoké větry, které se ženou obrovskou rychlostí, která je rychlejší než rychlost zvuku na Zemi.

Čas od času se tu objeví blesky, což znamená, že bychom mohli padnout pod jejich vliv, o to nebezpečnější, že se není kam schovat. Obecně platí, že Saturn je pro člověka dost nebezpečné místo, které může najít, bez ohledu na to, jak spolehlivě je chráněn. Může vás strhnout hurikán nebo zasáhnout blesk, o to více nezapomínejte, že se jedná o plynnou planetu se všemi z toho plynoucími důsledky.

• Saturn je nejvíce vybitá planeta. Hustota je menší než hustota vody. A rotace planety je tak velká, že je zploštělá směrem k pólům.
• Saturn má fenomén zvaný obří šestiúhelník. Žádná jiná planeta ve sluneční soustavě to nemá. co to je Jedná se o poměrně stabilní formaci, což je pravidelný šestiúhelník, který obklopuje severní pól planety. Tento atmosférický jev stále nikdo nedokáže vysvětlit. Předpokládá se, že se jedná o hlavovou část víru, jehož hlavní hmota se nachází v hlubinách vodíkové atmosféry. Jeho rozměry jsou obrovské a dosahují 25 tisíc kilometrů.
• Pokud by Slunce mělo tvar dveří, pak by planeta Země byla ve srovnání s ním velká jako mince a Saturn by byl jako basketbalový míč. Toto jsou jejich velikosti ve srovnání.
• Saturn je obří plynná planeta bez pevného povrchu. To znamená, že to, co vidíme, není pevná látka, ale jen mraky.
• Průměrný poloměr planety je 58,232 km. Ale i přes tak velké rozměry se točí docela rychle.
• Na Saturnu trvá den 10,7 hodiny, což je doba, za kterou planeta dokončí jednu otáčku kolem své osy. Délka roku je 29,5 pozemského roku.
• Sluneční vítr, narážející do atmosféry Saturnu, vytváří jakési „zvuky“. Pokud je převedete do rozsahu slyšitelného pro osobu zvukové vlny, dostanete děsivou melodii:

Ti, kteří letěli k Saturnu

Úplně první kosmická loď, která dosáhla Saturnu, by byla Pioneer 11 a tato událost se stala v roce 1979. Na planetě samotné nepřistál, ale pouze proletěl relativně blízko, ve vzdálenosti 22 000 km. byly pořízeny fotografie, které astronomům otevřely světlo na některé otázky vesmírného obra. O něco později se Cassinimu podařilo vyslat sondu na jeho satelit – Titan. Úspěšně přistál a pořídil podrobnější snímky jak samotného Saturnu, tak Titanu. A v roce 2009 byl pod ledovým povrchem Enceladu objeven celý oceán ledu.

Nedávno astronomové objevili v atmosféře planety nový typ polární záře, která tvoří prstenec kolem jednoho z pólů.

Planeta je stále plná mnoha tajemství a záhad, které budou muset astronomové a vědci v budoucnu rozluštit.

Jedním z nejkrásnějších astronomických objektů k pozorování je bezesporu planeta s prstenci – Saturn. Je těžké s tímto tvrzením nesouhlasit, pokud alespoň jednou bylo možné podívat se na prstencového obra přes čočku dalekohledu. Tento objekt sluneční soustavy je však zajímavý nejen z hlediska estetiky.

Proč má šestá planeta od Slunce systém prstenců a proč získala tak jasný atribut? Astrofyzici a astronomové se stále snaží odpovědět na tyto a mnohé otázky.

Stručný popis planety Saturn

Stejně jako ostatní plynní obři našeho blízkého vesmíru je i Saturn předmětem zájmu vědecké komunity. Vzdálenost od Země k němu se pohybuje v rozmezí 1,20-1,66 miliardy kilometrů. K překonání této obrovské a dlouhé cesty bude vesmírná loď vypuštěná z naší planety potřebovat o něco více než dva roky. Nejnovější automatická sonda „New Horizons“ dosáhla šesté planety na dva roky a čtyři měsíce. V tomto případě je třeba mít na paměti, že pohyb planety kolem Slunce je podobný orbitálnímu pohybu Země. Jinými slovy, oběžná dráha Saturnu je dokonalá elipsa. Má třetí největší orbitální excentricitu, po Merkuru a Marsu. Vzdálenost od Slunce v perihéliu je 1 353 572 956 km, zatímco v aféliu se plynný obr trochu vzdaluje a je ve vzdálenosti 1 513 325 783 km.

I v tak značné vzdálenosti od centrální hvězdy se šestá planeta chová docela svižně, rotuje kolem vlastní osy ohromnou rychlostí 9,69 km/s. Doba rotace Saturnu je 10 hodin a 39 minut. Podle tohoto ukazatele je na druhém místě za Jupiterem. Tak vysoká rychlost rotace způsobuje, že planeta vypadá z pólů zploštělá. Vizuálně Saturn připomíná káču, která se točí ohromující rychlostí, řítí se vesmírem rychlostí 9,89 km/s, takže za téměř 30 pozemských let udělá úplnou revoluci kolem Slunce. Od chvíle, kdy Galileo v roce 1610 objevil Saturn, se nebeské těleso pouze 13krát otočilo kolem hlavní hvězdy sluneční soustavy.

Planeta vypadá na noční obloze jako poměrně jasný bod, jehož zdánlivá velikost se pohybuje v rozmezí od +1,47 do -0,24. Zvláště viditelné jsou prstence Saturnu, které mají vysoké albedo.

Kuriózní je také umístění Saturnu ve vesmíru. Osa rotace této planety má téměř stejný sklon k ose ekliptiky jako osa Země. V tomto ohledu má plynový gigant sezóny.

Saturn není největší planetou sluneční soustavy, ale pouze druhým největším nebeským objektem v našem nejbližším prostoru po Jupiteru.Průměrný poloměr planety je 58,232 km oproti 69 911 km. u Jupitera. V tomto případě je polární průměr planety menší než rovníková hodnota. Hmotnost planety je 5,6846 10²⁶ kg, což je 96násobek hmotnosti Země.

Nejbližší planety k Saturnu jsou jeho bratři v planetární skupině - Jupiter a Uran. První se vztahuje k plynným obrům, zatímco Uran je klasifikován jako ledový obr. Dva plynní obři Jupiter a Saturn se vyznačují obrovskou hmotností kombinovanou s nízkou hustotou. To je způsobeno tím, že obě planety jsou obří kulovité sraženiny zkapalněného plynu. Hustota Saturnu je 0,687 g / cm³, což v tomto ukazateli odpovídá všem planetám sluneční soustavy.

Pro srovnání, hustota pozemských planet Mars, Země, Venuše a Merkur je 3,94 g/cm³, 5,515 g/cm³, 5,25 g/cm³ a ​​5,42 g/cm³.

Popis a složení atmosféry Saturnu

Povrch planety je podmíněný koncept, šestá planeta nemá zemskou nebeskou klenbu. Je pravděpodobné, že povrch je dno vodíkového-heliového oceánu, kde je pod vlivem monstrózního tlaku směs plynů přechází do polotekutého a kapalného stavu. K dnešnímu dni neexistují žádné technické prostředky k průzkumu povrchu planety, takže všechny předpoklady o struktuře plynného obra vypadají čistě teoreticky. Předmětem zkoumání je atmosféra Saturnu, která planetu zahaluje do husté pokrývky.

Vzduchový obal planety se skládá hlavně z vodíku. Právě vodík a helium jsou chemické prvky, díky kterým je atmosféra v neustálém pohybu. Svědčí o tom velkoplošné oblakové útvary sestávající z amoniaku. Vzhledem k tomu, že ve složení směsi vzduch-plyn jsou přítomny nejmenší částice síry, má Saturn ze strany oranžovou barvu. Zatažená zóna začíná na spodní hranici troposféry, ve výšce 100 km. z pomyslného povrchu planety. Teplota v této oblasti se pohybuje v rozmezí 200-250⁰ Celsia pod nulou.

Přesnější údaje o složení atmosféry jsou následující:

• vodík 96 %;
• helium 3 %;
• metanu je pouze 0,4 %;
• amoniak tvoří 0,01 %;
• molekulární vodík 0,01 %;
• 0,0007 % je ethan.

Z hlediska hustoty a masivnosti vypadá oblačnost na Saturnu mohutněji než na Jupiteru. Ve spodní části atmosféry jsou hlavními složkami saturnských mraků hydrosiřičitan amonný nebo voda v různých obměnách. Přítomnost vodní páry v nižších částech atmosféry Saturnu, ve výškách pod 100 km, také umožňuje teplotu, která se v této oblasti pohybuje v rámci absolutní nuly. Atmosférický tlak ve spodních částech atmosféry je 140 kPa. Když se přiblížíte k povrchu nebeského tělesa, teplota a tlak začnou stoupat. Plynné sloučeniny se transformují a tvoří nové formy. Kvůli vysoký tlak vodík přechází do polotekutého stavu. Přibližně průměrná teplota na povrchu oceánu vodík-helium je 143 K.

Tento stav vzduchovo-plynového obalu byl důvodem, že Saturn je jedinou planetou sluneční soustavy, která vydává více tepla do okolního vesmíru, než přijímá od našeho Slunce.

Saturn, který je od Slunce vzdálen jeden a půl miliardy kilometrů, přijímá 100krát méně slunečního tepla než Země.

Saturnův sporák je vysvětlen činností Kelvinova-Helmholtzova mechanismu. Při poklesu teploty klesá i tlak ve vrstvách atmosféry planety. Nebeské těleso se nedobrovolně začne stahovat a přeměňuje potenciální energii stlačení na teplo. Dalším předpokladem vysvětlujícím intenzivní uvolňování tepla Saturnem je chemická reakce. V důsledku konvekce ve vrstvách atmosféry dochází ke kondenzaci molekul helia ve vrstvách vodíku, doprovázené uvolňováním tepla.

Husté masy mraků, teplotní rozdíly ve vrstvách atmosféry přispívají k tomu, že Saturn je jednou z největrnějších oblastí sluneční soustavy. Bouře a hurikány jsou zde řádově silnější a silnější než na Jupiteru. Rychlost proudění vzduchu v některých případech dosahuje až neuvěřitelných 1800 km/h. Navíc se rychle tvoří saturnské bouře. Vznik hurikánu na povrchu planety lze vizuálně pozorovat několikahodinovým pozorováním Saturna dalekohledem. Po rychlém zrození však začíná dlouhé období násilí vesmírného živlu.

Struktura planety a popis jádra

S rostoucí teplotou a tlakem se vodík postupně přeměňuje na kapalné skupenství. Přibližně v hloubce 20-30 tisíc km je tlak 300 GPa. Za takových podmínek začne vodík pokovovat. Jak se dostáváme hlouběji do útrob planety, začíná narůstat podíl sloučenin oxidů s vodíkem. Kovový vodík tvoří vnější obal jádra. Tento stav vodíku přispívá ke vzniku elektrických proudů o vysoké intenzitě, které tvoří silné magnetické pole.

Na rozdíl od vnějších vrstev Saturnu je vnitřní část jádra masivní formace o průměru 25 tisíc kilometrů, sestávající ze sloučenin křemíku a kovů. Předpokládá se, že v této oblasti teploty dosahují 11 tisíc stupňů Celsia. Hmotnost jádra se pohybuje v rozmezí 9-22 hmotností naší planety.

Saturnův satelitní systém a prstence

Saturn má 62 měsíců a většina z nich má pevný povrch a dokonce vlastní atmosféru. Svou velikostí si některé z nich mohou nárokovat titul planety. Jaké jsou rozměry samotného Titanu, který je jedním z největších satelitů sluneční soustavy a je větší než planeta Merkur. Toto nebeské těleso obíhající kolem Saturnu má průměr 5150 km. Družice má vlastní atmosféru, která svým složením silně připomíná vzdušný obal naší planety na raná fáze formace.

Vědci se domnívají, že Saturn má nejrozvinutější systém satelitů v celé sluneční soustavě. Podle informací získaných z automatické meziplanetární stanice Cassini je Saturn snad jediným místem ve sluneční soustavě, kde může na jeho satelitech existovat kapalná voda. K dnešnímu dni byly prozkoumány pouze některé satelity prstencového obra, ale i dostupné informace dávají všechny důvody považovat tuto nejvzdálenější část blízkého vesmíru za vhodnou pro existenci určitých forem života. V tomto ohledu je pátý satelit, Enceladus, velmi zajímavý pro astrofyziky.

Hlavní ozdobou planety jsou samozřejmě její prsteny. V systému je obvyklé rozlišovat čtyři hlavní prstence, které mají odpovídající názvy A, B, C a D. Šířka největšího prstence B je 25 500 km. Prstence jsou odděleny mezerami, mezi nimiž je největší Cassiniho dělení, které vymezuje prstence A a B. Saturnské prstence jsou svým složením nahromadění malých a velkých částic vodního ledu. Vzhledem ke struktuře ledu mají Saturnova hala vysoké albedo, a proto jsou dobře viditelná dalekohledem.

Konečně

Pokrok ve vědě a technice za posledních 30 let umožnil vědcům intenzivněji prozkoumávat vzdálenou planetu pomocí technických prostředků. Po prvních informacích získaných v důsledku letu americké kosmické lodi „Pioneer 11“, která poprvé proletěla poblíž plynného obra v roce 1979, přišel Saturn na kloub.

V misi Pioneer na počátku 80. let pokračovaly dva Voyagery, první a druhý. Důraz při výzkumu byl kladen na satelity Saturnu. V roce 1997 dostali pozemšťané poprvé dostatečné množství informací o Saturnu a systému této planety díky misi Cassini-Huygens. Letový program zahrnoval přistání sondy Huygens na povrchu Titanu, které bylo úspěšně provedeno 14. ledna 2005.